Журнал "Наука и Техника" (НиТ) - «Наука и Техника» [журнал для перспективной молодежи], 2007 № 10 (17)

Диски взаимодействующих спиральных галактик отличаются повышенной (примерно в 2–3 раза) поверхностной яркостью по сравнению с изолированными. Эту особенность можно объяснить усиленным темпом звездообразования в дисках взаимодействующих галактик. Наблюдения другого рода (например, анализ инфракрасного излучения) уже приводили ранее к подобным заключениям. Причины ускорения звездообразования при гравитационном возмущении галактик до конца неясны (усиление этого процесса в дисках часто объясняется, например, ростом частоты столкновений облаков молекулярного газа).

При взаимодействии галактик часть энергии орбитального движения переходит в их внутреннюю энергию. Как ясно из общих соображений, это должно приводить, в частности, к увеличению дисперсии скоростей звезд и к “разбуханию” звездных дисков. Мы рассмотрели оптическую структуру видимых “с ребра” взаимодействующих галактик и нашли, что их диски, действительно, имеют примерно в два раза большие относительные толщины (т. е. отношения вертикальных и радиальных масштабов распределения поверхностной яркости), чем диски обычных спиральных галактик. Эффективность приливного разогрева звездных дисков зависит от многих факторов, и в частности от соотношения видимой и скрытой масс в галактиках. Поэтому сравнение наблюдаемого эффекта с результатами численных расчетов (они пока, к сожалению, отсутствуют) могло бы дать новый подход к изучению скрытой массы.

Газовые диски большинства спиральных галактик (включая Млечный Путь) изогнуты так, что, если смотреть на них “с ребра”, они напоминают знак интеграла. Изгиб обычно начинается во внешних областях галактик (там, где звездная плотность очень мала), и поэтому до недавнего времени данных о таких изгибах было весьма мало. В тех же случаях, когда есть информация об искривлениях газового и оптического дисков, изгибы, прослеженные по двум подсистемам, почти совпадают, что позволяет думать об их общем происхождении.

С теоретической точки зрения искривление дисков у галактик все еще остается, по выражению Дж. Бинни, “захватывающей головоломкой”. Объяснить их возникновение и сохранение пытались приливным взаимодействием галактик, аккрецией вещества из межгалактического пространства на периферийные области дисков, действием межгалактического магнитного поля и др. Однако до сих пор ни один из предложенных механизмов так и не стал общепринятым. Основная причина такого положения — очевидный недостаток данных наблюдений, поскольку в радио- и оптическом диапазонах было изучено лишь несколько десятков видимых “с ребра” галактик.

Предположив, что пространственное окружение должно влиять на формирование изгибов галактик, мы решили исследовать вопрос: как часто встречаются изогнутые диски в областях с разной пространственной плотностью галактик? Ведь в большинстве случаев, когда спиральная галактика входит в состав взаимодействующей системы, ее оптический диск изогнут (рис. 5). Используя “Цифровой обзор неба” — созданное в Институте космического телескопа (Space Telescope Science Institute, Балтимор, США) электронное изображение почти всей небесной сферы, — мы исследовали 540 видимых “с ребра” спиральных галактик и их ближайшее окружение. Оказалось, что около 40 % из них имеют интегралоподобное искривление своих плоскостей с максимальным наблюдаемым отклонением края диска от плоскости более 2 градусов. Учитывая, что изгиб плоскости заметен при условии, что линия, вдоль которой диск изогнут, близка к лучу зрения, эту оценку можно примерно удвоить.

Итак, диски большинства спиральных галактик изогнуты, и эта их особенность столь же фундаментальна, как, например, наличие спиральной структуры. Выяснилось также, что встречаемость галактик с искривленными дисками зависит от пространственного окружения: они доминируют среди взаимодействующих галактик (50–60 %), очень часты среди галактик с близкими спутниками (30–40 %) и относительно редки среди изолированных (20 %). С другой стороны, пространственная плотность галактик вокруг спиралей с изогнутыми дисками существенно (примерно в пять раз) превышает соответствующее значение для тех, у которых нет признаков изгиба.

Эти результаты заметно ограничивают набор моделей, пытающихся объяснить искривление дисков. Приливное взаимодействие и внешняя аккреция, вероятно, основные механизмы рассматриваемого явления.

Герой рассказа Андрея Платонова “Лунная бомба” воскликнул: “Видите или нет вы катастрофу на Млечном Пути: там шумит поперечный синий поток. Это не туманность и не звездное скопление…” Спустя 70 лет эту катастрофу увидели. Это действительно была не туманность и не скопление, а целая галактика (хотя и карликовая), разрушаемая приливными силами Млечного Пути.

Карликовая галактика в Стрельце (ее стандартное обозначение Sgr I) наряду с другими подобными объектами входит в свиту нашей Галактики. Уникальность состоит в том, что Sgr I находится практически внутри нее, на расстоянии 16 кпк от ее центра. Приливное воздействие Галактики вытянуло Sgr I в колоссальную дугу длиной около 30 кпк, сравнимой с диаметром Галактики. Эта дуга почти перпендикулярна плоскости Млечного Пути.

По-видимому, все массивные галактики окружены системами небольших спутников. Значит, у других галактик тоже могут наблюдаться структуры, подобные Sgr I. Рост технических возможностей и регистрация более низких уровней поверхностной яркости, вероятно, позволят обнаруживать остатки этих разрушающихся спутников. Первым примером такого рода стала галактика NGC 5907. В 1998 г. группа китайских и американских астрономов обнаружила слабую петлеобразную структуру, состоящую из звезд и охватывающую галактику вдоль малой оси (рис. 6). Авторы предположили, что петля образована остатками карликового спутника, разрушающегося в гравитационном поле спиральной галактики.

Чтобы это проверить, мы выполнили численное моделирование разрушения спутника, движущегося в полярной плоскости массивной галактики. В качестве модели для описания спутника брали 50-100 тыс. самогравитирующих частиц (взаимодействующих друг с другом). Выбор массы спутника (2-5х10 8Мо) был ограничен данными об оптической светимости кольцеобразной структуры, которая не превышает 1 % полной светимости NGC 5907. Примеры результатов приведены на рис. 6.

Рис. 6. Структура галактики NGC 5907. Вверху слева — оптическое изображение NGC 5907, справа — изображение слабых внешних областей галактики. Для повышения контраста все фоновые звезды, а также яркая центральная область NGC 5907 с изображения удалены. Внизу — результаты моделирования кольцеобразной структуры, образовавшейся при разрушении спутника возле NGC 5907. Предполагается, что главная галактика видна “с ребра”, ее центр совпадает с началом координат. Первый кадр слева соответствует модели сферического спутника через 1.4 млрд. лет после первого прохождения перицентра (точки орбиты, ближайшей к притягивающему центру); два последующих — это ранняя (1.4 млрд. лет) и поздняя (3.5 млрд. лет) стадии эволюции кольца для модели дискового спутника