Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
Во Вселенной есть галактики намного меньше Млечного Пути и без какой-либо определенной формы звездного распределения – это аморфные, нерегулярные системы. Мы называем такие галактики карликовыми. В них часто рождаются новые звезды с относительно низкими показателями, но их сравнительно немного, так что светимость карликов, как правило, очень невысока, и поэтому их трудно обнаружить на больших расстояниях. Карлики обычно связаны с более крупной галактикой и гравитационно примыкают к ее окраинам. У Млечного Пути есть несколько спутников-карликов, самые известные (и самые большие) – Магеллановы Облака, которые легко можно увидеть из Южного полушария.
Тот факт, что большие галактики вроде Млечного Пути сопровождает свита из карликовых спутников и что Млечный Путь, в свою очередь, входит в состав Местной группы, является признаком иерархической организации материи во Вселенной: большая масштабная структура собрана из ряда более мелких. Общее распределение материи, которое мы видим, было изначально установлено в самой ранней точке истории Вселенной – вскоре после Большого взрыва – и с тех пор управляется гравитацией. Крупные исследования выявили колоссальные структуры распределения галактик – даже больше, чем скопления, – называемые «стенами» и «листами» (одна из самых известных – Великая стена Слоана, обнаруженная в ходе работы проекта SDSS. Обратная сторона состоит в том, что если большинство галактик скомпонованы в крупномасштабную нитевидную структуру, то в промежутках между этими нитями и листами возникают огромные пустоты – бездонные пропасти совершенно пустого пространства, войдов, протяженность которых составляет миллионы парсек.
В самых плотных точках этой космической паутины мы находим скопления галактик, например Девы. Эти скопления – места обитания наиболее массивных, или эллиптических (E), галактик, которые физически больше и в 100 раз массивнее нашей. Как следует из названия, эллиптические галактики представляют собой не плоские диски, а выпуклые звездные скопления. Представьте себе футбольный мяч, а затем сожмите его в мяч для регби: между этими крайностями будут расположены эллиптические галактики различной формы (те, что по своему виду ближе к футбольному мячу, часто называют сфероидами). Мы классифицируем эллиптические галактики по степени их сжатия (на профессиональном жаргоне они называются сплюснутыми сфероидами). Также они имеют еще одно ключевое отличие от спиральных: такие галактики больше не образуют новые звезды и содержат мало газа относительно массы звезд; мы называем их пассивными галактиками.
С морфологической точки зрения эллиптические галактики с их безликими и гладкими распределениями звезд довольно скучны. Иногда мы видим, что они содержат полосы густой межзвездной пыли, блокирующей свет, – это детрит звездообразования, остаток более ранней активной фазы жизни галактики. Они не только не образуют новые звезды, но и очень стары, что видно по цвету: в совокупности свет от всех их звезд находится в красной части видимого спектра – это признак того, что все молодые массивные звезды, которые могли образоваться в ходе последнего процесса звездообразования, давно угасли. Осталось только огромное количество звезд меньшей массы, развитие которых проходит по стандартной траектории звездной эволюции, и по мере течения этих процессов галактика приобретает ржавый оттенок старости. Когда мы оцениваем возраст эллиптических галактик или средний возраст их звезд, то обнаруживаем, что большинство звезд сформировались на очень раннем этапе истории Вселенной, примерно 10–12 млрд лет назад. Это намек на то, что в древности Вселенная была более активным местом с точки зрения роста галактик.
А как насчет динамики таких галактик? Как их можно сопоставить с Млечным Путем? Звезды в эллиптических галактиках не распределены на диске и не движутся вокруг ядра по красивым и упорядоченным круговым орбитам. Вместо этого они деловито снуют по радиальным орбитам, как миллионы комет вокруг яркого центра. Опять же, движения звезд гравитационно определяются общей массой системы – как и в случае кривых вращения спиральных галактик, мы можем использовать наблюдательные методы для измерения этих движений и, следовательно, для определения общей массы.
Эллиптические галактики пассивны, поэтому они обычно не имеют ярких линий эмиссии в своих спектрах, которые мы можем использовать для отслеживания доплеровских изменений частоты, вызванных объемным движением. А вот что у них действительно есть, так это множество линий поглощения – маленькие участки, тусклые линии, пересекающие сплошной световой поток звезд в наблюдаемом спектре, что происходит из-за присутствия тяжелых элементов, которые поглощают энергию определенных частот. В эллиптических галактиках много металлов благодаря высокоразвитой природе звездного населения. Как и эмиссионные, линии поглощения встречаются на очень точных частотах: если бы все звезды в галактике находились в покое относительно друг друга, то в совокупности спектр галактики показал бы серию очень узких линий поглощения, соответствующих каждому из элементов, присутствующих во всех звездах. Но звезды не находятся в покое: все они движутся по случайным орбитам, движимые гравитационной мощью галактики. Таким образом, вместо нахождения в одном месте спектра линии поглощения каждой звезды немного сдвинуты по частоте относительно среднего красного смещения всей системы. При измерении спектра мы можем достаточно легко идентифицировать каждую линию поглощения (например, магния), но ширина поглощения немного увеличится, так как мы получаем его не от одной звезды.
Это расширение – результат распределения относительных скоростей звезд, вносящих свой вклад в спектр. Если мы используем спектрограф с достаточным разрешением, то сможем измерить ширину линии поглощения (по частоте) и оценить скорость дисперсии. Поскольку ширина скорости напрямую связана с общим количеством массы в системе (опять же, это ньютоновская физика), мы получаем метод взвешивания эллиптических галактик (или, по сути, любой системы, в которой преобладает дисперсия). И это удивительно. Конечно, эта методика относительно проста для применения к соседним объектам, где спектры могут быть получены с очень высоким отношением «сигнал – шум», но в случае отдаленных галактик наша работа становится намного сложнее и значительно тяжелее, чем измерение линии эмиссии, потому что в этом случае мы ищем отсутствие света в определенной части спектра, а не яркий всплеск, выделяющийся поверх него.
Наконец, существует класс галактик, который морфологически находится между эллиптическими и спиральными элементами. Их называют линзовидными галактиками, или S0, и они также имеют тенденцию к проживанию в скоплениях, хотя их можно найти и в тех областях, которые мы называем «полем» – областями средней плотности расположения галактик вне кластеров. Как и у их спиральных собратьев, у S0 имеется несколько сплюснутый звездный диск, но нет спиральных рукавов (следовательно, класс S0 – спиральная галактика + нулевые рукава). Звезды в них распределены довольно равномерно. Линзовидные галактики, как правило, пассивны – как и эллиптические – и обладают звездным балджем в центре – как и спиральные, – но он намного больше, чем у спиральных, и доминирует над галактикой. Из-за гладкости распределения звезд и однородного цвета старого звездного населения очень трудно отличить S0, ориентированную лицевой стороной к нам, от эллиптической галактики, но когда линзовидная немного наклонена так, что ее диск кажется слегка заостренным, то разница становится очевидной. Классический пример – линзовидная галактика Веретено в созвездии Дракона, которую видно почти с ребра. У этой галактики есть поразительная полоса пыли – остатки звездной эволюции в плотном диске, узкая темная полоса, простирающаяся по всей галактике и блокирующая свет от звезд, расположенных за ней.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
