Экзамены - единственная возможность знать хоть что-то хотя бы несколько дней  / Ж.Злгози

Партнеры:



Галактика без звёзд – то, что недоставало теоретикам?

"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 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 ярких галактик. Соотношение Талли-Фишера является эмпирическим. Оно хорошо выполняется галактик поздних морфологических типов и связывает светимость галактики и ширину линии 21 см нейтрального водорода, т.е. максимальную скорость вращения галактики. Выполнение этого соотношения 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 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, исть, 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 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 ами 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 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 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.



Смотрите также:



Обратная связь: post@egeinfo.ru Выбери свою профессию  |  Подготовка к ЕГЭ  |  Реклама  |  О нас
©2006 Институт современных образовательных программ. Все права защищены.