Галактика без звёзд – то, что недоставало теоретикам?9.03.2005 17:18 | Наталья Сотникова/scientific.ru
"Галактика без звёзд" - такое словосочетание можно было встретить в текстах научных новостей, появившихся в конце февраля в СМИ. На первый взгляд подобная словесная конструкция выглядит нонсенсом, ибо понятия "галактика" и "звёздная система" обычно воспринимаются как синонимы. Но это только на первый взгляд.
Ещё в начале 70-х годов XX в. практически одновременно были сформулированы серьёзные теоретические и наблюдательные доводы в пользу существования у галактик, помимо звёздной составляющей и газа, так называемых тёмных гало. Теоретические аргументы следовали из соображений устойчивости звёздных дисков спиральных галактик, наблюдательные же - из анализа скоростей вращения газа в периферийных областях все тех же спиральных галактик. Первые попытки построить модели звёздных дисков показали, что диски, предоставленные самим себе, оказываются очень "хрупкими" образованиями. Они быстро и порой катастрофически изменяют свою структуру под действием разного рода неустойчивостей. Положение спасает постулирование у галактик массивных тёмных гало, не дающих вклада в общую светимость и проявляющих себя лишь через гравитационное воздействие на звёздную подсистему. С другой стороны, добавление протяжённых тёмных гало в "конструкцию" галактики углубляет общую гравитационную яму, а это, в свою очередь, позволяет объяснить наблюдаемые протяжённые участки кривой вращения с неуменьшающимися высокими значениями скорости газа в тех областях галактики, где уже заканчивается звёздный диск.
Получив право на существование, как полноправные структурные компоненты галактик, тёмные гало так и не прояснили два важных астрофизических вопроса: какова природа тёмного вещества и насколько оно по массе превышает светящуюся материю. Между тем, тёмное вещество быстро вошло в теоретические построения исследователей, занимающихся проблемами образования галактик. В популярных ныне моделях формирования структуры Вселенной, так называемых LambdaCDM-моделях (Cold Dark Matter models with Lambda term), флуктуации тёмного вещества создают "зародыши" гравитационных ям, в которые собирается барионная материя, являющаяся строительным материалом для звёзд. Хотя CDM-модели успешно описывают структуру Вселенной на больших масштабах, их предсказания на уровне отдельных галактик, увы, противоречат наблюдениям. Одно из таких предсказаний – многочисленные "сгущения" тёмного вещества внутри галактических гало (astro-ph/9901240 и astro-ph/9907411), которые можно было бы ассоциировать со спутниками ярких галактик. Но реально наблюдаемое число спутников много меньше предсказываемого. Кроме того, из анализа вклада различных структурных подсистем спиральных галактик в их кривые вращения следует, что масса галактических гало в пределах видимых размеров ярких галактик сравнима или всего лишь несколько больше массы звёздной компоненты. Это также не согласуется с выводами CDM-теорий, согласно которым масса тёмного вещества почти на порядок больше барионной массы, и, значит, основная часть вещества должна проявляться на масштабах больше галактических или быть заключена в каких-то неизвестных объектах.
В 90-е годы XX в. астрономы начали интенсивно изучать новый класс объектов – галактики с низкой поверхностной яркостью (LSB-galaxies – Low Surface Brightness galaxies). Такие "тусклые" звёздные системы раньше было очень трудно обнаруживать, хотя они и расположены в локальной области Вселенной (z<0.1). Это довольно разнородный класс объектов, но среди них встречаются и такие, которые имеют абсолютную звёздную величину, сравнимую с абсолютной звёздной величиной больших ярких галактик, но при этом обладают низкой поверхностной яркостью, т.е. звезды в них распределены на других пространственных масштабах. Удивительным оказалось то, что характеристики этих систем удовлетворяют так называемому соотношению Талли-Фишера, которое было получено для ярких галактик. Соотношение Талли-Фишера является эмпирическим. Оно хорошо выполняется для галактик поздних морфологических типов и связывает светимость галактики и ширину линии 21 см нейтрального водорода, т.е. максимальную скорость вращения галактики. Выполнение этого соотношения для LSB-галактик означает, что галактики с одинаковой светимостью имеют одинаковые скорости вращения независимо от того, как в галактике распределено звездное вещество. Этот удивительный результат приводит к важному выводу: отношение массы к светимости в галактиках увеличивается с уменьшением поверхностной яркости, а значит, относительная масса тёмного вещества в LSB-галактиках больше, чем в ярких галактиках. Таким образом галактики с низкой поверхностной яркостью могут быть резервуарами недостающей тёмной массы.
Можно пойти дальше и предположить, что если плотность газа, свалившегося в гравитационную яму тёмного гало, была недостаточна для того, чтобы вследствие гравитационной неустойчивости могли быть запущены механизмы звездообразования, то такой объект окажется практически невидимым. Обнаружение тёмных галактик усилило бы многие выводы CDM-сценариев формирования галактик.
Стратегия поиска тёмных галактик может быть двоякой. С одной стороны, невидимые массивные системы можно пытаться обнаружить по их приливному воздействию на рядом расположенную обычную галактику со звёздами. Как известно, близкие пролёты галактик приводят к появлению удивительно красивых тонких структур – вытянутых хвостов и перемычек. Если партнёр по взаимодействию не виден, то приливные детали будут направлены в никуда, как у галактики UGC 10214. Однако, в случае взаимодействия интерпретация данных может быть неоднозначной. Нельзя, например, исключить, что в случае UGC 10214 мы имеем дело с поздними стадиями пролёта, когда объекты успели разойтись на достаточно большое расстояние, а приливной хвост остался, как воспоминание о тесной и бурной встрече. Намного более обещающим выглядит путь поиска тёмных галактик по обзорным наблюдениям в линии нейтрального водорода с целью обнаружения массивных изолированных облаков HI. Один из таких обзоров был недавно составлен для участка размером 32 квадратных градуса в недалёком скоплении галактик в созвездии Дева (отсюда и название обзора VIRGOHI) командой астрономов под руководством Дэвиса (astro-ph/0312531). Это самый чувствительный обзор – предел чувствительности по лучевой концентрации атомов водорода составляет 7x1018 см-2. Наблюдения велись на радиотелескопе Ловелла обсерватории Джодрелл Бэнк в Великобритании. Был выявлен 31 источник, из которых 27 источников отождествлены с известными членами скопления, а 4 оказались новыми. Один из новых объектов впоследствии был признан ложным, другой – из-за неудачного расположения прямо за галактикой M86 - не мог наблюдаться в оптике, а обнаружение двух оставшихся источников (VIRGOHI21 и VIRGOHI27) было подтверждено более поздними наблюдениями на радиотелескопе Аресибо в Пуэрто-Рико. Что касается VIGROHI27, то этот объект оказался видимым в оптике, и таким образом только источник VIRGOHI21 мог претендовать на звание "изолированной области HI". VIRGOHI21 дополнительно наблюдался на радиотелескопе VLA и в оптическом диапазоне на телескопе Исаака Ньютона 2.5 м (astro-ph/0502312). Именно результаты этих наблюдений под руководством Минчина дали повод для сенсационных газетных наблюдений.
Следует разобраться с полученными данными. По градиенту лучевой скорости вдоль источника был сделан вывод о том, что обнаруженное облако нейтрального водорода вращается, а по ширине линии 21 см определена максимальная скорость вращения - 220 км/с. Если бы такой объект был обычной галактикой с низкой поверхностной яркостью, то его абсолютная звёздная величина согласно соотношению Талли-Фишера оценивалась бы в -19 mag (в полосе B). При известном расстоянии до скопления в Деве это давало бы 12-ую видимую звёздную величину, и такой объект легко бы обнаруживался в видимом свете. Однако глубокие CCD наблюдения источника в трёх полосах B, r и i не выявили оптического излучения. Предел чувствительности в полосе B составлял 27.5 mag arcsec-2, что в два с лишним раза меньше центральной поверхностной яркости самой "тусклой" из известных LSB-галактик (26.5 mag arcsec-2)
Оценки массы нейтрального водорода по наблюдаемому HI потоку дали величину массы (2-7)x108 Msun. Это примерно на порядок меньше массы нейтрального водорода в нашей Галактике, и совершенно недостаточно для того, чтобы поддерживать наблюдаемую высокую скорость вращения газа в источнике VIRGOHI21. Интерпретация полученных данных может быть различной, и авторы открытия очень осторожны в своих выводах. В первую очередь была исключена приливная причина образования такого облака при взаимодействии галактик, которые успели уйти далеко от места взаимодействия. Кроме того, на основе анализа характерных времён было отвергнуто соображение о возможной гравитационной несвязанности облака. Поглощение внутри Галактики в направлении на VIRGOHI21 составляет всего 0.15 mag в полосе B и также не объясняет отсутствие излучения в видимом свете. Единственная правдоподобное объяснение наблюдательных данных, по мнению авторов, заключается в том, что мы имеем дело с изолированной облаком HI, погруженным в массивное тёмное гало, которое и обеспечивает высокую скорость вращения. При этом плотность газа в обнаруженном облаке невелика - лучевая концентрация атомов водорода оценивается в 4x1019 см-2, что меньше предельной концентрации, выше которой в газе возможно звездообразование. Справедливости ради следует сказать, что авторы совсем не рассматривали возможность экранирования оптического излучения пылью в самом скоплении. Для этого бы понадобились наблюдения в инфракрасном диапазоне, что не делалось. Тем не менее, обнаруженный объект может стимулировать дальнейшие глубокие HI обзоры с целью выявления новой популяции тёмных галактик, которых так не хватает теоретикам-космологам.
|
Публикации с ключевыми словами:
галактики - звезды - звездообразование
Публикации со словами: галактики - звезды - звездообразование | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
