Галактики наблюдали с незапамятных времен. Человек с острым зрением может различить на ночном небосводе светлые пятна, похожие на капли молока. В X веке персидский астроном Абд-аль-Раман аль-Суфи упомянул в своей «Книге о неподвижных звездах» два подобных пятна, известных теперь как Большое Магелланово облако и галактика М31, она же Андромеда. С появлением телескопов астрономы наблюдали все больше таких объектов, получивших название туманностей. Если английский астроном Эдмунд Галлей в 1716 году перечислил всего шесть туманностей, то каталог, опубликованный в 1784 году астрономом французского военно-морского флота Шарлем Мессье, содержал уже 110 - и среди них четыре десятка настоящих галактик (в том числе и М31). В 1802 году Уильям Гершель опубликовал перечень из 2500 туманностей, а его сын Джон в 1864 году издал каталог, где было более 5000 туманностей.

ГАЛАКТИКА NGC 3190

    Природа этих объектов долгое время ускользала от понимания. В середине XVIII века некоторые проницательные умы увидели в них звездные системы, подобные Млечному Пути, однако телескопы в то время не предоставляли возможности проверить эту гипотезу. Столетием позже восторжествовало мнение, что каждая туманность - это газовое облако, подсвеченное изнутри молодой звездой. Позже астрономы убедились, что некоторые туманности, в том числе и Андромеда, содержат множество звезд, однако еще долго не было ясно, расположены они в нашей Галактике или за ее пределами. И лишь в 1923-1924 годах Эдвин Хаббл определил, что расстояние от Земли до Андромеды как минимум троекратно превосходит диаметр Млечного Пути (на самом деле примерно в 20 раз) и что МЗЗ, другая туманность из каталога Мессье, удалена от нас на никак не меньшую дистанцию. Эти результаты положили начало новой научной дисциплине - галактической астрономии.

    Вселенная заполнена галактиками разного размера и разных масс. Их количество известно весьма приблизительно. Семь лет назад орбитальный телескоп «Хаббл» за три с половиной месяца обнаружил около 10 000 галактик, сканируя в южном созвездии Печи участок небосвода, в сто раз меньший, нежели площадь лунного диска. Если предположить, что галактики распределяются по небесной сфере с такой же плотностью, получится, что в наблюдаемом космосе их 200 млрд. Однако эта оценка сильно занижена, поскольку телескоп не смог заметить великое множество очень тусклых галактик.

Наша ближайшая соседка, галактика Андромеда (М31) - один из излюбленных небесных объектов для любительских астрономических наблюдений и фотосъемки. И не только любительской - на иллюстрации представлен комбинированный мультиспектральный вид М31, сделанный космическим телескопом Spitzer и аппаратом NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX). УФ-глаза GALEX открывают огненную натуру Андромеды - горячие области, наполненные молодыми (показаны синим) и старыми (зеленые точки и яркая желтая область в центре галактики) звездами. Чувствительный ИК-телескоп Spitzer видит другую, холодную сторону - области формирования звезд (показано красным), скрытые от посторонних глаз облаками пыли и газа. Фиолетовым показаны области, где горячие массивные звезды сосуществуют с холодными, окруженными пылевыми облаками.

ПОДГЛЯДЫВАЯ ЗА СОСЕДКОЙ

    Среди галактик есть и карлики, и гиганты. В авторитетном оксфордском справочнике Companion to Cosmology 2008 года издания написано, что самые мелкие галактики содержат миллионы звезд, а самые крупные - триллионы.
    Эта информация уже успела устареть. Как рассказал профессор Техасского университета в Остине Джон Корменди, в последние годы было открыто семейство минигалактик всего лишь с сотнями звезд: «Это так называемые ультракомпактные карлики, линейные размеры которых лежат в пределах 20 парсек. Несмотря на малое количество звезд, масса таких галактик составляет миллионы и десятки миллионов солнечных масс. Скорее всего, в этом в основном повинна темная материя, хотя некоторые ученые полагают, что немалый вклад принадлежит черным дырам и нейтронным звездам. Как бы то ни было, старое определение галактики как крупного автономного звездного скопления больше не работает». На верхней границе галактического спектра находятся сверхгиганты диаметром порядка мегапарсека, у которых численность звездного населения достигает сотни триллионов.

    Галактики различаются и морфологией (то есть формой). В целом их подразделяют на три основных класса - дисковидные, эллиптические и неправильные (иррегулярные). Это общая классификация, есть гораздо более детальные.
    Дисковидная галактика - это звездный блин, вращающийся вокруг оси, проходящей через его геометрический центр. Обычно по обе стороны центральной зоны блина имеется овальное вздутие - балдж (от англ. bulge). Балдж тоже вращается, однако с меньшей угловой скоростью, нежели диск. В плоскости диска нередко наблюдаются спиральные ветви, изобилующие сравнительно молодыми яркими светилами. Однако есть галактические диски и без спиральной структуры, где таких звезд много меньше.
    Центральную зону дисковидной галактики может рассекать звездная перемычка - бар. Пространство внутри диска заполнено газопылевой средой - исходным материалом для новых звезд и планетных систем. Галактика имеет два диска: звездный и газовый. Они окружены галактическим гало - сферическим облаком разреженного горячего газа и темной материи, которая и вносит основной вклад в полную массу галактики. Гало вмещает также отдельные старые звезды и шаровые звездные скопления (глобулярные кластеры) возрастом до 13 млрд лет. В центре едва ли не любой дисковидной галактики, как с балджем, так и без балджа, расположена сверхмассивная черная дыра. Самые крупные галактики этого типа содержат по 500 млрд звезд.

В 1926 году знаменитый американский астроном Эдвин Пауэлл Хаббл предложил (а в 1936 году модернизировал свою) классификацию галактик по их морфологии. Из-за характерной формы эту классификацию называют еще «Камертоном Хаббла». На «ножке» камертона находятся эллиптические галактики, на зубцах вилки - линзовидные галактики без рукавов и спиральные галактики без бара-перемычки и с баром. Галактики, которые не могут быть классифицированы как один из перечисленных классов, называются неправильными.

КАМЕРТОН ЗДВИНА ХАББЛА

    Эллиптическая галактика, как и следует из ее названия, имеет форму эллипсоида. Она не вращается как целое и потому не обладает осевой симметрией. Ее звезды, которые в основном имеют сравнительно небольшую массу и солидный возраст, обращаются вокруг галактического центра в разных плоскостях и иногда не по отдельности, а сильно вытянутыми цепочками. Новые светила в эллиптических галактиках загораются редко в связи с дефицитом исходного сырья - молекулярного водорода.
    Как самые крупные, так и самые мелкие галактики относятся к эллиптическому типу. Общая доля его представителей в галактическом населении Вселенной всего около 20%. Эти галактики (возможно, за исключением самых мелких и тусклых) также скрывают в своих центральных зонах сверхмассивные черные дыры. Эллиптические галактики имеют и гало, но не столь четкие, как у дисковидных.

Подобно людям, галактики объединяются в группы. Наша Местная группа включает две самые крупные галактики в окрестностях размером порядка 3 мегапарсек - Млечный Путь и Андромеду (М31), галактику Треугольника, а также их спутники - Большое и Малое Магеллановы облака, карликовые галактики в Большом Псе, Пегасе, Киле, Секстанте, Фениксе и еще множество других - всего числом около полусотни. Местная группа, в свою очередь, является членом местного сверхскопления Девы.

МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК

    Все прочие галактики считаются иррегулярными. Они содержат много пыли и газа и активно порождают молодые звезды. На умеренных расстояниях от Млечного Пути таких галактик немного, всего-то 3%. Однако среди объектов с большим красным смещением, чей свет был испущен не позже, чем через 3 млрд лет после Большого взрыва, их доля резко возрастает. Судя по всему, все звездные системы первого поколения были невелики и обладали неправильными очертаниями, а крупные дисковидные и эллиптические галактики возникли гораздо позже.

    Галактики появились на свет вскоре после звезд. Считается, что первые светила вспыхнули никак не позднее, чем спустя 150 млн лет после Большого взрыва.
    В январе 2011 года команда астрономов, обрабатывавших информацию с космического телескопа «Хаббл», сообщила о вероятном наблюдении галактики, чей свет ушел в космос через 480 млн лет после Большого взрыва. В апреле еще одна исследовательская группа обнаружила галактику, которая, по всей вероятности, уже вполне сформировалась, когда юной Вселенной было около 200 млн лет.
    Условия для рождения звезд и галактик возникли задолго до его начала. Когда Вселенная прошла возрастную отметку в 400 000 лет, плазма в космическом пространстве заменилась смесью из нейтрального гелия и водорода. Этот газ был еще чересчур горяч, чтобы стянуться в молекулярные облака, дающие начало звездам. Однако он соседствовал с частицами темной материи, изначально распределенными в пространстве не вполне равномерно - где чуть плотнее, где разреженнее. Они не взаимодействовали с барионным газом и потому под действием взаимного притяжения свободно стягивались в зоны повышенной плотности. Согласно модельным вычислениям, уже через сотню миллионов лет после Большого взрыва в космосе образовались облака темной материи величиной с нынешнюю Солнечную систему. Они объединялись в более крупные структуры, невзирая на расширение пространства. Так возникли скопления облаков темной материи, а потом и скопления этих скоплений. Они втягивали в себя космический газ, предоставляя ему возможность сгущаться и коллапсировать. Таким путем появились первые сверхмассивные звезды, которые быстро взрывались сверхновыми и оставляли после себя черные дыры. Эти взрывы обогащали космическое пространство элементами тяжелее гелия, которые способствовали охлаждению коллапсирующих газовых облаков и потому делали возможным появление менее массивных звезд второго поколения. Такие звезды уже могли существовать миллиарды лет и потому были в состоянии формировать (опять-таки с помощью темной материи) гравитационно связанные системы. Так возникли долгоживущие галактики, в том числе и наша.
    «Многие детали галактогенеза еще скрыты в тумане, - говорит Джон Корменди. - В частности, это относится к роли черных дыр. Их массы варьируют от десятков тысяч масс Солнца до абсолютного на сегодняшний день рекорда в 6,6 млрд солнечных масс, принадлежащего черной дыре из ядра эллиптической галактики М87, расположенной в 53,5 млн световых лет от Солнца. Дыры в центрах эллиптических галактик, как правило, окружены балджами, составленными из старых звезд. Спиральные галактики могут вовсе не иметь балджей или же обладать их плоскими подобиями, псевдобалджами. Масса черной дыры обычно на три порядка меньше массы балджа - естественно, если оный наличествует. Эта закономерность подтверждается наблюдениями, охватывающими дыры массой от миллиона до миллиарда солнечных масс».

Используя инфракрасные снимки космического телескопа Spitzer, астрономы составляют карту Млечного Пути. Он состоит из двух самых крупных спиральных рукавов - Щита-Центавра и Персея, соединенных баром, и двух более мелких - Стрельца и Наугольника, наполненных газовыми облаками и областями формирования звезд. Еще более мелкие рукава включают Внешний, Дальний и Ближний 3-килопарсековые рукава. Наша Солнечная система находится в небольшом рукаве (отроге) Ориона.

КАРТА НАШЕГО ОСТРОВА

    Как полагает профессор Корменди, галактические черные дыры набирают массу двумя путями. Дыра, окруженная полноценным балджем, растет за счет поглощения газа, который приходит к балджу из внешней зоны галактики. Во время слияния галактик интенсивность поступления этого газа резко возрастает, что инициирует вспышки квазаров. В результате балджи и дыры эволюционируют параллельно, что и объясняет корреляцию между их массами (правда, могут работать и другие, еще неизвестные механизмы).
    Иное дело безбалджевые галактики и галактики с псевдобалджами. Массы их дыр обычно не превышают 10⁴-10⁶ солнечных масс. По мнению профессора Корменди, они подкармливаются газом за счет случайных процессов, которые происходят недалеко от дыры, а не простираются на целую галактику. Такая дыра растет вне зависимости от эволюции галактики или ее псевдобалджа, чем и обусловлено отсутствие корреляции между их массами.

    Галактики могут увеличивать и размер, и массу. «В далеком прошлом галактики делали это гораздо эффективней, нежели в недавние космологические эпохи, - объясняет профессор астрономии и астрофизики Калифорнийского университета в Санта-Круз Гарт Иллингворт. - Темпы рождения новых звезд оценивают в терминах годового производства единицы массы звездного вещества (в этом качестве выступает масса Солнца) на единицу объема космического пространства (обычно это кубический мегапарсек). Во времена формирования первых галактик этот показатель был весьма невелик, а затем пошел в быстрый рост, продолжавшийся до тех пор, пока Вселенной не исполнилось 2 млрд лет. Еще 3 млрд лет он был относительно постоянным, потом начал снижаться почти пропорционально времени, и снижение это продолжается по сей день. Так что 7-8 млрд лет назад средний темп звездообразования в 10-20 раз превышал современный. Большинство доступных наблюдению галактик уже полностью сформировались в ту далекую эпоху».
    В общих чертах эта тенденция понятна. Галактики увеличиваются двумя основными способами. Во-первых, они получают свежий материал для звездообразования, втягивая из окружающего пространства газ и частицы пыли. В течение нескольких миллиардов лет после Большого взрыва этот механизм исправно работал просто потому, что звездного сырья в космосе хватало всем. Потом, когда запасы истощились, темп звездного рождения упал. Однако галактики нашли возможность увеличивать его за счет столкновения и слияния. Правда, для реализации этого варианта необходимо, чтобы сталкивающиеся галактики располагали приличным запасом межзвездного водорода. Крупным эллиптическим галактикам, где его практически не осталось, слияние не помогает, зато в дисковидных и неправильных оно работает.

    Посмотрим, что происходит при слиянии двух примерно одинаковых галактик дискового типа. Их звезды практически никогда не сталкиваются - слишком велики расстояния между ними. Однако газовый диск каждой галактики ощущает приливные силы, обусловленные притяжением соседки. Барионное вещество диска теряет часть углового момента и смещается к центру галактики, где возникают условия для взрывного роста скорости звездообразования. Часть этого вещества поглощается черными дырами, которые тоже набирают массу. В заключительной фазе объединения галактик черные дыры сливаются, а звездные диски обеих галактик теряют былую структуру и рассредоточиваются в пространстве. В итоге из пары спиральных галактик образуется одна эллиптическая. Но это отнюдь не полная картина. Излучение молодых ярких звезд способно выдуть часть водорода за пределы новорожденной галактики. В то же время активная аккреция газа на черную дыру вынуждает последнюю время от времени выстреливать в пространство струи частиц огромной энергии, подогревающие газ по всей галактике и тем препятствующие формированию новых звезд. Галактика постепенно затихает - скорее всего, навсегда.

ИССЛЕДОВАТЕЛИ ИЗ ПИТТСБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА, Калифорнийского университета в Ирвине и Атлантического университета Флориды смоделировали ситуацию столкновения Млечного Пути и предшественницы карликовой эллиптической галактики в Стрельце (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG). Они проанализировали два варианта столкновений - с легкой (3 х 1010 масс Солнца) и тяжелой (1011 масс Солнца) SagDEG. На рисунке слева направо показаны результаты 2,7 млрд лет эволюции Млечного Пути без взаимодействия с карликовой галактикой и с взаимодействием с легким и тяжелым вариантами SagDEG.

ИССЛЕДОВАТЕЛИ ИЗ ПИТТСБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА

РЕЗУЛЬТАТЫ МОДЕЛИРОВАНИЯ

На рисунке результаты эволюции в различные моменты времени - начальная конфигурация (а), через 0,9 (b), 1,8 (c) и 2,65 млрд лет (d). Согласно модельным расчетам, бар и спиральные рукава Млечного Пути могли сформироваться в результате столкновений с SagDEG, которая изначально тянула на 50-100 млрд солнечных масс. Дважды она проходила сквозь диск нашей Галактики и теряла часть своей материи (и обычной, и темной), вызывая пертурбации его структуры. Нынешняя масса SagDEG не превышает десятков миллионов солнечных масс, и очередное столкновение, которое ожидают не позже чем через 100 млн лет, скорее всего, станет для нее последним.

    Галактики неодинакового калибра сталкиваются по-иному. Крупная галактика способна поглотить карликовую (сразу или в несколько приемов) и при этом сохранить собственную структуру. Этот галактический каннибализм тоже может стимулировать процессы звездообразования. Карликовая галактика полностью разрушается, оставляя после себя цепочки звезд и струи космического газа, которые наблюдаются как в нашей Галактике, так и в соседней Андромеде. Если же одна из сталкивающихся галактик не слишком превосходит другую, возможны даже более интересные эффекты.

Г
    алактическая астрономия дожила почти до девяностолетия. Она начала практически с нуля и достигла очень многого. Однако количество нерешенных проблем очень велико. Так, никто не знает, когда и как сформировались первые галактики и какими путями образуются галактики с дисковой структурой. «Ученые ожидают очень много от инфракрасного орбитального телескопа «Джеймс Уэбб», запуск которого намечен на 2018 год, - говорит Гарт Иллингворт. - К сожалению, пока не ясно, будет ли этот проект завершен - по причине финансовых трудностей. Хочется надеяться, что он состоится».
Автор: АЛЕКСЕЙ ЛЕВИН, "ПОПУЛЯРНАЯ МЕХАНИКА