Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

галактик, которые ранее не были каталогизированы: хотя такие галактики были относительно бледными на оптических длинах волн и из-за этого их пропустили в ходе предыдущих наблюдений, они ярко светятся на инфракрасных длинах волн. Обсерватория IRAS также нанесла на карту масштабные пространства межзвездной пыли в нашей Галактике. Еще одно из ключевых открытий спутника заключалось в том, что почти во всех направлениях на небе всегда было какое-то тонкое рассеянное инфракрасное излучение. Его назвали «перистым», как высокие облака, которые мы видим на Земле. Но вместо водяного пара IRAS обнаруживал «мусор», оставшийся в результате звездообразования нашей Галактики – пылевой детрит от предыдущих поколений звезд.

Эти галактические «перистые облака» создают проблемы для проведения внегалактических исследований на ультрафиолетовой и видимой частотах. Прежде чем вступить в борьбу с поглощением сигналов атмосферой Земли, где вода и другие молекулы могут легко погасить проходящие фотоны, ультрафиолет и видимые световые фотоны из отдаленных внегалактических источников должны пройти через остальную часть нашей Галактики. Если фотон, исходящий из какой-то далекой галактики, сталкивается с пылью в Млечном Пути, он также может быть поглощен. Такое явление называется межзвездной, или галактической, экстинкцией, и мы должны учитывать ее влияние затемнения и покраснения на наблюдаемую интенсивность внегалактического света.

На снимке – элемент одного из рукавов галактики, известной как Мясной Крюк. Она была названа так из-за ее искаженной спиральной структуры, предположительно ставшей следствием предыдущего гравитационного возмущения из-за прохождения другой галактики. Ее рукав искрится множеством молодых голубых звезд, словно кружево пены на гребне волны

Чтобы сделать поправку на галактическую экстинкцию, нам нужно составить подробные карты местонахождения галактической пыли и понимать, какова ее толщина (мы можем получить эти данные из карт всего неба, сделанных, например, на инфракрасных длинах волн). В сочетании с формулой, описывающей то, насколько сильным является поглощение для разных частот света (так называемый закон покраснения), мы можем добавить обратно излучение, которое поглотила галактическая пыль. В некоторых направлениях, таких как галактическая плоскость, экстинкция настолько экстремальна, что сквозь нее не может пройти никакой внегалактический свет. Таким образом, проводя очень глубокие исследования далекой Вселенной, мы в идеале хотим заглянуть за пределы диска Галактики, где количество промежуточного цирруса невелико, поэтому межзвездная экстинкция внегалактического света сводится к минимуму. Это еще один недостаток внегалактической астрономии для того, кто живет в диске Галактики. Любопытно представлять, однако, что астрономам других цивилизаций в Галактике доступны различные области внегалактической Вселенной в зависимости от того, находятся ли они в очень плотной части (например, ближе к балджу) или в галактических «пригородах» – возможно, даже в одном из Магеллановых Облаков.

Другим важным достижением космической обсерватории IRAS стало открытие популяции галактик, испускающих огромное количество инфракрасного излучения – более чем в 1000 млрд раз больше яркости Солнца. Они были названы ультраяркими инфракрасными галактиками. Наряду с квазарами эти галактики входят в число самых ярких объектов во Вселенной. Хотя некоторые из них были ранее известны по итогам наблюдений в оптическом свете, они не считались такими уж особенными. Только когда IRAS показал их в интенсивном инфракрасном свете, астрономы начали обращать внимание на эти галактики.

Что стимулирует интенсивную активность в этих конкретных галактиках? Почему они намного более экстремальны, чем, скажем, наш Млечный Путь или близлежащая M31?

Галактическое насилие

При ближайшем рассмотрении выясняется, что практически каждая ультраяркая инфракрасная галактика в Местной группе была либо иррегулярной, либо измененной в процессе гравитационного объединения двух галактик – слияния. Галактики – не жесткие структуры: они больше похожи на капли жидкости, которые могут быть сплющены и сдавлены гравитационными силами. В процессе столкновения «галактика – галактика» сильные приливные силы, воздействующие на газ и звезды взаимным гравитационным притяжением двух (или более) галактик, резко искажают форму каждого участника столкновения. Например, для двух спиральных галактик такой процесс обычно включает в себя разрыв звезд и газа в спиральных рукавах на длинные замыкающие нити, когда галактики сначала приближаются, а затем летят друг за другом – этот процесс может повторяться несколько раз в зависимости от относительных скоростей. Иногда вместо того чтобы пролететь мимо скользящим ударом, потянув за собой звезды, газ и пыль в стычке, две галактики могут разбиться прямо друг о друга, резко перераспределяя свое вещество, иногда самым впечатляющим образом – образуя, к примеру, кольцевые галактики. В конце концов обе галактические системы «тонут» в общем потенциальном источнике, где они находятся.

Вы можете построить простую модель динамики слияний галактик на своей кухне с помощью пары шариков или любой другой вращающейся сферы, а также большой чаши. Запустите эти два шарика кататься по краю чаши – схема их движения будет аналогична двум сливающимся галактикам с заданными начальными скоростями. Дайте одному шарику дополнительный толчок на краю чаши и посмотрите на эффект – форма и сила гравитационного потенциала здесь моделируются глубиной и формой сторон чаши.

Во время слияний газ в дисках возмущается и сжимается. Этот процесс, когда ударные волны и турбулентность распространяются через систему, вызывая возмущения плотности в газе, может способствовать коллапсу гигантских молекулярных облаков – это идеальный шторм для запуска нового звездообразования, ведь такие возмущения плотности быстро растут под действием локальных сил гравитации (гравитация работает на всех масштабах, управляя как движением сливающихся галактик, так и внутренним поведением газа и звезд) и в итоге запускают формирование звезд. К финалу слияния бо́льшая часть дискового газа может попасть в ядерные области слитой галактики, образуя плотный молекулярный комплекс, охватывающий, возможно, несколько тысяч парсек. При достижении высоких плотностей и наличии обширного резервуара молекулярный газ может подпитывать образование звезд с очень высокой скоростью – до сотен или тысяч солнечных масс новых звезд в год. Мы называем это звездным взрывом.

В течение нескольких миллионов лет многие образовавшиеся массивные молодые звезды начинают умирать в сверхновых и загрязнять галактику большим количеством пыли (в дополнение к уже имеющейся). Поэтому галактики, в которых происходит интенсивный процесс звездообразования, часто сильно затенены. При этом бо́льшая часть пыли находится рядом с активными участками звездообразования, поскольку массивные звезды умирают вблизи звездных яслей, не имея достаточно времени для миграции. Таким образом галактики, подобные ультраярким инфракрасным, собирают звездную массу в яростных эпизодах звездообразования, но бо́льшая часть этой деятельности скрыта под пылевой мантией. Последняя нагревается и испускает дальнее инфракрасное излучение – именно так мы его и обнаружили.

Классический пример продолжающегося слияния – метко названные галактики Антенны. В нашей однометровой коробочной модели локальной Вселенной галактики Антенны будут находиться примерно в 70 см от Млечного Пути, что эквивалентно примерно 14 Мпк. Вы