Зоряні острови: галактики

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 68

Історія вивчення планет і зірок вимірюється тисячоліттями, Сонця, комет, астероїдів і метеоритів — століттями. А ось галактики, розкидані по Всесвіту скупчення зірок, космічного газу і пилових частинок, стали об’єктом наукового дослідження лише в 1920-ті роки.

Галактики спостерігали з незапам’ятних часів. Людина з гострим зором може розрізнити на нічному небосводі світлі плями, схожі на краплі молока. У Х столітті перський астроном Абд-аль-Раман аль-Суфі згадав у своїй «Книзі про нерухомих зірок» дві подібні плями, відомі тепер як Велика Магелланова хмара і галактика M31, вона ж Андромеда. З появою телескопів астрономи спостерігали все більше таких об’єктів, що отримали назву туманностей. Якщо англійський астроном Едмунд Галлей в 1716 році перерахував всього шість туманностей, то каталог, опублікований в 1784 році астрономом французького військово-морського флоту Шарлем Мессьє, містив вже 110 — і серед них чотири десятки справжніх галактик (в тому числі і М31). У 1802 році Вільям Гершель опублікував перелік із 2500 туманностей, а його син Джон 1864 року видав каталог, де було понад 5000 туманностей.

Природа цих об’єктів довгий час вислизала від розуміння. У середині XVIII століття деякі проникливі розуми побачили в них зоряні системи, подібні до Чумацького Шляху, однак телескопи в той час не надавали можливості перевірити цю гіпотезу. Сторіччям пізніше восторжествувала думка, що кожна туманність — це газова хмара, підсвічена зсередини молодою зіркою. Пізніше астрономи переконалися, що деякі туманності, в тому числі і Андромеда, містять безліч зірок, проте ще довго не було ясно, розташовані вони в нашій Галактиці або за її межами. І лише в 1923-1924 роках Едвін Хаббл визначив, що відстань від Землі до Андромеди як мінімум триразово перевершує діаметр Чумацького Шляху (насправді приблизно в 20 разів) і що M33, інша туманність з каталогу Мессьє, віддалена від нас на ніяк не меншу дистанцію. Ці результати поклали початок новій науковій дисципліні — галактичній астрономії.

Підглядаючи за сусідом Наша

найближча сусідка, галактика Андромеда (M31) — один з улюблених небесних об’єктів для любительських астрономічних спостережень і фотозйомки. І не тільки аматорською — на ілюстрації представлений комбінований мультиспектральний вигляд M31, зроблений космічним телескопом Spitzer і апаратом NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX). УФ-очі GALEX відкривають вогняну натуру Андромеди — гарячі області, наповнені молодими (показані синім) і старими (зелені точки і яскрава жовта область в центрі галактики) зірками. Чутливий ВК-телескоп Spitzer бачить інший, холодний бік — області формування зірок (показано червоним), приховані від сторонніх очей хмарами пилу і газу. Фіолетовим показані області, де гарячі масивні зірки співіснують з холодними, оточеними пиловими хмарами. Зображення: «Популярна механіка»

Карлики і гіганти

Всесвіт заповнений галактиками різного розміру і різних мас. Їх кількість відома досить приблизно. Сім років тому орбітальний телескоп «Хаббл» за три з половиною місяці виявив близько 10 000 галактик, скануючи в південному сузір’ї Печі ділянку небосводу, в сто разів меншу, ніж площа місячного диска. Якщо припустити, що галактики розподіляються по небесній сфері з такою ж щільністю, вийде, що в космосі їх 200 млрд. Однак ця оцінка сильно занижена, оскільки телескоп не зміг помітити великий натовп дуже тьмяних галактик.

Серед галактик є і карлики, і гіганти. В авторитетному оксфордському довіднику Companion to Cosmology 2008 року видання написано, що найдрібніші галактики містять мільйони зірок, а найбільші — трильйони. Ця інформація вже встигла застаріти. Як розповів «ПМ» професор Техаського університету в Остіні Джон Корменді, в останні роки було відкрито сімейство міні-галактик всього лише з сотнями зірок: «Це так звані ультракомпактні карлики, лінійні розміри яких лежать в межах 20 парсек. Незважаючи на малу кількість зірок, маса таких галактик становить мільйони і десятки мільйонів сонячних мас. Швидше за все, в цьому в основному повинна темна матерія, хоча деякі вчені вважають, що чималий внесок належить чорним дірам і нейтронним зіркам. Як би там не було, старе визначення галактики як великого автономного зоряного скупчення більше не працює «. На верхній межі галактичного спектру знаходяться надгіганти діаметром порядку мегапарсека, у яких чисельність зоряного населення досягає сотні трильйонів.

Форма і зміст

Галактики різняться і морфологією (тобто формою). Загалом їх підрозділяють на три основні класи — дисковидні, еліптичні і неправильні (іррегулярні). Це загальна класифікація, є набагато більш детальні.

Дисковидна галактика — це зоряний млинець, що обертається навколо осі, що проходить через його геометричний центр. Зазвичай по обидва боки центральної зони млинця є овальне здуття — балдж (від англ. bulge). Балдж теж обертається, проте з меншою кутовою швидкістю, ніж диск. У площині диска нерідко спостерігаються спіральні гілки, що рясніють порівняно молодими яскравими світилами. Однак є галактичні диски і без спіральної структури, де таких зірок багато менше.

Центральну зону дисковидної галактики може розсікати зоряна перемичка — бар. Простір всередині диска заповнений газопиловим середовищем — вихідним матеріалом для нових зірок і планетних систем. Галактика має два диски: зірковий і газовий. Вони оточені галактичною гало — сферичною хмарою розрідженого гарячого газу і темної матерії, яка і вносить основний внесок у повну масу галактики. Гало вміщує також окремі старі зірки і шарові зоряні скупчення (глобулярні кластери) віком до 13 млрд років. У центрі чи не будь-якої дисковидної галактики, як з балджем, так і без балджа, розташована надмасивна чорна діра. Найбільші галактики цього типу містять по 500 млрд зірок.

Камертон Едвіна Хаббла

В 1926 році знаменитий американський астроном Едвін Пауелл Хаббл запропонував (а 1936 року модернізував) свою класифікацію галактик з їхньої морфології. Через характерну форму цю класифікацію називають ще «Камертоном Хаббла». На «ніжці» камертона знаходяться еліптичні галактики, на зубцях вилки — лінзовидні галактики без рукавів і спіральні галактики без бару-перемички і з баром. Галактики, які не можуть бути класифіковані як один з перелічених класів, називаються неправильними, або іррегулярними. Зображення: «Хімія і життя»

Еліптична галактика, як і випливає з її назви, має форму еліпсоїду. Вона не обертається як ціле і тому не володіє осьовою симетрією. Її зірки, які в основному мають порівняно невелику масу і солідний вік, звертаються навколо галактичного центру в різних площинах і іноді не окремо, а сильно витягнутими ланцюжками. Нові світила в еліптичних галактиках загоряються рідко у зв’язку з дефіцитом вихідної сировини — молекулярного водню.

Як найбільші, так і найдрібніші галактики належать до еліптичного типу. Загальна частка його представників у галактичному населенні Всесвіту всього близько 20%. Ці галактики (можливо, за винятком найменших і найтьмяніших) також приховують у своїх центральних зонах надмасивні чорні діри. Еліптичні галактики мають і гало, але не такі чіткі, як у дисковидних.

Зоряне розселення

Галактики розподілені в космічному просторі зовсім не хаотично. Масивні галактики нерідко оточені невеликими галактиками-супутниками.

Місцева група галактикік Подібно

до людей, галактики об’єднуються в групи. Наша місцева група включає дві найбільші галактики в околицях розміром близько 3 мегапарсек — Чумацький Шлях і Андромеду (M31), галактику Трикутника, а також їх супутники — Велике і Мале Магелланови хмари, карликові галактики у Великому Псе, Пегасі, Кілі, Секстанті, Феніксі і ще безліч інших — всього числом. Місцева група, у свою чергу, є членом місцевого надскупчення Діви. Зображення: «Популярна механіка»

І наш Чумацький Шлях, і сусідня Андромеда мають не менше 14 супутників, і, швидше за все, їх набагато більше. Галактики люблять об’єднуватися в пари, трійки і більші групи з десятків гравітаційно пов’язаних партнерів. Асоціації побільше, галактичні скупчення, містять сотні і тисячі галактик (перше з таких скупчень відкрив ще Мессьє). Часом у центрі скупчення спостерігається особливо яскрава гігантська галактика, що виникла, як вважають, у процесі злиття галактик меншого калібру. І нарешті, є ще й надскупчення, в які входять як галактичні скупчення і групи, так і окремі галактики. Зазвичай це витягнуті структури протяжністю до сотні мегапарсек. Їх поділяють майже повністю вільні від галактик космічні порожнечі такого ж розміру. Надскоплення вже не організовані в якісь структури більш високого порядку і розкидані по космосу випадковим чином. З цієї причини в масштабах декількох сотень мегапарсек наш Всесвіт однорідний і ізотропний.

Всі інші галактики вважаються іррегулярними. Вони містять багато пилу і газу і активно породжують молоді зірки. На помірних відстанях від Чумацького Шляху таких галактик небагато, всього-то 3%. Однак серед об’єктів з великим червоним зміщенням, чиє світло було випущено не пізніше, ніж через 3 млрд років після Великого вибуху, їх частка різко зростає. Судячи з усього, всі зоряні системи першого покоління були невеликі і мали неправильні обриси, а великі дисковидні та еліптичні галактики виникли набагато пізніше.

Народження галактик

Галактики з «явилися на світ невдовзі після зірок. Вважається, що перші світила спалахнули ніяк не пізніше, ніж через 150 млн років після Великого вибуху. У січні 2011 року команда астрономів, які обробляли інформацію з космічного телескопа «Хаббл», повідомила про ймовірне спостереження галактики, чиє світло пішло в космос через 480 млн років після Великого вибуху. У квітні ще одна дослідницька група виявила галактику, яка, ймовірно, вже цілком сформувалася, коли юному Всесвіту було близько 200 млн років.

Чумацький шлях

Сонце звертається навколо центру цілком рядової спіральної галактики, до складу якої входять 200-400 млрд зірок.

Її діаметр приблизно дорівнює 28 кілопарсекам (трохи більше 90 тисяч світлових років). Радіус сонячної внутрішньомалактичної орбіти — 8,5 кілопарсек (так що наше світило зміщено до зовнішнього краю галактичного диска), час повного обороту навколо центру Галактики — приблизно 250 млн років. Балдж Чумацького Шляху має еліпсовидну форму і наділений баром, який виявили зовсім недавно. У центрі балджа знаходиться компактне ядро, заповнене зірками різного віку — від декількох мільйонів років до мільярда і старше. Всередині ядра за щільними пиловими хмарами ховається досить скромна за галактичними стандартами чорна діра — всього 3,7 млн сонячних мас.

Карта нашого   Використовуючи

інфрачервоні знімки космічного телескопа Spitzer, астрономи складають карту Чумацького Шляху. Він складається з двох найбільших спіральних рукавів — Щита-Центавра і Персея, з’єднаних баром, і двох більш дрібних — Стрільця і Накутника, наповнених газовими хмарами і областями формування зірок. Ще дрібніші рукави включають Зовнішній, Дальній і Близький 3-кілопарсекові рукави. Наша Сонячна система знаходиться в невеликому рукаві (відрозі) Оріона. Зображення: «Популярна механіка»

Наша Галактика може похвалитися подвійним зірковим диском. На частку внутрішнього диска, який має по вертикалі не більше 500 парсек, припадає 95% зірок дискової зони, в тому числі всі молоді яскраві зірки. Його охоплює зовнішній диск товщиною в 1500 парсек, де мешкають зірки постарше. Товщина газопилового диска Чумацького Шляху не менше 3,5 кілопарсек. Чотири спіральні рукави диска — області підвищеної щільності газопилового середовища — містять більшість наймасивніших зірок.

Діаметр гало Чумацького Шляху не менш ніж удвічі більший за діаметр диска. Там виявлено близько 150 глобулярних кластерів, вік найстаріших перевищує 13 млрд. років. Гало заповнено темною матерією комкуватої структури. За останніми даними, форма гало — значно приплюснута куля. Загальна маса Галактики може становити до 3 трлн сонячних мас, причому на частку темної матерії припадає 90-95%. Маса зірок Чумацького Шляху оцінюється в 90-100 млрд. мас Сонця.

Умови для народження зірок і галактик виникли задовго до його початку. Коли Всесвіт пройшов вікову позначку в 400 000 років, плазма в космічному просторі замінилася сумішшю з нейтрального гелію і водню. Цей газ був ще надто горяч, щоб стягнутися в молекулярні хмари, що дають початок зіркам. Однак він сусідив з частинками темної матерії, спочатку розподіленими в просторі не цілком рівномірно — де трохи щільніше, де розрідженіше. Вони не взаємодіяли з баріонним газом і тому під дією взаємного тяжіння вільно стягувалися в зони підвищеної щільності. Згідно з модельними обчисленнями, вже через сотню мільйонів років після Великого вибуху в космосі утворилися хмари темної матерії величиною з нинішню Сонячну систему. Вони об’єднувалися в більш великі структури, незважаючи на розширення простору. Так виникли скупчення хмар темної матерії, а потім і скупчення цих скупчень. Вони втягували в себе космічний газ, надаючи йому можливість згущуватися і колапсувати. Таким шляхом з’явилися перші надмасивні зірки, які швидко вибухали надновими і залишали після себе чорні діри. Ці вибухи збагачували космічний простір елементами важче гелію, які сприяли охолодженню колапсуючих газових хмар і тому робили можливою появу менш масивних зірок другого покоління. Такі зірки вже могли існувати мільярди років і тому були в змозі формувати (знову-таки за допомогою темної матерії) гравітаційно пов’язані системи. Так виникли довгоживучі галактики, в тому числі і наша.

«Багато деталей галактогенезу ще сховані в тумані, — говорить Джон Корменді. — Зокрема, це стосується ролі чорних дір. Їх маси варіюють від десятків тисяч мас Сонця до абсолютного на сьогоднішній день рекорду в 6,6 млрд сонячних мас, що належить чорній дірі з ядра еліптичної галактики M87, розташованої в 53,5 млн світлових років від Сонця. Дірки в центрах еліптичних галактик, як правило, оточені балджами, складеними зі старих зірок. Спіральні галактики можуть зовсім не мати балджів або ж мати їх плоскими подобами, псевдобалджами. Маса чорної діри зазвичай на три порядку менше маси балджа — природно, якщо оний наявний. Ця закономірність підтверджується спостереженнями, що охоплюють діри масою від мільйона до мільярда сонячних мас «.

Як вважає професор Корменді, галактичні чорні діри набирають масу двома шляхами. Дірка, оточена повноцінним балджем, зростає за рахунок поглинання газу, який приходить до балджу із зовнішньої зони галактики. Під час злиття галактик інтенсивність надходження цього газу різко зростає, що ініціює спалахи квазарів. В результаті балджі і діри еволюціонують паралельно, що і пояснює кореляцію між їх масами (правда, можуть працювати й інші, ще невідомі механізми).

Інша справа безбалжові галактики і галактики з псевдобалджами. Маси їхніх дірок зазвичай не перевищують 10⁴-10⁶ сонячних мас. На думку професора Корменді, вони підгодовуються газом за рахунок випадкових процесів, які відбуваються недалеко від діри, а не простягаються на цілу галактику. Така діра зростає незалежно від еволюції галактики або її псевдобалджу, чим і обумовлена відсутність кореляції між їх масами.

Зростаючі галактики

Галактики можуть збільшувати розмір і масу. «У далекому минулому галактики робили це набагато ефективніше, ніж у недавні космологічні епохи, — пояснює професор астрономії та астрофізики Каліфорнійського університету в Санта-Круз Гарт Іллінгворт. — Темпи народження нових зірок оцінюють у термінах річного виробництва одиниці маси зоряної речовини (у цій якості виступає маса Сонця) на одиницю обсягу космічного простору (зазвичай це кубічний мегапарсек). За часів формування перших галактик цей показник був досить невеликий, а потім пішов у швидке зростання, що тривало до тих пір, поки Всесвіту не виповнилося 2 млрд років. Ще 3 млрд років він був відносно постійним, потім почав знижуватися майже пропорційно часу, і зниження це триває донині. Тож 7-8 млрд років тому середній темп зіроутворення в 10-20 разів перевищував сучасний. Більшість доступних спостереженню галактик вже повністю сформувалися в ту далеку епоху «.

Пришити рукави Чумацькому Шляху

На малюнку — результати еволюції в різні моменти часу — початкова конфігурація (a), через 0,9 (b), 1,8 (c) і 2,65 млрд. років (d). Згідно з модельними розрахунками, бар і спіральні рукави Чумацького Шляху могли сформуватися в результаті зіткнень cSagDEG, яка спочатку тягнула на 50-100 млрд. сонячних мас. Двічі вона проходила крізь диск нашої Галактики і втрачала частину своєї матерії (і звичайної, і темної), викликаючи пертурбації його структури. Нинішня маса SagDEG не перевищує десятків мільйонів сонячних мас, і чергове зіткнення, яке очікують не пізніше ніж через 100 млн років, швидше за все, стане для неї останнім. Зображення: «Популярна механіка»

Дослідники з Піттсбурзького університету, Каліфорнійського університету в Ірвіні і Атлантичного університету Флориди змоделювали ситуацію зіткнення Чумацького Шляху і попередниці карликової еліптичної галактики в Стрільці (Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy, SagDEG). Вони проаналізували два варіанти зіткнень — з легкою (3х10¹⁰ мас Сонця) і важкою (10¹¹ мас Сонця) SagDEG. На малюнку (внизу) зліва направо показано результати 2,7 млрд. років еволюції Чумацького Шляху без взаємодії з карликовою галактикою і із взаємодією з легким і важким варіантами SagDEG.

У загальних рисах ця тенденція зрозуміла. Галактики збільшуються двома основними способами. По-перше, вони отримують свіжий матеріал для зіроутворення, втягуючи з навколишнього простору газ і частинки пилу. Протягом кількох мільярдів років після Великого вибуху цей механізм справно працював просто тому, що зоряної сировини в космосі вистачало всім. Потім, коли запаси виснажилися, темп зіркового народження впав. Однак галактики знайшли можливість збільшувати його за рахунок зіткнення і злиття. Щоправда, для реалізації цього варіанту необхідно, щоб галактики, що стикаються, мали пристойний запас міжзоряного водню. Великим еліптичним галактикам, де його практично не залишилося, злиття не допомагає, зате в дисковидних і неправильних воно працює.

Курс на зіткнення

Подивимося, що відбувається при злитті двох приблизно однакових галактик дискового типу. Їхні зірки практично ніколи не стикаються — занадто великі відстані між ними. Однак газовий диск кожної галактики відчуває приливні сили, обумовлені тяжінням сусідки. Баріонна речовина диска втрачає частину кутового моменту і зміщується до центру галактики, де виникають умови для вибухового зростання швидкості зореутворення. Частина цієї речовини поглинається чорними дірами, які теж набирають масу. У завершальній фазі об’єднання галактик чорні діри зливаються, а зоряні диски обох галактик втрачають колишню структуру і розосереджуються в просторі. У результаті з пари спіральних галактик утворюється одна еліптична. Але це аж ніяк не повна картина. Випромінювання молодих яскравих зірок здатне видути частину водню за межі новонародженої галактики. Водночас активна акреція газу на чорну діру змушує останній час від часу вистрілювати в простір струменя частинок величезної енергії, що підігрівають газ по всій галактиці і тим перешкоджають формуванню нових зірок. Галактика поступово затихає — швидше за все, назавжди.

Галактики неоднакового калібру стикаються по-іншому. Велика галактика здатна поглинути карликову (відразу або в кілька прийомів) і при цьому зберегти власну структуру. Цей галактичний канібалізм також може стимулювати процеси зіроутворення. Карликова галактика повністю руйнується, залишаючи після себе ланцюжки зірок і струмені космічного газу, які спостерігаються як в нашій Галактиці, так і в сусідній Андромеді. Якщо ж одна з галактик, що стикається, не надто перевершує іншу, можливі навіть більш цікаві ефекти.

В очікуванні супертелескопа

Галактична астрономія дожила майже до дев’яностоліття. Вона почала практично з нуля і досягла дуже багато чого. Однак кількість невирішених проблем дуже велика. Так, ніхто не знає, коли і як сформувалися перші галактики і якими шляхами утворюються галактики з дисковою структурою. «Вчені очікують дуже багато від інфрачервоного орбітального телескопа» Джеймс Вебб «, запуск якого намічений на 2018 рік, — говорить Гарт Іллінгворт.- На жаль, поки не ясно, чи буде цей проект завершений — через фінансові труднощі. Хочеться сподіватися, що він відбудеться «.