Случилось так, что сами мы живем в диске спиральной галактики. Но это отнюдь не означает, что такие звездные системы являются "космическим стандартом". Пожалуй, более типичными представителями населения Вселенной следует считать два слабых размытых пятнышка на южном небе — Малое и Большое Магеллановы Облака. Скромные спутники Млечного Пути по сравнению с ними не поражают воображение: по размерам они уступают нашей Галактике в 5 раз, по массе — почти в 50 раз. Взятые по отдельности, подобные звездные системы ничтожны, но по численности они значительно превосходят гигантские спиральные и эллиптические галактики, которые даже астрономы называют "нормальными".
Глядя на небольшие галактики, подобные Магеллановым Облакам, понимаешь, что, создавая звездные острова, Вселенная не ограничилась единственным размером. Наряду с гигантами, по массе в десятки раз превосходящими Млечный Путь, в ней есть и галактики, в 100 раз уступающие даже Магеллановым Облакам. Но различаются звездные системы не только массой или размерами, заметно разнится также их поверхностная яркость, то есть светимость единицы поверхности диска. У Магеллановых Облаков, например, она невелика: даже в Чили, где небо справедливо считается одним из самых темных в мире, спутники Млечного Пути с трудом удается различить на фоне свечения ночного неба.
Перепись вселенной
Заметить галактику, почти не выделяющуюся на фоне ночного неба, трудно не только человеку, случайно засмотревшемуся на звезды, но и астроному, вооруженному чувствительнейшими детекторами. И если Магеллановы Облака близки к пределу, допускающему наблюдение невооруженным взглядом, то существуют галактики, поверхностная яркость (точнее, поверхностная тусклость!) которых находится на пределе возможностей самых больших телескопов. Так мы приходим к интересному и в какой-то степени очевидному заключению: наблюдениям на данном инструменте доступны лишь галактики, яркость которых превышает некоторое предельное значение. Из этого следует, что слишком "прямолинейная" интерпретация наблюдательных данных может привести к выявлению ошибочных закономерностей в свойствах галактик, отражающих не столько внутреннюю природу объектов, сколько особенности избранной методики наблюдений.
В астрономии этот эффект называют эффектом селекции, то есть выбора, — телескоп как бы "выбирает", какие объекты из всего их множества показать астроному. Чтобы лучше понять действие эффекта селекции, допустим, что некий наивный статистик решил провести выборочную перепись населения только в одном из престижных районов, а затем на основании собранных сведений сделал выводы о стране в целом. Такая метода, бесспорно, приведет его к ошибочному заключению о том, что все жители этой страны очень богаты. Так и астрономы, проводящие перепись галактик, могут прийти к выводу, что минимальная поверхностная яркость этих объектов "случайно" оказалась близка к предельно различимой на конкретном телескопе. И это действительно произошло в начале 70-х годов, когда был "открыт" закон Фримена, утверждавший равенство поверхностной яркости дисков всех галактик.
К счастью, астрономы уже осознали, что существуют галактики, различить которые мы пока не в состоянии, и пытаются определить, насколько это исказило наши представления о Вселенной. Их усилия направлены как на оценку влияния эффектов селекции на уже существующие каталоги галактик, так и (что более важно) на составление новых каталогов, не столь подверженных этому влиянию и позволяющих получить истинное представление о мире звездных систем.
Последние пять лет ознаменовались значительным углублением нашего понимания "тусклой" Вселенной. Появилось два новых больших каталога галактик с низкой поверхностной яркостью. Один из них создан Джеймсом Шомбертом (NASA, США), Грегом Ботуном (Орегонский университет, США), Стивеном Шнайдером (Массачусетский университет в Амхерсте, США) и Стейси Макгауфом (Институт Карнеги в Вашингтоне, США), другой — Крисом Импи (Аризонский университет, США), Дэвидом Спрейберри (Гронингенский университет, Нидерланды) и Майклом Ирвином (Институт астрономии, Кембридж).
В них включены галактики, в 10 раз более слабые, чем в традиционных каталогах, на данные которых полагается большинство астрономов. В некоторых небольших обзорах, специально посвященных слабым галактикам, предельная яркость еще в 10 раз меньше.
Несколько астрономов, включая Макгауфа, Спрейберри и автора этой статьи, доказали, что это доселе неведомое население галактик — не просто малозначительная и неинтересная "звездная пыль". Напротив, они являются важной составной частью Вселенной. Более того, весьма вероятно, что галактики с низкой поверхностной яркостью — наиболее многочисленный тип звездных систем. А поскольку далеко не все эти объекты относятся к маломассивным (по "весу" часто превосходя даже Млечный Путь), их полная масса вполне может оказаться сравнимой с массой всех известных до сих пор "обычных" галактик. Современных наблюдательных данных о "незаметных" галактиках недостаточно, чтобы сделать определенные выводы об их численности и доле, вносимой ими в массу Вселенной. Но они уже сыграли важную роль в формировании общей картины образования звездных систем, продемонстрировав нам, что характерным свойством многих, если не большинства из них, является низкая поверхностная яркость.
Свойства и происхождение
Несмотря на невзрачный внешний вид, галактики с низкой поверхностной яркостью в некоторых отношениях удивительно похожи на нормальные звездные системы. Подобно внушительным ярким спиралям, многие из них представляют собой вращающиеся газо-звездные диски с центрально-симметричным профилем светимости, экспоненциально спадающим от центра к краям. Кроме того, есть основания полагать, что все дисковые галактики независимо от поверхностной яркости подчиняются единому соотношению между светимостью и скоростью вращения диска (названному в честь первооткрывателей соотношением Талли-Фишера). Это удивительно, так как мы могли бы скорее ожидать, что при одной и той же светимости галактика с низкой поверхностной яркостью будет больше обычной галактики и вращаться будет медленнее.
Помимо сходства между галактиками с высокой и низкой поверхностной яркостью есть и некоторые систематические различия (не только очевидные). Например, Эрвин де Блок (Астрономический институт имени Каптейна, Нидерланды) и его коллеги показали, что центральные области в галактиках с низ! кой поверхностной яркостью, как правило, вращаются медленнее, чем в аналогичных ярких системах, хотя во внешних областях скорости вращения не отличаются. Кроме того, диски галактик с низкой поверхностной яркостью, как правило, оказываются более обширными, чем диски сравнимых нормальных галактик.
Это интригующее сочетание сходств и различий вызывает некоторые интересные вопросы. Почему природа, создавая такие разнообразные системы, сохранила столько подобий между ними? С чем связана систематическая зависимость свойств галактик от поверхностной яркости их дисков? Возможно, ответы удастся найти в процессах образования галактик. Насколько сейчас известно астрономам, когда Вселенная была очень молода, пространство было заполнено смесью горячего газа и темного вещества (которое нельзя наблюдать непосредственно, но можно заметить по его гравитационному воздействию на движение звезд и газа). Этот первичный космический "суп" был чрезвычайно однороден, если не считать легкой "ряби", из-за которой в некоторых областях пространства плотность была немного выше, чем в других. По мере взросления Вселенной избыточная гравитация в участках повышенной плотности притягивала к ним новое вещество, формируя сгустки, которые постепенно становились плотнее и массивнее, в конце концов, превращаясь в протогалактики. При повышении плотности горячего газа его тепловая энергия начала эффективно перерабатываться в энергию излучения. Газ остывал и за счет снижения температуры сжимался еще сильнее, приближаясь к центру протогалактики. Это сжатие продолжалось до тех пор, пока весь газ не превращался в звезды (которые начинают двигаться по другим законам) или пока коллапс не был остановлен каким-либо другим физическим процессом.
При образовании дисковых галактик роль этого "другого процесса", как полагают, играло раскручивание газа, начавшееся еще на ранних этапах сжатия протогалактики. Сгустки вещества в ранней Вселенной располагались близко и заметно воздействовали друг на друга своей гравитацией. Небольшие гравитационные "толчки" от соседей приводили к тому, что протогалактический сгусток начинал медленно вращаться. По мере остывания и сжатия газа радиус сгустка уменьшался, а его вращение вследствие закона сохранения момента импульса ускорялось.
Сгусток постепенно превращался в диск, поскольку центробежная сила не давала газу приблизиться к центру протогалактики. Те, кому случалось бывать на аттракционах, видели, как далеко разлетаются в стороны сиденья быстро вращающейся карусели. В дисках галактик действуют подобные силы, только газ удерживают от разлета не цепи или тросы, а силы тяготения. Газ приходит в такое равновесное состояние, чтобы сила гравитации, стягивающая его к центру вращения, точно компенсировалась центробежной силой. В диске, вращающемся быстро, равновесному состоянию газа соответствует большее значение радиуса, чем в медленно вращающемся диске той же массы. Происходит это потому, что при быстром вращении для противодействия разлету требуется большая сдерживающая сила. Большая орбита газа охватывает больше галактической темной материи, что обеспечивает более сильную гравитацию для удержания газа. Поэтому в быстро вращающейся протогалактике в конце концов развивается очень большой диск, в котором газ распределен по большей площади, чем в диске, сформировавшемся в медленно вращающейся протогалактике.
Звезды в галактике начинают образовываться только после установления равновесия в диске, поэтому обширный газовый диск дает начало обширному же звездному диску. В быстровращающейся галактике звезды разбросаны далеко друг от друга, поэтому она имеет низкую поверхностную яркость. Поскольку в формировании облика диска важнейшую роль играет гравитация, его форма и размеры также зависят от охватываемой им массы. Вот почему диски с низкой поверхностной яркостью развиваются не только в быстровращающихся, но и в маломассивных протогалактиках.
Мои коллеги Дэвид Спергел (Принстонский университет) и Френк Саммерс (Колумбийский университет) и я полагаем, что эта общая картина естественно объясняет как широкий разброс свойств наблюдаемых галактик, так и сохранение общего сходства между их дисками. С помощью космологических моделей первичной ряби в "космическом супе" астрономы рассчитали ожидаемое распределение первичных галактик по массе и моменту импульса. С помощью результатов этих теоретических расчетов мы попытались предсказать наблюдаемые свойства современных галактик.
Совпадение предсказаний с наблюдениями оказалось удивительно хорошим. В наших результатах нашлось место и большим дискам, и медленному вращению внутренних областей галактик с низкой поверхностной яркостью, и совпадению свойств этих галактик со свойствами нормальных звездным систем, включая соотношение Талли-Фишера. Что более важно, мы смогли впервые объяснить, почему галактики образуются с таким невероятным разбросом размеров и поверхностных яркостей. Мы даже можем предсказать, что увидим, когда наблюдениям станет доступна еще более низкая поверхностная яркость.
Дальше - больше
Наши выводы заставляют предположить, что пока нами замечена лишь пресловутая верхушка айсберга, а целая вселенная призрачных галактик еще ждет открытия и изучения. Мы также полагаем, что некоторые галактики избегают обнаружения благодаря своему небольшому размеру, а не тусклости — наши расчеты предсказывают, что многие звездные системы столь малы, что их по ошибке принимают за звезды или за гораздо более далекие галактики! Даже в пределах Местной Группы то и дело открываются новые звездные системы, например, карликовая галактика в созвездии Насоса (Звездочет, 1997 г, №7, стр. 9). По-моему, очевидно, что нас ждут новые замечательные открытия, за некоторыми из которых, вероятно, не придется даже покидать ближайшие галактические окрестности.
Как заглянуть за ночное небо?
Любителям астрономии, живущим в городе, хорошо знакомо чувство раздражения при виде созвездий, исчезающих с ночного городского неба. Уличные фонари, реклама и прочие атрибуты цивилизации источают свет, который, отражаясь от земной атмосферы, смешивается со звездным светом и мешает нам наблюдать его. В сравнении с городом, непроглядная чернота безлунного неба над удаленным участком пустыни кажется идеальной.
Однако для человека, изучающего галактики, ночное небо пустыни ничуть не лучше неба над большим городом. Фоновое излучение, маскирующее свет объектов дальнего космоса, порождается и самой Землей, и Солнечной системой. Оно заставляет светиться небо даже над самыми темными участками земной поверхности. Днем излучение Солнца стимулирует в атмосфере Земли химические реакции, а когда наступает ночь, реакции начинают идти в обратную сторону, высвобождая энергию поглощенного днем света в виде едва заметного свечения воздуха.
Кроме этого, сама Солнечная система оставляет свой след в виде зодиакального света — солнечного излучения, отраженного от межпланетных пылинок. Зодиакальный свет лучше всего наблюдать сразу после окончания вечерних или перед началом утренних сумерек. Он виден как большой светящийся треугольник на западе или востоке. Суммарное свечение атмосферы и зодиакального облака заметно превосходит яркость галактических дисков. Даже "нормальные" яркие галактики часто меркнут на фоне ночного неба.
Как же наблюдать галактики, если их свет буквально похоронен в ярком небе? Главное здесь — строить карту неба с такой высокой точностью, чтобы даже небольшие изменения яркости, вызванные излучением галактик, выделялись над зернистостью изображения. К счастью, чем больше фотонов попадает на детектор, тем меньше зернистость и тем более слабые объекты можно заметить. Зерно фотоэмульсии, пиксел ПЗС-камеры, клетка глазной сетчатки, говоря упрощенно, записывают число фотонов, попавших на них за время экспозиции. Чем дольше экспозиция, тем больше фотонов попадает на приемник, улучшая измерение яркости и позволяя получить более четкое изображение.
При большом числе детектированных фотонов точность измерения составляет приблизительно 100%, деленных на квадратный корень из числа фотонов. Это означает, что при четырех зафиксированных фотонах вы получите при измерении яркости ошибку в 50%, но при 40000 фотонов ошибка составит менее 0.5%, а это означает, что вы сможете обнаружить галактику, яркость которой отличается от фоновой всего на 1%!
Для повышения числа фотонов, попадающих на каждый пиксел, необходимо использовать большие телескопы и более чувствительные детекторы, длительные экспозиции или даже пикселы большего размера (они собирают больше света за счет снижения разрешения).
Джулиана Далкантон
