Галактика

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

${\displaystyle R=10^{{\frac {1}{5}}(m-M)+1}}$,

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют[13]:

• Цефеиды, зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик.
• Сверхновые типа Ia. Именно с помощью них в 90-х годах XX века открыли ускоренное расширение Вселенной.
• Красные гиганты.
• Сверхгиганты.

Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.

${\displaystyle R={\frac {cz}{H_{0}}}}$,

где H₀ — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов[13]:

• по эффекту Сюняева — Зельдовича,
• по шаровым скоплениям,
• по зависимости Талли — Фишера,
• по зависимости Фабер — Джексона.

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают[14]:

1. Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
2. Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
3. Холодная газопылевая среда.
4. Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 10⁵—10⁶ К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр[14].

Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различных компонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарная скорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактики следует отличать от круговой скорости V_c, которая обусловлена только силой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела, движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость же вращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления P межзвёздного газа.

${\displaystyle V^{2}=R\left({\frac {\partial \Phi }{\partial R}}+{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}\right)=V_{c}^{2}+R{\frac {\nabla P}{\rho _{g}}}}$

Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρ_g — плотность газа.

Для разных компонентов галактики скорость вращения оценивается по-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд — по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скорости вращения следующая.

Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скорости движения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скорость галактики в целом (V₀) отождествляется со скоростью движения центральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловским расширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.

Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики как целого, — скорость по лучу зрения (V_r), и чтобы вычислить скорость вращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции. Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а также угол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центр галактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от V_r к V_φ, необходимо знать пять параметров: скорость движения галактики V₀, углы i и φ, две координаты центра галактики (относительно любой точки изображения).

Если галактика выглядит осесимметричной, то задача упрощается, так как углы ориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. И если щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:

${\displaystyle V_{\phi }(R)={\frac {|V_{0}-V_{r}(l)|}{\sin {i}}}}$,

где l — расстояние от центра галактики вдоль щели. Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поля скоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точек по диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию. Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри — Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумерную картину распределения скоростей в галактике[15].

В марте 2018 года астрономы из Международного центра радиоастрономических исследований (ICRAR) выяснили, что все галактики, независимо от своего размера или типа, вращаются с одинаковой скоростью и совершают полный оборот вокруг своей оси за 1 млрд земных лет[16][17].

Галактики не имеют чётких границ. Нельзя точно сказать, где кончается галактика и начинается межгалактическое пространство. К примеру, если в оптическом диапазоне галактика имеет один размер, то определяемый по радионаблюдениям межзвёздного газа радиус галактики может оказаться в десятки раз больше. От размера зависит и измеряемая масса галактики. Обычно под размером галактики понимают фотометрический размер изофоты 25-й звёздной величины с квадратной угловой секунды в фильтре B. Стандартное обозначение такого размера — D₂₅[18].

Масса дисковых галактик оценивается по кривой вращения в рамках некой модели. Выбор оптимальной модели галактики опирается как на форму кривой вращения, так и на общие представления о структуре галактики. Для грубых оценок массы эллиптических галактик необходимо знать дисперсию скоростей звёзд в зависимости от расстояния от центра и радиальное распределение плотности[19].

Масса холодного газа в галактике определяется по интенсивности линии H I. Если регистрируемая плотность потока излучения от галактики или какой-либо её части равны F_ν, то соответствующая масса равна:

${\displaystyle M_{HI}\approx 2\cdot 10^{5}M_{\bigodot }D^{2}\int _{\nu }F_{\nu }(\nu )d\nu }$,

где D — расстояние в мегапарсеках, поток выражен в янских.

Оценка массы молекулярного газа весьма сложна, так как спектр самой распространённой молекулы H₂ не имеет линий, возбуждаемых в холодном газе. Поэтому исходными данными являются интенсивности спектральных линий молекулы CO (I_CO). Коэффициент пропорциональности между интенсивностью излучения CO и его массой зависит от металличности газа. Но самая большая неопределённость связана с малопрозрачностью облака, из-за неё основная доля света, излучаемая внутренними областями, поглощается самим же облаком, таким образом, до наблюдателя доходит свет только от поверхности облаков[20].

Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов. Спектр среднестатистической галактики имеет два локальных максимума. Основной источник излучения — это звёзды, максимум интенсивности излучения большинства из них находится в оптическом диапазоне (первый максимум). Обычно в галактике много пыли, которая поглощает излучение в оптическом диапазоне и переизлучает его в инфракрасном диапазоне. Отсюда второй максимум — в инфракрасной области. Если светимость в оптическом диапазоне принять за единицу, то наблюдается следующая зависимость между источниками и типами излучения[21]:

Кривая вращения дисковой галактики. A — без учёта скрытой массы, B — наблюдаемая

Если вся масса галактик заключена в звёздах, то, зная соотношение масса-светимость и предполагая, что оно не сильно меняется с радиусом, плотность вещества в галактике можно оценить по яркости звёздного населения. Ближе к своему краю галактика тускнеет, значит, и средняя плотность звёзд падает, а вместе с ней должна упасть и скорость вращения звёзд. Однако наблюдаемые кривые вращения галактик свидетельствуют о кардинально иной картине: начиная с какого-то момента скорости вращения звёзд аномально высоки для плотности, получаемой из зависимости масса-светимость.

Объяснить высокую скорость звёзд у края диска можно, предположив, что на больших расстояниях от центра галактики основную роль играет масса, проявляющая себя исключительно через гравитационное взаимодействие. Независимым образом можно прийти к выводу о наличии скрытой массы, если оценивать общую массу исходя из условия устойчивости звёздного диска. Измерения скоростей движений спутников массивных галактик заставляют предполагать, что размер тёмного гало в несколько раз больше, чем оптический диаметр галактики.

Присутствие массивных тёмных гало было обнаружено в галактиках всех типов, но в различных пропорциях по отношению к светящемуся веществу[22].

Антенны — пара взаимодействующих галактик

Если среднее значение расстояния между галактиками не более чем на порядок больше их диаметра, то существенными становятся приливные воздействия галактик. На эти воздействия каждый компонент галактики в разных условиях откликается по-разному. Если расстояние относительно велико, но также велико и время пролёта двух галактик друг относительно друга, то более массивная галактика может перетянуть межгалактический горячий газ, окружающий соседнюю галактику, тем самым лишив её источника, пополняющего внутренние запасы межзвёздного газа, расходующегося при формировании звёзд[34].

Если дополнительно уменьшить расстояние, то возможно, что более массивный компонент вместе с межгалактическим газом перетянет на себя и тёмное гало галактики, оставив её фактически без тёмной материи. Особенно часто такое встречается при сильном различии в массах галактик. Также если расстояние невелико, как невелико и время взаимодействия, то в галактиках возникнут волны плотности газа, что может послужить причиной массированной вспышки звездообразования и появлению спиральных ветвей[34].

Предельный случай взаимодействия — это слияние галактик. По современным представлениям, сначала сливаются тёмные гало галактик. Потом галактики начинают приближаться друг к другу по спирали. И только потом начинают сливаться звёздные компоненты, вызывая в окружающем газе волны плотности и вспышки звездообразования.

Орбитальный телескоп «Хаббл» в 2006 году сфотографировал взаимодействующие галактики, две из которых разрывают третью на части, действуя на неё своей гравитацией (в созвездии Южной Рыбы, удалены от Земли на расстояние в 100 миллионов световых лет)[35].

Столкновения галактик являются весьма распространённым явлением во Вселенной. В результате анализа 21 902 галактик (сообщение начала 2009 года[36]) было выяснено, что практически все они в прошлом встречались с другими галактиками. Также подтверждается предположение, что около 2 миллиардов лет назад произошло столкновение Млечного Пути с другой галактикой[37].

Активная гигантская эллиптическая галактика M87. Из центра галактики вырывается релятивистская струя (джет).

Галактические ядра имеют признаки активности, если[38]:

1. спектр электромагнитного излучения объекта гораздо шире спектра обычных галактик, иногда простираясь от радио- до жёсткого гамма-излучения;
2. наблюдается «переменность» — изменение «мощности» источника излучения в точке наблюдения (как правило, это происходит с периодом от 10 минут в рентгеновском диапазоне до 10 лет в оптическом и радио диапазонах);
3. имеются особенности спектра излучения, по которым можно судить о перемещении горячего газа с большими скоростями;
4. есть видимые морфологические особенности, в том числе выбросы и «горячие пятна»;
5. имеются особенности спектра излучения и его поляризации, по которым можно предположить, в том числе, о наличии магнитного поля.

Галактики с активными ядрами подразделяются на сейфертовские галактики, квазары, лацертиды, радиогалактики.

По современным представлениям, активность ядер галактик объясняется присутствием в их ядрах сверхмассивных чёрных дыр[39], на которые происходит аккреция галактического газа. А различие типов галактик с активными ядрами объясняется различием в угле наклона плоскости галактики по отношению к наблюдателю[40].

Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность их столкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляют собой бесстолкновительную среду. Это легко показать[41]. Будем называть столкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действием силы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию. Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощения расчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на начало сближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценки это вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механической энергии:

${\displaystyle mV^{2}-G{\frac {m^{2}}{r}}=mV_{0}^{2}}$,

где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-за соображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V₀ — скорость на бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будем считать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическая энергия удвоилась. Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанное выше, получим:

${\displaystyle G{\frac {m^{2}}{d}}=mV_{0}^{2}}$.

Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечения взаимодействия равны:

${\displaystyle d={\frac {Gm}{V_{0}^{2}}}}$,

${\displaystyle S_{c}={\frac {\pi d^{2}}{4}}={\frac {\pi G^{2}m^{2}}{4V_{0}^{4}}}}$.

Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n = 3⋅10⁻⁵⁶ см⁻³, а относительная скорость движения 20 км/с). Получим:

${\displaystyle t_{c}=(nV_{0}S_{c})^{-1}>5\cdot 10^{21}c}$.

Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже в звёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация не улучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом закона сохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими[41]. Из бесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы и распределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерное время его установления должно быть много большим времени свободного пробега звезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.

Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых, представляют собой частично «прорелаксировавшую» систему: распределение случайных скоростей звёзд максвелловское, но с различными дисперсиями по различным осям. Более того, в одном и том же объёме пространства наблюдается систематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей для старых звёзд. Таким образом, можно утверждать, что звёздный диск со временем нагревается[42].

Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играют всё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными газовыми облаками[43].

MACS J0025.4-1222, распределения газа и тёмной материи

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом, массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, формируя изображение. Кроме этого, повышается яркость источника вследствие изменения его углового размера[44].

В 1937 году Фриц Цвикки предсказал возможность гравитационного линзирования для галактик. И хотя до сих пор не построена общепризнанная модель этого явления для галактик, уже сейчас этот эффект становится важным с точки зрения наблюдательной астрономии. Его применяют для:

• проверки ΛCDM-модели Вселенной,
• поиска тёмной материи внутри скоплений галактик[45],
• поиска далёких галактик.

На данный момент в базе данных внегалактических объектов NASA/IPAC (NED)[46] свыше 700 линзированных галактик и квазаров.

Как было сказано выше, гравитационная линза строит сразу несколько изображений, время запаздывания между изображениями в первом приближении равно ${\displaystyle t_{del}={\frac {d}{c}}}$, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений[47].

Наблюдая дисперсию скоростей галактик в скоплениях, Ф. Цвикки совместно с С. Смитом обнаружил, что получаемая из теоремы вириала масса гораздо больше, чем суммарная масса галактик[48]. Было выдвинуто предположение, что внутри скоплений галактик, как и в самой галактике, есть некая скрытая масса, проявляющая себя только гравитационным образом.

Опровергнуть или подтвердить это можно, зная гравитационный потенциал в каждой точке и основываясь на законе всемирного тяготения Ньютона. Гравитационный потенциал можно узнать, исследуя эффект гравитационного линзирования. На основании полученных данных учёными было сделано два вывода. С одной стороны, было подтверждено наличие тёмной материи. С другой, было обнаружено необычное поведение газа и тёмной материи. Раньше считалось, что во всех процессах тёмная материя должна увлекать за собой газ (это предположение легло в основу теории иерархической эволюции галактик). Однако в MACS J0025.4-1222, являющимся столкновением двух массивных скоплений галактик, поведение газа и тёмной материи диаметрально противоположны[49].

Поиск далёких галактик сопряжён со следующими проблемами:

1. значительно хуже чувствительность приёмников в инфракрасном диапазоне, куда из-за космологического красного смещения перемещается всё видимое излучение, вплоть до линии L_α (Лайман-альфа) и лаймановского скачка;
2. излучение далёких галактик ослаблено как из-за космологических эффектов, так и из-за того, что молодые галактики, по современным представлениям, на больших единицах красного смещения z (а значит, на более ранних этапах своей жизни) гораздо меньше Млечного Пути и сходны с Магеллановыми Облаками.

Многократное усиление пучка света, вызванное гравитационным линзированием, помогает в решении обеих проблем, позволяя наблюдать галактики на z > 7. Исходя из этих теоретических представлений, группа астрономов провела наблюдения, в результате которых был составлен список объектов-кандидатов в сверхдалёкие галактики[50].

Далёкие галактики наблюдаются с помощью телескопов «Хаббл» и «Спитцер»[51].

M82, галактика с активным звездообразованием

Звездообразование — крупномасштабный процесс в галактике, при котором из межзвёздного газа массово начинают формироваться звёзды[52]. Спиральные ветви, общая структура галактики, звёздное население, светимость и химический состав межзвёздной среды — результаты этого процесса. Размер области, охваченной звездообразованием, как правило, не превышает 100 пк. Однако встречаются комплексы со вспышкой звездообразования, называемые сверхассоциациями, размерами сопоставимые с неправильной галактикой.

В нашей и нескольких ближайших галактиках возможно непосредственное наблюдение процесса. В таком случае признаками происходящего звездообразования являются[53]:

1. наличие звёзд спектральных классов O-B-A и связанных с ними объектов (области HII, вспышки новых и сверхновых звёзд);
2. инфракрасное излучение, как от нагретой пыли, так и от самих молодых звёзд;
3. радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорождённых звёзд;
4. доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг звёзд;
5. доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;
6. наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);
7. наличие глобул.

С увеличением расстояния уменьшается и видимый угловой размер объекта, и, начиная с некоторого момента, разглядеть отдельные объекты внутри галактики не представляется возможным. Тогда критериями протекающего в далёких галактиках звездообразования служат[52]:

1. высокая светимость в эмиссионных линиях, в частности, в H_α;
2. повышенная мощность в ультрафиолетовой и голубой части спектра, за которую непосредственно отвечает излучение массивных звёзд;
3. повышенное излучение на длинах волн вблизи 8 мкм (ИК диапазон);
4. повышенная мощность теплового и синхротронного излучения в радиодиапазоне;
5. повышенная мощность рентгеновского излучения, связанная с горячим газом.

В общем виде процесс звездообразования можно разделить на несколько этапов: формирование крупных газовых комплексов (с массой 10⁷ М_☉), появление в них гравитационно связанных молекулярных облаков, гравитационное сжатие наиболее плотных их частей до возникновения звёзд, нагрев газа излучением молодых звёзд и вспышки новых и сверхновых, уход газа.

Чаще всего области звездообразования можно найти[53]:

• в ядрах крупных галактик,
• на концах спиральных рукавов,
• на периферии неправильных галактик,
• в наиболее яркой части карликовой галактики.

Звездообразование является саморегулирующимся процессом: после формирования массивных звёзд и их короткой жизни происходит ряд мощных вспышек, уплотняющих и нагревающих газ. С одной стороны, уплотнение приводит к ускорению сжатия сравнительно густых облачков внутри комплекса, но с другой стороны нагретый газ начинает покидать область звездообразования, и чем больше его нагревают, тем быстрее он уходит.

Эволюцией галактики называется изменение её интегральных характеристик со временем: спектра, цвета, химического состава, поля скоростей. Описать жизнь галактики непросто: на эволюцию галактики влияют не только эволюция отдельных её частей, но также и её внешнее окружение. Вкратце процессы, влияющие на эволюцию галактики, можно представить следующей схемой[54]:

В центре указаны процессы, связанные с отдельными объектами внутри галактики. Процессы, масштаб которых сравним с масштабом галактики, делятся на внешние и внутренние, с одной стороны, и быстрые (характерное время которых сравнимо со временем свободного сжатия) и медленные (чаще связанные с обращением звёзд вокруг центра галактики), с другой.

Малое слияние галактик отличается от большого тем, что в большом участвуют равные по массе галактики, а в малом одна галактика значительно превосходит вторую.

До сих пор нет единой теории о том, как все эти процессы согласуются между собой, но будущая теория образования и эволюции галактик должна объяснять следующие наблюдения:

• В момент окончания тёмных веков вещество было крайне однородным. Флуктуации температуры реликтового фона в различных участках пространства не превышают 0,01 %.
• Первичными элементами, полученными в ходе первичного нуклеосинтеза, были водород, дейтерий, гелий, литий и немного бериллия.
• Процесс первичного звездообразования закончился к z~7, а возможно и к z~10. На это чётко указывают линия L_α в спектре самой далёкой галактики[50].
• Количество сверхмассивных эллиптических галактик в единице объёма почти не меняется за последние 8 млрд лет[55].
• Структуры эллиптических и спиральных галактик динамически сильно отличаются друг от друга.