Звездные ядра галактикГалактики и Планеты
В нашей стране только один телескоп достаточно велик и хорош, чтобы на нем можно было изучать строение других галактик. Это шестиметровый Большой азимутальный телескоп Специальной астрофизической обсерватории РАН.
У нормальных галактик можно выделить два основных структурных компонента— большие плоские звездные диски, населенные голубыми (молодыми) звездами, и центральные звездные сфероиды красноватого цвета, так называемые балджи. Внутри них часто видны крошечные яркие компактные образования — звездные ядра. Исследователи уже давно задаются вопросом, что это такое? Можно предположить, что звездное ядро — просто центральная точка звездного сфероида, а поскольку его поверхностная яркость растет к центру, то кажется, что ядро выделяется повышенной яркостью. Но это может быть и отдельное гигантское звездное скопление, подобное шаровым скоплениям гало нашей Галактики, которое в результате долгой динамической эволюции «угнездилось» в центре галактики. Вызывает также не меньший интерес, образовалось ли ядро одновременно с балджем или позднее. Чтобы ответить на интересующие исследователей вопросы, нужно было исследовать характеристики звездных ядер: их массу, вращение, возраст и т.д. И потом сравнить их со свойствами других звездных подсистем. В давнюю эпоху фотографической фотометрии, лет 30–40 назад, самую яркую подсистему галактики — ядро — изучать было практически невозможно: наснимках ядра получались всегда передержанными. По-настоящему исследованием звездных ядер галактик астрономы занялись только в последние 10-15 лет, когда появились приемники с зарядовой связью (ПЗС), способные одновременно измерять потоки света в большом динамическом диапазоне. Приборы с зарядовой связью — это, в сущности, цифровые камеры, такие же, как в цифровых фотоаппаратах; только те, что используются в астрономии для наблюдений, намного более чувствительны. ПЗС — это матрица (пластинка), состоящая из многих крошечных полупроводниковых конденсаторов. Она способна накапливать заряд и настолько чувствительна, что практически каждый фотон света, попадающий на матрицу, оставляет в своем конденсаторе лишний электрон. После какого-то времени накопления («экспозиции») матрица «считывается», и наблюдатель имеет «картинку»— сколько в каждом конденсаторе накопилось электронов, или сколько в каждый элемент матрицы упало фотонов. Такие приемники света называются «панорамными»: они дают двумерное распределение, «картинку». Фотопластинка — тоже панорамный приемник, однако у ПЗС есть перед фотопластинкой колоссальные преимущества: чувствительность и линейность. Линейность особенно важна для изучения ядер галактик: сколь бы ни было ярким ядро по сравнению с окружающими его «тусклыми» областями галактических балджей и дисков, ПЗС никогда недает «передержки», и вычитанный сигнал всегда строго пропорционален интенсивности света. Когда в 1994 г. заработал в полную силу космический телескоп «Хаббл», позволивший получать картинки для галактик с пространственным разрешением на порядок выше, чем это было возможно с наземных телескопов, исследования ядер галактик приобрели новое качество. С помощью «Хаббла» удалось подобраться к самым центрам галактик и увидеть в деталях их структуру, а последующие наблюдения с Земли с использованием мощных спектрографов, оснащенных ПЗС, позволили определить динамические свойства и характеристики звездного населения ядер.
Околоядерные звездные диски
Что может произойти, если дисковую галактику, состоящую из звезд и газа, поместить в изолированную область пространства и оставить в покое? Динамическое моделирование показывает, что в тонком звездно-газовом диске довольно быстро начинают сами собой развиваться внутренние неустойчивости, которые приводят к глобальной перестройке структуры. В первоначально круглом, осесимметричном диске появляются вытянутые перемычки — бары, в гравитационном поле которых газовые облака сходят со своих первоначально круговых орбит вращения и начинают «стекать» к центру галактики. Вблизи него газ накапливается, уплотняется, и в нем начинаются процессы звездообразования. Типичный пример галактики с баром — NGC 6782: спиралевидный путь межзвездной среды в центр виден как темный пылевой рукав, а центральная вспышка звездообразования как компактный голубой диск в центре галактики.
Но галактики редко располагаются во Вселенной в одиночестве, в основном они собраны в большие и в малые группы. Поэтому на эволюцию структуры галактики влияют не только ее внутренние неустойчивости, но и внешние гравитационные воздействия соседей. При взаимодействии друг с другом протогалактики (состоящие из газа) приобретают индивидуальный момент вращения (при этом суммарный момент группы протогалактик остается неизменным и близким кнулю). Приобретающие таким образом момент газовые облака каждой протогалактики при неупругих столкновениях друг с другом теряют энергию и падают на плоскость с минимальной потенциальной энергией (плоскость галактики) — так образуется газовый диск. Из него в течение миллиарда лет образуется диск молодых звезд. Любые взаимодействия, возмущая большие газовые диски галактик, усиливают хаотические движения газовых облаков, которые начинают часто неупруго сталкиваться друг с другом, передавая друг другу свой момент вращения, и многие из них быстро и эффективно сваливаются в центр галактики. Газ в большом количестве скапливается в компактной центральной области галактики, где и происходит околоядерная вспышка звездообразования.
После окончания вспышки звездообразования вновь сформировавшаяся структура— околоядерный звездный диск — начинает жить своей независимой жизнью: он вращается быстрее, чем окружающий его сфероидальный балдж, и со временем стареет, становясь все краснее.
Сегодня исследования вращения и возраста звездного населения околоядерных дисков мы проводим методом панорамной спектроскопии при помощи Мультизрачкового (т.е. многоэлементного) спектрографа шестиметрового телескопа (MPFS) Специальной астрофизической обсерватории РАН. Панорамная спектроскопия — это логическое продолжение панорамных приемников: в каждом пространственном элементе мы измеряем не просто поток света, а распределение интенсивности излучения по длинам волн, т.е. полноценный спектр. Это позволяет строить поверхностные распределения — карты — скоростей вращения и средних хаотических скоростей звезд в галактиках (дисперсии скоростей) и дает возможность убедиться в том, что в центрах многих галактик действительно можно найти отдельные околоядерные звездные диски. Они выделяются компактными размерами (не больше сотни парсек) и относительно молодым средним возрастом звездного населения, (не старше 1-5 млрд. лет). Балджи, в которые погружены такие околоядерные диски, заметно старше и вращаются медленнее. Вот пример Sa-галактики NGC 3623 (член группы из трех спиральных галактик). Она была исследована с европейским панорамным спектрографом SAURON, основным преимуществом которого является большее, чем у MPFS, поле зрения. Мы проанализировали их данные и увидели в центре галактики минимум дисперсии скоростей звезд и заостренную форму изолиний скоростей вращения (см.: Afanasiev V.L., Sil’chenko O.K. Astronomy and Astrophysics, vol. 429, p. 825, 2005). Заостренная форма изолиний скоростей вращения означает, что в плоскости симметрии галактики звезды вращаются намного быстрее, чем в примыкающих областях сфероидального балджа — естественно, при близких значениях гравитационного потенциала. То есть кинематическая энергия звезд, находящихся в плоскости симметрии, сконцентрирована в упорядоченном вращении, а не в хаотических движениях, как у звезд сфероидальной составляющей. Это свидетельствует о том, что в самом центре галактики есть плоская, динамически холодная, с большим моментом вращения звездная подсистема, т.е. диск внутри балджа.
Наши соседи
В центрах самых близких нам галактик околоядерные звездные диски наблюдаются особенно хорошо и выглядят весьма экзотично.
В Туманности Андромеды (самой близкой к нам гигантской спиральной галактике, номер по каталогу Шарля Мессье — M 31), несколько лет назад «Хаббл» обнаружил в центре сразу два точечных ядра. Одно из них выглядело в видимых (зеленых) лучах более ярким, другое более слабым, однако когда построили карту скоростей вращения и дисперсии скоростей звезд, выяснилось, что динамический центр галактики — это более слабое ядро, и именно там находится сверхмассивная черная дыра. Предпринималось несколько попыток построить динамически устойчивую модель звездной системы, которая со стороны выглядела бы как два точечных ядра. Астрономическим сообществом была признана наиболее удачной модель «эксцентрического эллиптического звездного диска» Скотта Тремэйна (Scott Tremaine). Причем плоскость этого диска может быть наклонена по отношению к плоскости большого внешнего звездного диска галактики. В подобной модели околоядерный звездный диск M 31 не круглый, а эллиптический, и динамический центр, сверхмассивная черная дыра, находится в одном из фокусов эллипса.
В точке звездных орбит, наиболее удаленной от динамического центра, звезды движутся медленнее всего, и там они толпятся из-за замедления своего вращения вокруг динамического центра. Такое скучивание звезд вокруг апоцентра звездных орбит околоядерного диска вызывает видимый эффект яркого точечного ядра. Речь здесь идет о том, что мы видим в зеленых и красных лучах, ведь основное звездное население околоядерного диска — относительно старые звезды, красные гиганты. Однако когда «Хаббл» снял центр Туманности Андромеды не в зеленых, а в ультрафиолетовых лучах, оказалось, что то ядро, которое было ярким в видимой области спектра, в ультрафиолете почти не просматривается, ана месте динамического центра наблюдается компактная яркая звездная структура. Исследование кинематики этой структуры показало, что она состоит из молодых звезд, вращающихся по практически круговым орбитам. Таким образом, в центре M 31 найдено сразу два околоядерных звездных диска: один эллиптический, из старых звезд, и другой круглый, из молодых звезд. Плоскости дисков совпадают, и звезды в них вращаются в одну сторону. Можно считать, что мы видим последствия двух вспышек звездообразования, одна из которых произошла давно, 5–6 млрд лет назад, а другая совсем недавно, несколько миллионовлет назад.