Галактики – далекие объекты. Наша Галактика вместе с туманностью Андромеды, галактикой в Треугольнике (М33), Магеллановыми Облаками и еще несколькими десятками карликовых спутников образуют так называемую Местную группу, диаметр которой составляет около 10 млн световых лет. Типичные расстояния до хорошо известных галактик за пределами Местной группы превосходят эту величину, поэтому для детального изучения их структуры необходимы достаточно крупные телескопы. Первые хорошие зарисовки «туманностей», как их тогда называли, появились в середине XIX в. благодаря работам Вильяма Парсонса (William Parsons), лорда Росса. В частности, известен рисунок галактики Водоворот (М51) с хорошо видимой спиральной структурой. С ростом наблюдательных возможностей становятся доступными более детальные исследования структурных особенностей в галактиках разных типов.
Довольно давно часть астрономов подозревала, что многие «туманности», особенно имеющие спиральную структуру и наблюдающиеся вне плоскости Млечного Пути, являются далекими звездными системами (т. е. галактиками), подобными нашей. Однако тогда однозначно определить природу этих «туманностей» (а тем более правильно отделить действительно газово-пылевые туманности в нашей Галактике от далеких звездных систем) было еще невозможно, и окончательная ясность в этом вопросе появилась только в 1920-е гг. В это время Эдвин Хаббл и другие ученые смогли идентифицировать достаточное количество переменных звезд – цефеид – в близких галактиках и определить расстояния до них. В настоящее время существует несколько методов определения расстояний до галактик (так называемая лестница расстояний), позволяющих, начав с цефеид в относительно близких галактиках, переходя от метода к методу, достаточно точно измерять расстояния и до далеких объектов, находящихся от нас в миллиардах световых лет.
Галактики могут сильно различаться по размерам и массе. Основной (по массе) составляющей галактики является темное вещество: все галактики погружены в большие, как правило, довольно округлой формы гало темного вещества. Размеры таких гало у крупных галактик могут составлять сотни тысяч световых лет, а массы в экстремальных случаях превосходят 1014 масс Солнца. Масса звезд в галактиках обычно в несколько раз меньше массы темного вещества (однако внутри видимых границ галактик эти величины сопоставимы), а масса газа и пыли – еще меньше. Галактика типа нашей имеет массу 1012 масс Солнца, из них лишь около 3 % приходится на звезды, а газа в ней примерно раз в 10 меньше. Самые легкие галактики имеют массу менее миллиона масс Солнца.
Основную массу галактики составляет темное вещество.
Видимые размеры самых крупных галактик составляют сотни тысяч световых лет. Размеры самых компактных галактик (так называемых ультракомпактных карликов) составляют несколько тысяч световых лет. По всей видимости, эти галактики когда-то были больше и массивнее, но сильное взаимодействие с более крупными соседями привело к обдиранию их внешних частей, и в результате мы видим то, что когда-то было компактной центральной частью галактики.
Эллиптические галактики в подавляющем большинстве не содержат холодного газа и пыли, которые могли бы превращаться в звезды. Поэтому они населены старыми маломассивными звездами и имеют желтовато-красноватый цвет, свойственный этим объектам. Такие галактики могут быть как легкими, так и тяжелыми. Самые массивные галактики – это гигантские эллиптические системы, находящиеся в центрах крупных скоплений галактик. Как правило, они формировались в результате многократных слияний и поглощений, а также аккреции большого количества газа, а в центрах таких галактик находятся очень массивные черные дыры. Звезды в эллиптических галактиках вращаются по вытянутым орбитам, ориентированным под разными углами друг к другу, а как целое эллиптические галактики вращаются медленно.
Эллиптические галактики населены в основном старыми маломассивными звездами.
Многие галактики в процессе своего формирования приобретают диск. Появление такой структуры означает, что когда-то в галактику так или иначе попало большое количество газа со значительным моментом импульса (иногда используют термин «угловой момент»), который затем частично превращается в звезды. В результате возникает сильно уплощенная вращающаяся структура из звезд, газа и пыли.
Линзовидные галактики, как и спиральные, имеют диск, но в нем уже недостаточно газа для активного звездообразования. Такие диски не имеют заметных спиралей, в которых велик темп формирования звезд. Линзовидные галактики достаточно многочисленны, особенно в скоплениях. В классическом варианте классификации, предложенном Хабблом (так называемый камертон Хаббла), они занимают промежуточное положение между эллиптическими и спиральными.
Наиболее известны спиральные галактики. В их дисках достаточно газа для образования новых поколений звезд, именно в спиральных рукавах идет наиболее активное звездообразование – там возникает большое количество ярких голубых массивных звезд с коротким временем жизни, которые и очерчивают спиральный узор, придавая ему бело-голубоватый цвет. Существует несколько механизмов образования спиралей: связанные с воздействием близкой галактики или бара внутри самой галактики, процессами звездообразования и др. В 1964 г. Цзя-цзяо Линь (Chia-Chiao Lin) и Фрэнк Шу (Frank Shu) заложили основы теории волн плотности, которая затем была использована для объяснения появления спирального узора. В этой модели спирали связаны с уплотнением звезд, которое в масштабах галактики имеет характер волны, движущейся по диску с постоянной угловой скоростью. Это уплотнение звезд приводит, в свою очередь, к уплотнению газа за счет формирования области с более глубоким гравитационным потенциалом.
Важно понимать, что звездная плотность между спиральными рукавами лишь ненамного меньше, чем в рукавах. Разница состоит в звездном населении: массивные яркие звезды имеют небольшую продолжительность жизни, и поскольку они в основном рождаются в рукавах, то между ветвями их мало. Спиральный узор вращается, но его скорость на разных расстояниях от центра галактики отличается от скорости вращения звезд (кроме узкой зоны коротации, вблизи которой, возможно, находится и Солнце). Как правило, скорость спирального узора меньше скорости вращения звезд, так что долгоживущие звезды диска, совершающие за время своей жизни много оборотов вокруг центра галактики, периодически догоняют спиральные рукава и проходят сквозь них.
Кроме дисков со спиральной структурой, где формируются новые поколения звезд, у большинства спиральных (и линзовидных) галактик также есть балджи. Это центральные образования примерно сферической формы размером до нескольких тысяч световых лет, состоящие в основном из старых маломассивных звезд. Звездообразование в балджах линзовидных галактик практически не идет из-за отсутствия необходимого для этого газа, хотя небольшое его количество нередко все же наблюдается вблизи центров таких галактик. В спиральных галактиках газ и молодые звезды могут присутствовать на любом расстоянии от центра, в том числе и внутри балджа, но за редким исключением только вблизи плоскости звездного диска.
Среди спиральных и линзовидных галактик отдельно выделяют подклассы объектов, содержащих звездную или звездно-газовую перемычку – так называемый бар. Одним из наиболее известных примеров таких галактик является NGC 1300. Считается, что и наша Галактика имеет в центре бар.
Галактики часто имеют иррегулярную структуру из-за взаимодействия с другими (обычно более массивными) галактиками.
Спиральные галактики могут обладать богатой морфологией и имеют разнообразные параметры. Так, например, известны галактики с кольцами – красивыми образованиями, происхождение которых в ряде случаев остается неясным. Иногда в отдельный подкласс выделяют так называемые анемичные спиральные галактики, в которых мало газа. Отсутствие активного образования массивных звезд приводит к появлению спиральных галактик, отличающихся более красным цветом.
Некоторые маломассивные галактики не имеют четко выраженной структуры, при этом они классифицируются как неправильные (иррегулярные). Часто иррегулярная структура связана не только с малой массой, но и с взаимодействием с другими галактиками (в нашей стране большой вклад в изучение взаимодействующих галактик внес Борис Воронцов-Вельяминов, составивший первый большой атлас и каталог таких объектов) или с активным звездообразованием. Например, подробный анализ кинематики звезд Большого Магелланового Облака (нашего спутника) показал, что его структура была существенно видоизменена при взаимодействии с нашей Галактикой. До этой метаморфозы, придавшей Облаку иррегулярный вид, оно, возможно, было небольшой спиральной галактикой с баром. Примером неправильной галактики с высоким темпом звездообразования может служить М82 в созвездии Большой Медведицы (детальные исследования показали наличие у нее спиралей и бара).
10.2. Образование и взаимодействие галактик
Первые галактики начинают формироваться примерно спустя пару сотен миллионов лет после Большого взрыва из уже сложившихся к тому времени «строительных блоков», содержащих темное вещество, газ, первые звезды и их остатки. Процесс образования галактик первые 2–3 млрд лет идет очень бурно, а затем постепенно сходит на нет.
Процесс бурного формирования галактик занимает несколько миллиардов лет.
Вероятный сценарий формирования галактик, базирующийся на численных моделях поведения материи в расширяющейся Вселенной, в общих чертах выглядит следующим образом. В ранней Вселенной возникают флуктуации в распределении плотности вещества, с некоторого момента эти флуктуации начинают расти, контраст плотности между ними и окружающей средой увеличивается. Вначале этот рост обеспечивает только темное вещество, поскольку обычное (барионное) вещество еще связано с излучением, препятствующим росту плотности. Затем, после эпохи рекомбинации, к росту флуктуаций подключаются и барионы. Изначально флуктуации плотности возникают на всех масштабах, но мелкие при этом растут быстрее. В какой-то момент они становятся примерно вдвое плотнее, чем окружающие области такого же размера, и расширение Вселенной перестает влиять на них, а рост плотности в них продолжается. Более крупные флуктуации достигнут этой стадии позже, когда расширение Вселенной уже существенно понизит среднюю плотность вещества. Поэтому более мелкие объекты (например, гало темного вещества с массой около миллиона масс Солнца, в которых зарождаются первые звезды) возникают первыми и имеют бóльшую среднюю плотность, а самые крупные (в настоящее время ими являются самые большие скопления галактик) формируются позже (к красному смещению около z ≈ 2, что соответствует 3–4 млрд лет после начала расширения) и продолжают расти в нашу эпоху. О фо