«Первісні», молоді та «омолоджені» галактики
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
Галактика клубится звездной пеной,
То гасит, то вздувает очаги..
Л. Стекольников
В свете представлений, изложенных выше, нормальные галактики, составляющие большинство в мире галактик, образовались примерно 10—20 млрд. лет назад, т. е. имеют возрасты, охватывающие заметную долю длительности космологического расширения. Следовательно, только что сформировавшиеся галактики должны обладать довольно большими красными смещениями. Наблюдая сейчас один из самых далеких квазаров, у которого красное смещение z = 3,53, мы можем быть уверены, что галактика, в центре которой локализован данный квазар, в основном сформировалась не позже момента, когда возраст Метагалактики был раз в 5 меньше современного. Находящиеся еще в процессе формирования или близкие к его завершению галактики с большим красным смещением часто называют «первобытными». Можно сказать, что «первобытные» галактики стоят в таком же отношении к протогалактикам, как первобытный человек к своему еще более далекому предку, от которого он произошел.
В связи с тем что еще имеется много неопределенностей в современных представлениях о ранней фазе образования галактик, было бы очень важно обнаружить и тщательно исследовать такие галактики. Их внешний вид и возможность наблюдать зависят в основном от четырех характеристик: светимости, красного смещения, пространственной структуры и содержания газо-пылевой компоненты. Обсудим, какими можно ожидать эти факторы у галактик в пору их «первой молодости».
Яркая фаза. Пожалуй, важнейшая особенность «первобытных» галактик — их необычайно высокая светитмость. Период, в течение которого они обладали огромной светимостью, принято называть яркой фазой. На ее неизбежность указывает ряд причин, но мы здесь упомянем только одну из них. Хорошо известно, что наличию металлов в нашей и других галактиках мы обязаны существованием в природе сверхновых звезд. Между тем измерения количества металлов, произведенного при вспышке отдельной сверхновой, в сочетании с данными о нынешней частоте вспышек с неоспоримостью говорят, что эти частоты сейчас слишком малы, чтобы вспышки могли образовать имеющиеся металлы. Последнее возможно лишь при условии, что частота вспышек сверхновых на протяжении первых 108—109 лет жизни галактик была в десятки, раз выше современного значения. Но сверхновые — сами продукт эволюции достаточно массивных звезд, и при этом они составляют малую часть всех молодых массивных звезд, определяющих полную светимость галактики. Следовательно, «первобытные» галактики должны были обладать огромными светимостями.
Имея в виду это свойство, благоприятное для обнаружения далеких объектов, астрономы в течение последнего десятилетия приложили много усилий, чтобы найти «первобытные» галактики. Хотя поиски оказались пока безуспешными, они позволили получить существенные ограничения на структуру «первобытных» галактик. Отрицательные результаты поисков говорят, что протогалактики не были протяженными объектами с низкой поверхностной яркостью, т. е. модель протогалактики в виде протяженного облака, в котором большинство звезд образовалось еще до стадии сжатия облака, оказывается неудовлетворительной. Другими словами, яркая фаза была, скорее всего, на стадии сжатия протогалактики, а не (предшествовала ей.
В обсуждавшихся ранее моделях Ларсона, описывающих превращение сжимающихся протогалактик в галактики, максимум звездообразования приходится (примерно на тот же период времени, когда происходила стадия свободного падения. Расчеты показывают, что галактика с массой 1011 Мс, подобная нашей Галактике, будет иметь на протяжении стадии свободного падения скорость звездообразования порядка 100— 1000 Мс в год, и это соответствует светимости не менее 3•1011—3•1012 Lc, т. е. от 30 до 300 раз выше сегодняшней светимости типичной галактики с массой 1011 Мс. У более массивных эллиптических галактик (правда, они и более редкие) светимость должна оказаться еще на порядок выше. Стадия свободного падения, с которой примерно совпадает яркая фаза «первобытных» галактик, ожидается в интервале красных смещений 3<z<30, хотя эти пределы (особенно нижний) могут быть и немного иными.
«Первобытные» галактики и квазары. По каким признакам, помимо высокой светимости и больших красных смещений, можно обнаружить «первобытные» галактики? Опираясь на модели Ларсона для сжимающихся протогалактик, Д. Мейер (США) пришел к заключению, что эти протогалактики, несмотря на куда большие размеры, по сравнению с современными эллиптическими галактиками будут выглядеть намного более компактными! Причина этого лежит в том, что максимум звездообразования молодых массивных звезд и соответственно огромная их светимость будут иметь место лишь в центральной области (размером менее 10 кпс) протогалактики. Поэтому «первобытная» галактика, находящаяся в яркой фазе, должна обладать угловым размером порядка 1″, т. е. выглядеть как звезда. Правильнее, пожалуй, было бы сопоставить ее внешний вид с типичным квазаром, поскольку ему присущи и гигантская светимость, и огромное красное смещение, и малый угловой размер.
Это внешнее сходство не раз давало повод для вопроса (а нередко и для решительного утверждения), не находятся ли «первобытные» или очень молодые галактики просто-напросто у нас «под носом» в виде квазаров.
На первый взгляд в пользу этого говорит немало фактов. Конечно, излучение типичного квазара, как мы хорошо знаем, не обусловлено одной лишь совокупностью звезд, но ведь и полное излучение «первобытной» галактики не сводится только к блеску множества молодых горячих звезд. В самом деле, вспышки сверхновых и образующиеся при этом пульсары могут дать мощное радиоизлучение от «первобытной» галактики. Космические лучи, генерируемые сверхновыми, при своих соударениях с межзвездным газом (существенная часть которого еще не превратилась в звезды) дадут гамма-излучение с мощностью, в 104—105 раз превосходящей сегодняшнюю гамма-светимость Галактики. Ударные волны от вспышек сверхновых могут обеспечить мощное рентгеновское излучение. Пыль, нагретая радиацией горячих звезд, проявит себя сильным инфракрасным излучением. Казалось бы, чего же еще недостает, чтобы отождествить «первобытные» галактики с квазарами и тем самым «закрыть» сразу две проблемы современной астрофизики?
Несмотря на свое правдоподобие эта гипотеза не выдерживает критики. Переменность, свойственная большинству квазаров, означает, что подавляющая часть излучения этих объектов исходит из очень компактной области, которая ни по размеру (0,1—0,01 пс), ни по массе (108—109 Мс) не сопоставима с ожидаемыми размерами и массами «первобытных» галактик. Трудность встречает даже более слабое допущение, что квазары — это зарождающиеся ядра протогалактик. Сверхновые, вспышками которых следовало бы тогда объяснить активность ядра, составляют только малую часть массивных звезд, а между тем тепловое излучение последних вместе с излучением ионизированного газа и нагретой пыли должно было бы доминировать над излучением ядра. Этого не наблюдается во всяком случае у сильно переменных квазаров, которые изучены лучше других. Кстати, анализ спектров квазаров показал, что пыли — непременного спутника областей звездообразования в нашей и многих других галактиках — в квазарах очень мало.
Следует отметить, что приводимые доводы лишают, по-видимому, права претендовать на роль «первобытных» галактик лишь сильно переменных квазаров. Д. Мейар предложил поискать данные галактики среди более «спокойных» квазаров и указал среди них несколько конкретных кандидатов. Подобные галактики, возможно, надо искать и среди квазизвездных галактик (квазаров) — объектов с очень слабым радиоизлучением.
Молодые и «омоложенные» галактики. Независимо от того, как скоро удастся найти «первобытные» галактики, остается надолго весьма актуальной задача обнаружения достаточно молодых галактик, промежуточных по возрасту между «первобытными» и современными. При этом надо иметь в виду, что образование основной части галактик в давние эпохи, соответствующие большим z, вовсе не означает, что этот путь должны были копировать все галактики. Вероятно, образование молодых галактик может иметь место и в настоящее время из сохранившегося межгалактического газа, подобно тому как в галактиках из имеющегося там газа происходит образование молодых звезд и в нашу эпоху.
Какие свойства можно ожидать у молодых галактик?
Такие галактики должны существенно отличаться от обычных в целом ряде пунктов: помимо множества молодых звезд у них ожидается значительно большая пропорция несконденсированного газа и пыли (распределенных, возможно, хаотически), интенсивное звездообразование, повышенная частота вспышек сверхновых, иррегулярные особенности в структуре, связанные с незавершенностью релаксации, и т. п.
В последние годы астрофизики обсуждают несколько необычных галактик, «подозрительных» в отношении их молодости. Одним из интересных объектов такого рода оказалась ближайшая к нам мощная радиогалактика Центавр A (NGC 5128). В оптическом диапазоне это массивная сферическая галактика, состоящая из 1012 старых карликовых звезд. В то же время она перерезана посредине широкой неправильной формы полосой пыли, газа и молодых звезд. Много «узлов» пыли, молодых звезд и ярких областей ионизованного водорода располагается также вне экватора. Необычные особенности галактики довершает активное ядро, которое содержит чрезвычайно компактный переменный источник, проявляющий себя в радио-, рентгеновском и даже гамма-диапазонах.
Разобраться в причинах, вызвавших бурное звездообразование в старой в целом галактике, нелегко. На первый взгляд напрашивается связать его с активностью ядра, например, с действием ударных волн, вероятно, генерируемых источником активности. Однако более правдоподобные представляется другое объяснение. К той же бедной группе галактик, куда входит NGC 5128, принадлежат спиральная галактика М 83, эллиптическая галактика NGC 5253 и линзоввдная галактика NGC5102. Все они имеют существенные особенности. Так, галактика М83 очень богата газом и молодыми звездами. Радионаблюдения показывают, что этот газ тянется на несколько оптических радиусов галактики. Аномально голубой цвет, большая частота вспышек сверхновых свидетельствуют о том, что в этой галактике идет бурное звездообразование. Скромная по размерам Е-галактика NGC 5253 содержит «узлы» газа и молодых звезд; в ней были обнаружены две сверхновые. Наконец, галактика NGC 5102 тоже имеет голубой цвет и значительное содержание межзвездного газа, совершенно не свойственное типичным S0-галактикам.
Все эти факты, вероятно, можно связать друг с другом, если на данные галактики падают остатки первичного газа, из которого сформировалась данная группа, или «стекает» межгалактический газ из обширного облака, с которым столкнулась эта группа галактик. Трудно предложить иное объяснение поведению этих галактик, — по существу, они реализовали собой уникальную «схему совпадений», которая зарегистрировала некоторый универсальный фактор, вызывающий на большом протяжении одновременное звездообразование.
В пользу того, что причиной такого звездообразования в самом деле является падение внешнего газа, говорит пример знаменитой «взрывающейся» галактики М82. Около 15 лет назад почти одновременно с открытием квазаров фотографии этой галактики обошли чуть ли не все научно-популярные журналы мира как иллюстрация взрыва галактического ядра, в результате которого волокна газа с громадными скоростями разлетаются из ядра по обе стороны от галактической плоскости. Однако теперь астрономы почти единодушны в том, что «взрывная» интерпретация данного объекта неверна.
Нынешнее объяснение явлений, наблюдаемых в М82, исходит из того, что газовые волокна содержат также много пыли, которая отражает излучение многочисленных областей ионизированного водорода в центральном районе галактики; при учете этого скорости волокон оказываются сравнительно не велики. Новые наблюдения обнаружили в галактике много участков интенсивного звездообразования, имеются также основания полагать, что существуют очень частые вспышки сверхновых вблизи центра М 82. Так же как в описанных выше примерах, данная галактика погружена ,в обширное газовое облако, охватывающее и другие галактики, которые входят с ней в одну группу — М 81 и NGC 3077. Обе эти галактики имеют высокое содержание газа, хаотически распределенные пылевые области и высокую концентрацию молодых звезд. Все это, видимо, связано с падением внешнего газа. Наличие большого числа пылевых волокон в М 82 легко тогда объясняется как результат взаимодействия падающего на эту галактику газа с горячим ветром, который дует от центральной области, будучи вызван активностью сверхновых.
Во всех этих примерах мы имеем дело, судя по всему, не с молодыми, а с «омоложенными» галактиками. Этим термином можно было бы назвать сравнительно старую галактику, в которой под действием тех или иных факторов происходит вспышка звездообразования. За последние годы значительно возросло число галактик, где наблюдаются последствия подобных вспышек.
В свое время В. А. Амбарцумян указал на многочисленные примеры того, что молодые звезды рождаются не поодиночке, а целыми комплексами — ассоциациями и еще более обширными областями — сверхассоциациями, достигающими иногда размеров ~1 кпс. Анализ, кандидатов в «молодые» галактики позволяет сделать заключение, что звездообразование в галактиках является дискретным не только в пространственном отношении, но оно дискретно и во времени. Представление о звездообразовании в галактике как о непрерывном процессе является, очевидно, чрезмерным упрощением. На самом же деле галактика «то гасит, то вздувает очаги».
Таким образом, открытие «первобытных» и молодых галактик еще впереди. Необычные же галактики, пристально изучающиеся в последние годы, — видимо, всего лишь «омоложенные» галактики. Тем не менее тщательное исследование последствий вспышек звездообразования в этих галактиках позволит значительно глубже изучить процессы рождения звезд и тем самым лучше подготовить нас к встрече с действительно «юными» галактиками.