Дуже несхожі один на одного карлики

Навстречу вихрям я всегда бросался,

Хотя мой телескоп и слаб, и мал,

Чтоб видеть звезды. Я не оставался

На берегу, как все. Я воевал

С пучиной вечности…

Дж. Байрон

И эллиптические, и сфероидальные карликовые га­лактики не отличаются большим разнообразием форм или звездного состава. Но, этого никак нельзя сказать по отношению к карликовым неправильным галактикам (dim-галактикам). По форме, яркости, содержанию га­за и молодых звезд они очень не похожи друг на друга. Как правило, это маленькие звездные системы размером несколько килопарсек, не обладающие заметным ядром, но очень неоднородные по яркости (вследствие чего многие из них кажутся совершенно бесформенными).

В немногих сравнительно близких галактиках этого типа на фотографиях заметно большое количество от­дельных наиболее ярких звезд. В отличие от звезд эл­липтических и сфероидальных карликовых галактик это не красные гиганты, а голубые сверхгиганты высокой светимости, поскольку из-за высокой температуры большую часть световой энергии они излучают в ультрафиолетовой области спектра. Подобные звезды хорошо известны и в нашей Галактике. Они не могут быть такими же старыми, как звезды dE- или dSph-га­лактик: это молодые массивные звезды, которые наблюдаются там, где в галактике происходит звездообразо­вание.

Вместе с голубыми звездами в dim-галактиках часто заметны небольшие светящиеся пятнышки, имеющие эмиссионный спектр излучения (Y. е. спектр с эмиссион­ными спектральными линиями). Иногда они слабы, и их можно различить только на фотографиях, сделанных че­рез специальные светофильтры, пропускающие излуче­ние в той или иной спектральной линии, а иногда сразу бросаются в глаза. Некоторые галактики из-за этих пя­тен на негативных фотографиях выглядят, по образному выражению В. Бааде, «как будто их забрызгали черни­лами». Это облака горячего газа (области НИ), светя­щиеся флуоресцентным светом под действием ультра­фиолетового излучения наиболее горячих голубых звезд. Они связаны с областями звездообразования в галакти­ках.

Самой первой детально обследовавшейся галактикой этого типа была небольшая звездная система NGC 6812, находящаяся чуть ближе к нам, чем Туманность Анд­ромеды. Ее подробное изучение первым предпринял еще в 20-х годах один из основоположников внегалактиче­ской астрономии Э. Хаббл. Это была первая галактика, в которой он обнаружил переменные звезды, и одна из первых, в которой удалось найти голубые звезды, звезд­ные скопления и области НИ. Вот почему ее наблюдения сыграли важнейшую роль в установлении природы га­лактик как звездных островов.

Другая довольно похожая на нее, но расположенная несколько дальше dim-галактика, и тоже довольно де­тально изученная, известна под обозначением IС 1613. Как и многие галактики, она напоминает по внешнему виду и несимметричной форме ближайшие к нам галак­тики — Магеллановы Облака, хотя те формально и не относятся к карликовым системам.

В. Бааде, исследовавший в 30-х годах эту галактику, был удивлен неравномерным распределением в ней голу­бых звезд, группирующихся в отдельных обширных об­ластях. Наиболее яркая такая звездная ассоциация на­ходится на северо-восточном крае этой галактики, В га­лактике выделяется и вторая, менее яркая область звез­дообразования. Она, по-видимому, чуть старше первой, потому что в ней наряду с голубыми встречаются и крас­ные сверхгиганты.

Такой характер распределения областей звездообра­зования довольно типичен для dim-галактик. Да и их кажущаяся бесформенность, «рваные» очертания объяс­няются не тем, что вещество в галактике распределено не симметрично, а беспорядочностью расположения об­ластей с повышенной яркостью, связанных со звездооб­разованием, и которые бывают разбросаны по галактике более или менее случайным образом. Безусловно, со временем одни области звездообразования должны ста­реть и «гаснуть», другие — разгораться, так что внеш­ний вид этих галактик за несколько сотен миллионов лет наверняка меняется до неузнаваемости.

Однако все же основу dim-галактик, как и галактик других типов, составляют более слабые старые звезды. Наблюдения этих звезд в ближайших неправильных га­лактиках наглядно показали, что они распределены там так же «гладко» и симметрично относительно центра, как и в эллиптических галактиках.

Две упоминавшиеся dim-галактики имеют звездную величину около 10^m и занимают на небе область разме­ром примерно 20′ каждая. Поверхностная яркость этих галактик невелика, и если бы там не были молодые звез­ды, мы наверняка отнесли бы их к карликовым сферои­дальным системам. По-видимому, между карликовыми галактиками этих двух типов нет резкой границы. Про­сто в одном случае галактика по тем или иным причи­нам лишена межзвездного газа, и звезды в ней переста­ли образовываться, а в другом случае еще имеется меж­звездный газ и продолжается звездообразование.

Из числа галактик Местной группы около 10 отно­сится к dim-галактикам. Среди них есть одна, отличаю­щаяся необычно интенсивным звездообразованием и сравнительно высокой поверхностной яркостью. Эта га­лактика Ривс 8 (поскольку она под № 8 включена в список карликовых галактик, составленный Дж. Рив­сом) имеет звездную величину 14,5^m и очень маленький угловой размер, составляющий всего 1′. Галактики, по­добные NGC 6822 или IС 1613, выглядели бы такими по размеру с расстояния, в 20 раз большего, чем то, на котором Они находятся (далеко за пределами Местной группы). И в этом случае не было бы никакой надеж­ды различить в них отдельные звезды.

Однако когда галактика Ривс 8 была сфотографиро­вана на 3-метровом телескопе Ликской обсерватории, не­ожиданно выяснилось, что на ее фотографии заметно большое количество голубых звезд, ярчайшие из кото­рых имеют звездную величину 19^m. Если предположить светимость ее ярчайших звезд такой же, как и у других dim-галактик Местной группы, то окажется, что этот объект может быть даже ближе, чем Туманность Андро­меды (во всяком случае, если дальше, то ненамного), т. е. относится к числу ближайших к нам галактик. Если это так, то перед нами — одна из самых малень­ких из известных галактик, ее размер составляет всего около 200 пк (для сравнения напомним, что поперечник нашей, Галактики превышает 30 кПк).

Но самый главный сюрприз галактика преподнесла после того, как были проведены точные фотоэлектриче­ские оценки ее цвета. Оказалось, что основное количест­во энергии в ее спектре приходится на коротковолновую (голубую и синюю) области. Для галактик подобный цвет — редкое исключение. Здесь у нее почти нет кон­курентов среди нескольких сотен галактик, для которых имеются количественные измерения цвета.

Такой же голубой цвет, как у Ривс 8, обычно встре­чается лишь у квазаров (да и то далеко не у всех) и у ядер некоторых сейфертовских галактик, отличающихся высокой активностью. Но в этих случаях мы имеем дело с компактным источником нетеплового излучения, в кар­ликовой же галактике свечение создается совокупностью звезд (эмиссионные линии, связанные с излучением го­рячего газа, в этой галактике довольно слабы). А не­обычный цвет галактики связан с большим числом мо­лодых горячих звезд высокой светимости.

По-видимому, в этой маленькой галактике совсем не­давно (по астрономическим масштабам времени, ко­нечно) произошла или происходит сейчас мощная вспышка звездообразования, охватившая практически всю звездную систему. Интенсивному образованию звезд в ней могло способствовать высокое содержание меж­звездного газа. Во всяком случае наблюдения в линии 21 см показали, что на долю водорода, самого распро­страненного газа, приходится более 30% массы всего вещества галактики. Столь большое относительное со­держание межзвездного газа довольно обычно для dim-галактик, однако в одних из этих галактик наблюдается довольно слабое звездообразование, а в других оно про­текает очень бурно. Нельзя ли это объяснить нерегуляр­ным характером звездообразования в маленьких галак­тиках, при котором молодые звезды то появляются в них в большом количестве, то почти исчезают?

В связи с этим стоит обратить внимание на одну осо­бенность образования звезд в галактиках. В больших, т. е. не карликовых галактиках, какими, например, явля­ются наша Галактика, Туманность Андромеды или Большое Магелланово Облако, темпы звездообразова­ния если и остаются в течение долгого времени пример­но постоянными, то лишь для всей галактики в целом, а не для отдельных ее областей. В каждый данный мо­мент активное звездообразование происходит как бы «пятнами». Характерный размер «пятен» несколько со­тен парсек, причем они не однородны по структуре, и внутри каждого есть свои центры активности (молодые звездные скопления или ассоциации).

В галактиках происходят как бы локальные вспышки звездообразования, затухающие через несколько десят­ков миллионов лет. Их затухание, по-видимому, связано не столько с исчерпанием газа, порождающего звезды, сколько с появлением достаточно большого числа горя­чих звезд высокой светимости, которые нагревают газ и уменьшают его плотность, в результате чего гравита­ционная конденсация в данной области прекращается. В выявлении подобного дискретного характера звездо­образования в галактиках большая роль принадлежит московскому астроному Ю. Н. Ефремову.

Нетрудно понять, что если размер областей звездо­образования не уменьшается с размером галактики (а это действительно так), то чем меньше галактика, тем более сильные колебания будут испытывать полное чис­ло молодых звезд и темпы звездообразования в ней. Ведь в больших галактиках одновременно действует сра­зу много очагов звездообразования, и хотя одни со вре­менем исчезают, а другие появляются, их суммарный вклад в излучение галактики не будет подвержен боль­шим колебаниям. В маленьких же галактиках одновре­менно может присутствовать лишь незначительное чис­ла таких очагов (а случайно может и ни одного не оказаться), а отсюда имеются резкие колебания темпов об­разования звезд, В пределе, при размере галактики лишь 1 кпк, в ней изредка должны происходить мощные вспышки звездообразования, охватывающие всю галак­тику, на короткое время многократно увеличивающие яркость всей галактики.

Теорию звездообразования в карликовых галактиках, основанную на предположении о статистическом харак­тере этого процесса, разработали в 1980 г. американские ученые X. Жерола, П. Сейден и Л. Шульман. Они рас­считали, как со временем должны изменяться те харак­теристики галактик, если звездообразование вспыхивает в отдельных ячейках. В численных моделях галак­тик, построенных авторами, звездообразование носило явно выраженный вспышечный характер в масштабах всей галактики, если ее размеры не более чем в 10 раз превышали размер отдельных ячеек звездообразования (карликовые галактики вполне удовлетворяют этому ус­ловию). Чем меньше был радиус галактики в численном эксперименте, просчитанном учеными, тем реже происхо­дили эти вспышки и тем сильнее была каждая из них. Галактики размером 400 пк во время вспышки звездо­образования становились ярче в 100 раз.

Разумеется, подобные модельные расчеты лишь при­близительно могут представлять реальные процессы звез­дообразования в галактиках. Достаточно сказать, что в наблюдаемых галактиках области звездообразования мо­гут заметно различаться и по размеру, и по числу моло­дых звезд (а это не учитывалось в расчетах). Тем не ме­нее численные модели общий характер звездообразова­ния, по-видимому, отражают правильно, и поэтому даже упрощенные модели смогли объяснить целый ряд свойств карликовых галактик, таких, как низкое содержание тя­желых элементов и очень большое разнообразие в тем­пах звездообразования, наблюдающееся даже среди га­лактик-карликов, содержащих примерно одинаковое ко­личество межзвездного газа.

Раньше уже говорилось, что карликовая галактика могла лишиться межзвездного газа на стадии интенсив­ного звездообразования, не удержав его своим слабым гравитационным полем. Но даже если часть межзвезд­ного газа и остается в галактике, при некоторых усло­виях он неизбежно покинет ее и без помощи молодых звезд. Это произойдет в том случае, если галактика будет быстро двигаться в разреженной плазме межгалак­тического пространства. Об этом говорит одна любопыт­ная особенность распределения галактик-карликов в группах и скоплениях. Известно, например, что в Мест­ной группе галактик карликовые сфероидальные систе­мы «жмутся» к центральным, галактикам-гигантам (не подходя, однако, совсем близко), а dim-галактики пред­почитают находиться на периферии (об этом подробнее см.: Псковский Ю. П. Соседи нашей Галактики).

Советские ученые Я. Эйнасто, А. Чернин и П. Саар показали, что такое расположение галактик характерно не только для Местной группы, но и других подобных ей систем. Ими было обосновано предположение о том, что галактики во внутренней области систем успели по­терять межзвездный газ, двигаясь в более плотной га­зовой среде, окружавшей «центральные» галактики (на периферии плотность межгалактического газа должна быть значительно ниже). И если существование доста­точно плотной газовой межгалактической среды в таких системах, как Местная группа, до сих пор проблематич­но, то в скоплениях галактик в ряде случаев межгалак­тический газ наблюдается непосредственно — по своему рентгеновскому излучению.

Поскольку галактики в скоплениях движутся очень быстро (характерная скорость их движения относитель­но центра скопления составляет около 1000 км/с), поэто­му можно ожидать, что выметание газа из карликовых галактик в скоплениях должно быть особенно эффектив­ным. Если dim-галактика при своем движении вокруг центра масс скопления «влетит» в его внутреннюю об­ласть, то даже столь низкая плотность межгалактиче­ского газа, которая составляет всего несколько сотен отдельных атомов в кубическом метре, будет достаточ­на, чтобы набегающий на галактику «встречный» поток газа вымел бы из нее почти всю межзвездную среду. В результате dim-галактика становится dSph-галакти­кой.

Действительно, как было показано В. Е. Караченце­вой и А. В. Засовым, в близких скоплениях галактик доля карликовых галактик, лишенных признаков звездо­образования (т. е. систем типа «Скульптора»), по отно­шению ко всем галактикам-карликам низкой яркости значительно возрастает. Особенно наглядно это прояв­ляется в случае скопления галактик в Деве, Во внутренней области скопления очень мало dim-галактик (да и к тому же они могут проецироваться на центр, в дейст­вительности находясь далеко от него), а dSph-галактики, наоборот, сильнее концентрируются к центру скоп­ления, чем галактики любого другого типа.

Правда, в скоплении галактик в Деве наблюдаются удивительно слабые голубые галактики очень малень­кого размера, предположительно относящиеся к dlm-га­лактикам. Но после того как на 6-метровом рефлекторе были измерены лучевые скорости этих объектов, воз­никло сомнение в том, что они располагаются внутри скопления. «Нормальные» галактики из скопления в Де­ве удаляются от нас со средней скоростью около 1000 км/с, а голубые галактики в большинстве своем обладают или -значительно меньшей скоростью (менее 500 км/с) или значительно большей (превышающей 1500 км/с). По-видимому, большинство этих объектов находится за пределами скопления или по крайней мере за пределами его центральной области, заполненной межгалактической средой.

Карликовые галактики, не относящиеся к внутрен­ним областям групп и скоплений, могут многие миллиар­ды лет сохранять большие запасы неизрасходованного межзвездного газа. Раньше уже говорилось, что в dim-галактиках на долю межзвездного газа нередко прихо­дится значительная часть полной массы вещества га­лактики. Это показали радионаблюдения галактик в ли­нии радиоизлучения атомарного водорода на длине вол­ны 21 см. В ряде случаев газ прослеживается в галак­тике до таких расстояний от центра, на которых уже незаметно присутствия, звезд.

Наиболее разительный случай представляет собой пара карликовых галактик NGC 4485/4490 в созвездии Гончих Псов. Общая газовая оболочка галактик по раз­меру превышает 100 кпк. Радиокарта этой пары, полу­ченная по наблюдениям на 100-метровом радиотелеско­пе, показана на рис. 3 (темные пятна в центре — это оптические контуры галактик). Природа подобных газо­вых оболочек пока не ясна. Есть основания полагать, что полная масса этих галактик значительно больше, чем та, которая заключена в пределах оптических гра­ниц: Существует какая-то «невидимая» масса, которая удерживает своей гравитацией галактики и газ вместе.

Распределение водорода вокруг пары карликовых галактик

Проблема существования невидимой (скрытой) массы вещества (возможно, очень слабых звезд) на пери­ферии галактик и между ними уже давно беспокоит астрономов. В одних случаях для предположений о при­сутствии такой массы нет никаких оснований, в других, по мнению автора, ее существование бесспорно и выте­кает из анализа скоростей движения вещества внутри галактик. Быть может, наблюдения сравнительно близ­ких карликовых звездных систем помогут решить эту проблему.

Если карликовые галактики «теряют» межзвездный газ, он переходит в межгалактическое пространство. По­этому значительная часть наблюдаемого межгалактиче­ского газа в прошлом могла находиться внутри галак­тик. Однако у «потерянного» газа может быть и иная судьба. Представим себе, что карликовая галактика, со­держащая газ, в своем движении встречается с массив­ной галактикой, сталкиваясь с ней или хотя бы задевая ее внешние области. Естественно, такая встреча не мо­жет пройти для карликовой галактики безнаказанно. Расчеты показывают, что даже если она уцелеет и не будет разрушена приливными силами, то разреженная газовая среда, окружающая массивную галактику (га­зовая корона), очистит ее от межзвездного газа, который навсегда перейдет в собственность другой галактики. Поскольку карликовые галактики часто наблюдаются в группах, по соседству с большими звездными система­ми, такие события не должны быть очень редкими.

В связи с этим обращают на себя внимание малочис­ленные примеры странных эллиптических галактик, в ко­торых содержится значительное количество межзвездной среды (напомним, что в большинстве случаев эллипти­ческие галактики лишены всяких наблюдаемых призна­ков присутствия там газа или пыли). Эти исключения из общего правила обнаружились как при анализе радио­излучения водорода, так и при рассмотрении оптиче­ских фотографий, на которых ряд эллиптических галак­тик выглядят пересеченными темной полосой из погло­щающей материи (межзвездной среды, содержащей пыль).

Как и в спиральных галактиках, межзвездная среда в этих эллиптических системах образует широкий и срав­нительно тонкий диск. Но есть и различие. Внутри спи­ральных галактик диск всегда расположен в экватори­альной плоскости (если исключить очень далекие от центра области), так что когда он виден «с ребра», то кажется пересекающим галактику по большой оси. В случае эллиптических галактик это не всегда так: тем­ная полоса межзвездной среды может пересекать галак­тику по малой оси и под острым углом.

Интересно, что многие эллиптические галактики с га­зопылевым диском являются радиогалактиками. В них имеется активное ядро, которое выбрасывает потоки бы­стрых частиц с околосветовыми скоростями, что и обус­ловливает мощное радиоизлучение. К числу таких га­лактик относится ближайшая к нам радиогалактика Центавр А, в которой темная полоса делит видимый эл­липтический диск надвое вдоль малой оси (причем на краю галактики по обе стороны от центра полоса ис­кривляется). Такая ориентация газопылевого диска мо­жет быть вызвана тем, что межзвездное вещество, об­разующее этот диск, первоначально не было с галакти­кой связано и попало в нее извне.

В связи с этим возникает вопрос: нет ли в межгалак­тическом пространстве облаков газа с массой в сотни миллионов масс Солнца, с которыми может случайно встретиться та или иная галактика.

Наблюдателями были поставлены специальные про­граммы поиска таких межгалактических облаков. В оп­тическом диапазоне спектра их искать бесполезно, ведь холодный газ не излучает света. Можно было попытать­ся найти облака в линии излучения водорода 21 см, од­нако и это очень затруднительно: заранее неизвестно не только, где их искать, но и на какой частоте. Точное значение частоты (или длины волны) радиолинии из-за эффекта Доплера зависит от того, с какой скоростью движется газ, образующий облако относительно наблю­дателя. Изменение скорости приближения или удаления облака от наблюдателя всего на 1 км/с соответствует из­менению частоты излучения почти на 5 кГц. А ведь ско­рости далеких галактик могут измеряться тысячами ки­лометров в секунду. Вместе с частотой, естественно, ме­няется и длина волны излучения. Поэтому при наблю­дении водорода в галактиках каждый раз приходится «настраивать» радиоаппаратуру на ту длину волны, на которой он излучает в данной галактике. Это затрудняет поиски радиоисточника, скорость которого не известна.

Проще всего облако межгалактического газа можно обнаружить вблизи отдельных галактик или в группах галактик, где с большой вероятностью скорость межга­лактического облака будет близка к скоростям близ расположенных галактик.

К чему же привели поиски изолированных облаков газа среди галактик?

Прежде всего, их оказалось крайне мало, да и раз­меры, как правило, невелики (лишь весной 1983 г. по­ступило сообщение об открытии облака межгалактиче­ского водорода размером с большую галактику). Но «чистые» это облака, или они окружают давно сформи­ровавшиеся карликовые малозаметные галактики?

Несколько лет назад астрономы К. Ло и У. Саржент провели поиск межгалактических облаков в трех срав­нительно близких к нам группах галактик. Наблюдения на радиотелескопе с 40-метровой антенной не привели к успеху; не удалось обнаружить ни одного облака во­дорода. Тогда был использован самый крупный в мире радиотелескоп с поворотной антенной — 100-метровый гигант, построенный в ФРГ. По сравнению с 40-метро­вым радиотелескопом его чувствительность на длине волны излучения водорода в 10 раз больше. С помощью этого инструмента в группе галактик вокруг известной спиральной туманности М 81 было действительно найде­но четыре изолированных водородных облака с массой газа по несколько, сотен миллионов масс Солнца в каж­дом.

Но изучение фотографий, полученных с помощью оп­тических телескопов, показало, что это не «чисто» га­зовые образования. Внутри них находятся небольшие dim-галактики с низкой поверхностной яркостью. Судя по количеству связанного с ними водорода, на долю га­за, по-видимому, приходится основная масса вещества этих галактик. Такие галактики не совсем правильно называть звездными системами — это скорее газозвезд­ные облака. Однако формально, по существующей клас­сификации мы их относим к dim-галактикам, исключи­тельно богатым межзвездным газом.

Особенно интересным оказался самый маленький из найденных объектов, получивший наименование М 81 dwA. Сравнительно небольшое расстояние до него поз­воляет заметить в нем отдельные светлые узелки — это либо звездные скопления, либо области ионизован­ного газа. Светимость этой галактики оказалась всего около полумиллиона светимостей Солнца (что даже меньше, чем у многих шаровых скоплений нашей Га­лактики!). Вероятнее всего, не облака «чистого» газа, а подобные карликовые галактики, сталкиваясь с «нор­мальными» галактиками, передают им свой газ, превра­щаясь при этом в карликовые сфероидальные галак­тики или разрушаясь.

Сейчас такие галактики, как «газовые» карлики, встречаются редко, потому что сохранились лишь те из них, которые избежали столкновений с большими га­лактиками или прохождения через сравнительно плот­ную межгалактическую среду. Но в прошлом этих объ­ектов могло быть несравненно больше, и взаимодействие карликов с «нормальными» галактиками должно было сыграть важнейшую роль в эволюции многих из них.

Далеко не все карликовые галактики, богатые разом, имеют низкую поверхностную яркость. Раньше уже го­ворилось, что для них, по-видимому, характерны вспыш­ки звездообразования, во время которых они во много раз увеличивают свою яркость. При этом, если галакти­ка с интенсивным звездообразованием достаточно да­лека, она будет выглядеть как сравнительно яркий ком­пактный объект голубого цвета (из-за присутствия мо­лодых горячих звезд). На больших расстояниях его бу­дет трудно отличить на фотографии от обычной звезды. Такие объекты известны — голубые компактные галак­тики, очень интересный класс объектов, многие из ко­торых родственны dim-галактикам.

• ← Галактики-привиди
• Молоді та «ті що молодяться» галактики →