Лекция 1.5: Галактики.

Галактики представляют собой гигантские звёздные «острова» в которых сосредоточено основное количество существующих в природе звёзд и холодного газа. Все объекты внутри галактики находятся в движении относительно общего центра масс и удерживаются вместе суммарным гравитационным полем.

Галактики

Галактику, в которой находится солнечная система, как и все звёзды, доступные наблюдению невооруженным глазом или в небольшой телескоп, называют нашей Галактикой или галактикой Млечный Путь.

Звёздные системы, состоящие из большого количества звёзд, были известны задолго до открытия галактик. Это гравитационно связанные звёздные скопления внутри нашей Галактики.

В общем случае, звёздные системы могут и не быть гравитационно связанными. Известны разреженные группировки молодых звёзд спектральных классов О, В или типа Т Тельца, называемые звёздными ассоциациями. Они рождаются в областях высокой концентрации межзвёздного газа и довольно быстро распадаются в гравитационном поле Галактики.

Различают два типа звёздных скоплений — рассеянные и шаровые скопления. Некоторые рассеянные скопления хорошо видны невооруженным глазом. Шаровые скопления находятся на больших расстояниях, и для того чтобы увидеть даже ярчайшие из них, требуется телескоп. Если рассеянные скопления наблюдаются преимущественно вблизи полосы Млечного Пути, то шаровые, наоборот, избегают Млечный Путь и почти все сосредоточены в одной полусфере неба с центром в созвездии Стрельца, где располагается центр нашей Галактики.

Масса звёздного скопления составляет 10^3 –10^4 с.м. для наиболее крупных рассеянных скоплений и 10^5 –10^6 с.м. — для шаровых. При этом характерные размеры для наиболее крупных скоплений обоих типов измеряются десятками парсек. Рассеянные скопления содержат значительно меньше звёзд и, следовательно, более разрежены. Сила гравитации, удерживающая звёзды вместе, у них более слабая, и поэтому лишь немногие рассеянные скопления доживают до возраста в миллиард лет, не распадаясь.

Большие различия между скоплениями иллюстрируют сложность процесса формирования и эволюции галактических структур. Звёзды, входящие в каждое скопление, имеют близкий возраст, а значит, образовались в результате единого процесса (есть редкие исключения, например, шаровое скопление ω Центавра, где было две или несколько вспышек звездообразования). Именно по этой причине скопления оказались очень удобными для проверки теорий звёздной эволюции, поскольку они дают возможность сравнивать светимость и цвет звёзд разных масс, но одного возраста.

Возраст звёзд определяется по их спектру и светимости путём сопоставления их положения на диаграмме Герцшпрунга–Рессела с теоретически построенными изохронами (кривыми, описывающими положение звёзд равного возраста), а химсостав — по эквивалентным ширинам линий поглощения в спектрах или — по цвету старых звёзд-гигантов, который коррелирует с относительным содержанием металлов.

Звёзды рассеянных скоплений имеют возраст до 1–2 миллиардов лет (как правило, значительно меньше) и нормальный (близкий к солнечному) химсостав. Среди них много систем, где образование звёзд ещё продолжается или завершилось сравнительно недавно (10^7 –10^8 лет назад). Самые яркие звёзды рассеянных скоплений — это, как правило, звёзды спектральных классов В или А, и лишь в самых молодых скоплениях ещё сохранились голубые сверхгиганты.

Что касается шаровых скоплений, то они расположены, в основном, во внутренней области Галактики, концентрируясь к её центру. Их возраст превышает 12 миллиардов лет, а содержание в звёздах элементов тяжелее гелия в десятки и сотни раз ниже, чем в Солнце. Последнее свидетельствует о том, что в эпоху образования шаровых скоплений Галактика только формировалась, и тяжелые элементы ещё не успели возникнуть в звёздах и попасть в межзвёздную среду. Самые яркие звёзды шаровых скоплений — это звёзды с массой, близкой к массе Солнца, которые успели проэволюционировать до стадии красного гиганта.

С помощью космического телескопа «Хаббл» в скоплениях удалось увидеть и большое количество старых звёзд очень низкой светимости — белых карликов. В рентгеновском диапазоне в некоторых шаровых скоплениях найдены также уникальные объекты, связанные с тесными двойными системами старых звёзд. Речь идёт о самых быстрых природных «волчках» — миллисекундных пульсарах, вращающихся со скоростями порядка четверти или трети скорости света.

Большая часть звёзд Галактики, включая Солнце и ближайшие к нему звёзды, не принадлежит ни к каким скоплениям и сосредоточена в галактическом диске толщиной несколько сотен парсек, который мы видим на небе «изнутри» как полосу Млечного Пути, и который содержит основное количество звёзд и газа в Галактике. Свет Млечного Пути значительно ослаблен межзвёздным поглощением, но его самая яркая часть находится там, где располагается центр (ядро) Галактики и, предположительно, гигантская чёрная дыра с массой ≈ 4 млн. масс Солнца. Расстояние до центра 7–8 кпк (21–24 тысячи св. лет), а общий диаметр звёздного диска — не менее 30 кпк. Средняя пространственная концентрация звёзд в диске падает с расстоянием от центра Галактики, и в окрестностях Солнца одна звезда в среднем приходится на объём 5-10 пк^3 . Самый многочисленный класс звёзд — красные карлики с массой в несколько раз меньше солнечной.

Если бы мы имели возможность взглянуть на Галактику со стороны, то увидели бы систему клочковатых спиральных ветвей в звёздном диске, вытянутую звёздную перемычку — бар во внутренней области диска и выделяющуюся по яркости центральную часть, где концентрация звёзд максимальна. Находясь вблизи плоскости звёздного диска, мы можем видеть его только «с ребра», при этом центральная часть выделяется как «вздутие» (балдж).

Наша Галактика относится к гигантским спиральным системам, содержащим большое количество межзвёздного газа с различной температурой (от нескольких K до 10^6 K) и областей звездообразования, расположенных преимущественно в спиральных ветвях. В спиральных же ветвях находятся самые массивные газовые конденсации — гигантские молекулярные облака, масса которых в некоторых случаях достигает 10^6 с.м. С межзвёздным газом хорошо перемешана пыль, составляющая по массе немногим меньше 1% от суммарной массы газа. Изучать Галактику изнутри во многих отношениях сложнее, чем исследовать другие галактики — как из-за эффектов проекции, так и из-за того, что Солнце находится на расстоянии всего нескольких парсек от галактической плоскости, и высокая концентрация пыли сильно ослабляет излучение, препятствуя наблюдению слабых или далёких объектов в видимом диапазоне, особенно если направление на них близко к плоскости диска.

Звёзды, как и газ, участвуют во вращении Галактики, обладая, помимо этого, ещё и собственными, случайными скоростями. Соотношения между скоростью вращения и случайными скоростями во многом определяют форму и структуру как нашей, так и других галактик. Орбитальная скорость Солнца в Галактике составляет 210–230 км/с, а его скорость относительно совокупности ближайших звёзд диска, вращающихся вместе с Солнцем вокруг центра Галактики, – около 20 км/с. Звёздный и газовый состав, характер внутренних движений и другие свойства Галактики достаточно типичны для спиральных галактик.

Галактики являются системами более высокого порядка по сравнению со звёздными скоплениями, входящими в их состав. Они отличаются от последних в тысячи раз большими размерами, и хотя минимальная масса наблюдаемых карликовых галактик близка к максимальной массе шаровых скоплений, средняя плотность звёзд в галактиках на несколько порядков ниже.

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:

1) нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых объединена в звёздные скопления;

2) компактные остатки проэволюционировавших звёзд;

3) сравнительно холодная газопылевая среда, пронизываемая крупномасштабным магнитным полем (атомарный и молекулярный газ, области ионизованного газа, межзвёздная пыль), и, наконец,

4) разреженный ионизованный газ с температурой 10^5 –10^6 К, который заполняет локальные полости («пузыри») внутри диска, а также образует горячее газовое гало.

Определение размера и массы галактик требует уточнения, поскольку у галактик нет резких границ, и в большинстве случаев нельзя сказать, где она кончается. Чаще всего под размером понимают фотометричекий размер, ограниченный определенным уровнем яркости в пределах условно выбранной «пороговой» изофоты.

Для некоторых карликовых галактик большая часть вещества находится в форме межзвёздного газа. Такие галактики лишь с некоторой натяжкой можно называть звёздными системами. Обнаружены и отдельные межгалактические газовые облака, которые по размерам и массе сопоставимы с карликовыми галактиками. Но подобные объекты, почти или совершенно «невидимые» в оптике, редко встречаются и плохо изучены.

Структура галактик

Большинство галактик можно отнести либо к дисковым, либо к эллиптическим. Выделяется ещё обширный класс карликовых галактик, свойства которых исключительно разнообразны. Их светимости могут быть в десятки и сотни раз ниже, чем у нашей Галактики, но по структуре они также тяготеют либо к эллиптическим, либо к дисковым галактикам, хотя не всегда можно чётко разделить их. Дисковые галактики удобно представить состоящими из нескольких отдельных компонентов, отличающихся различным пространственным распределением яркости или плотности, но резкой границы между компонентами может и не существовать. Три самых главных «барионных» составляющих — это звёздный диск, газопылевой диск, и сфероидальный звёздный компонент, наиболее яркая внутренняя часть которого называется балдж, а внешняя — звёздное гало. В гало могут выделяться отдельные звёздные потоки, связанные с разрушением карликовых галактик, влетевших в массивную галактику. Граница между балджем и гало условна. На обычных фотографиях галактик звёздное гало, как правило, не выделяется из-за низкой яркости.

Если звёздные компоненты наблюдаются по оптическому излучению, то о присутствии газопылевого слоя можно судить по наличию тёмных пылевых прожилок на фотографиях, свидетельствующих о концентрации межзвёздной пыли, и по областям ионизованного водорода, обладающих эмиссионным спектром. Особенно чётко газопылевой диск проявляется в галактиках, ориентированных «с ребра», где он выглядит как тёмная полоса, пересекающая галактику по большой оси. В рентгеновской, далёкой ИК и радио областях спектра межзвёздная среда уже сама является источником излучения.

В зависимости от соотношения между яркостями или размерами перечисленных компонентов галактики относят к тому или иному морфологическому типу. Те из них, в которых дисковые компоненты слабоконтрастны или совсем не обнаруживают себя, называют эллиптическими (E), остальные галактики относят к дисковым. Те, в свою очередь, подразделяются на линзовидные (S0), спиральные (S) и неправильные (Irr). Диски галактик S содержат спиральные ветви (в некоторых случаях они вырождаются в кольца). Галактики S0 по своей структуре не отличаются от S, за исключением того, что в них отсутствует чёткий спиральный узор, что в первую очередь связано с низким содержанием газа в диске. Причина этого может быть различной. Некоторые галактики S0 практически полностью успели израсходовать газ, выбросив остатки из диска галактики в процессе интенсивного звездообразования, другие — лишились его в результате «выметания» лобовым давлением со стороны межгалактического газа, в котором они движутся или когда-то двигались с большими скоростями (в сотни км/с). Возможны и другие механизмы перехода спиральных галактик в линзовидные. Причина отсутствия спиральных ветвей у Irr-галактик иная, связанная, повидимому, с более низкой плотностью звёздных дисков.

Исходя из степени «гладкости» (клочковатости) спиральных ветвей, а также в зависимости от того, являются ли ветви туго закрученными или раскидистыми, и какова относительная светимость балджа и диска, спиральные галактики принято разделять на подтипы Sa, Sb, Sc и Sd с промежуточными значениями: S0a, Sab, Sbc и Scd. Вдоль этой последовательности ветви становятся более клочковатыми, более «раскрытыми», а относительная светимость балджа в среднем уменьшается. Если перечисленные критерии плохо согласуются между собой, то при классификации галактик обычно предпочтение оказывают первому фактору (гладкость ветвей). Яркие локальные области в спиральных ветвях, создающие впечатление «клочковатости», связаны с областями звездообразования, поэтому классификация спиралей на подтипы качественно отражает интенсивность этого процесса в галактике. Но следует иметь в виду, что разбиение на подтипы — это не физическая, а чисто морфологическая классификация, определяемая «на глаз», причём часто зависящая от качества изображения и спектрального диапазона, в котором оно получено. Поэтому классификация спиральных галактик достаточно условна, и во многих случаях морфологический класс галактики по оценкам различных авторов отличается более чем на один подтип. Связь морфологического типа спиральных галактик с их физическими параметрами, бесспорно, существует, но лишь на статистическом уровне.

При наличии вытянутого образования в центральной части — бара (перемычки) — в обозначении галактик появляется буква В, например: SB0, SBc. Нашу Галактику по совокупности данных обычно относят к типу SBbc. Бары состоят из звёзд и газа и относятся к дисковой подсистеме. Спиральные галактики с чётко выраженными барами составляют около трети общего числа. Но часто бар бывает слабоконтрастным, и его сложно обнаружить из-за локальных флуктуаций яркости диска, связанных с неоднородным распределением пыли и областей звездообразования. Когда появилась возможность исследовать изображения большого числа спиральных галактик в ближнем ИК диапазоне, где влияние пыли и молодых звёзд на яркость значительно ниже, чем в видимом свете, то выяснилось, что к бар-галактикам можно отнести более двух третей спиралей.

Далеко не все галактики чётко вписываются в приведенную классификационную схему. Так, существует несколько разновидностей карликовых галактик со светимостью ниже 10^9 L , со своими особенностями внешнего вида и структуры. Некоторые из них характеризуются малыми размерами и высокой поверхностной яркостью, так что с большого расстояния их изображения мало отличаются от звёздных, некоторые же, наоборот, выглядят как объекты очень низкой поверхностной яркости, и их трудно однозначно классифицировать как дисковые или сфероидальные системы. Даже спиральные галактики далеко не всегда можно четко отнести к тому или иному подтипу. Так, у нескольких процентов галактик структура асимметрична и сильно искажена взаимодействием с соседними галактиками, что затрудняет их классификацию.

Во многих галактиках высокой светимости, помимо основного диска, в центральной области наблюдается динамически обособленный газозвёздный диск с характерным диаметром 1–2 кпк. Как правило, такой околоядерный диск имеет эмиссионный спектр, что отражает наличие газа и активно происходящее в нём звездообразование. Околоядерные диски встречаются не только у спиральных, но и у линзовидных и эллиптических галактик. Часто такой околоядерный диск не компланарен основному диску. Во многих случаях околоядерный диск обладает собственной внутренней структурой (например, небольшим баром или тонкими спиральными ветвями). Его происхождение и особенности эволюции являются предметом изучения. Околоядерные диски могут играть большую роль в возникновении активных галактических ядер, однако их вклад в общую массу или светимость галактики всегда незначителен.

Движение газа и звёзд

Каждая звезда движется по своей траектории в гравитационном поле галактики. Движение звёзд в любом элементе объема характеризуется, помимо средней (по времени) скорости вращения вокруг центра галактики, ещё и собственными случайными скоростями отдельных звёзд, или дисперсией скоростей, которая в общем случае различна по разным направлениям. От соотношения между скоростью вращения и компонентами дисперсии скоростей во многом зависит форма и структура галактики.

Важным свойством звёздных систем (как звёздных скоплений, так и галактик) является бесстолкновительный характер движения звёзд. Это связано с тем, что звёзды расположены в пространстве очень редко. Так, в окрестности Солнца средняя концентрация звёзд — менее одной звезды на кубический парсек (n(∗) 10^−56 см^−3 ). В звёздных скоплениях концентрация звёзд на 1–3 порядка выше.

Столкновения — это не обязательно физический контакт, соприкосновения сблизившихся звёзд. Две гравитационно не связанные материальные точки, притягивающие друг друга, будут двигаться по гиперболическим траекториям, и, пройдя на близком расстоянии друг от друга, сохранят суммарную полную энергию и суммарный импульс, изменив, однако, направление движения — то есть итог будет таким же, как для шаров, испытавших абсолютно упругий удар.

Сечение столкновений звёзд растёт обратно пропорционально четвёртой степени их относительных скоростей. Чем меньше относительные скорости звёзд, тем чаще они сталкиваются.

Расчёты показывают, что звёздные системы с хорошей точностью могут считаться бесстолкновительными. Концентрация звёзд в пространстве настолько мала, что близкие прохождения звёзд, заметно меняющие вектор их скорости, происходят крайне редко, поэтому парными сближениями звёзд можно пренебречь. Лишь в наиболее плотных частях шаровых скоплений за счёт того, что концентрация звёзд там на три порядка больше, чем в окрестностях Солнца, сближения могут играть существенную роль, поскольку t( с ) в этом случае сопоставимо с возрастом скоплений. Заметим, что за время порядка t ( c ) сближения звёзд могут «перемешать» направления их скоростей, но для существенного изменения их энергии, то есть для выравнивания средних энергий звёзд различных масс, этого недостаточно: здесь требуется не одно, а целый ряд столкновений, а, следовательно, ещё большее время.

Как в случае упругих столкновений шариков с различными массами или электронов с протонами в плазме, так и при сближении звёзд, столкновения звёзд разной массы должны с течением времени статистически выровнять энергию их движения. Равновесное состояние, к которому стремится система частиц при обмене энергиями, соответствует максвелловскому распределению скоростей для частиц любой массы — по аналогии со скоростями теплового движения молекул газа. Характерное время, за которое это распределение из неравновесного становится близким к максвелловскому, называется временем релаксации. Очевидно, что если обмен энергиями происходит лишь при парных сближениях звёзд, время релаксации должно на много порядков превосходить время существования звёздных скоплений и галактик. Поэтому мы вправе ожидать, что наблюдаемое распределение скоростей звёзд отражает лишь распределение скоростей облаков газа, из которых они возникли, и оно может быть далёким от равновесного. Для самых молодых звёзд это действительно так. Однако реальная ситуация оказалась значительно сложнее и интереснее.

Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, образуют в Галактике частично «прорелаксировавшую» систему: они имеют максвелловское распределение случайных скоростей, но с разными значениями дисперсии по различным осям. Более того, дисперсия скоростей даже в одном и том же объёме пространства не одинакова для различных звёзд: наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей с возрастом звёзд, по крайней мере, в течение первых нескольких миллиардов лет их существования. В окрестностях Солнца за это время случайные скорости возрастают с 10 до ∼ 50 км/с. Можно сказать, что звёзды различных возрастов в галактиках образуют «звёздный газ» с различной «температурой». Возникает вопрос, какой релаксационный механизм обеспечивает рост дисперсии скоростей звёзд, если между ними не происходит столкновений.

Проблема релаксации не решена окончательно, но, по-видимому, для молодых звёзд с низкой дисперсией скоростей решающую роль играют всё же столкновения, только не друг с другом, а с очень массивными газовыми облаками.

Если бы никаких массивных облаков не существовало, а звёзды диска первоначально двигались по правильным окружностям, то все равно, уже за 1–2 оборота ситуация изменилась бы, и заметная часть энергии вращения перешла бы в энергию случайных движений (конечно, с сохранением полного момента импульса). Рост случайных скоростей связан в этом случае не со сближениями отдельных звёзд, а с эффектами коллективного взаимодействия, то есть взаимодействия каждой звезды с совокупностью всех остальных.

Кинематика газовой подсистемы имеет свои особенности. Для газа, заключённого в диске, как и для звёзд диска, основным является движение вокруг центра масс галактики. Но, в отличие от звёзд, газ представляет собой диссипативную столкновительную среду, энергия которой может как увеличиваться, так и уменьшаться. Прежде всего, это относится к энергии случайных движений. В отличие от звёзд, характерное время между столкновениями облаков, как и между атомами газа в межоблачной среде, значительно короче динамического времени (времени обращения вокруг центра галактики). Неупругие столкновения атомов уносят часть кинетической энергии через нагрев и излучение, и если бы газ не продолжал получать энергию от звёзд, например, в результате расширения звёздных оболочек, областей HII или остатков сверхновых, дисперсия скоростей облаков стремилась бы к нулю, а траектории их движения — к круговым орбитам. Однако дисперсия скоростей облаков газа в галактиках C(g) далеко не нулевая: даже вдали от мощных источников энергии, каковыми, в первую очередь, являются молодые звёзды, она составляет 6–10 км/с, независимо от массы галактики.

Величина C(g) , по-видимому, не случайно близка к скорости звука в межоблачном газе, температура которого близка к 10^4 K: более быстрые, сверхзвуковые движения облаков порождают ударные волны и быстрее «гасятся». Такая скорость случайных движений относится как к атомарному, так и молекулярному газу. Исключением являются гигантские молекулярные облака, дисперсия скоростей которых, по-видимому, меньше, поскольку они образуются путём слияния более мелких облаков. И лишь вблизи мощных источников энерговыделения дисперсия скоростей газа может быть существенно выше.

Столкновительный характер газовой среды приводит к тому, что газ является динамически наиболее холодной подсистемой в дисковых галактиках, а следовательно, движется по орбитам, наиболее близким к круговым. Благодаря низкой дисперсии скоростей газ сильнее подвержен действию различных неустойчивостей и более активно реагирует на любое возмущение гравитационного потенциала. Спиральные ветви являются хорошим примером этого. Именно газ и возникающие из него молодые звёзды делают ветви яркими и контрастными. В старом звёздном диске спирали почти всегда слабоконтрастны.

Само существование дисков галактик говорит о столкновительном характере среды, из которой они возникли. Диск — это конфигурация, обладающая минимумом полной энергии при данном моменте импульса. Как следует из теоремы вириала, система, уменьшая полную энергию, должна уменьшать свою гравитационную энергию и увеличивать при этом кинетическую. Это означает, что газ протогалактики, если он первоначально занимал большой объём и обладал медленным вращением, постепенно должен был сконцентроваться во вращающийся диск, каждый элемент которого движется по орбите, близкой к круговой. Установившаяся скорость вращения газа на данном расстоянии от центра для любого элемента газа при этом будет максимально возможной, а полная энергия — минимально возможной для имеющегося момента импульса. Миллиарды лет назад звездообразование превратило рождающийся диск галактики из газового в звёздный. Остатки газа сконцентрировались на «дне» потенциальной ямы, образуемой гравитационным полем звёздного диска вблизи его плоскости, где мы и наблюдаем слой динамически холодной межзвёздной среды.

Тёмная масса

Для гигантских эллиптических галактик свидетельством тёмной массы является существование горячего газа с температурой в миллионы градусов, заполняющего объём галактики. Если бы в таких галактиках не было ничего, кроме звёзд и газа, то создаваемое ими гравитационное поле оказалось бы недостаточным для удержания столь сильно нагретой среды. Нужна ещё дополнительная, тёмная масса, по-видимому, той же природы, что и тёмное гало в галактиках с вращающимися дисками.

Присутствие тёмной материи характерно для галактик всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу. В среднем, чем ниже яркость (или поверхностная плотность) дисков, тем большую роль играет масса тёмного вещества.

Природа тёмной массы остается неясной. Рассматривалось очень большое количество возможных претендентов на роль тёмной или практически тёмной массы. Очевидно, что она не может состоять из релятивистских частиц — они не удержались бы в галактиках. Это не может быть и разреженный газ — при большой массе его излучение было бы зафиксировано в рентгеновском диапазоне или в радиолиниях. Не проходят и гипотезы о труднообнаружимых остатках звёздной эволюции — нейтронных звёздах или чёрных дырах звёздных масс. Для их образования потребовалось бы громадное количество массивных звёзд. Если принять во внимание, что они быстро эволюционируют с потерей вещества, выбрасывая газ, обогащенный тяжёлыми элементами, то современная межзвёздная среда имела бы совсем иной химсостав.

Труднее проверить предположение о существовании очень большого количества маломассивных звёзд или тел планетного типа, которые, давая определяющий вклад в массу, тем не менее почти не излучают света. Но и с этим вариантом, по-видимому, приходится расстаться: для объяснения тёмной массы внутри таких галактик, как наша, подобных тел должно быть очень много, значительно больше, чем обычных звёзд, и это можно было бы обнаружить по эффекту микролинзирования. Так называется эффект отклонения света далеких звёзд гравитационным полем небольших тел, в непосредственной близости от которых проходит траектория лучей. В этом случае тело, даже если оно не излучает света, проявит себя как своего рода гравитационная линза, как бы фокусируя световой поток, проходящий на определенном расстоянии от звезды, увеличивая тем самым на некоторое время её видимую яркость. Поскольку ожидаемые гравитационные линзы должны двигаться с теми же скоростями, что и обычные звёзды, эффект микролинзирования будет продолжаться недолго — от нескольких часов до нескольких суток, недель или месяцев — в зависимости от массы «линзы». За это время видимая яркость звезды должна сначала заметно возрасти, а затем возвратиться на прежний уровень, и оставаться в дальнейшем постоянной. Чтобы поймать такое случайное событие, нужно непрерывно, от ночи к ночи, отслеживать яркость миллионов звёзд, отмечая малейшие изменения и отсеивая подавляющее большинство событий, где возрастание яркости носит не разовый характер, а связано с процессами на самой звезде.

Многолетние поиски таких эффектов в направлении на богатые звёздами поля в Большом и Малом Магеллановом Облаке и в балдже нашей Галактики привели к обнаружению реальных случаев микролинзирования, но не в таких количествах, какие требуются для объяснения тёмной массы. Достаточно большого количества тел с массами меньшими, чем у звёзд, не было обнаружено. Характерная масса объектов, вызывающих эффект микролинзирования, как оказалось, всего в два–три раза меньше, чем у Солнца. Это просто маломассивные звёзды низкой светимости, и их учёт не сильно изменил существующие оценки массы звёздного населения.

Предполагается, что несветящееся вещество в галактиках может быть связано с массивными элементарными частицами, ещё не открытыми в физических лабораториях. Эти частицы должны заполнять весь объём галактики, двигаясь в ней примерно с теми же скоростями, что и звёзды, и взаимодействовать с обычным барионным веществом через гравитационное поле. Сокращенное название, которые получили эти гипотетические частицы — WIMPs. Делаются попытки их лабораторного обнаружения.

Физическая природа спиральной структуры

Большинство наблюдаемых галактик относятся к числу спиральных. Однако правильный, чёткий и симметричный спиральный узор встречается довольно редко, и там, где он есть, число основных рукавов почти всегда равно двум. Такую структуру называют упорядоченной. Чаще всего спиральная структура несимметрична или состоит из отдельных коротких дуг, так что чёткого узора не наблюдается, особенно на периферии галактик, где спирали обычно ветвятся и разбиваются на отдельные светлые участки, слабо связанные между собой. В этом случае структуру называют неупорядоченной, или флоккулентной. В одной и той же галактике практически всегда есть элементы и упорядоченной, и флоккулентной структуры, и даже в галактиках с чётко выраженной двухрукавной структурой присутствуют элементы, которые не вписываются в общий симметричный узор.

Спиральный узор никогда не охватывает всего диска. На большом расстоянии от центра чёткий спиральный узор исчезает, хотя диск продолжается дальше, и его можно проследить как фотометрически, так и по линии излучения HI 21 см. В центральной области галактики и/или на периферии диска спирали нередко вырождаются в кольцо, что объясняется резонансными эффектами, возникающими при орбитальном движении звёзд. Спиральный узор обычно начинается не от самого центра галактики, а формируется на некотором расстоянии от него, причём в галактиках с баром ветви, как правило, отходят от концов бара или от окружающего его звёздного кольца.

Вид спиралей и их контрастность сильно меняются в зависимости от того, в каком диапазоне спектра наблюдается галактика. Наиболее яркими и контрастными ветви предстают в коротковолновой области спектра, что связано с концентрацией в них голубых сверхгигантов. В красных и ближних инфракрасных лучах контрастность спиралей падает, поэтому они выглядят более гладкими, упорядоченными, и, если спирали, составляющие упорядоченный узор, слабые, часто именно в ИК области их бывает легче выделить на фоне «зашумленного» диска. В этом диапазоне излучение обусловлено в основном старыми звёздами, создающими более однородное распределение яркости, а свет голубых звёзд сильно ослаблен. Заметим, что области активного звездообразования в спиральных ветвях хорошо видны и в ближнем ИК диапазоне благодаря красным сверхгигантам. Наконец, в далеком ИК диапазоне (20–100 мкм) ветви вновь выглядят яркими на фоне диска, поскольку излучение приходит от межзвёздной пыли, нагреваемой звёздами, которая, как и вся межзвёздная среда, имеет наиболее высокую плотность в спиральных ветвях. Но особенно яркими и клочковатыми, богатыми мелкими деталями, спирали выглядят в эмиссионных линиях, излучаемых газовыми туманностями, и в инфракрасных линиях излучения молекул, находящихся в холодных облаках газа. В радиодиапазоне спиральные ветви хорошо заметны в линиях нейтрального водорода и простых молекул.

В оптическом диапазоне спектра ветви в спиральных галактиках выделяются более высокой яркостью, главным образом, благодаря концентрации в них молодых звёздных комплексов и областей HII. В галактиках Sc и Sd спирали обычно выглядят просто как цепочки из наиболее ярких областей звездообразования. Помимо плотности молодых объектов, в спиральных ветвях значительно выше поверхностная плотность газопылевой среды, а также плотность энергии магнитного поля и релятивистских частиц. В Sb–Sd галактиках спиральные ветви прослеживаются по отдельным гигантским газовым комплексам, получившим название «сверхоблаков», и областям звездообразования.

Как показали исследования, за редкими исключениями, встречающимися у взаимодействующих галактик, спиральный узор является «отстающим», то есть спирали вращаются «концами назад».

Яркие и протяжённые спирали встречаются лишь у галактик, в которых высокое содержание межзвёздного газа сочетается с быстрым вращением диска. Эти два условия должны выполняться одновременно. В галактиках с медленным вращением (менее 100–150 км/с) спиральный узор наблюдается редко и не отличается чёткостью. При малом количестве газа даже при быстром вращении диска спирали либо имеют низкий контраст, либо вообще отсутствуют. Все это говорит о том, что решающую роль в формировании спиралей играют «холодные» компоненты диска, дисперсия скоростей которых мала по сравнению с круговой скоростью.

Спиральный узор может проявлять себя не только по излучению или поглощению света, но и по полю скоростей газа или звёзд. Наблюдения показывают, что скорости газа в спиралях заметно отличаются от круговых (на 10–30 км/с). Аналогичные, но меньшие по амплитуде движения, могут присутствовать и в старом звёздном диске. Эти отличия от круговых скоростей, как правило, имеют регулярный характер, свидетельствующий об упорядоченных колебательных движениях газа, накладывающихся на общее вращение диска. По сути, именно благодаря таким движениям и возникает волновая спиральная структура, а на обычных фотографиях галактик спирали проявляются как результат уже вторичного эффекта: усиленного звездообразования в более плотном газе.

Тот факт, что спиральная структура наблюдается у большей части дисковых галактик, говорит о её долговечности. В этом заключается основной парадокс: поскольку диски галактик вращаются дифференциально, а не как твёрдое тело, вращение неизбежно должно закручивать любой узор на диске и приводить к его исчезновению за 1–2 оборота. Однако этого не происходит. Возможны два варианта объяснения: либо спирали непрерывно исчезают и возобновляются, причём исчезают раньше, чем успели очень сильно «закрутиться», либо же спиральный узор вращается твердотельно, несмотря на дифференциальное вращение диска, так что угловые скорости узора и диска совпадают только на определенном расстоянии от центра. В первом случае говорят о «материальных» ветвях, во втором — о волновом спиральном узоре. Эти случаи не являются взаимно исключающими. Практически в любой спиральной галактике можно найти и многочисленные слабо упорядоченные короткие дуги «материальных» ветвей, и присутствие крупномасштабной волновой структуры в форме длинных спиралей или колец, хотя их относительная роль в разных галактиках различна.

«Материальные» спиральные ветви, по определению, «сцеплены» с вращающимся диском. Поскольку в спиральных ветвях концентрируется газ и молодые звёзды, появление и исчезновение спиралей может быть связано со вспышками звездообразования в локальных областях диска, которые продолжаются доли периода оборота (менее 10^8 лет). Этот промежуток времени достаточен для того, чтобы успели проэволюционировать и погаснуть массивные звёзды. За время их существования яркая область, содержащая молодые звёзды, вытягивается дифференциальным вращением диска в короткую дугу. Непрерывно возникающие локальные вспышки звездообразования создадут множественность таких дуг. Их положение на диске будет не вполне случайным, они будут тяготеть друг к другу, поскольку звёзды, появившиеся в одном месте, в состоянии стимулировать звездообразование в соседних областях (через расширяющиеся области HII, звёздный ветер и вспышки cверхновых). В итоге, моментальная картина распределения ярких молодых звёзд будет иметь вид флоккулентного спирального узора.

Такой механизм образования ветвей не должен, однако, сильно «задевать» распределение старых звёзд, поскольку масса газа и молодых звёзд, как правило, невелика, а их распределение в диске носит достаточно случайный характер. Поэтому флоккулентные ветви практически не возмущают гравитационное поле диска. Они почти исчезают при наблюдении в ближнем ИК диапазоне, где вклад молодых звёзд в излучение мал. Но при этом в ИК свете даже в флоккуленнтных галактиках часто вырисовывается слабоконтрастная картина упорядоченных спиралей в старом звёздном диске. Таким образом, газовая флоккулентная структура, отражающая распределение областей звездообразования, может не только сосуществовать с регулярным спиральным звёздным узором, но и определять внешний вид галактики.

Особый тип «материальных» спиралей — это длинные спиралевидные хвосты взаимодействующих галактик, возникающие при благоприятных условиях, когда гравитационное поле в диске одной галактики возмущается полем соседней галактики, движущейся под небольшим углом к плоскости диска. Такие хвосты называются приливными, и они состоят из покидающих родительскую галактику звёзд и газа. Долговечность этих образований связана с низкой скоростью движения вещества относительно галактики.

Другой тип спирального узора — волновые спирали, представляющие собой результат механических колебаний, распространяющихся в звёздной и газовой подсистемах диска. Механизмы возбуждения этих колебаний могут быть различными, они связаны либо с гравитационной неустойчивостью звёздного диска, либо с гидродинамической неустойчивостью газового слоя. Но в большинстве спиральных галактик решающая роль, по-видимому, принадлежит гравитационному механизму.

Распространение волны обусловлено самосогласованной замкнутой цепочкой процессов. В системе отсчёта, вращающейся вместе со спиральным узором, это выглядит следующим образом: небольшой избыток плотности звёздного диска в спирали (недостаток плотности между спиралями) создаёт возмущение гравитационного поля, которое возмущает поле скоростей звёзд и, как следствие, меняет траектории звёзд диска. В результате траектории звёзд «сближаются» в области спирали, поддерживая тем самым исходный избыток плотности и связанное с ним возмущение потенциала на том же уровне. Спирали перемещаются по диску, но сам спиральный узор не размывается. Поскольку спиральный узор вращается относительно звёздного диска, в каждый момент времени его будут образовывать и поддерживать разные звёзды, так что можно говорить о волне сжатия, распространяющейся в диске. Дисперсия скоростей звёзд невозмущённого диска при этом не должна быть значительно выше критической для гравитационной устойчивости, иначе случайные скорости звёзд «замоют» всю картину. В случае большой дисперсии скоростей звёзд также возможно существование волновых спиралей, только их распространение будет обусловлено уже гравитацией газа, а не звёзд, поскольку газ в плоскости диска всегда представляет собой динамически более холодный компонент (характерное значение дисперсии скоростей газа в диске галактики около 10 км/с).

Если спирали имеют волновую природу, то и плотность диска, и гравитационный потенциал, и скорости движения звёзд испытывают волновые колебания, при которых линии, соединяющие точки, колеблющиеся в одной фазе, образуют спиральный узор, вращающийся с определённой угловой скоростью.

Доказать существование колебаний скоростей газа, согласованные по длинам волн и фазе с колебаниями плотности, оказалось нелёгкой задачей, осложняющейся тем, что измерениям доступна только одна компонента скорости — вдоль луча зрения. Тем не менее, именно такие колебания удалось обнаружить по измерению полей скоростей газа в галактиках с хорошо развитой спиральной структурой, окончательно доказав тем самым их волновую природу.

Механические колебания возможны лишь при существовании положения устойчивого равновесия системы, что требует наличия сил упругости, противодействующих отклонению от равновесия. В бесстолкновительных звёздных дисках распространение колебаний оказалось возможными только потому, что эти диски вращаются, и роль упругих сил играет сила Кориолиса. Простое аналитическое решение, описывающее распространение волн, получено только для туго закрученных ветвей, мало отличающихся по форме от окружности, и только для линейных колебаний тонкого диска, когда амплитуды изменения плотности, скорости вращения и потенциала значительно меньше их невозмущенных значений. Более сложные случаи, в том числе нелинейные колебания, распространяющиеся в дисках, обычно исследуются с использованием численных моделей. С их помощью, задав конкретные условия, можно проследить рост и эволюцию волн плотности, а также реакцию различных подсистем галактики на присутствие спиральных ветвей или бара.

Диффузный газ, как диссипативная среда, при входе в ветвь образует систему ударных волн, которая визуально проявляет себя как тёмная кромка вдоль спиральных рукавов, образуемая оптически непрозрачными облаками. Угловой момент газа (в пределах радиуса коротации) при каждом прохождении через спираль частично передается звёздному диску, в результате чего газ медленно, за миллиарды лет, смещается в сторону центра галактики. Компактные облака, однако, ведут себя подобно звёздам и беспрепятственно проходят через ветвь, испытывая лишь возросшее внешнее давление, которое, впрочем, может стимулировать их сжатие с последующим рождением звёзд.

Исследования позволили «нащупать» те возможные причины, которые способны продлить жизнь волновых спиралей. К ним относятся:

— поддержка колебаний диска вращающимся баром. Будучи неосесимметричным образованием, бар при вращении непрерывно возмущает гравитационное поле в прилегающих областях диска, и волна возмущений распространяется наружу, вовлекая в колебательный процесс наиболее холодные динамические подсистемы;

— сложный характер распространения волн, при котором они испытывают отражение от некоторой зоны диска (вблизи коротации), меняя направление движения на противоположное, проходят через центр и вновь движутся наружу. Этот цикл может сопровождаться «подкачкой» энергии колебаний (за счёт энергии вращения диска);

— развитие гидродинамических неустойчивостей в газовом диске. В этом случае «первичными» должны быть волны в газе, но при наличии достаточно массивного газового диска эти волны, создавая возмущение гравитационного потенциала, в свою очередь могут инициировать колебания плотности и в звёздном диске;

— возбуждение волн, связанное с отклонением гравитационного поля, действующего на диск, от осевой симметрии.

Во всех перечисленных случаях решающую роль в долговечности спиралей играют холодные компоненты — газ, легко теряющий энергию, поскольку представляет диссипативную среду, и молодые звёзды, которые рождаются из него. Однако запасы газа не вечны, и через миллиарды лет спиральные галактики станут редким украшением природы.

Межзвёздный газ в галактиках

Не менее 97% по массе межзвёздной среды приходится на водород (70–75%) и гелий (25–28%). Поэтому свойства межзвёздного газа обычно характеризуют тем, в каком состоянии находится водород: нейтральный газ (HI), молекулярный газ (H-2 ), ионизованный газ HII с температурой около 10 тысяч К (его часто называют «тёплым»), и горячий газ, температура которого выше на порядок и более (в этом случае многократно или полностью ионизованы даже атомы тяжёлых элементов). Если горячий газ находится как в отдельных областях диска, так и за его пределами, то газ в остальных состояниях концентрируется вблизи плоскости диска.

Полное количество газа в диске галактики зависит от многих факторов, важнейшие из которых — звездообразование, сброс газа проэволюционировавшими звёздами и аккреция на галактику извне. Состояние газа определяется в первую очередь источниками энергии, передаваемой газу. Этими источниками могут быть молодые звёзды, ионизующие газ, сверхновые звёзды и другие звёзды, сбрасывающие газ в процессе эволюции, а в некоторых случаях — излучение ядра галактики, если оно находится в стадии высокой активности. Не менее важную роль играет плотность газа, поскольку от неё (в меньшей степени от содержания тяжёлых элементов в газе) зависит способность газа охлаждаться, теряя энергию на излучение. Существенно также содержание межзвёздной пыли, которая сильнее всего поглощает ультрафиолетовое излучение. Из-за пыли среда становится непрозрачной на отрезке длиной l ≈ (n(dust)σ(ef f) )^−1, где σ(ef f) — эффективная площадь сечения пылинок. При сжатии любого объёма среды с возрастанием концентрации пылинок n(dust) длина свободного пробега l быстро уменьшается. Поэтому пыль экранирует внутренние области плотных облаков от нагревающей ионизации, что обеспечивает низкую температуру газа внутри них.

Основная масса газа в дисковых галактиках приходится на атомарный и молекулярный газ. Помимо вращения вокруг центра галактики и систематических движений, связанных с волнами плотности или ударными волнами, газ обладает неупорядоченными турбулентными скоростями, которые непрерывно порождают области локального уплотнения и разрежения газа, вследствие чего газовая среда неоднородна на всех масштабах. Росту неоднородности способствует и тепловая неустойчивость среды, благодаря которой газ образует облака, где плотность во много раз выше, а температура, соответственно, ниже, чем в межоблачной среде. Наиболее плотные области газа являются одновременно и наиболее холодными (T<10 K). Это — ядра гравитационно связанных облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода (и атомарного гелия) с примесью молекулярных соединений, та среда, в которой могут рождаться звёзды. Грубый критерий «связанности» облаков —неравенство внешнего и внутреннего давления газа: если оценки показывают, что внутреннее давление значительно превосходит внешнее, то это означает, что собственная гравитация облака достаточна, для того чтобы препятствовать его расширению.

Холодный газ: нейтральный и молекулярный водород

В таких галактиках, как наша, основное количество молекулярного газа заключено в массивных молекулярных облаках. Но самая распространенная молекула — Н-2 — не имеет линий, которые могли бы возбуждаться в холодном газе, поэтому исходными данными для определения массы газа, как правило, являются оценки интенсивности излучения других молекул, и прежде всего молекул СО, имеющих линии на длинах волн 1.3 мм и 2.6 мм.

В среднем, металличность газа (содержание тяжёлых элементов по отношению к водороду) падает с уменьшением массы галактики и с удалением от её центра. Поэтому одна и та же интенсивность линий СО соответствует более высокой плотности молекулярного газа в галактиках-карликах, чем в «нормальных» галактиках, а для центральных областей галактик высокой светимости ситуация скорее обратная.

При изменении плотности газа или прозрачности среды атомарный и молекулярный газ могут легко и быстро переходить из одной фазы в другую. Отношение H-2/HI устанавливается при равновесии процессов объединения атомов в молекулы и разрушения молекул коротковолновым (ультрафиолетовым) излучением в области ∼ 1000 A. Поэтому массивные звёзды, рождающиеся в молекулярных облаках, быстро разрушают молекулы, и газ сохраняется молекулярным только там, куда не проникает ультрафиолетовое излучение. Большую роль в «молекуляризации» газа играет межзвёздная пыль, хорошо перемешанная с газом, поскольку она эффективно поглощает излучение, разрушающее молекулы. Столь же важную роль играет самоэкранировка молекулярных облаков, когда внешние области облаков (или соседние облака) создают своего рода защитную оболочку, задерживая ультрафиолетовое излучение. Газ находится преимущественно в молекулярном состоянии в тех областях, которые защищены слоем, содержащим не менее ≈ 5·10^20 атомов в столбце с площадью 1 см^2 , что эквивалентно ∼ 5с.м. /пк^2 . И лишь при отсутствии горячих звёзд в ближайшей окрестности молекулярный газ может существовать и без защитной оболочки.

Пыль не только экранирует газовые облака, но и является хорошим катализатором процесса «молекуляризации». Действительно, чтобы два атома нейтрального водорода, встретившись, образовали молекулу, необходим «отвод» избыточной энергии — в противном случае столкновение атомов будет упругим, и атомы не «сцепятся» в молекулу. Зато этот процесс эффективно происходит на поверхности пылинок, атомы которой принимают на себя избыточный импульс.

В спиральных галактиках масса молекулярного газа, как правило, в несколько раз меньше, чем атомарного, хотя редко встречаются и такие галактики, где большая часть газа «молекуляризована». Гигантские молекулярные облака наблюдаются в основном в спиральных ветвях. Но практически полная «молекуляризация» имеет место только в центральных, околоядерных газовых дисках с высокой поверхностной плотностью газа, где молекулярный газ находится не только в массивных облаках, но и в межоблачной среде.

Рассмотрим подробнее, как распределён атомарный и молекулярный газ в дисках галактик.

А. Распределение газа в плоскости диска.

Пример нашей Галактики показывает, что атомарный газ образует как облака, так и межоблачную среду, а основная часть молекулярного газа сконцентрирована в гигантских молекулярных облаках с массой 10^5 ÷ 10^6 с.м.

Поверхностная плотность HI возрастает с приближением к центру медленнее, чем плотность звёзд. Пик плотности HI достигается либо в центре галактики, либо в пределах нескольких килопарсек от него. При более высокой поверхностной плотности атомарного газа межзвёздная среда становится непрозрачной для ультрафиолетового излучения звёзд на расстоянии, меньшем толщины газового диска, а давление — достаточное для перехода газа из атомарного в молекулярное состояние. Поэтому, если полная плотность газа существенно превышает этот порог, избыточная часть газа переходит в молекулярную стадию.

Хотя HI часто прослеживается до расстояния, превышающего оптический радиус D-25 /2, за его пределами плотность газа быстро падает. Однако известно немало примеров (особенно среди карликовых галактик), когда вся галактика «погружена» в протяжённый диск или облако HI, в 3–5 раз превосходящее её по размеру.

Молекулярный газ сильнее, чем атомарный концентрируется к центру галактики, поэтому на периферии галактических дисков молекулярный газ практически отсутствует. Расстояние от центра, в пределах которого газ находится преимущественно в молекулярном состоянии, определяется в первую очередь его давлением, которое оказывается не ниже некоторого порогового значения).

Даже на одном радиусе распределение газа неоднородно. Прежде всего, как HI, так и более плотный молекулярный газ, концентрируются в спиральных ветвях. В малых масштабах (≤ 1 кпк) распределение HI и H2 неоднородно, и часто эти два состояния газа антикоррелируют по пространственному расположению, поскольку при образовании молекулярного газа в локальной области содержание HI в ней, естественно, уменьшается, а при разрушении молекул газ становится атомарным. В газовых дисках галактик с активным звездообразованием наблюдаются также многочисленные «дыры» в распределении HI размером в десятки и сотни парсек (полости, где атомарный газ отсутствует). Они заполнены горячим газом, что в большинстве случаев связано со звёздным ветром от массивных звёзд и взрывами сверхновых, приводящих к нагреву, ионизации и расширению окружающей среды.

Б. Распределение газа вдоль z-оси, перпендикулярной плоскости диска.

Атомарный и молекулярный газ образуют тонкие слои в плоскости основного звёздного диска. Исключение составляют внешние области галактики, за пределами фотометрического диаметра D-25, где газовый диск уже нельзя считать тонким: из-за низкой плотности звёздного диска потенциальная яма, образуемая его гравитационным полем, «мельчает», газовый слой становится толстым и часто искривляется.

От толщины газового слоя зависит объёмная плотность и давление газа.

Градиенты давлений магнитного поля и космические лучи вдоль оси z связаны с газом и стремятся «расширить» газовый слой. Их совокупное воздействие может увеличить давление межзвёздной среды примерно в полтора–два раза.

Слой молекулярного газа несколько тоньше, чем HI, но это связано скорее не с более низкой дисперсией скоростей, а с быстрым переходом молекулярного газа в атомарный при его удалении от плоскости диска.

Горячий газ и рентгеновское излучение галактик

Горячий газ излучает преимущественно в мягком рентгеновском диапазоне и наблюдается с помощью космических телескопов. В дисковых галактиках он концентрируется в области массивного балджа. В неправильных и карликовых галактиках горячего газа обычно слишком мало, чтоб его можно было обнаружить. Охлаждаясь, газ должен падать на диск или в центральную область галактики. Если газ заполняет галактику, то его температура соответствует вириальному соотношению между гравитационной и тепловой энергиями, когда средняя тепловая скорость атомов близка к круговой скорости, и, в зависимости от массы галактики, составляет 10^5 –10^6 K. Но горячий газ присутствует и в локальных областях дисков. Его масса ничтожна мала по сравнению с массой более холодного газа, но он образует в дисках обширные полости с низкой плотностью размером до нескольких сотен парсек. Происхождение горячих полостей связано с активностью молодых звёзд (звёздный ветер и вспышки сверхновых), локально нагревающих газ. Эти полости расширяются со скоростями ∼ 10 км/с, и в линии 21 см выглядят как «дыры» в распределении HI. Самые крупные «пузыри» могут успеть «подняться» над плоскостью галактики под действием архимедовой силы со стороны окружающего газа. Расширяясь, они «выплескивают» содержимое (горячий газ) в гало галактики. Со временем такой газ остывает, и часть его может вернуться в диск.

Для спиральных галактик с активным звездообразованием наблюдается пропорциональность между светимостями в рентгеновском диапазоне и в линии H(α) , что непосредственно указывает на связь рентгеновского излучения с массивными звёздами. Однако рентгеновское излучение исходит не только от горячего межзвёздного газа. Существенная часть рентгеновского потока, особенно в жёстком диапазоне, приходит от многочисленных точечных источников.

Разделить рентгеновское излучение галактики на принадлежащее горячему газу и относящееся к многочисленным слабым точечным источникам, оказалось непростой задачей. По аналогии с рентгеновскими источниками нашей Галактики можно заключить, что точечные источники связаны с перетеканием вещества в тесных парах «звезда–компактный объект».

В гигантских E-галактиках ситуация иная. Здесь основным источником рентгеновского излучения является горячая газовая корона «оптической» галактики. Происхождение этого газа, как и газа в балджах галактик S–S0, связывается с проэволюционировавшими звёздами, сбрасывающими газовые оболочки, и с остатками сверхновых. Столкновения между отдельными «островками» сброшенного газа быстро термализуют среду, нагревая её до температуры, при которой среднеквадратичные скорости протонов будут близки к среднеквадратичной скорости звёзд, заполняющих тот же объём.

На ранней стадии эволюции галактик, когда в них шло особенно активное звездообразование, ситуация должна была быть иной. Звёздный ветер и частые вспышки сверхновых приводили к интенсивному выбросу газа из галактик в межгалактическое пространство — вместе с тяжёлыми элементами, которые к тому времени успели образоваться и попасть в межзвёздную среду.

Чем меньше плотность звёзд, тем разреженнее горячий газ и тем медленнее он остывает, а, следовательно, тем легче покидает галактику при нагреве взрывами сверхновых. Ближе к центру газ более плотен, и его труднее нагреть настолько, чтобы температура превысила значение, соответствующее теореме вириала. Поэтому газ может покидать галактику из её внешних областей и в то же время находиться в равновесии или «падать» на ядро в её внутренней области.

Магнитные поля

Наиболее «яркое» наблюдаемое проявление магнитного поля — синхротронное радиоизлучение, рождающееся в дисках практически всех галактик, где идёт хоть слабое звездообразование. Интенсивность радиоизлучения отражает индукцию магнитного поля, а по ориентации плоскости поляризации излучения определяется геометрия поля, если оно имеет упорядоченный характер. Прямая оценка магнитного поля может быть сделана по зеемановскому расщеплению радиолиний

Другим каналом информации о магнитном поле является фарадеевское вращение плоскости поляризации радиоволн, проходящих сквозь галактику. Оно проявляет себя на длинах волн, превышающих несколько см, и возникает при прохождении поляризованного радиоизлучения через газ с крупномасштабным магнитным полем. Характерная индукция поля в дисках галактик составляет от нескольких микрогаусс, как в нашей Галактике, до нескольких десятков микрогаусс в галактиках, содержащих много газа. Магнитное поле имеет как крупномасштабную, упорядоченную, так и мелкомасштабную, хаотичную составляющую, — там, где поле «запутано» движениями газа. Неупорядоченные поля дают в результате усреднения неполяризованное радиоизлучение, и не вызывают фарадеевского вращения. Магнитные индукции этих двух составляющих поля — упорядоченной и неупорядоченной, как правило, сопоставимы. В среднем, плотность энергии магнитного поля вблизи плоскости диска по порядку величины близка к плотности энергии хаотических движений газа.

Магнитное поле в галактиках имеет очень сложную геометрию силовых линий. Поле концентрируется к плоскости диска, где магнитная индукция максимальна, однако оно охватывают весь диск галактики, а вертикальными движениями газа может локально выноситься за его пределы. И в нашей Галактике, и в других спиральных галактиках магнитное поле вморожено в газ и следует его движениям. Как и следует ожидать, ярче всего в радиодиапазоне «светят» спиральные ветви, где концентрируется газ вместе с вмороженным в него полем, а также многочисленные остатки сверхновых. Однако в области спиральных ветвей упорядоченный компонент поля может быть слабее выражен, чем между спиралями, что объясняется более сложным характером движения газа. Для объяснения спиралевидной, а не полностью смазанной дифференциальным вращением картины упорядоченных магнитных полей в галактике, требуется динамо-механизм усиления поля.

Наблюдения показали, что мощность синхротронного радиоизлучения дисков галактик хорошо коррелируют со светимостью галактик в далеком ИК диапазоне, которая отражает темп звездообразования. Это объясняется тем, что основные источники релятивистских электронов, излучающих в магнитных полях, связаны c короткоживущими, а, следовательно, с недавно родившимися звёздами. Благодаря обратной связи между массивными звёздами и межзвёздной средой звездообразование увеличивает плотность связанных между собой энергетических составляющих среды, и в итоге растёт интенсивность радиоизлучения галактики. Наиболее сильное поле наблюдается в галактиках или их отдельных областях, охваченных вспышкой звездообразования.

Поскольку молодые звёзды одновременно поддерживают турбулентное движение газа, «запутывающее» линии магнитного поля, темп звездообразования сильнее коррелирует с напряжённостью неупорядоченного магнитного поля, а, следовательно, с интенсивностью неполяризованного компонента радиоизлучения.

Звездообразование в галактиках

Формирование галактических дисков ещё не завершилось, и процесс рождения звёзд из межзвёздного газа продолжается. Звездообразование — это наиболее масштабный процесс в галактиках. Именно он формирует контрастные спиральные ветви, подпитывает энергией все компоненты межзвёздной среды, определяет цвет и спектр галактики.

Структура галактики, её светимость, химический состав звёзд и газа — всё это результат определенной «истории» звездообразования — от начала формирования галактики до наших дней.

Как и в нашей Галактике, в других звёздных системах прямым свидетельством происходящего звездообразования является присутствие массивных короткоживущих звёзд и связанных с ними объектов: молодых звёздных систем (скоплений, ассоциаций), областей НII, сверхновых типа Ib/c и II. Непосредственные наблюдения отдельных молодых звёзд и их группировок возможны лишь для ближайших галактик. Однако в большинстве случаев об активно происходящем звездообразовании приходится судить по косвенным признакам. К таковым, прежде всего, относятся :

— высокая светимость галактики в эмиссионных линиях, возникающих в областях ионизованного водорода. Наиболее часто в качестве индикатора звездообразования используется интенсивность линии Hα , поскольку она относится к наиболее ярким линиям в оптическом диапазоне, и менее подвержена поглощению пылью по сравнению с более коротковолновым излучением;

— повышенная мощность излучения галактики в ультрафиолетовой и голубой областях спектра, непосредственно связанная с присутствием молодых горячих звёзд;

— повышенная мощность излучения в далеком ИК диапазоне, где максимум в спектрах галактик приходится на 60–200 мкм; это излучение межзвёздных пылинок, нагретых до температуры 20–30 К. Основным источником энергии, нагревающей пыль, является голубое и ультрафиолетовое излучение молодых горячих звёзд в областях звездообразования. Вдали от этих областей пыль также «светится», но значительно слабее, слегка нагреваясь излучением старых звёзд диска; максимум в спектре этой холодной пыли приходится на более длинные волны, соответствующие более низкой температуре ( < 15 K);

— повышенная мощность теплового и синхротронного излучения в радиоконтинууме; оба компонента радиоизлучения связаны с активностью массивных звёзд, которые нагревают и ионизуют газ (тепловое излучение), а также вспыхивают как сверхновые, поставляя релятивистские электроны в межзвёздную среду, где они излучают радиоволны в магнитном поле (синхротронное излучение);

— повышенная мощность рентгеновского излучения диска, связанного с горячим газом.

Между потоком в линии Hα , потоком в далеком ИК диапазоне, а также тепловым и нетепловым радиоизлучением существуют тесные корреляции, подтверждающие, что ионизация газа, нагрев пыли и образование релятивистских электронов имеют один источник: активность массивных звёзд.

В любой звёздной системе чем меньше масса звёзд, тем их больше по количеству. Поскольку основная масса звёздного населения галактик приходится на звёзды менее массивные, чем Солнце, это составляет серьёзную проблему при оценке темпов звездообразования.

В каждый текущий момент в процессе звездообразования в любой галактике участвует ничтожно малая часть межзвёздного газа, а именно, только газ, находящийся в недрах молекулярных облаков, который сжимается под действием своей тяжести, сохраняя при этом низкую температуру. Звездообразование практически всегда происходит в дисках галактик и носит характер локальных вспышек, сравнительно коротких по времени, продолжительностью от нескольких миллионов до нескольких десятков миллионов лет. Области, охваченные звездообразованием, могут иметь самые различные размеры — от десятков парсек до нескольких сотен парсек. Наиболее крупные области звездообразования носят название молодых звёздных комплексов и присутствуют в галактиках всех типов, в которых происходит рождение звёзд. Комплексы выделяются главным образом по концентрации ОВ-звёзд и межзвёздного газа, и в одной галактике их может быть несколько десятков.

Звёздные комплексы очень неоднородны по плотности, и внутри них, как правило, находятся более мелкие скопления молодых звёзд и ассоциаций с разбросом возрастов в несколько миллионов лет. Звёздные комплексы, целиком охваченные звездообразованием, встречаются очень редко. Их принято называть сверхассоциациями.

Со звёздными комплексами ассоциируются гигантские газовые комплексы, располагающиеся (в спиральных галактиках) преимущественно в спиральных ветвях. Масса газа в них порядка 10^7 с.м., что существенно превышает массу тех звёзд, которые они порождают. Газ внутри комплексов может наблюдаться в самых различных формах — от холодных молекулярных облаков до полностью ионизованных областей. Сложный характер звездообразования в комплексах связан с их неоднородностью: распределение газа носит иерархический характер, когда мелкие (и более плотные) структурные образования являются частью более крупных (и разреженных), а те, в свою очередь, частью еще более крупных структур. Наиболее плотные образования быстрее остывают, становятся гравитационно связанными и непрозрачными для излучения, нагревающего газ. По мере затухания внутренних турбулентных движений наиболее плотные области становятся гравитационно связанными и сжимаются, образуя молекулярные облака и холодные ядра внутри них, внутри которых и зарождаются звёзды.

Через несколько десятков миллионов лет после начала звездообразования большая часть газа уходит из комплекса, наиболее яркие звёзды гаснут, неустойчивые звёздные системы распадаются, и комплекс «растворяется» среди более старых звёзд. Считается, что большая часть звёзд диска — это успевшие постареть и «перемешаться» звёзды некогда существовавших и распавшихся молодых звёздных систем.

Таким образом, процесс превращения газа в звёзды можно условно разделить на несколько этапов: формирование крупномасштабных газовых комплексов, либо образование более мелких областей с повышенной плотностью газа благодаря столкновениям газовых масс, появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, сжатие наиболее плотных и холодных участков этих облаков (их «ядер») до возникновения звёзд, нагрев газа молодыми звёздами и вспышками сверхновых и, наконец, уход газа из областей звездообразования, приводящий к прекращению этого процесса и распаду «рыхлых» молодых звёздных систем. Продолжительность первого этапа сопоставима с периодом оборота вокруг центра галактики (или со временем пересечения промежутка между спиралями) — около 10^8 лет. Раз начавшись, активная фаза звездообразования длится несколько десятков миллионов лет. Наконец, примерно такое же время требуется для разрушения комплексов. При этом звездообразование, завершившись в одной области галактики, может, порождая волны сжатия в газе, ускорить начало того же процесса в соседних областях диска.

Сложность создания физической картины процесса звездообразования связана с двумя факторами: во-первых, с его зависимостью от многих параметров газовой среды, а во-вторых, с существованием обратной связи в системе «газ–звезды–газ», обусловленной воздействием появившихся звёзд на газовую среду, в которой они рождаются. Причём эта обратная связь может быть как положительной (стимулировать образование звёзд), так и отрицательной (тормозить этот процесс), все зависит от соотношения между темпом передачи энергии газу и скоростью его остывания. Основной «канал» обратной связи — это взрывы сверхновых и расширение их газовых остатков, а также отток газа, вызванный интенсивным звёздным ветром от молодых массивных звёзд. Взрыв одной сверхновой типа II приходится на несколько сотен возникших звёзд. Это означает, что через несколько миллионов лет после начала звездообразования в молодом скоплении или комплексе произойдёт серия вспышек. Существенная доля энергии, выделяющаяся при взрыве сверхновой, передаётся окружающей среде. В итоге возникают расширяющиеся области горячего разреженного газа и ударные волны, распространяющиеся по межзвёздному газу. Эти ударные волны играют роль положительной обратной связи в процессе звездообразования — они сжимают уже существующие сравнительно плотные области газа, ускоряя их остывание и дальнейшее сжатие, стимулируя тем самым рождение звёзд. Здесь важно иметь в виду, что в условиях межзвёздного пространства сильное сжатие газа, например, ударной волной, может привести лишь к кратковременному нагреву непосредственно за фронтом волны, за которым последует быстрая потеря тепловой энергии на высвечивание с последующем остыванием и сжатием, что стимулирует рождение звёзд. Однако очень мощная вспышка звездообразования приводит к обратному результату: она нагревает и выбрасывает газ из комплекса, и поэтому образование звёзд приостанавливается.

Из-за упомянутой выше обратной связи звездообразование на достаточно больших пространственных масштабах может быть саморегулирующимся процессом. Уменьшение количества молодых звёзд приведёт к уменьшению энергии, передаваемой газу, в результате турбулентные движения будут затухать, а средняя плотность газа — возрастать, вызвав, в конечном счёте, новый всплеск звездообразования. Аналогичным образом, процесс резкого увеличения числа молодых звёзд через некоторое время (десятки миллионов лет) сам себя погасит из-за нагрева газа и его ухода из области звездообразования. В локальных областях гигантских галактик или в карликовых галактиках в целом такая обратная связь может обусловить автоколебательный режим звездообразования.

В таких галактиках как наша, газ, благодаря энергии, полученной от молодых звёзд, может подниматься над областями активного звездообразования, удаляясь от плоскости диска на килопарсек и более, образуя явление т. н. галактических фонтанов. Затем газ частично остывает и падает назад к плоскости диска в форме облаков HI, либо смешивается с горячим газом гало, хотя и остается в галактике. Но в карликовых галактиках, где потенциальная «яма» гравитационного поля более мелкая, при мощных вспышках звездообразования происходит интенсивный отток газа, надолго или навсегда покидающего галактику, унося вместе с собой возникшие в звёздах тяжёлые элементы. Поэтому в маломассивных галактиках интенсивное звездообразование может привести к быстрому уменьшению количества межзвёздного газа, а содержание металлов в сохранившемся газе и звёздах останется низким, что подтверждается наблюдениями.

Анализ наблюдений показал, что темпы звездообразования на данном расстоянии от центра галактики зависят в первую очередь от средней плотности или давления газа. Важную роль при этом могут играть также и угловая скорость вращения галактики, и наличие спиральных ветвей, и содержание тяжёлых элементов в газе (их отсутствие резко уменьшает концентрацию свободных электронов и, как следствие, темп охлаждения газа).

Очевидно, что действие различных факторов, влияющих на звездообразование, не одинаково в плотной среде молекулярных дисков, в области спиральных ветвей, и на далекой периферии галактик, где средняя плотность газа на один–два порядка ниже, чем в окрестности Солнца, газовый диск гравитационно устойчив, а редкие очаги звездообразования всё равно присутствуют.

Из перечисленных этапов самым продолжительным является формирование гравитационно связанных молекулярных облаков, поэтому основные факторы, влияющие на темп звездообразования, действуют именно на этом начальном отрезке времени.

Зависимость скорости этого процесса от плотности газа обусловлено тем, что с возрастанием плотности:

— газ быстрее остывает, что облегчает формирование любых уплотнений (облаков);

— облака газа, как и турбулентные потоки, чаще сталкиваются между собой и, поскольку столкновения не абсолютно упруги, это приводит к сжатию и быстрому остыванию газа, а также к уменьшению относительных скоростей между отдельными неоднородностями и ускорению их слияния;

— среда становится локально непрозрачной для ультрафиолетовых лучей (из-за пыли), экранируя газ от источников излучения, падает его температура, что при достаточном давлении среды ускоряет формирование холодных молекулярных облаков.

Чем выше масса газа в галактике, тем в среднем больше молодых звёзд в ней наблюдается. То же относится и к локальным областям внутри галактики, ели их размеры существенно больше размеров отдельных областей, охваченных звездообразованием (сотни парсек). Однако эта зависимость носит лишь статистический характер: при той же массе газа количество молодых звёзд в различных галактиках может отличаться более чем на порядок, прежде всего у карликовых систем, где звездообразование носит особенно ярко выраженный вспышечный характер. Следовательно, количество (плотность) газа в галактике не является единственным параметром, определяющим интенсивность процесса рождения звёзд.

Под эффективностью звездообразования будем понимать темп рождения звёзд в расчёте на единицу массы газа.

Понятие эффективности звездообразования может быть приложено как к галактике в целом, так и к её локальным, но достаточно протяжённым областям, чтобы сгладить сильные мелкомасштабные флуктуации в распределении молодых звёзд и газа по диску.

Основная причина падения эффективности звездообразования на больших расстояниях от центра галактики — уменьшение объёмной плотности газового слоя. Давление газа становится низким, и, как следствие, уменьшается доля молекулярного газа, который участвует в формировании гравитационно связанных облаков. Слабое звездообразование или редкие локальные области, содержащие молодые звёзды, иногда присутствуют на очень большом расстоянии от центра галактики, сопоставимом или даже превышающим обычно принимаемый оптический радиус, что говорит о существовании больших флуктуаций плотности газа даже при его низкой средней плотности.

Высокая эффективность звездообразования означает более благоприятные условия для рождения звёзд в данной системе, но если в галактике наблюдаемое звездообразование слабое, то это ещё не означает, что его эффективность низка; возможно, что в галактике весь газ уже почти исчерпан.

Между темпом звездообразования, его эффективностью и относительным содержанием газа в диске нет однозначного соответствия. Предположение о постоянстве эффективности звездообразования может не выполняться, если условия звездообразования сильно меняются в процессе эволюции, или если окажется значительной аккреция газа или выброс газа из галактики. Поэтому, в общем случае, история галактики имеет более сложный характер. Самый важный фактор это аккреция газа на диск, которая должна была быть особенно сильной на стадии формирования диска. В то далёкое время масса галактики росла за счёт падения на нее межгалактического газа, как и за счёт поглощения спутников или слияния более мелких галактик в единую систему. Непосредственно оценить современный темп аккреции газа на нашу или другие галактики — задача очень сложная, и прямые наблюдения дают лишь верхнюю оценку в несколько десятых долей масс Солнца в год в современную эпоху. Однако это относится к холодному газу, который легче обнаружить. Есть основания предполагать, что для многих гигантских галактик темпы аккреции достигают одной или нескольких масс Солнца в год, что сопоставимо с темпами звездообразования в них. В таком случае аккреция может в течение долгого времени поддерживать этот процесс примерно на одном уровне.

Два основных фактора, которые приводят к возрастанию эффективности звездообразования на данном расстоянии от центра, это:

а) наличие ударных волн (или просто сильных волн сжатия) на различных пространственных масштабах, увеличивающих плотность газа и, как следствие, ускоряющих его охлаждение и последующее образование и сжатие холодных облаков, а также

б) гравитационная (или, в общем случае, магнито-гравитационная) неустойчивость газового слоя на масштабах порядка килопарсека или более.

Оба эти фактора ответственны за повышение эффективности звездообразования в спиральных ветвях галактик.

Волны сжатия

В мелких масштабах (сотни парсек и менее) ударные волны, сжимающие газ, возникают при расширении «пузырей» горячего газа вокруг молодых звёздных группировок, при взрывах сверхновых, и как результат сверхзвуковых турбулентных движений газа, которые также могут энергетически подпитываться взрывами звёзд. Появление новых очагов рождения звёзд в свою очередь порождает новые волны сжатия и способствует распространению звездообразования по газовому диску галактики — по аналогии с распространением лесного пожара, где каждое горящее дерево с некоторой вероятностью поджигает соседнее. При определенной вероятности «поджига» соседнего дерева и определённом темпе вырастания новых деревьев устанавливается квазистационарный режим «горения». Аналогичная ситуация может иметь место и при распространении звездообразования в дисках галактик.

Помимо локальных областей сжатия газа, в галактиках распространяются крупномасштабные волны, связанные со спиральными волнами плотности, которые сжимают газ, входящий в спиральную ветвь, и тем самым синхронизируют звездообразование вдоль фронта. В реальных галактиках сильная неоднородность межзвёздной среды приводит к более сложной картине: вдоль спирали появляется целая сетка переплетающихся фронтов сжатия, которые выдают своё присутствие ростом непрозрачности среды, связанной с увеличением плотности газа за фронтом. На изображениях галактик хорошо заметно, что вдоль спиральных ветвей концентрируются многочисленные пылевые прожилки. Возникают гравитационно связанные молекулярные облака. В процессе их быстрой эволюции несколько процентов массы газа переходит в звёзды, их активность разрушает облака частично или полностью, так что при выходе из спиральной ветви газ вновь становится в основном атомарным.

Звездообразование в спиральных ветвях усиливается не только потому, что в них выше плотность газа, но и потому, что эффективность звездообразования за фронтом волны сжатия также выше. Однако наблюдения близких спиральных галактик показали, что возрастание эффективности в спиральных рукавах оказалось небольшим, и оно в значительной степени компенсируется его уменьшением между спиральными ветвями, поэтому наличие спиральной структуры слабо отражается на характере звездообразования в галактике в целом.

Дополнительным механизмом, сжимающим газ и увеличивающим эффективность звездообразования в дисковых галактиках богатых скоплений, может служить динамическое и статическое давление со стороны горячего межгалактического газа с плотностью ρ, окружающего галактики.

Ударные волны в газовой среде, стимулирующие процесс звездообразования, возникают также при сильных приливных взаимодействиях в тесных системах галактик. Возмущающая сила со стороны близкой галактики вызывает некруговые движения газа, неизбежно приводящие к росту дисперсии скоростей облаков и их более частым столкновениям. Усиление темпов звездообразования в сильно взаимодействующих, особенно взаимопроникающих системах, заметно проявляется в возрастании мощности излучения эмиссионных линий и повышении светимости в далёкой ИК области.

Гравитационная неустойчивость газового диска

Если вращающийся газовый диск является гравитационно неустойчивым, то в нём могут развиваться крупномасштабные неоднородности, приводящие к образованию массивных газовых комплексов. Вращение диска является фактором, стабилизирующим диск относительно крупномасштабных гравитационных возмущений, и таким образом уменьшающим эффективность звездообразования.

Рождение звёзд в условиях низкой средней плотности газа обусловлено либо локально меньшей дисперсией скоростей газа, либо другими процессами, увеличивающими плотность газа, которые не связаны с крупномасштабной неустойчивостью.

В диске долгое время (миллиарды лет) может поддерживаться плотность газа на уровне, близком к критическому — как из-за низких темпов звездообразования, так и в результате пополнения запасов межзвёздной среды при аккреции межгалактического газа или газа, сброшенного старыми звёздами галактики на заключительных стадиях их эволюции. При плотности, превышающей критическую, но близкой к ней, развитие гравитационной неустойчивости в газовом диске должно приводить к образованию неоднородностей. Предполагается, что сжатие таких неоднородностей и приводит к появлению «сверхоблаков» в богатых газом галактиках.

Если плотность газа значительно больше σ(g,c) (критическое значение для поверхностной плотности тонкого вращающегося слоя газа, при котором он ещё может быть гравитационно устойчивым), то развитие неустойчивости должно привести к быстрому росту крупномасштабных неоднородностей в диске и возрастанию скоростей хаотических движений газа до критического значения. Это, в свою очередь, будет усиливать звездообразование вследствие сжатия газа при столкновениях газовых масс. По-видимому, такой режим бурного звездообразования имел место в молодых галактиках, при высокой плотности газа формирующегося диска. В них часто наблюдаются гигантские области, охваченные звездообразованием, так что с большого расстояния галактики выглядят как скопления из нескольких крупных ярких сгустков.

Условие гравитационной устойчивости накладывает ограничение на массу газа в галактике.

Если газовый диск близок к границе устойчивости, то внешнее воздействие может спровоцировать рост неустойчивости диска и, как следствие, вызвать вспышку звездообразования в нём. Это дополнительный механизм усиления звездообразования во взаимодействующих галактиках, помимо прямого столкновения газовых масс двух взаимопроникающих галактик.

Ядра галактик

Термин «ядро галактики» может иметь два смысла: ядро как центральная, выделяющаяся высокой яркостью, наиболее плотная область галактики, и ядро как исчезающе малая (по сравнению с размером галактики) область, где сконцентрирована большая масса вещества и могут разыгрываться процессы, сопровождающиеся выделением большого количества энергии, не объясняющиеся суммарной актив- ностью отдельных звёзд. В последнем случае ядра называют активными. Ниже мы будем использовать именно второй вариант термина, используя для первого варианта термин «околоядерная область».

В гигантских спиральных галактиках (в том числе в нашей Галактике) околоядерные области диаметром 1–2 кпк обычно содержат как звёзды, так и плотные диски молекулярного газа, в которые погружены очаги звездообразования. Большое количество пыли делает эти диски практически непрозрачными для оптических лучей. В некоторых случаях околоядерные диски имеют свою структуру, похожую на спиральные ветви или бары. Околоядерные диски наблюдаются и в некоторых Е-галактиках, но отсутствуют в Irr-галактиках, где концентрация вещества к центру наиболее низкая.

История формирования околоядерных областей имеет свои особенности, связанные с их центральными положением. Это — продукт длительной динамической эволюции галактики, продолжающейся и в настоящее время. Их формирование растянулось на миллиарды лет и происходит за счёт газа, теряющего по тем или иным причинам момент импульса (например, при взаимодействии с существующим или некогда существовавшим звёздным баром). Гигантские молекулярные облака и шаровые звёздные скопления, возникшие в пределах нескольких килопарсек от ядра, также могли потерять момент импульса и постепенно «опуститься» к центру галактики благодаря динамическому трению о звёздное население старого диска и сферического компонента галактики. В самом центре спиральных и небольших эллиптических галактик во многих случаях находятся плотные ядерные гравитационно связанные звёздные скопления с массой порядка десяти миллионов масс Солнца, что превышает массу гигантских шаровых скоплений в галактиках. Массивное ядерное скопление наблюдается и в центре нашей Галактики. Звёздный состав ядерных скоплений говорит о происходивших в них вспышках звездообразования, в процессе которых росла их звёздная масса. В околоядерных областях и, в частности, в ядерных скоплениях, присутствуют звёзды различных возрастов, но в большинстве своём они очень старые и имеют сравнительно высокое содержание металлов по сравнению с остальной галактикой, что говорит об особенностях их эволюции. Часто околоядерные области оказываются динамически выделенными, отличаясь более высокой угловой скоростью по сравнению с прилегающими областями диска.

Наконец, в центре всех или большинства массивных галактик, как считается, находится сверхмассивная чёрная дыра, в основном сформировавшаяся в первый миллиард лет существования галактики. При определённых условиях она становится центром активности. Однако активные ядра наблюдаются не более чем у одного процента галактик. В остальных случаях ядро не активно, либо его активность находится на очень низком уровне. Такие галактики принято считать нормальными.

Большую стимулирующую роль в изучении ядер галактик и нестационарных процессов, связанных с их активностью, сыграли работы В. А. Амбарцумяна, который считал, что они играют основополагающую роль в образовании галактик и их систем. Со временем, однако, утвердилась иная точка зрения, согласно которой не активность ядра формирует галактику, а ядро образуется и растёт (по массе) вместе с галактикой, и его текущий уровень активности зависит от непосредственного окружения. Ранняя мощная вспышка активности ядра, в свою очередь, могла влиять на формирование молодой «родительской» галактики, например, через нагрев, ионизацию или выброс газа из центральной области.

Наблюдаемые признаки активности ядра и формы выделения энергии могут быть различными. Наиболее часто встречающимися проявлениями активности являются:

— быстрое движение газа со скоростями в тысячи километров в секунду, которое приводит к сильному уширению линий излучения в спектре ядра вследствие эффекта Доплера;

— излучение большой мощности в коротковолновых областях спектра, сконцентрированное в очень небольшой области размером менее светового года. Спектр его не похож на спектр абсолютно черного тела и имеет степенную форму. Излучение обычно имеет переменный характер без чётко выраженного периода; характерное время заметного изменения светимости составляет от нескольких лет до нескольких дней или даже часов;

— выбросы струй (джетов) газа и высокоэнергичных частиц из активных ядер.

— высокая мощность радиоизлучения, связанного с выбросом релятивистских электронов из ядра, излучающих в магнитном поле (синхротронный механизм излучения).

По характеру проявления активности принято разделять галактики с активным ядром на сейфертовские галактики, радиогалактики, квазары и лацертиды.

Сейфертовские галактики — это спиральные галактики, в которых активное ядро наблюдается как звездоподобный, часто переменный по яркости объект, в центре галактики.

В окрестности сейфертовских ядер часто наблюдается интенсивное звездообразование в околоядерном газовом диске радиусом несколько сотен парсек (не путать с аккреционным диском вокруг чёрной дыры). Активность молодых звёзд (нагрев газа и пыли, вспышки сверхновых) также вносит свой вклад в наблюдаемые особенности сейфертовских ядер, причём вклад массивных звёзд в энергетику ядра не всегда легко отделить от вклада центрального, не звёздного источника.

Радиогалактики — это галактики, с которыми связано интенсивное радиоизлучение, в тысячи и более раз превосходящее по мощности радиоизлучение нормальных галактик, таких, как наша. Радиоизлучение имеет синхротронную природу и связано с выбросом потоков релятивистских электронов из ядра. Мощные радиогалактики встречаются, как правило, среди массивных эллиптических. Форма самих радиоисточников различна: обычно это либо радиоизлучающая оболочка вокруг галактики, либо длинные «джеты» — выбросы из ядра в противоположных направлениях, хотя возможна их комбинация. В самом центре галактики потоки релятивистских частиц часто наблюдаются как крошечные и неоднородные по яркости «парсековые» радиоджеты, направленные от ядра.

Квазары по наблюдаемым особенностям похожи на ядра сейфертовских галактик, но превосходят последние по мощности выделения энергии на несколько порядков. Хотя название «квазары» — это сокращение от «квазизвёздные радиоисточники», оно отражает лишь исторический путь их открытия. Большая часть квазаров не отличается мощным радиоизлучением. В тех случаях, когда можно рассмотреть родительскую галактику, чаще всего оказывается, что квазары ассоциируются с эллиптическими галактиками, в которых бывают заметны следы тесного взаимодействия (искажение формы, присутствие газа), что, по-видимому, является результатом происходящего слияния галактик.

Лацертиды — выглядят как быстропеременные звёзды с крайне слабыми спектральными линиями и частично поляризованным излучением. Они оказались редко встречающимся типом активных ядер гигантских эллиптических галактик, поскольку свет галактик «тонет» в свете активного ядра. Предполагается, что особенности, характерные для лацертид, возникают при направлении джета почти точно на наблюдателя.

Галактики с активными ядрами довольно широко распространены и составляют несколько процентов от всех галактик высокой светимости. Однако между активными и спокойными ядрами галактик нет резкой границы, и слабые признаки активности можно найти в большинстве наблюдаемых галактик высокой светимости.

Структура активных ядер

Принято разделять три зоны активного ядра:

1. Источник континуума (предполагается, что он представляет собой аккреционный диск вокруг сверхмассивной чёрной дыры). Размер наиболее «яркой» части сопоставим с размером солнечной планетной системы (световые часы или дни). Коротковолновое оптическое и жёсткое излучение связано с очень высокой температурой диска, доходящей во внутренних областях до 10^9 К.

1. Область широких спектральных линий (BLR). Размер этой области — от нескольких световых дней до (в квазарах) нескольких световых месяцев. Излучение, тепловое по природе, рождается в потоках плотного газа, движущихся со скоростями в тысячи километров в секунду.

1. Область узких спектральных линий (NLR). Размер — световые месяцы. Газ по своим свойствам похож на газ, который наблюдается в областях HII вокруг молодых звёзд, но имеет дисперсию скоростей в сотни километров в секунду. Эта среда постепенно переходит в неоднородный по плотности околоядерный газовый диск, простирающийся на сотни световых лет.

Сверхмассивные чёрные дыры

Единственный источник энергии, известный в физике, который мог бы долгое время «работать» с обычным веществом в ядре и обеспечивать наблюдаемый уровень энерговыделения — это аккреция газа в гравитационном поле сверхмассивной чёрной дыры с массой от сотен тысяч до нескольких миллиардов с.м. Все процессы разворачиваются в окрестности чёрной дыры. Свободно падающее на неё вещество разгоняется до околосветовых скоростей, и вблизи чёрной дыры его поток закручивается из-за наличия момента импульса в плотный и чрезвычайно горячий аккреционный диск. Энергия этого «волчка» и служит основным резервуаром энергии активного ядра. Именно в нём, а не в самой чёрной дыре, рождаются мощные потоки коротковолнового излучения, и благодаря его магнитному полю происходит ускорение до очень высоких энергий протонов и электронов, которые выбрасываются в форме узких джетов перпендикулярно плоскости аккреционного диска.

Основная энергия активного ядра — это преобразованная энергия вещества, выделяющаяся при его падении в глубокую потенциальную яму, создаваемую сверхмассивной чёрной дырой. Как и в случае аккреции на компактные остатки звёзд, в аккреционном диске вокруг СМЧД энергия падающего газа частично переходит в тепловую энергию, частично — в энергию вращения диска. В целом, выделяющаяся энергия оказывается в десятки раз выше, чем ядерная, заключенная в атомах падающего вещества, поскольку оно разгоняется в поле чёрной дыры до скоростей, сопоставимых со скоростью света.

Пока нет общепринятого объяснения, почему в одних случаях основная энергия ядра выделяется в форме оптического и инфракрасного излучения, в других — в форме радиоволн и потоков релятивистских частиц.

В большинстве галактик, в том числе и гигантских, активность ядра остаётся очень слабой.

Для того, чтобы объяснить высокую активность ядер, масса чёрной дыры должна составлять миллионы и миллиарды масс Солнца, но для «пробуждения» ядра к активности большой массы чёрной дыры недостаточно, требуется доставка «топлива» — обычного газа с малым орбитальным моментом импульса, чтобы он мог образовать компактный и плотный аккреционный диск. Для этого должен существовать механизм, отбирающий у газа момент импульса, чтобы сначала газ мог попасть в центральную область галактики, а затем — чтобы небольшая часть этого газа с самым низким моментом импульса проникла в область аккреционного диска.

Скопления галактик

Неоднородности в пространственном распределении галактик проявляются в существовании систем галактик — пар, групп (от нескольких членов до нескольких десятков) и скоплений (от нескольких десятков до нескольких тысяч, а в отдельных случаях — ещё большего числа). Скопления, в свою очередь, образуют ячеистую крупномасштабную структуру Вселенной. Среди примерно 10 тысяч ближайших галактик, 10–20 % находятся в скоплениях или прилегающих к ним областям, около 10% образуют пары, и 5–10% сравнительно изолированы. Остальные галактики (более половины общего числа) принадлежат к группам галактик, таким как Местная Группа, к которой принадлежит наша Галактика и две ближайшие к ней спиральные галактики (М31, М33) со своими системами карликовых спутников. Доля галактик, которые можно считать действительно изолированными, ещё меньше, и они представляют особый интерес, поскольку в их образовании и эволюции не играло никакой роли взаимодействие с соседними системами. В обширных пространственных пустотах (войдах) встречаются лишь редкие карликовые неправильные галактики с большим содержанием газа и низкой металличностью, в то время как в группах и скоплениях их мало, и они обычно располагаются на периферии. Это означает, что формирование и эволюция галактик зависит от их окружения.

Как и звёздные скопления, скопления галактик условно разделяют на два типа: рассеянные (неправильные, иррегулярные) и сферические (правильные, регулярные). Первые содержат меньше галактик, они слабо группируются к центру, форма скопления неопределённая. Сферические скопления имеют сравнительно симметричную форму, круглую или заметно вытянутую, они обладают более сильной концентрацией галактик в центре, число галактик в них значительно больше.

Поскольку плотность галактик в центре скопления существенно выше средней, это означает, что в наиболее плотных областях средние расстояния между соседними системами сопоставимы с размерами гигантских галактик. Этот пример показывает, что, в отличие от звёзд в звёздных скоплениях, при анализе движения галактик их нельзя считать точками, между ними должны часто происходить сближения или прямые столкновения.

Внутри любого скопления всегда наблюдается хотя бы несколько гигантских эллиптических (Е) или линзовидных (S0) галактик, хотя относительное число галактик этих типов сильно меняется от скопления к скоплению. Чем плотнее скопление, т. е. чем в среднем ближе друг к другу его члены, тем выше доля галактик Е–S0. Доля спиральных галактик вне скоплений (без учёта карликовых систем) составляет около 80%, внутри скоплений — около половины, а в центральной части богатых скоплений они практически отсутствуют. Зато доля галактик E–S0 соответственно растёт, так что в богатых скоплениях они преобладают.

Скопления галактик можно рассматривать как самые крупные в природе гравитационно-связанные системы. Однако возраст скоплений недостаточно велик для эффективного обмена энергией при сближениях галактик (за исключением галактик в самых плотных центральных областях регулярных скоплений). Поэтому скопления не являются равновесными прорелаксированными системами. Галактики, наблюдаемые во внешних областях скопления, могут ещё только падать на него, и в этом случае они лишь через миллиарды лет пройдут через его центральную область. Так что процесс формирования скоплений до сих пор продолжается.

Газ в скоплениях галактик

Чтобы газ заполнял какую-либо гравитационно-связанную систему, скорость отдельных атомов (или скорость звука в газе) должна быть близка к средней скорости относительного движения членов этой системы. При меньших скоростях газ будет падать на центр системы, при больших — покидать её, поскольку гравитационное поле окажется не в состоянии его удержать. Температура газа отражает глубину потенциальной ямы, образуемой гравитационным полем скопления, и поэтому её оценка может быть использована для определения полной массы скопления.

Можно было бы ожидать, что межгалактический газ — это тот первичный газ, который остался после формирования галактик. Но в этом случае он представлял бы собой практически чистую водородно-гелиевую плазму. Однако в рентгеновских спектрах скоплений были найдены линии излучения ионизованных атомов железа и некоторых других тяжёлых элементов. Содержание тяжёлых элементов в газе оказалось лишь в несколько раз меньше, чем у звёзд типа Солнца. Это говорит о том, что межгалактический газ успел перемешаться с газом, который частично прошёл ядерную переработку в звёздах и, по-видимому, был выброшен из галактик на стадии бурного звездообразования в эпоху их молодости.

Масса рентгеновского газа, находящегося в межгалактическом пространстве, обычно сопоставима с полной массой всех галактик скопления, а в некоторых случаях и превосходит её.

Однако даже такого количества межгалактического газа недостаточно для объяснения массы скопления: на долю газа обычно приходится не более 10–15% от полной массы. Неизбежен вывод о значительном преобладании тёмной небарионной массы в масштабах скоплений.

Особенности эволюции галактик в скоплениях

Чем меньше среднее расстояние между галактиками, тем чаще встречаются галактики с почти прекратившимся звездообразованием, относящиеся к типам Е и S0. Это говорит о влиянии окружения на эволюцию галактик. Свой отпечаток здесь накладывают как взаимодействие между близкими системами (приливные силы, поглощение одной галактики другой), так и наличие газовой среды, в которой движутся галактики. Рассмотрим сначала взаимодействие галактик при их сближении друг с другом.

Столкновения галактик приводят к обмену энергиями между ними, к приливной деформации либо к слиянию двух галактик в одну вследствие неупругого характера столкновений (часть кинетической энергии движения переходит при этом в энергию внутренних движений звёзд галактик). Массивные галактики могут медленно наращивать массу за счёт поглощения более мелких спутников, а лобовое столкновение двух спиральных галактик может при определённых условиях привести к их слиянию и превратить их в одну эллиптическую или линзовидную галактику, практически лишённую газа. Но чаще всего галактики скоплений проходят на некотором расстоянии друг от друга и расходятся практически не изменившимися. Дело здесь в высокой относительной скорости членов скоплений: чем с большей скоростью они встречаются, тем короче время активного гравитационного воздействия друг на друга, и поэтому тем оно слабее. Вот почему среди галактик пар и небольших групп галактик процент взаимодействующих систем значительно выше, чем среди галактик скоплений.

Процессы столкновений и приливного искажения формы более эффективно идут не в скоплениях, а в группах галактик, поскольку в них галактики обладают более низкими относительными скоростями движения, чем в скоплениях. Благодаря последнему обстоятельству, сблизившиеся галактики дольше находятся недалеко друг от друга, так что приливные силы успевают вызвать более существенные изменения структуры. Возникают приливные хвосты и перемычки, и в итоге галактики в компактных группах теряют часть своего вещества (как звёзд, так и межзвёздного газа), а через большой промежуток времени приливное взаимодействие должно привести галактики к слиянию.

Для скоплений наиболее эффективным является процесс поглощения гигантскими галактиками других галактик, проходящих через их звёздное гало. При этом динамическое трение заставляет влетевшую галактику терять энергию, двигаться по спирали к центру и, в конце концов, разрушаться. Предполагается, что гигантские эллиптические галактики с протяжённым гало, часто наблюдаемые в центральных областях скоплений «выросли» именно за счёт поглощения других. Масса таких галактик иногда достигает 10^13 с.м. Они часто обладают активными ядрами.

Взаимодействие галактик с межгалактическим газом может принимать более разнообразные формы, особенно для спиральных галактик. Эти галактики содержат слой межзвёздного газа вблизи плоскости диска, и небольшую массу горячего разреженного газа в балдже и гало, количество которого поддерживается сбросом газа старыми звёздами в процессе их эволюции.

Механизмы воздействия среды скопления на внутригалактический газ и последствия этого воздействия могут быть различными. Наиболее эффективными являются:

— выметание атомарного газа динамическим давлением, наиболее эффективное для внешних областей диска, где газ слабее удерживается галактикой (хотя в некоторых галактиках этот процесс, по-видимому затрагивает и внутренние области диска, где доминирует молекулярный газ);

— сжатие газового слоя внешним давлением, стимулирующее звездообразование и более быстрое исчерпание газа;

— «сдувание» разреженного газа, находящегося за пределами основного газового слоя, в результате которого прерывается аккреция газа на диск и уносится газ, сбрасываемый звёздами; как следствие, запасы газа в диске галактики перестают пополняться, и звездообразование быстрее приводит к исчерпанию газа.

Для центральных галактик скопления (как правило, это гигантские Е-галактики, часто обладающие активным ядром) важную роль в эволюции могут играть также потоки охлаждающегося межгалактического газа и непрерывный рост массы за счёт поглощения менее массивных членов скопления.

Таким образом, особенности эволюции галактик в скоплениях приводят к преобладанию среди них галактик с низким содержанием газа и слабым звездообразованием, и к появлению отдельных галактик гигантской массы. Неправильные галактики и карликовые галактики, богатые газом, наблюдаются в скоплениях редко, и, повидимому, находятся на периферии скопления, ещё не испытав ни одного прохождения через его центральную часть.