1. Общие сведения о галактиках

Около 70 лет назад первые работы по определению расстояний до ближайших галактик показали истинные масштабы доступной наблюдениям Вселенной, положив начало исследованию далеких звездных систем. Стало очевидным, что почти все видимое вещество во Вселенной сосредоточено в этих гигантских звездно-газовых островах с характерным размером от нескольких килопарсек до нескольких десятков килопарсек. Солнце вместе с окружающими его звездами также входит в состав спиральной галактики, название которой всегда пишется с заглавной буквы – Галактика. Типичное количество звезд с такой же светимостью, как у Солнца, или более высокой, в галактиках от нескольких десятков миллионов (в карликовых системах) до нескольких десятков миллиардов (в гигантских галактиках типа нашей), причем слабых звезд может быть существенно больше.

Расположение Солнца в нашей Галактике довольно неудачное для изучения этой системы как целого: мы находимся вблизи плоскости звездного диска, и уже это создает проблему выявления его структуры и сопоставления отдельных частей друг с другом. К тому же в области, где расположено Солнце, довольно много межзвездного вещества, поглощающего свет и делающего звездный диск почти непрозрачным для видимого света в некоторых направлениях, особенно в направлении ее ядра. Поэтому исследования других галактик, представляющие самостоятельный интерес, играют также громадную роль и в понимании природы нашей Галактики.

Межгалактическое пространство, в отличие от межзвездного, хотя и содержит разреженный газ, совершенно прозрачно для всех видов излучения. Это дает принципиальную возможность наблюдать другие галактики, на каком бы расстоянии от нас они ни находились. Поэтому крупным телескопам оказались потенциально доступными для исследования сотни миллионов отдельных галактик. Однако для детального изучения требуется, чтобы галактика была сравнительно близко – в пределах нескольких сотен миллионов парсек.

Грубое разделение галактик на эллиптические (Е), спиральные (S) и неправильные (Ir) оказалось очень удачным. Такая классификация галактик отражает не только особенности их видимой формы, но и свойства входящих в них звезд: Е-галактики состоят из очень старых звезд, в Ir-галактиках основной вклад в излучение дают звезды, существенно моложе Солнца, а в S-галактиках характер спектра показывает присутствие звезд всех возрастов.

Изучение звездных спектров галактик привело к открытию фундаментальной важности. За редчайшими исключениями (известны молодые карликовые галактики) возраст галактик оказался примерно одинаковым (более 10 млрд лет), и основная причина различия между галактиками не в возрасте, а в характере эволюции этих систем. Если в Е-галактиках звездообразование практически полностью прекратилось миллиарды лет назад, то в спиральных системах образование звезд продолжается, хотя и далеко не так интенсивно, как на начальном этапе их жизни, а в Ir-галактиках звездообразование может быть сейчас столь же активно, как и миллиарды лет назад.

Как "устроены" галактики? Упрощенно можно считать, что каждая из них содержит две основные подсистемы (два компонента), вложенные одна в другую и гравитационно-связанные друг с другом. Первая называется сферической, ее звезды концентрируются к центру галактики, а плотность вещества, высокая в центре галактики, довольно быстро падает с удалением от него. Вторая подсистема – это массивный звездный диск.

Типичная Е-галактика выглядит как сферическая подсистема в "чистом" виде, диск в ней или полностью отсутствует или имеет такую низкую светимость по сравнению с остальной галактикой, что выявляется лишь специальными методами фотометрической обработки. Е-галактики, как и сферические компоненты у галактик других типов, почти лишены межзвездного газа (не считая разреженного и очень горячего газа, заполняющего всю галактику), а следовательно, и молодых звезд. В S-галактиках имеется как сферический компонент, так и массивный звездный диск, причем светимость последнего в большинстве случаев значительно преобладает. В неправильных (Ir) галактиках сферический звездный компонент практически отсутствует, почти все звезды заключены в толстом диске, существенная доля массы которого приходится на межзвездный газ. Сферическое гало этих галактик образовано преимущественно темным, несветящимся веществом (подробнее об этом см. ниже).

Структура спиральных галактик хорошо видна на фотографиях, приведенных на рис. 1 и 2. На рис. 1 изображена галактика, в диске которой прекрасно выделяются спиральные ветви, а на рис. 2 диск наблюдается "с ребра", так что ветвей не видно.

Рис. 1. Многорукавная спиральная галактика М 101 в созвездии Большой Медведицы. Светлые пятна в спиральных ветвях – области активного звездообразования

Основные наблюдаемые особенности галактик определяются их физическими характеристиками, наиболее важные из которых следующие: 1) скорости вращения и относительные массы дискового и сферического компонентов; 2) интенсивность происходящего звездообразования на единицу светимости галактики или на единицу массы газа в ее диске; 3) характер активности галактического ядра и выделяемая им энергия.

Рис. 2. Спиральная галактика М 104 (Сомбреро) в созвездии Девы, диск которой наблюдается "с ребра"

Как показали исследования последних лет, эти характеристики оказываются прямо или косвенно связанными с динамическими свойствами звезд и газа, что является ключевым моментом в их изучении.

2. Движение звезд, газа и присутствие невидимого вещества

Первые астрофизические наблюдения галактик с использованием "классического" физического прибора – щелевого спектрографа – были проведены еще в 1917-1918 годах, то есть еще до того, как была окончательно установлена их природа. Результатом этих наблюдений было открытие вращения внутренних областей спиральных галактик, вернее, содержащегося в них газа, дающего линейчатый спектр. Сейчас мы знаем, что свечение газа в оптических эмиссионных линиях связано с горячими звездами, ультрафиолетовое излучение которых заставляет газ флюоресцировать, но в те далекие годы даже сама идея о внегалактической природе наблюдаемых объектов многим представлялась сомнительной. Лишь много позднее, с появлением нового поколения наблюдательной техники, были измерены скорости движения не только газа, но и совокупности звезд (по их спектру поглощения), а вращение газа прослежено до очень больших расстояний от центра, во многих случаях превышающих оптический размер галактики. Но способ измерения скоростей движения остался тем же самым: он основан на эффекте Доплера, хорошо известном в физике.

Для измерения скоростей движения звезд и газа в галактиках используют как спектрографы различных конструкций, так и оптические интерференционные приборы, позволяющие одновременно получить информацию о скоростях движения во многих тысячах точек галактики. Для этого совсем не обязательно измерять скорости индивидуальных звезд или облаков газа – это возможно только для самых близких галактик. Обычно приходится исследовать спектр интегрального излучения, который складывается из спектров большого количества индивидуальных источников, неразличимых по отдельности.

Скорости газа, в отличие от звезд, оказалось возможным измерять не только в оптическом диапазоне спектра, но и совершенно независимым путем, по радиоизлучению. Чаще всего для этого используются наблюдения в радиодиапазоне самого распространенного газа в природе – нейтрального водорода на частоте 1420 МГц (длина волны без учета эффекта Доплера – 21 см), а также по линиям молекул СО в миллиметровом диапазоне радиоволн.

Наблюдения как нашей, так и других галактик показали, что характер движения звезд и газа не одинаков, и это очень важно для понимания тех физических процессов, которые определяют наблюдаемое многообразие свойств галактик. Оказалось, что газ вращается быстрее, чем старые звезды. Если характерные скорости вращения газа в галактиках составляют 150-300 км/с (рекорд скорости – 500 км/с – держится уже длительное время, но это исключительный случай), то звезды в сферических системах всегда медленно вращающиеся. Балджи S-галактик, состоящие из старых звезд, вращаются в два-три раза медленнее, чем диски, а у звезд Е-галактик скорость вращения совсем низкая и обычно не превышает нескольких десятков км/с. Таким образом, Е-галактики – это системы с низким угловым моментом (моментом вращения). Они состоят из звезд, летящих по всем направлениям примерно с одинаковыми скоростями.

Миллиарды звезд, двигающихся по всевозможным орбитам в галактике, можно рассматривать как совокупность частиц, образующих своего рода звездный газ. Его свойства во многом близки к свойствам обычного газа, к нему приложимы такие понятия, как плотность, концентрация частиц, давление и даже температура: аналогом температуры обычного газа здесь является средняя энергия неупорядоченного движения звезд.

Звездный газ – это среда особого рода. Если в обычном газе быстро устанавливается определенная температура за счет непрерывных столкновений и обмена импульсами между отдельными частицами – молекулами или атомами, то в случае звезд ситуация иная: они разделены такими расстояниями, что не только не сталкиваются друг с другом, но даже редко сближаются настолько, чтобы изменились их энергии или скорости. Такая среда называется бесстолкновительной. Все взаимодействия между частицами звездного газа происходят на расстоянии, через их гравитационные поля. Поэтому часто распределение звезд по скоростям довольно сильно отличается от того, какое должно быть в изотермическом газе (в последнем случае оно называется максвелловским). Но, как оказалось, при некоторых условиях обмен импульсами все же может происходить достаточно быстро, особенно в динамически холодных системах. Например, во вращающемся диске, образуемом бесстолкновительным звездным газом, могут даже распространяться волны сжатия и разрежения, наподобие звуковых. Этот парадокс связан с тем, что отдельно взятая звезда реагирует больше не на гравитационные поля своих близких соседей, а на поле всей совокупности звезд, образующих галактику. Иными словами, галактика в целом ведет себя как единая система, где все частицы взаимосвязаны силами тяготения. Процессы, происходящие благодаря такому единению, называют коллективными процессами.

Исходя из наблюдений, можно заключить, что звездный газ, образующий эллиптические галактики и сферические подсистемы спиральных галактик, является динамически "горячим": звезды быстро движутся по всевозможным направлениям, так что среднее различие между скоростями пространственно близких звезд (дисперсия скоростей) составляет для них сотни км/с. Для дисков ситуация иная: старые звезды, составляющие их основную массу, представляют собой значительно более "холодную" систему (дисперсия скоростей обычно 50-100 км/с), но зато с более быстрым вращением. Но самая низкая динамическая температура наблюдается у совокупности газовых облаков в диске галактики и у молодых звезд, которые из этих облаков образуются, и поэтому сохраняют те же особенности движения. Дисперсия их скоростей в большинстве наблюдаемых галактик близка к 10 км/с, что в 15-30 раз меньше, чем скорость вращения вокруг центра.

Причина такого различия кроется в неодинаковых свойствах звездных и газовых "частиц". Более десяти миллиардов лет назад, когда галактики только формировались, первыми образовались именно сферические компоненты. Звезды возникли из газа, заполнявшего весь объем галактики, либо родились в более мелких системах, которые гравитация собрала вместе и перемешала (возможны оба варианта) – в галактике появилось много звезд на вытянутых орбитах с большими радиальными скоростями. Эта особенность движений звезд сферической составляющей сохранилась до наших дней.

Молодая формирующаяся галактика содержит много газа. В отличие от звезд, образующих бесстолкновительную систему, газовые облака неупруго сталкиваются друг с другом, часть энергии при каждом столкновении переходит в тепло и уходит из галактики в виде электромагнитного излучения. Поэтому систему газовых облаков называют столкновительной и диссипативной (то есть теряющей свою энергию). Полная энергия газа (кинетическая + потенциальная) стремится стать как можно меньше. Однако момент вращения сохраняется и при потере энергии, и поэтому облака не могут затормозить своего вращения вокруг центра галактики. Теряя энергию, они приближаются к центру, увеличивая скорость вращения и "округляя" при этом свои орбиты. Теряется энергия лишь хаотических движений (их суммарный момент вращения равен нулю). По мере уменьшения полной энергии газ стремится образовать такой вращающийся диск, который будет динамически холодным (беспорядочные скорости малы), так что его кинетическая энергия окажется заключенной в основном во вращательном движении. Поэтому одновременно с формированием сферической составляющей галактики в ней рождался и уплотнялся газовый диск. Газ постепенно переходил в звезды. Таким путем возникли галактические диски, в которых траектории движения звезд и газа несильно отличаются от окружностей.

То, что движение облаков газа и молодых звезд происходит почти по окружностям, позволяет получить из спектральных наблюдений зависимость скорости кругового вращения от расстояния до центра галактики. Кривая, графически выражающая эту зависимость, называется кривой вращения галактики. Скорость вращения на данном радиусе характеризует массу галактики в пределах этого радиуса, а общая форма кривой отражает особенности распределения массы, крупномасштабную структуру галактики.

Кривые вращения получены для нескольких сотен галактик. Первые кривые вращения были достаточно короткими и описывали вращение лишь внутренних областей галактик; это связано с тем, что спектры регистрировались фотографически и чувствительности фотоэмульсии не хватало для регистрации слабых спектральных линий на большом расстоянии от центра. Использование фотоэлектрических усилителей яркости (электронно-оптических преобразователей), а позднее – полупроводниковых матричных детекторов позволило повысить точность измерений и довести кривые вращения почти до оптической границы диска. Радионаблюдения нейтрального водорода в галактических дисках продвинули кривые еще дальше. Особенную ценность представляют галактики, содержащие много газа: скорость вращения для некоторых из них удалось проследить до расстояния, в несколько раз превышающего оптический радиус, на котором еще наблюдается звездное свечение.

Оптические и радионаблюдения удачно дополняют друг друга: в радиолинии 21 см галактика выглядит "нерезкой", поэтому скорости внутренних областей галактик точнее измерять по оптическим наблюдениям, а вращение внешних областей из-за их низкой яркости, наоборот, надежнее определять по радиоданным.

Примером такой галактики, где совместные радио- и оптические наблюдения привели к измерению скоростей вращения газа на очень большом интервале расстояний R от ядра, является спиральная галактика NGC 157, кривая вращения которой приведена на рис. 3. Вращение газового диска галактики прослеживается почти до 50 кпк от центра, в то время как следы оптического диска практически исчезают на расстоянии 15 кпк. Оптические наблюдения осуществлялись с помощью интерферометра Фабри-Перо на крупнейшем в России телескопе – 6-метровом рефлекторе Специальной астрофизической обсерватории РАН, а наблюдения в радиолинии водорода – на радиоинтерферометре VLA в США. Отдельные кривые показывают составляющие кривой вращения, обусловленные балджем, диском, межзвездным газом и темным гало (о нем речь пойдет ниже). Они характеризуют вклад каждого компонента в гравитационный потенциал галактики на данном расстоянии от центра.

Анализ кривых вращения и распределения наблюдаемой яркости внутри галактик, полученных только по оптическим спектрам, привел исследователей к выводу, что в галактиках всех типов, кроме эллиптических, звездный диск не только по светимости, но и по массе в большинстве случаев превосходит сферическую звездную составляющую. Но первые же кривые вращения, построенные с учетом радионаблюдений, которые начали получать еще в 60-х годах, преподнесли астрономам сюрприз: масса сферической составляющей, возможно, совсем не такая маленькая, какой ее обычно полагали.

Рис. 3. Наблюдаемая кривая вращения cпиральной галактики NGC 157 и результаты ее моделирования (разделения на компоненты). Светлые кружки – оптические наблюдения, звездочки – радионаблюдения в линии нейтрального водорода. Вклад темного гало становится преобладающим только на очень больших расстояниях от центра. Оптический радиус галактики менее 15 кпк

Если считать, что вся масса в галактиках заключена в их звездных компонентах, то скорость вращения на периферии галактики должна уменьшаться с увеличением расстояния от ее центра. Но оказалось, что чаще всего этого не происходит: скорость вращения, как правило, держится примерно на постоянном уровне даже там, где уже не видно никаких следов присутствия звезд. Это несоответствие только обострилось, когда в 80-х годах до внешних областей галактик "дотянулись" и оптические кривые вращения: они во многих случаях также оказались "плоскими". У неправильных галактик на тех расстояниях, где звездное свечение уже кончается, скорость вращения не только не уменьшается, но, как правило, продолжает возрастать с расстоянием от центра.

Несколькими группами исследователей независимо была обоснована идея, что, помимо балджа и диска вместе с находящимся в них наблюдаемым газом, в галактиках присутствуют большие массы несветящегося вещества, составляющего, по-видимому, очень протяженный сферический компонент, плотность которого выше плотности звездных компонентов на большом расстоянии от центра. Эта невидимая cреда получила название темного гало (или "скрытой массы"). Хотя ситуация не одинакова в различных галактиках, невидимое вещество даже в спиральных галактиках, не говоря о неправильных, в большинстве случаев по крайней мере удваивает полную массу в границах звездного диска и продолжает увеличивать ее за видимыми границами галактики. Заметим, что галактика NGC 157, кривая вращения которой приведена на рис. 3, представляет собой нетипичный случай: в области оптиче