Карликові галактики зі «знайомих» зірок

В который раз томит меня мечта,

Что где-то там, в другом углу вселенной,

Такой же сад, и та же темнота,

И те же звезды в красоте нетленной.

Н. Заболоцкий

Исследование природы астрономических (да и не только астрономических) объектов того или иного типа обычно проходит через несколько стадий. Сначала от­сутствует ясное понимание, имеется букет самых раз­личных взаимоисключающих предположений. Затем выкристаллизовывается некоторая общепринятая точка зрения, позволяющая по крайней мере качественно объ­яснить наблюдаемую картину в ее основных деталях. Исследуемые объекты перестают быть непонятными, от них протягиваются ниточки связи к ранее известным объектам или явлениям.

И вот через некоторое время наступает третья ста­дия. Новые наблюдения или теоретические расчеты по­казывают, что все не так просто, как казалось. Хотя ста­рые объяснения в своей основе могут остаться, объекты исследования опять озадачивают своим нежеланием ук­ладываться в простые и ясные схемы. Нужны новые идеи, новые расчеты. Наконец, на следующей, четвертой стадии вновь возникает непротиворечивая и уже более сложная, чем раньше, картина. Понимание поднялось на новый, более высокий уровень. В дальнейшем все мо­жет вновь повториться — при появлении неожиданных наблюдательных фактов и при ином теоретическом под­ходе.

Исследование карликовых эллиптических галактик (dE-галактик), о которых пойдет речь в этом разделе, проходит сейчас вторую стадию. Из всех карликовых галактик это наиболее понятные для нас объекты. Они не представляют какой-либо группы, резко выделяю­щейся по своим особенностям, а их свойства «продол­жают» свойства обычных эллиптических галактик, экстраполируясь в область низких светимостей и размеров.

Самые близкие к нам dE-галактики — четыре эллип­тических спутника Туманности Андромеды. Два из них, галактики М 32 и NGC 205, наблюдаются совсем рядом с гигантской спиральной галактикой, а два более сла­бых, NGC 185 и NGC 147, расположены на несколько угловых градусов к северу от нее. Два первых выглядят светлыми пятнами на любой фотографии Туманности Андромеды, проецируясь на ее внешние области; галак­тика М 32 — это компактное, почти круглое образова­ние, а галактика NGC 205 на фотографии имеет более размытое, заметно вытянутое изображение. Их абсолют­ная звездная величина близка к —16^m, поэтому эти га­лактики находятся на той условной границе, которая отделяет карлики от «нормальных» галактик.

Запечатлеть отдельные звезды на фотографиях этих карликовых галактик, т. е., как говорят астрономы, раз­решить галактики на звезды, ценой больших усилий удалось в 40-х годах В. Бааде, работавшему на самом крупном в то время телескопе в мире — 2,5-метровом рефлекторе Маунт Паломар. Надо сказать, что и в на­стоящее время даже с помощью лучших телескопов разрешить спутники Туманности Андромеды на звезды яв­ляется не простой задачей.

Долгое время звездный состав этих маленьких га­лактик, как, впрочем, и центральной области самой Ту­манности Андромеды, оставался загадочным: на фото­графиях не было заметно присутствия ярчайших звезд — голубых сверхгигантов, хотя эти звезды уверенно наб­людаются в спиральных ветвях рядом расположенной Туманности Андромеды.

Поставив перед собой задачу разрешить на звезды центральную часть Туманности Андромеды и ее эллип­тические спутники, В. Бааде начал со всей серьезностью готовиться к ее осуществлению. Эти объекты, как было известно, имеют красноватый цвет, и он предположил (и не ошибся), что это и есть цвет самых ярких звезд, которые в них содержатся. Поэтому В. Бааде отказал­ся от пластинок, реагирующих на синие лучи, обычно используемых в астрономической фотографии, и выбрал наиболее чувствительные из доступных в то время фото­пластинок, воспринимающих оранжевый и красный цве­та. Однако эти пластинки обладали значительно более низкой чувствительностью, чем «синие», и для ее повы­шения приходилось, прежде чем использовать пластин­ки, специально обрабатывать их аммиаком.

Но и после этого чувствительность оказывалась не слишком высокой, и чтобы была хоть какая-то надежда запечатлеть на них звезды, недоступные для «синих» пластинок, необходимо было рассчитывать на многочасо­вые экспозиции. Дело в том, что на высокочувствитель­ных «синих» пластинках многочасовые экспозиции де­лать нельзя: уже через 1,5 ч слабое свечение ночного не­ба затягивало их плотной вуалью. По расчетам В. Баа­де, такой подход должен был позволить получить на «красных» пластинках звезды на 0,5^т (в 1,6 раза) бо­лее слабые, чем на «синих».

Как еще можно поднять проницающую способность телескопа, т. е. его способность регистрировать слабые звезды?

Люди, знакомые со спецификой астрономических наблюдений, хорошо знают, что возможности телескопа как оптического инструмента сильно меняются от ночи к ночи, даже если те одинаково ясные, а иногда и в тече­ние одной ночи. Это связано с различным состоянием атмосферы, а для больших телескопов — еще и с состоянием зеркального объектива, отражающая поверхность которого подвержена температурным деформациям из-за различия температуры как между разными частями зер­кала, так и между зеркалом и воздушной средой. И лишь в последнее время научились делать большие зеркала из вещества, практически не подвергающегося теплово­му расширению.

Впоследствии В. Бааде писал по этому поводу: «Нельзя было надеяться достичь успеха, если просто вставить «красную» пластинку в кассету 2,5-метрового телескопа, сделать экспозицию, проявить и пытаться что-то разглядеть. Было совершенно ясно, что звезды будут очень слабы и по всей вероятности чрезвычайно тесно расположены. Это на пределе разрешающей спо­собности 2,5-метрового телескопа, и, очевидно, следова­ло бы быть очень осторожным и не пренебрегать ни малейшим шансом.

Чтобы сохранить разрешающую способность как можно более высокой, надо было, во-первых, проводить наблюдения лишь при получении самых хороших изоб­ражений, Когда турбулентный диск звезд очень мал. Во-вторых, стоило наблюдать лишь в те ночи, когда форма зеркала была близка к идеальной, без «завала» краев, который всегда ведет к увеличению диска звезды. В-третьих (и это было главной проблемой), следовало что-то предпринять при изменениях фокуса, возникав­ших вследствие того, что зеркало 2,5-метрового телеско­па изготовлено из стекла старой марки. Даже когда но­чи в этом смысле были удовлетворительными, происхо­дили изменения фокусного расстояния от 1,5 до 2 мм, а случались и такие ночи, когда эти изменения достигали 5—6 мм».

В. Бааде в результате пришлось изобрести свой спо­соб, как непрерывно проверять правильность фокуси­ровки изображения, который позволял не прерывать многочасовую экспозицию.

Больше года длилась подготовка к решающим на­блюдениям. Наконец, осенью 1943 г. в течение несколь­ких ночей с исключительно хорошим качеством изобра­жения были получены долгожданные негативы, на кото­рых спутники Туманности Андромеды (как и ее цент­ральная часть, состоящая из похожих звезд) оказались усыпанными мельчайшими точками звезд. Так с рассто­яния почти в 700 тыс, пк выглядели ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик. Следует сказать, что успеху их обнаружения способствовало одно нема­ловажное обстоятельство. Над обсерваторией стояли действительно темные ночи, поскольку еще не было от­менено связанное с войной затемнение гигантского го­рода Лос-Анджелеса с его оживленными пригородами, расположенными поблизости.

К этому моменту астрономам были хорошо знакомы самые разнообразные типы звезд, но звезды, сфотогра­фированные В. Бааде, озадачили ученого. Для обычных красных звезд они имели слишком высокую светимость. Казалось странным, что в обозреваемой звездной окре­стности Солнца таких звезд почти нет, а в карликовых эллиптических галактиках они дают основной вклад в излучение галактики.

Лишь через некоторое время В. Бааде осенила до­гадка: точно из таких же звезд состоят шаровые скоп­ления нашей Галактики. Эти скопления представляют собой довольно далекие объединения сотен тысяч звезд (ближайшее из них удалено от нас на расстояние не­сколько тысяч световых лет). Их возраст превышает 10 млрд. лет, т. е. они являются настоящими реликтами звездного мира.

Дальнейшие исследования подтвердили догадку В. Бааде. Ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик, как и шаровых скоплений, оказались красны­ми гигантами высокой светимости — сильно раздувши­мися и изменившими свою внутреннюю структуру звез­дами, поскольку за долгую их жизнь основное ядерное топливо (водород) в значительной степени уж исчер­палось в звездных недрах. Характерной особенностью звезд карликовых галактик является и низкое содер­жание тяжелых химических элементов в звездной атмос­фере (хотя и не такое низкое, как в шаровых скопле­ниях). Забегая вперед, отметим, что этот так называе­мый дефицит тяжелых элементов характерен для кар­ликовых галактик всех типов.

«Нормальные» эллиптические галактики, не относя­щиеся по своей светимости к карликовым, также состо­ят из старых звезд, правда, не столь сильно обедненных тяжелыми элементами, как в карликовых галактиках. По-видимому, звездообразование в «нормальных» Е-галактиках практически закончилось еще многие милли­арды лет назад. История dE-галактик, как оказалось, может быть иной. Это хорошо видно на примере все тех же спутников Туманности Андромеды.

Так, например, характер спектра спутника Туманно­сти Андромеды М 32 можно объяснить, предположив, что, хотя сейчас звездообразование в галактике, по-ви­димому, не происходит, оно существовало там несколько миллиардов лет назад.

В двух других спутниках Туманности Андромеды NGC 205 и NGC 185, непосредственно наблюдается не­сколько десятков голубых звезд высокой светимости, спрятавшихся среди россыпи старых красных звезд. По астрономическим масштабам времени такие звезды только что образовались, так как большой расход энер­гии делает их короткоживущими. Их возраст вряд ли превышает 100 млн. лет, что для звезд очень мало. Солн­це, например, существует в 50 раз дольше. Следова­тельно, в этих галактиках еще продолжается звездооб­разование.

Конечно, вместе с горячими звездами высокой свети­мости там могут (в значительно большем количестве) образовываться и маломассивные звезды, но их невоз­можно отыскать среди более ярких, но старых звезд га­лактики. Поэтому очаги звездообразования определя­ют лишь по положению голубых звезд, которые обычно локализованы в небольших участках галактики. Напри­мер, в галактике NGC 185 все голубые звезды занимают область размером менее 300 пк (размер всей галактики в десятки раз больше).

Проблема существования небольшого количества мо­лодых звезд в некоторых dE-галактиках представляет значительный интерес. Ведь в массивных эллиптических галактиках отсутствие звездообразования обычно связы­вают с отсутствием межзвездного газа, т. е. той среды, которая может породить звезды при своем сильном сжа­тии и охлаждении. Во всех случаях присутствие молодых голубых звезд заметно только в тех галактиках, где наб­людается межзвездная среда. Однако пока лишь в двух dE-галактиках удалось обнаружить холодный межзвезд­ный газ прямыми наблюдениями — в спутниках Туман­ности Андромеды NGC 205, NGC 185 (да и здесь его крайне мало — примерно 0,01 % полной массы галак­тики).

Тем не менее наблюдения близких dE-галактик по­казали что и в них молодые звезды связаны с межзвездной средой. В галактиках NGC 205 и NGC 185, в кото­рых как раз «поштучно» наблюдаются молодые голубые звезды, заметны темные пылевые туманности, связан­ные, как мы знаем на примере нашей Галактики, с об­ластями сравнительно плотного и холодного газа. Ра­зумеется, его там мало, но и звездообразование, можно сказать, еле теплится.

Откуда же берется этот газ?

Оказывается, если даже полностью «очистить» га­лактику от газа, со временем он в небольшом количе­стве появится вновь. Его поставляют в межзвездное про­странство стареющие звезды. Прямым доказательством такого процесса для ближайших галактик служат наб­людения планетарных туманностей — расширяющихся газовых оболочек, сбрасываемых звездами на определен­ном этапе их жизненного пути. Такие туманности обна­ружены во всех близких dE-галактиках. Со временем сброшенный звездами газ заполняет все межзвездное пространство. А затем в зависимости от конкретных фи­зических условий в галактике он либо покидает галак­тику, уходя в межгалактическое пространство, либо по­степенно остывает и сжимается, чтобы вновь превратить­ся в звезды,

Судьба газа, сброшенного звездами, зависит от массы эллиптической галактики, Теоретические расчеты пока­зали, межзвездный газ быстрее остывает и сжимается в небольших эллиптических галактиках. Качественно это объясянется тем, что звезды в них медленнее движутся, и столкновения газовых масс, сбрасываемых отдельными звездами, не приводят к такому сильному разогреву га­за, какой можно ожидать в больших галактиках. Воз­можно, именно поэтому в эллиптических «нормальных», не карликовых, галактиках следы газа и молодых звезд встречаются крайне редко. Но кто знает, если бы какая-нибудь гигантская эллиптическая галактика находилась от нас не дальше, чем Туманность Андромеды, мы, быть может, и в ней смогли отыскать отдельные голубые звезды?

Хотя в карликовых эллиптических галактиках и про­исходит в некоторых случаях слабое звездообразование, в целом это очень спокойные и очень медленно меняю­щиеся звездные системы. В них не наблюдается никаких активных процессов, связанных с незвездными источни­ками энергии, — выбросов вещества, нетеплового радиоизлучения, активности ядра. Да и самого ядра в обыч­ном понимании этого слова в dE-галактиках в большин­стве случаев нет, хотя в самом центре NGC 205 и М 32 виден маленький звездообразный объект («керн»), по­хожий на массивное шаровое скопление звезд. В более далеких галактиках подобные образования уже не до­ступны для наблюдений.

Разумеется, dE-галактики не ограничиваются спутни­ками Туманности Андромеды. Среди карликов — это га­лактики сравнительно высоких светимостей, поэтому-то они доступны наблюдениям до расстояний несколько десятков миллионов световых лет. Много dE-галактик найдено, например, в ближайшем большом скоплении галактик в созвездии Девы. Но среди большого числа dE-галактик всего лишь в одном случае можно запо­дозрить объект с активным ядром — своего рода карли­ковую радиогалактику. Об этом объекте стоит расска­зать подробнее, чтобы показать, с какими трудностями подчас встречаются исследователи в попытке выяснить природу наблюдаемого источника.

Радиогалактики, мощнейшие источники радиоволн в природе, являются, как правило, гигантскими эллипти­ческими галактиками, активное ядро которых выбрасы­вает потоки релятивистских (т. е. имеющих скорость, очень близкую к скорости света) протонов и электронов. Такие галактики находят, изучая фотографии тех уча­стков неба, где наблюдается тот или иной радиоисточ­ник.

Когда в 60-х годах было установлено, что координа­ты радиоисточника, имеющего обозначение ЗС 276, сов­падают с координатами эллиптической галактики не­большого углового размера, это не могло вызвать боль­шого удивления. Она вполне могла быть обычной радио­галактикой, удаленной на громадное расстояние, с ко­торого выглядела как объект 15-й звездной величины. Спектр галактики не был известен, но сама она упоми­налась в двух наиболее полных каталогах галактик — каталогах Воронцова-Вельяминова и Цвикки. У нее ока­залась слегка голубоватая внутренняя область доволь­но высокой поверхностной яркости и более «красная» оболочка размером около 1′.

«Нормальная» радиогалактика могла так выглядеть с расстояния примерно 100 Мпк. Поскольку в мире га­лактик хорошо выполняется закон, по которому чем дальше галактика, тем большую лучевую скорость она имеет (закон Хаббла), можно было ожидать, что ее ско­рость должна быть примерно равной 6—8 тыс. км/с. Ка­ково же было удивление, когда ее спектр, сфотографи­рованный вскоре после отождествления с радиоисточни­ком ЗС 276, засвидетельствовал, что ее скорость равна всего 30 км/с (к тому же спектр не содержал ожидаемых эмиссионных линий, характерных для радиогалактик).

В 1970 г. канадский астроном С. ван ден Берг, ра­ботая в США на гигантском 5-метровом телескопе, по­лучил с помощью электронно-оптического преобразова­теля новую спектрограмму галактики, чтобы проверить правильность неожиданной оценки. По восьми линиям поглощения было найдено более точное значение скоро­сти ее движения (относительно Солнца): 10±8 км/с. Такая скорость скорее характерна не для галактик, а для ближайших к Солнцу звезд.

На этом основании советский астроном Ю. П. Псков­ский предположил, что здесь мы имеем место не с ра­диогалактикой, а со слабым радиоисточником внутри нашей Галактики. Не может ли этот объект быть обыч­ным остатком Сверхновой типа Крабовидной туманно­сти? В пользу этого, казалось, говорило и то, что поло­жение радиоисточника ЗС 276 всего на 1° отличается от положения Сверхновой, наблюдавшейся китайскими аст­рономами в XIII в.

Однако новые исследования объекта сделали такое объяснение маловероятным. Высококачественные его фо­тографии, полученные с помощью крупных телескопов, показали, что он не содержит такой волокнистой струк­туры, которая типична для остатков Сверхновых, а наб­людаемая сильная концентрация в нем яркости к центру очень характерна для эллиптических галактик. Наконец, С. ван ден Берг нашел, что спектр излучения объекта полностью аналогичен спектру шаровых скоплений, обедненных тяжелыми элементами, что, как мы знаем, можно ожидать, если перед нами dE-галактика.

Хотя скорость движения этой dE-галактики относи­тельно Солнца близка к нулю, скорость относительно центра нашей Галактики, учитывая орбитальное движе­ние Солнца, примерно равна 200 км/с. По закону Хаббла это соответствует расстоянию, всего в несколько раз большему, чем до Туманности Андромеды. Правда, для галактик с такими незначительными скоростями расстояние определяется из закона Хаббла ненадежно. Его можно было бы уточнить, если бы в галактике наблюда­лись отдельные звезды, но, увы, тех обнаружить не уда­лось, несмотря на специально предпринятые поиски.

Низкая скорость движения объекта ЗС 276 опреде­ленно показывает, что он не может быть очень далеким. Выходит, что это близкая карликовая звездная система. Однако если даже расстояние до нее составляет 2— 3 Мпк, то перед нами не просто карликовая эллиптиче­ская галактика, а объект уникальный по своей низкой светимости, которая составляет всего 3-10⁷ Lc. Среди известных dE-галактик нет ни одной, светимость которой была хотя бы близкой к этому значению. Рекордным оказался и радиус — лишь 150—200 пк. И отсюда сов­сем непонятно, как столь крохотная галактика может обладать активным ядром и не уступать по мощности радиоизлучения такой гигантской галактике, как Туман­ность Андромеды.

Что же за взрыв привел к выбросу радиоизлучающих облаков, которые, судя по распределению радиоизлуче­ния, занимают сейчас объем, во много раз превышаю­щий объем самого загадочного объекта?

Познакомившись с карликовыми эллиптическими га­лактиками, перейдем теперь к галактикам, очень похо­жим на них по звездному составу, но значительно менее понятным по своей природе.

• ← Що таке карликові галактики?
• Галактики-привиди →