Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Сценарии образования галактик в стандартной космологической модели с холодным темным веществом и космологической постоянной (так называемая CDM-модель, см. раздел 11.5 «Состав Вселенной. Темное вещество») предсказывают, что многие галактики типа нашей являются членами групп и окружены десятками карликовых спутников. В самом деле, со времен Хаббла, предложившего название Местная группа, известно, что наша Галактика, туманность Андромеды (М31), галактика в Треугольнике (М33), Магеллановы Облака и множество карликовых галактик образуют связанную систему.

Наша Галактика и туманность Андромеды, а также около сотни более мелких галактик образуют гравитационно связанную систему – Местную группу.

Сейчас мы знаем, что ее размеры составляют около 10 млн световых лет и она находится в области повышенной пространственной концентрации галактик, центром которой является скопление в созвездии Девы. Масса Местной группы составляет (2 – 3) × 10¹² масс Солнца. Самые массивные компоненты – это М31 (примерно 1,5 × 10¹² масс Солнца) и наша Галактика (~10¹² масс Солнца), при этом масса в основном обеспечивается темным веществом.

Число карликовых галактик Местной группы велико, сейчас их известно несколько десятков, и постоянно обнаруживают новые слабые объекты с малой поверхностной яркостью. Так, например, крупная галактика (половина излучения приходит из области радиусом более 1 килопарсек), уступающая по размерам только Магеллановым Облакам и карликовой галактике в Стрельце, из-за своей низкой поверхностной яркости была открыта на расстоянии всего 120 килопарсек от Солнца лишь в 2016 г. Кроме того, в Местной группе должно быть множество (многие десятки) относительно небольших гало темного вещества, которые так и не стали галактиками, поскольку там не начался процесс активного звездообразования.

Размер Местной группы – 10 млн световых лет.

Еще недавно считалось, что большое количество таких объектов (гало из темного вещества с небольшим количеством газа, которые по массе примерно соответствуют карликовым галактикам), предсказываемое расчетами, является огромной проблемой для CDM-модели, поскольку число известных карликовых галактик было на порядок меньше. Однако количество известных галактик малой массы и размера выросло, а расчеты с учетом роли барионного вещества показали, что лишь небольшая часть темных гало на самом деле проявляет себя как галактики. Более того, асимметрия в распределении галактик, полученная в расчетах, подтверждается данными наблюдений. Это связано с тем, что барионы в больших масштабах распределены в волокнах. Сейчас весь этот комплекс данных единым образом неплохо воспроизводится в таких компьютерных моделях, как проекты Illustris и EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) (см. раздел 15.3 «Численный эксперимент и моделирование»).

Карликовые галактики постепенно поглощаются более крупными.

Наша Местная группа не является исключением. Более того, она в меру типична, и в ее окрестности есть подобные образования: например, группа в Центавре на расстоянии около 4 мегапарсек, включающая в себя галактики М83 и Cen A.

Итогом эволюции Местной группы будет слияние практически всех объектов, входящих в нее.

Эволюция Местной группы продолжается и сейчас. Карликовые спутники, постепенно рассеиваясь, поглощаются крупными галактиками. Это приводит к тому, что в гало (например, нашей Галактики) от таких спутников остаются шлейфы (подобно тому как метеорные потоки остаются на орбитах комет, разрушаемых Солнцем). Первый крупный шлейф в гало был обнаружен в 1998 г., он связан с известной карликовой галактикой в Стрельце.

Возможность детального изучения гравитационного потенциала Галактики с помощью наблюдения шлейфов обсуждается давно. В настоящее время анализ этих остатков карликовых галактик позволяет восстановить форму гало и распределение вещества в нем в масштабе, превышающем 100 000 световых лет.

Поглощение мелких галактик крупными – не единственный эволюционный процесс в нашей группе галактик. На масштабе миллиардов лет будут тесно взаимодействовать и самые крупные члены Местной группы. Сейчас туманность Андромеды приближается к нам. В 2012 г. впервые удалось достаточно точно измерить ее трехмерный вектор скорости, и это позволило рассчитывать подробные сценарии эволюции Местной группы. Примерно через 4 млрд лет наша Галактика и М31 пройдут очень близко друг от друга и начнется процесс слияния, который займет около 3 млрд лет, впоследствии к ним присоединится и М33. Детали исхода слияния не ясны, но, очевидно, все три галактики сольются воедино, породив новую галактику, которая уже получила собственное имя – Милкомеда (Milky way + Andromeda). Солнце к этому моменту уже превратится в белый карлик, который, вероятнее всего, будет находиться на окраинах Милкомеды. По истечении примерно 150 млрд лет в Местной группе сольются практически все объекты, остающиеся в ней, а небольшая часть карликовых галактик, наоборот, покинет ее в результате взаимодействий с крупными членами группы.

Основные компоненты межзвездной среды – газ, пыль, магнитные поля и космические лучи. Газ и пыль служат материалом для новых поколений звезд. В свою очередь звезды, закончив свой жизненный цикл, сбрасывают часть вещества обратно в межзвездную среду, обогащая ее наработанными в ходе реакций тяжелыми элементами.

Впервые надежные данные о существовании значительных масс вещества между звездами (там, где даже не было заметно ни светлых, ни темных туманностей) были получены в 1904 г. Иоганном Гартманом (Johannes Hartmann), который продемонстрировал поглощение света в линиях кальция, исследуя спектр звезды дельта Ориона.

Мы видим проявления межзвездной среды даже невооруженным глазом: клочковатая структура Млечного Пути объясняется темными облаками холодного газа и пыли, поглощающими свет звезд. Именно наблюдения межзвездного поглощения света позволили в начале XX в. доказать наличие значительных масс вещества в межзвездном пространстве.

Межзвездная среда в нашей Галактике на 70 % (по массе) состоит из водорода и на 28 % – из гелия (на остальные элементы приходится примерно 2 %). Вещество может находиться в разных состояниях. В первом приближении можно выделить две главные составляющие: газ и пыль.

Основные составляющие межзвездной среды – газ, пыль, магнитные поля и космические лучи.