7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

Миры летят. Года летят.

Пустая Вселенная глядит в нас мраком глаз.

А. Блок

 

Карликовые сфероидальные галактики (dSph-галактики) действительно можно назвать призрачными об­разованиями. Их свечение настолько слабо, что они не видны ни в какой телескоп. Кружок темного неба и ред­кие искорки звезд на его фоне — вот все, что увидит наблюдатель, прильнувший к окуляру телескопа, наве­денного на такую галактику. И тем не менее каждая из таких галактик содержит многие миллионы звезд, излу­чающих свет, но образующих столь разреженную систе­му, что ее поверхностная яркость во много раз меньше яркости темного ночного неба.

Вообразим себе, что свет какой-нибудь достаточно яркой звезды (скажем, Беги) однородно размазан по большому участку неба с площадью 1000 кв. градусов (для сравнения укажем, что площадь видимого диска Солнца или Луны — всего 0,2 кв. углового градуса). Мы получим очень слабо светящееся облако, которое, пожа­луй, даже на абсолютно темном фоне сможет заметить лишь тренированный наблюдатель. Если теперь вырезать из него кружочек размером всего в 1′, в 1000 раз мень­ший по площади, чем диск Солнца или Луны (для глаза это будет просто точка), то на небе по размеру и ярко­сти он будет выглядеть как типичная dSph-галактика.

Хотя увидеть такой объект в телескоп нельзя, все же можно запечатлеть его изображение на фотографии, по­лученной с длительной экспозицией. А если галактика находится в числе ближайших к нам, то на фотографии она предстанет уже не как слабое пятнышко, а как скоп­ление очень большого количества едва заметных звезд. Именно такими, как мы уже знаем, увидели астрономы первые карликовые сфероидальные галактики, найден­ные на небе, — в созвездиях Скульптора и Печи.

Такой же выглядит и самая маленькая из известных dSph-галактик (а возможно, и галактик вообще), обна­руженная на обзорных фотографиях неба в 1977 г. Эта звездная система радиусом всего в несколько сотен пар­сек находится в созвездии Киля. По воле случая галак­тику разделяет на две неравные части граница с созвез­дием Кормы, так что крошечный объект расположен сра­зу в двух созвездиях. Расстояние до галактики-карлика около 85 кпк. Сравнение распределения звезд в этой га­лактике и в крупном шаровом скоплении М 3 позволило оценить массу объекта — всего около 0,5 млн. Afc. Если бы не чрезвычайная разреженность, эту звездную систе­му, безусловно, отнесли бы к числу шаровых скоплений

В настоящее время найдены сотни dSph-галактик, и почти все они выявлены путем тщательного изучения фотографий Паломарского обзора неба. Внутренние об­ласти «нормальных» галактик выглядят на этих фото­графиях сильно передержанными, но тем не менее изоб­ражения сфероидальных карликов все равно едва замет­ны и видны на фотографиях неба как слабоконтрастные пятнышки, размер которых редко превышает 1—2 мм. Если учесть, что и они встречаются очень редко, можно представить себе, какой кропотливой работой являются их поиски даже на готовых фотографиях. Ведь каждая из сотен фотографий Паломарского обзора имеет разме­ры 35×35 см. К тому же в каждом случае требуется проверка, не является ли предполагаемая галактика в действительности лишь микроскопическим дефектом эмульсии.

Первые обнаруженные dSph-галактики получили на­звание по тем созвездиям, в которых они находятся. Так появились галактики «Скульптор», «Дракон», «Печь», «Лев», «Козерог» и т. д. Часто галактики этого типа на­зывают по имени первого открытого объекта — система­ми типа «Скульптора».

Большая часть известных карликовых сфероидаль­ных галактик была найдена советским астрономом В. Е. Караченцевой. Ей же принадлежат первые стати­стические исследования этих объектов и их распределе­ния по небу.

Оказалось, что они разбросаны по небу не беспоря­дочно. Их распределение во многом повторяет распре­деление обычных галактик: там, где мало галактик вы­сокой светимости, не встречаются и dSph-галактики. Вместе с большими галактиками они входят в состав групп и скоплений. Особенно заметна концентрация к известному ближайшему к нам большому скоплению га­лактик в созвездии Девы (здесь она даже сильнее, чем для обычных галактик). Это хорошо заметно в распре­делении dSph-галактик по небу (рис. 1). Именно со скоплением галактик в созвездии Девы связано наибо­лее заметные сгущения dSph-галактик в центральной ча­сти распределения.

Распределение dSph-галактик по небу

Распределение dSph-галактик по небу

Такая связь карликовых сфероидальных галактик с большими галактиками значительно облегчает изучение карликов. Дело в том, что пока нет прямых способов, которые позволяли бы определять до них расстояния (за исключением нескольких ближайших карликов, в кото­рых можно наблюдать отдельные звезды). А если не из­вестно расстояние, значит, мы не можем узнать ни раз­мера, ни светимости, ни массы галактики. Однако же когда карликовая сфероидальная галактика наблюдает­ся в какой-либо группе или скоплении галактик, то вряд ли будет ошибкой, если приписать ей то расстояние, какое определено для «нормальных» галактик, входя­щих в эту систему.

Но даже если расстояние до dSph-галактики извест­но, узнать ее звездный состав и возможное происхожде­ние все равно оказывается очень сложной задачей. Правда, для ближайших из этих галактик есть одно обстоятельство, которое облегчает их исследование и одновременно делает его столь важным. Ведь в данном случае имеется возможность изучать отдельные звезды. Такие разреженные системы, как dSph-галактики, ока­зались особенно удобными для изучения звездного со­става по сравнению с галактиками других типов, и вот почему..

Карликовые сфероидальные галактики в общих чер­тах очень похожи одна на другую. В них нет заметных следов межзвездной пыли, искажающей цвет и спектр звезд, нет и той «мешанины» из старых и молодых звезд, которая наблюдается в самых близких к нам галакти­ках — Магеллановых Облаках. К тому же из-за низкой пространственной плотности звезд их изображения на фотопластинке не так часто накладываются друг на дру­га, что особенно важно, когда речь идет об исследовании отдельных звезд.

Однако даже в ближайших сфероидальных галакти­ках пока доступны наблюдениям лишь звезды наиболее высоких светимостей (преимущественно красные гиган­ты). И, по-видимому, в недалеком будущем такие галак­тики, как «Скульптор» или «Печь», станут первыми звездными системами за пределами нашей Галактики, в которых удастся пронаблюдать звезды типа нашего Солнца или еще более слабые. Такие звезды в ближай­ших галактиках должны иметь звездную величину 24— 25т, а их количество — во много раз превосходить ко­личество наблюдаемых нами красных гигантов. Причем в других, более компактных галактиках, выделить такие звезды будет значительно труднее, чем в dSph-галактиках.

Но уже сейчас, основываясь лишь на наблюдениях звезд высокой светимости, можно сделать важные выво­ды относительно звездного состава сфероидальных га­лактик и возможных путей их образования. Прежде все­го, карликовые сфероидальные галактики, как и dE-га­лактики, о которых рассказывалось раньше, похожи на шаровые звездные скопления. Иначе говоря, это очень старые звездные системы с удивительно низкой прост­ранственной плотностью звезд.

Еще недавно считалось, по аналогии с шаровыми скоплениями, что образование звезд в них полностью прекратилось уже на первом этапе их существования. Сейчас появились основания усомниться в этом, по край­ней мере в отношении ближайших к нам dSph-галактик. Среди их ярчайших звезд были обнаружены так называ­емые углеродные звезды, масса и светимость которых выше, чем у красных гигантов. И поскольку их возраст оценивается в несколько миллиардов лет, то возможно, что 2—3 млрд. лет назад звездообразование, отсутствую­щее сейчас, еще «теплилось» в этих галактиках.

История каждой галактики это прежде всего исто­рия ее звездообразования в ней. От того, где в галакти­ке и как интенсивно этот процесс происходил в прош­лом, зависят ее современные черты. Восстановить карти­ну далекого прошлого каждой галактики помогает ана­лиз химического состава ее звезд. Задача эта очень сложная, и решается она на основании кропотливых измерений спектра, цвета и светимости отдельных звезд или всей звездной системы в целом. При этом астроно­мы опираются на созданную теорию эволюции звезд, выводы которой проверены по наблюдениям звездных скоплений нашей Галактики.

Как и в любой галактике, звезды в dSph-галактиках состоят в основном из водорода и гелия. На долю всех других химических элементов (для краткости астроно­мы называют тяжелыми все элементы тяжелее гелия или лития) практически во всех звездах приходится ме­нее 2% по массе. Но именно эта маленькая «добавка» в значительной степени определяет и спектр, и свети­мость звезд с данной массой. Причем количество тяже­лых элементов в звездах тесно связано с тем, как про­исходило звездообразование в галактике.

Дело в том, что тяжелые элементы образуются в нед­рах звезд в ходе их эволюции или при взрывах Сверхно­вых. Вместе с водородом и гелием эти химические эле­менты выбрасываются звездами в окружающее прост­ранство и попадают в межзвездный газ. Если из послед­него образуются новые поколения звезд, то содержание тяжелых элементов в них будет выше, чем в звездах, родившихся ранее. Вот почему содержание тяжелых элементов в звездах может рассказать о том, как про­исходило образование звезд в далекую эпоху, когда галактика была значительно моложе.

Массивные галактики, как удалось показать, имеют химический состав-, близкий к «нормальному» (т. е. сол­нечному). В отличие от них химический состав карлико­вых галактик всех типов характеризуется недостатком, или, как обычно говорят, дефицитом тяжелых элемен­тов. Так, в dE-галактиках относительное количество тя­желых элементов (т. е. по отношению к самому распространенному и легкому — водороду) в несколько раз меньше, чем в таких звездах, как Солнце. Что же каса­ется dSph-галактик, то там дефицит тяжелых элементов особенно велик. По своему химическому составу они располагаются между dE-галактиками и шаровыми скоплениями нашей Галактики, большая часть которых содержит лишь ничтожное количество элементов тяже­лее гелия.

Сразу возникает вопрос: почему в карликовых га­лактиках не образовались звезды «нормального» хими­ческого состава?

Можно предположить, что в этих галактиках звезды перестали рождаться после краткого периода образова­ния первых звезд. В результате мы сейчас наблюдаем звезды, относящиеся в основном к первым поколениям, еще не сильно обогащенным тяжелыми элементами за счет межзвездной среды (т. е. газ, из которого они воз­никли, еще не успел «впитать» в себя больших масс хи­мически проэволюционизировавшего вещества).

Что-то должно было прервать процесс звездообразо­вания в сфероидальных карликовых галактиках. Поче­му такого не произошло со звездами массивных галак­тик?

Быть может, все дело в том, что карликовые галак­тики сразу после начала звездообразования потеряли большую часть межзвездного газа, вследствие чего рож­дение звезд в них почти прекратилось?

Такое предположение не лишено оснований. Мало­массивные галактики удерживают межзвездный газ зна­чительно слабее, чем галактики-гиганты. Чтобы газ по­кинул галактику, ему надо сообщить определенную ско­рость, которую можно назвать скоростью убегания (для Земли аналогичная скорость называется второй косми­ческой). Но если для галактик-гигантов скорость убега­ния равна сотням километров в секунду, то для карли­ковых галактик она измеряется от нескольких километ­ров в секунду до нескольких десятков километров в се­кунду.

Такую скорость движения могут сообщить газу мо­лодые массивные звезды. На примере звезд нашей Га­лактики мы хорошо знаем, что массивные звезды высо­кой светимости передают межзвездной среде очень боль­шую энергию: за счет нагрева газа ультрафиолетовым излучением, мощных потоков газа, рождающихся в звездных атмосферах (звездного ветра), и в результате взрывов Сверхновых. При образовании первого поколе­ния звезд в карликовой галактике действие этих звезд на газовую среду могло быть настолько сильным, что галактика быстро лишилась большей части межзвездно­го газа.

Если масса галактики заметно уменьшится в резуль­тате ухода из нее значительной части межзвездного га­за, вслед за газом «потянутся» и уже сформировавшиеся звезды, так как скорость их движения окажется слиш­ком большой (больше скорости убегания) для ослаблен­ного гравитационного поля галактики. Точно так же все планеты навсегда покинут Солнце, если его масса по ка­ким-нибудь причинам уменьшится более чем вдвое. Правда, галактика, в отличие от планетной системы, не может рассыпаться полностью при уменьшении массы: часть звезд все же останется связанной гравитацией. Но они будут двигаться по вытянутым орбитам, далеко уходя от центра звездной системы, и первоначально компактная галактика в конечном счете превратится в очень разреженное звездное облако.

Примерно так, по гипотезе японского ученого А. Сэй­то, и возникли «призрачные» dSph-галактики. Он обра­тил внимание на то, что если построить зависимость масса — плотность для эллиптических галактик (Е-га­лактик ) и шаровых скоплений, то dSph-галактики резко выпадут из общей зависимости. Как видно из рис. 2, карликовые сфероидальные галактики хотя и хорошо вписываются в тот интервал масс, который разделяет шаровые скопления и Е-галактики, но плотность их в тысячи раз меньше, чем это можно было бы ожидать, исходя из общей зависимости масса — плотность.

Диаграмма масса - плотность галактик

Диаграмма масса – плотность галактик

Именно это побудило А. Сэйто предположить, что сфероидальные галактики-карлики миллиарды лет на­зад, т. е. еще при своем образовании, потеряли боль­шую часть массы, существовавшей в форме газа, на ста­дии очень интенсивного рождения звезд, лишившись тем самым того вещества, из которого впоследствии могли бы образоваться звезды. Это привело к тому, что плот­ность галактики упала во много раз, а звезд новых по­колений, с высоким содержанием тяжелых элементов, так практически и не появилось. И хотя рассмотренная здесь схема всего лишь предположение (правда аргу­ментированное), сама идея о том, что карликовые сфероидальные галактики представляют собой остатки рас­ширившихся галактик небольшой массы, получила рас­пространение и развитие в работах ряда авторов.

Так или иначе этих эфемерных звездных систем, ка­кими являются dSph-галактики, успело возникнуть очень много. В нашей Местной группе, например, их, по-види­мому, в несколько раз больше, чем галактик всех ос­тальных типов (и нормальных, и карликовых) вместе взятых. А сколько их пока не обнаружено из-за очень низкой яркости или успело уже разрушиться приливны­ми силами со стороны соседних галактик! Вследствие низкой плотности их вещества, они не могут безнаказан­но подойти близко ни к одной из гигантских галактик, поскольку их слабое гравитационное поле весьма нена­дежно скрепляет звезды в единую систему. И неудиви­тельно, что среди многих dSph-галактик нет ни одной, которая находилась бы от нашей Галактики на расстоя­нии, меньшем 60 кпк: гравитационное поле Галактики создает приливные силы, достаточные, чтобы разрушить разреженную галактику, если она подойдет еще ближе.

Каков бы ни был механизм образования карликов низкой плотности, та или иная часть межзвездного газа в них может все-таки уцелеть. Иначе было бы непонят­ным, почему в ближайших dSph-галактиках не все звез­ды имеют одинаковый возраст или химический состав. Те из галактик низкой яркости, в которых межзвездный газ сохранился до настоящего времени, мы должны ис­кать среди карликовых галактик, относящихся к друго­му типу — карликовым неправильным галактикам,

К ним мы теперь и перейдем.