Наша растущая Галактика

Наблюдая и изучая особенности Млечного Пути, астрономы долгое время не могли понять общую структуру и историю нашей Галактики. До 1920 г. ученые не были уверены, что Галактика -отдельный объект, один из миллиардов подобных. К середине 50-х гг. они наконец составили план Галактики, представляющий собой величественный диск из звезд и газа. В 60-х гг. теоретики считали, что наша Галактика сформировалась на раннем этапе космической истории - по новейшим оценкам, около 13 млрд. лет назад - и с той поры не претерпевала существенных изменений.

Но выяснилось, что Галактика продолжает формироваться. Как и прежние открытия, это представление возникло в итоге изучения  других  галактик. Сегодня принято считать, что большинство из них образовалось при слиянии более мелких объектов. В нашей Галактике мы наблюдаем заключительный этап этого процесса: разрываются малые галактики-спутники, захватываются их звезды; из межгалактического пространства непрерывно поступают облака газа. Таким образом, формирование Галактики продолжается, о чем свидетельствуют высокоскоростные облака (high-velocity clouds, HVC) - таинственные сгустки водорода с массами до 10 млн. масс Солнца и поперечниками порядка 10 тыс. световых лет, с большой скоростью проносящиеся сквозь внешние области Галактики. Их открыли 41 год назад, но данные последних 5 лет показали: некоторые из этих облаков падают на Галактику. Оказалось, что Галактика "дышит", выталкивая  газ, и втягивает  его обратно, как бы делая вдохи и выдохи. Кроме того, свойства быстрых облаков говорят о существовании гигантской сферы горячей разреженной плазмы, окружающей нашу Галактику. Астрономы давно подозревали, что она существует, но немногие догадывались, насколько она велика.

Попять природу высокоскоростных облаков было трудно, поскольку, находясь внутри Галактики, невозможно точно определить их местоположение. Мы измеряли две координаты на небесной сфере, но не имели данных о значении третьей - глубины. Неопределенность породила множество гипотез: согласно одним, эти облака находились в нашем непосредственном звездном окружении, согласно другим - далеко в межгалактическом пространстве.

Только с помощью наземных и орбитальных телескопов удалось определить положения этих облаков в мировом пространстве и получить ясное представление о нашем небесном городе.

Изолированная или открытая?

В нашей Галактике около 100 млрд. звезд, большшин6ство  из которых сосредоточено в тонком диске диаметром около 100 тыс. световых лет и толщиной около 3 тыс. световых лет. Они обращаются вокруг центра Галактики почти по круговым орбитам. В частности, Солнце несется со скоростью около 200 км/с. Другие 10 млрд. звезд образуют галактическое «гало» - гигантскую сферу, охватывающею диск. Межзвездное пространство заполнено газом и пылью, и основная часть этой межзвездной среды также движется по круговым орбитам вокруг центра Галактики и в еще большей степени, чем звезды, сконцентрирована вее диске. Как и в атмосферах планет, межзвездная среда плотнее всего «на дне» - в плоскости галактического диска. - и по мере удаления от нее плотность уменьшается. Однако до 10% межзвездной среды находится вне диска и несется со скоростями, превышающими орбитальное движение на величину до 400 км/с. Это и есть высокоскоростные облака.

Их история началась в середине 1950-х, когда Гвидо Мюнх (Guido MUnch) из Калифорнийского технологического института обнаружил плотные сгустки газа над плоскостью Галактики, где по всем правилам их быть не должно: с удалением от плоскости давление газа падает (как в атмосфере планеты). поэтому сгустки должны быстро рассеиваться. В 1956 г. Лайман Спитцер (Lyman Spitzer, Jr.) из Принстонского университета предположил, что сгустки удерживает от расширения давление горячей газовой короны, окружающей Млечный Путь, - вариант солнечной короны галактического масштаба.

Вдохновленный идеей Спитцера, Ян Оорт (Jan Oort) из Лейденского университета в Нидерландах предположил, что и в галактическом гало может содержаться холодный плотный газ. Поиск холодных облаков на большом удалении от плоскости галактического диска в 1963 г увенчался успехом. В отличие от сгустков, обнаруженных Мюнхом, они не следуют общему вращению Галактики, а, по-видимому, с большой скоростью падают к ее диску, отчего их и назвали высокоскоростными облаками. В том же году открыли объекты, движущиеся медленнее и названные облаками с промежуточными скоростями {intermediate velocity clouds, IVC).

Оорт развил свою идею и предположил, что по завершении начального этапа формирования Галактики на границе ее сферы притяжения остался «неиспользованный» газ, который достиг диска только теперь, спустя 10 млрд, лет. Вот он и наблюдается в виде высокоскоростных облаков. Данное предположение согласуется с моделью, в которой ученые пытаются объяснить химический состав Галактики. Тяжелые элементы образуются в звездах, и, когда те умирают, они рассеиваются в межзвездном пространстве. Вновь образующиеся звезды захватывают эти элементы, формируя еще большее их количество. Следовательно, если Галактика развивается в изоляции от внешнего мира, каждое последующее поколение звезд должно содержать больше тяжелых элементов, чем предшествующее.

Однако большинство звезд в окрестностях Солнца имеет почти одинаковое содержание тяжелых элементов независимо от возраста. Вероятно, Галактика не изолирована, и межзвездный газ непрерывно разбавляется более чистым материалом, который приносят высокоскоростные облака. Но подтвердить это предположение пока не удается.

Согласно другой гипотезе, высокоскоростные облака не имеют никакого отношения к поступающему потоку газа, а служат лишь частью «галактического фонтана». В 70-х гг. к такому заключению пришли Пол Шапиро (Paul Shapiro) из Техасского университета в Остине и Джордж Фидд (George В. Field) из Гар-вард-Смитсоновского астрофизического центра. Нагретый и ионизованный массивными звездами газ вылетает из диска в корону, образуя «атмосферу». Затем он охлаждается, становится нейтральным и вновь опускается к диску, осуществляя круговорот газа между диском и короной. В 1980 г. Джоэл Брегман (Joel Bregman) из Мичиганского университета в Анн-Арбор предположил, что высокоскоростные облака могут состоять из возвращающегося газа. Долгое время эта гипотеза давала лучшее объяснение их происхождению.

Унесенные приливом

Ни гипотеза Оорта, ни модель фонтана не объясняют всех свойств высокоскоростных облаков. Проблема еще сильнее запуталась, когда в начале 70-х гг. был открыт Магелланов Поток - «струя» газа, охватывающая Галактику. Он следует орбитам Большого и Малого Магеллановых Облаков небольших галактик, обращающихся вокруг Млечного Пути подобно тому, как спутники обращаются вокруг планет. Обычно астрономы называют облаками сгустки газа или пыли, но это галактики из многих миллионов звезд, а назвали их так за внешнее сходство с облаками в ночном небе. Сейчас они находятся на расстоянии около 150 тыс. световых лет от нашей Галактики - наименьшем из всех, на которых они находились когда-либо за время путешествия по своим вытянутым орбитам.

Магелланов Поток похож на цепочку высокоскоростных облаков. Значительная его часть движется со скоростями, несовместимыми с вращением Галактики. Однако ни одна из рассмотренных выше гипотез не объясняет этого. Согласно модели, предложенной в 1996 г. Лансом Гардинером (Lance T. Gardiner) из южнокорейского Университета Солнца и Луны и Масафуми Ногучи (Masafumi Noguchi) из японского Университета Тококу, эта цепочка  облаков является приливным потоком, какие наблюдаются и в окрестностях некоторых других галактик. Около 2,2 млрд. лет назад, когда Магеллановы Облака подошли близко к нашей Галактике, совместное притяжение Галактики и Большого Магелланова Облака оторвало часть газа от внешней области Малого Магелланова Облака. Примерно половина этого газа, замедлившись, растянулась по орбите Магеллановых Облаков, отставая  от них, а другая половина ускорилась и оказалась впереди этих галактик, образовав так называемый лидирующий рукав. Подобным образом газ мог отрываться и от других галактик - спутников Млечного Пути.

Другая  модель  объясняет  рождение Магелланова Потока силой сопротивления. Если Галактика имеет очень протяженную корону (гораздо  большую, чем предполагал  Спитцер), то эта корона может отбирать газ у Магеллановых Облаков. Согласно обеим моделям, Магеллановы Облака теряют много газа, создавая большинство высокоскоростных облаков.

В 1999 г. Лео Блитц (Leo Blitz) из Калифорнийского университета в Беркли предположил, что высокоскоростные облака могут располагаться на гораздо большем удалении, чем ранее считалось. Они не проносятся по окраинам пашей Галактики, а плывут вокруг Местной группы галактик, включающей в себя кроме пашей Галактики и туманности Андромеды еще 40 других небольших галактик, разбросанных в объеме поперечником около 4 млн. световых лет. В данном случае высокоскоростные облака должны быть остатками процесса формирования всей группы галактик.

Подобные идеи уже выдвигались лет тридцать назад, но были отвергнуты, поскольку на таких расстояниях газовые облака не могут быть устойчивыми. Однако Блитц предположил, что высокоскоростные облака - это сгустки темного вещества, в которые включено небольшое количество газа. Массы облаков должны быть вдесятеро больше, чем предполагали ранее, и это позволит облакам сохраниться. Такая гипотеза весьма привлекательна, поскольку устраняет одно давнее затруднение: модели формирования галактик предсказывают, что темного вещества вокруг галактик должно было остаться больше, чем наблюдается. Высокоскоростные облака как раз и могут содержать эту недостающую темную массу.

Идет разогрев

В XXI в. астрономы вошли уже с четырьмя гипотезами о природе высокоскоростных облаков: газ, оставшийся после формирования галактик; круговорот газа в "галактическом фонтане"; обрывки Магеллановых Облаков; межгалактическая смесь газа и темного вещества. Для того чтобы сделать выбор между ними, требовались новые данные.

К концу XX в. астрономы обследовали все небо в радиолинии нейтрального водорода, позволяющей обнаруживать газ с температурой около 100 К. В 1988 г. Аад Хульбош (Aad Hulbosch) из Неймсгенского университета и один из авторов статьи (Ваккср) с помощью радиотелескопа Обсерватории Двингело в Нидерландах завершили обзор северного полушария неба. В 2000 г, Рикардо Моррас (Ricardo Morras) с коллегами на радиотелескопе Вилла Элиза (Villa Elisa) в Аргентине обследовал южное полушарие (см. рисунок на стр. 25). Третий обзор опубликовали в 1997 г.  Дап Xapтман  (Dap Hartmann) и Батлер Бартон (Butler Burton) из Лейденской обсерватории. Они провели полное картирование нейтрального водорода в Галактике, включая высокоскоростные облака и облака промежуточных скоростей.

Новые данные принесли наблюдения в видимом свете с помощью таких инструментов, как Wisconsin Hydrogen-Alpha Mapper (Висконсинский картировщик На-излучения). Хотя нейтральный водород не излучает в oпгическом диапазоне, ионизованный газ на это способен, а внешние области высокоскоростных облаков как раз ионизованы ультрафиолетовым излучением Галактики и других объектов.  К тому же это излучение нагревает внешние части облаков до 8000 К. Яркость их видимого излучения указывает интенсивность радиационного поля вокруг облака, которая, в свою очередь, зависит от их расстояния до диска Галактики. Поэтому яркость видимого излучения может служить для оценки расположения облаков.

Важнейшие сведения принесли наблюдения за спектральными линиями поглощения высокоскоростных облаков, которые дают информацию не об излучении газа, а о поглощении им свет других источников. Благодаря данным, полученным в Обсерватории Лас-Пальмос на Канарских островах, космическому телескопу «Хаббл» и спутнику FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, «Исследователь спектра дальнего ультрафиолета»), запущенному в 1999 г., Лора Дэнли (Laura Danly) из Денверского университета оценила пределы расстояний до облаков с промежуточными скоростями. Затем Хуго ван Верден (Hugo van Woerden) из Гронингенского университета в Нидерландах впервые измерил расстояние до облака с промежуточной скоростью. Тем временем мы определили химический состав облаков.

Данные спутника FUSE говорят о наличии у высокоскоростных облаков очень горячего компонента. FUSE обнаружил линии поглощения сильно ионизованных атомов кислорода (потерявших до 5 из 8 внешних электронов). Такая степень ионизации говорит о температуре около 300 тыс. К, которая может возникнуть, когда холодный (100 К) нейтральный водород входит в соприкосновение с исключительно горячим (порядка миллиона Кельвинов) газом. Но это же может наблюдаться и при охлаждении крайне горячего газа до температуры 300 тыс. К Вместе с Блэром Сэвиджем (Blair D. Savage) из Ви-скосинского университета в Мадисоне и Кеннетом Сембахом (Kenneth Sembach) из Института космического телескопа в Балтиморе мы исследовали этот компонент высокоскоростных облаков.

Поведение комплексов

Используя новые данные, можно составить полный портрет высокоскоростных облаков. Мы начали с двух самых крупных - комплексов А и С, открытых еще в 196 3 г Комплекс А удален от нас на 25-30 тыс. световых лет, т.е. находится в галактическом гало. Расстояние до комплекса С составляет не менее 14 тыс. и, вероятно, не более 45 тыс. световых лет от галактической плоскости.

Обоим облакам свойствен недостаток тяжелых элементов: их концентрация там примерно в 10 раз меньше, чем на Солнце. Особенно мало содержание азота в комплексе С - почти в 50 раз меньше солнечного, что позволяет предположить: тяжелые элементы поступали в основном из массивных звезд, в которых образуется меньше азота по отношению к другим тяжелым элементам, чем в звездах малой массы. Согласно новейшим моделям молодой Вселенной, самые  старые звезды весьма массивны. Вероятно, комплекс С является остатком древней Вселенной.

Брэд Гибсон (Brad Gibson) из Технологического университета Свинбурна в Мельбурне (Австралия) исследовал другую часть комплекса С и выяснил, что концентрация тяжелых элементов в ней вдвое выше измеренной нами ранее. Различие в составе говорит о том, что комплекс С начал смешиваться с другими облаками галактического гало, имеющими более высокую концентрацию тяжелых элементов. Эндрю Фокс (Andrew Fox) из Висконсинского университета по данным об ионизованном кислороде и других ионах показал, что газ с температурой 300 тыс. К в комплексе С представляет собой промежуточную область между горячим и холодным газами. Похоже, мы застали комплекс С в процессе его слияния с Галактикой.

Итак, получены первые прямые свидетельства поступления свежего газа в Галактику. Комплекс С приносит за год массу нового вещества, эквивалентную 0,1-0,2 массы Солнца, а комплекс А -вдвое меньше, что в сумме составляет от 10 до 20% общей массы, необходимой для разбавления галактического газа и объяснения химического состава звезд. Остальную массу могут поставлять другие высокоскоростные облака. Правда, остается неясным, служат ли первичным источником этого газа остатки гало, глубокое межгалактическое пространство или карликовая галактика, поглощаемая нашей Галактикой.

Различное происхождение

Полученные данные исключают 3 из 4 гипотез о происхождении комплексов А и С. Идея о «фонтане» подразумевает, что облака зародились в диске Галактики и по составу близки к Солнцу, а это не так. Гипотеза о Магеллановом Потоке неверно предсказывает содержание тяжелых элементов. Наконец, предположение о темном веществе отпадает, поскольку высокоскоростные облака находятся не в межгалактическом пространстве.

Облака с промежуточными скоростями долгое время оставались в тени более заметных и таинственных высокоскоростных облаков. Астрономы измерили их состав, и оказалось, что он соответствует диску Галактики. Кроме того, выяснилось, что они находятся на расстоянии около 4 тыс. световых лет от диска, т.е. там, где и должны действовать «фонтаны». Итак, облака с промежуточными скоростями, а не высокоскоростные, представляют собой возвратные потоки «фонтанов».

Подтверждением тому стали молекулы водорода, найденные в облаках с промежуточными скоростями. Для формирования молекул требуются частицы межзвездной пыли, количество которых достаточно, если окружающий газ химически обогащен. С другой стороны, в комплексе С молекулярный водород не обнаружен. Таким образом, облака с промежуточными скоростями представляют внутренний газ Галактики, тогда как высокоскоростные облака - первичный газ, поступающий издалека.поступающий издалека.

Что же касается Магелланова Потока, то, как минимум, одно высокоскоростное облако представляется обрывком этого течения и находится в головной ее части. При этом по составу оно близко к Малому Магелланову Облаку, как установили в 1998 г. Лимин Лю (Limin Lu) и его коллеги из Висконсинского университета. Какова бы ни была сила, оторвавшая Поток от Малого Магелланова Облака , она его ускорила. Сила сопротивления не могла ускорить газ, это способна сделать только приливная сила. Итак, открытие группы Лю ответило на вопрос о происхождении Магелланова Потока.

Однако и сила сопротивления проявляет себя. Спутник FUSE обнаружил высокоионизированный кислород, связанный с Магеллановым Потоком, а это указывает на то, что он окружен горячим газом. Следовательно, галактическая корона простирается гораздо дальше, чем предполагал Спитцер, - не на тысячи, а на сотни тысяч световых лет. Плотность этой короны недостаточна, чтобы срывать газ с Магеллановых Облаков, но после отрыва газа приливной силой трение о корону замедляет его, заставляя медленно падать в Галактику.

Подобным образом гипотеза о темном веществе хотя и не объясняет природы комплексов А и С, может «вписаться» в более широкую схему. Блитц ожидал, что межгалактические высокоскоростные облака имеют массы от 10 до 100 млн. масс Солнца. Однако в соседних группах галактик, подобных Местной группе, такие облака не обнаружены, хотя чувствительности современных приборов для этого достаточно. Кроме того, согласно гипотезе Блитца, видимое излучение высокоскоростных облаков должно быть крайне слабым, однако во всех случаях, когда его искали, оно обнаруживалось. Расчеты показывают: если высокоскоростные облака очень далеки, то они должны быть либо полностью ионизованы, либо очень массивны, но ни то, ни другое не подтверждается наблюдениями. Итак, высокоскоростные облака не могут быть гипотетическими облаками темного вещества.

Роберт Браун (Robert Braun) из Обсерватории Двингело и Батлер Бартон (Butler Burton) с Винсентом де Хейем (Vincent de Heij) из Лейдена предположили, что наша Галактика и туманность Андромеды окружены несколькими сотнями небольших облаков, состоящих в основном из темного вещества и ионизованного газа с примесью нейтрального водорода. Массы облаков могут составлять порядка 10 млн. масс Солнца, и они должны не плавать сквозь Местную группу, а находиться в пределах полумиллиона световых лет от ее главных галактик.

Маловероятно, что облака нейтрального газа разбросаны по Местной группе, но облака другого типа могут в ней присутствовать. По линиям ионизованного кислорода спутник FUSE нашел высокоскоростное облако, не содержащее нейтрального газа. Тодд Трипп (Todd М. Tripp) из Принстонского университета обнаружил подобные облака в других областях Вселенной. Из такого горячего газа могут состоять рукава, протянувшиеся в межгалактическом пространстве и возникающие при моделировании крупномасштабной эволюции Вселенной (см. Эван Сканнапьеко, Патрик Птижан и Том Броудхерст, «Абсолютная пустота», «В мире науки», №2,2003). Полная масса вещества в этих структурах может превышать суммарную массу всех галактик, образуя резервуар, из которого наша Галактика может черпать газ для формирования новых звезд.

Высокоскоростные облака, окружающие Млечный Путь, напоминают, что мы живем в звездной системе, которая продолжает формироваться и эволюционировать. Вначале наша Галактика была окружена множеством меньших галактик-спутников и огромным количеством газа. В течение нескольких миллиардов лет она вобрала в себя большинство малых галактик Одновременно Галактика выбрасывает газ, обогащенный тяжелыми элементами, в свое гало, а возможно, и в межгалактическое пространство.

В ближайшие 10 млрд. лет Млечный Путь поглотит еще больше галактик-спутников, образуя звездные потоки. Наша Галактика движется к столкновению с туманностью Андромеды. Неизвестно, как будет выглядеть Млечный Путь в далеком будущем, но мы знаем, что его формирование еще не завершено.

«В мире науки» № 4. 2004

Об авторах:

Барт Ваккер (Bart P. Wakker) и Филипп Рихтер (Philipp Richter) - астрономы, в основном наблюдающие в ультрафиолетовом и радиодиапазонах спектра. Ваккер заинтересовался астрономией после полета «Аполлона 8» к Луне. Диссертацию по высокоскоростным облакам он написал в Гронингенском университете (Нидерланды), после чего проработал 5 лет в Иллинойском университет, а в 1995 г. перешел в Висконсинский университет. Рихтер получил докторскую степень в Боннском университете (Германия), где исследовал диффузный молекулярный газ в Магеллановых Облаках и гало нашей Галактики. В 1999 г. он занял должность в Висконсинском университете, где вместе с Ваккером занялся изучением высокоскоростных облаков. В 2002 г. Рихтер переехал в Италию для работы в Астрофизической обсерватории Арчетри во Флоренции, а недавно вернулся в Бонн.

Дополнительная литература:

НА АНГЛИЙСКОМ ЯЗЫКЕ

High-Velocity Clouds. Bart R Wakker and Hugo van Woerden in Annular Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 35, pages 217-266; September 1997.

A Confirmed Location in the Galactic Halo for the High-Velocity Cloud «Chain A.» Hugo van Woerden, Ulrich J. Schwarz, Reynier F. Peletier, Bart P. Wakker and Peter M.W. Kalberla in Nature, Vol. 400, pages 138-141; July 8, 1999. Доступно на: arXiv.org/abs/astro-ph/9907107

Accretion of Low-Metallicity Gas by the Milky Way. Bart P. Wakker, J. Chris Howk, Blair D. Savage, Hugo van Woerden, Steve R. Tufte, Ulrich J. Schwarz, Robert Benjamin, Ronald J. Reynolds, Reynier F. Peletier and Peter M.W. Kalberla in Nature, Vol. 402, No.6760; pages 388-390; November 25,1999.

The Formation and Evolution of the Milky Way. Cristina Chiappini in American Scientist, Vol. 89, No.6, pages 506-515; November-December 2001.

A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Molecular Hydrogen in Intermadiate-Velocity Clouds in the Milky Way Halo. P. Richter,. B.P. Wakker, B.D. Savage and K.R. Sembach in Astrophysical  Journal,  Vol.   586,   No.1,   pages  230-248;   March  20,   2003 .  Доступно  на:
arXiv.org/abs/astro-ph/0211356

Highly Ionized High-Velocity Gas in the Vicinity of the Galaxy. K.R. Sembach, B.P. Wakker, B.D. Savage, P. Richter, M. Meade, J.M. Shull, E.B. Jenkins, G. Sonneborn and H.W Moos in Astrophysical Journal,  Supplement Series,  Vol.   146,   No.1,   pages   165-208;   May 2003.  Доступно  на: arXiv.org/abs/astro-ph/0207562

НА РУССКОМ ЯЗЫКЕ

Бочкарев Н.Г. Основы физики межзвездной среды. М.: 1992.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия. М.: 1978.

Ефремов Ю.Н. Вглубь Вселенной. М.: 2003.

Каплан С.А., Пикельнер ОБ. Физика межзвездной среды. М,: 1979.

Лозинская Т.А. Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики. М.: 1986.

Марочник Л.О, Сучков А,А. Галактика. М.: 1984.

Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. М.: 1990.