ОКО ПЛАНЕТЫ > Версия для печати > «Реликтовая» галактика NGC 1277 подтверждает теорию эволюции массивных галактик

Рис. 1. Линзовидная галактика NGC 1277 (немного левее центра изображения) и ее соседи по скоплению Персея. В центре этой галактики находится одна из самых массивных из известных черных дыр: ее масса оценивается в более чем 15 миллиардов масс Солнца (что в несколько тысяч раз больше массы черной дыры в центре нашей Галактики). Фото с сайта spacetelescope.org

Новые наблюдения сравнительно близкой компактной галактики NGC 1277 показали, что вокруг нее мало шаровых скоплений, бедных элементами тяжелее гелия. Это указывает на то, что NGC 1277 сохранилась до наших дней почти в своем первозданном виде после формирования около 10 миллиардов лет назад, и подтверждает существующие фундаментальные предположения об эволюции массивных галактик вроде нашей.

Для начала — небольшое лирическое отступление, которое позволит лучше осознать важность недавнего открытия, совершенного командой астрофизиков во главе с Майклом Бизли (Michael A. Beasley).

Казалось бы, изучение истории человечества не должно сталкиваться с особыми трудностями: надо лишь читать старые книги, документы и воспоминания, в которых уже написано что, когда, с кем (и почему) произошло, а попутно — выстраивать в музеях артефакты в ряд по дате их создания, которую мастера обязательно указывают на какой-нибудь неприметной детали. И тогда все вопросы исчезнут сами собой.

Но это, конечно, лишь наивная иллюзия. А суровая реальность состоит в том, что в исторических источниках не всегда говорится правда (и пойди еще это докажи!), они могут не соответствовать своему времени (потому что переписываются, а переписываются они порой неизвестно когда и неизвестно кем), а количество дошедших до нас достоверных предметов материальной культуры вообще уменьшается чуть ли не экспоненциально с ростом их возраста. Поэтому получается, что источников в действительности мало, а заслуживающих доверия — совсем мало, так что информацию о далеком прошлом приходится собирать практически по крупицам.

В изучении истории Вселенной (есть даже красивое словосочетание cosmic archaeology — «космическая археология») возникают примерно те же проблемы. Вы, наверное, знаете, что изучение далеких галактик из-за конечности скорости света эквивалентно прямому «рассматриванию» прошлого. Однако, как показывают наблюдения, 10 миллиардов лет назад (то есть через 3,7 миллиарда лет после Большого Взрыва) галактики, в целом, уже были похожи на современные. К тому же, совсем далеких и древних галактик известно не так уж и много. И даже если вам покажется, что удалось найти еще одну такую, придется приложить массу усилий, чтобы доказать это самому себе. А потом — еще больше усилий, чтобы убедить в этом научное сообщество. Но даже в случае успеха эта галактика может иметь столь малые видимые размеры и столь малую видимую яркость, что о детальном изучении ее пространственной структуры и спектра можно будет забыть. Однако, расчеты показывают, что примерно одна из тысячи массивных галактик в местной Вселенной может оказаться «реликтовой» — прошедшей не вполне стандартную для таких галактик жизнь и как бы не тронутой временем (V. Quilis, I. Trujillo, 2013. Expected number of massive galaxy relics in the present-day Universe).

По существующим на сегодня представлениям, жизнь каждой более-менее массивной галактики (после того, как гигантское гало темной материи собрало вокруг себя достаточное количество газа) делится на два этапа. Первый этап — это формирование и эволюция звезд из газа, первично собранного гравитацией темной материи, которая составляет как бы связующий каркас каждой галактики. Этот процесс длился сотни миллионов лет и способствовал образованию звезд следующего, второго, поколения, которые, в отличие от первых звезд, уже были обогащены тяжелыми элементами (см. врезку «О происхождении элементов»). Наименее массивные из них (а, стало быть, не очень горячие — красные — звезды) вполне могли дожить и до нашего времени.

О происхождении элементов

Звезды — главный источник химического разнообразия во Вселенной. В раннюю эпоху ее существования вся материя состояла преимущественно из водорода и гелия. Но после образования первых звезд эти два элемента в ходе термоядерных реакций, текущих в недрах звезд и являющихся основным источником их энергии, начали перерабатываться в более тяжелые элементы. Интересно, что с точки зрения астрофизика вся таблица Менделеева, в общем-то, делится на водород, гелий и «тяжелые элементы». Их еще часто называют «металлами». И те звезды (или газ), в которых обилие этих элементов достаточно велико называют высокометалличными.

Особенно далеко цепочки превращения легких элементов в тяжелые протягиваются в массивных звездах, которые заканчивают свою жизнь вспышкой сверхновой. Этот гигантский взрыв рассеивает наработанные тяжелые элементы по межзвездной среде, из которой затем образуются звезды следующего поколения. Эти звезды, как и газопылевые облака, из которых они образуются, будут обогащены тяжелыми элементами (то есть у них будет повышенная металличность). Поэтому рядом с ними могут образовываться планеты с твердой поверхностью. А иногда — нам известен один такой пример — даже с высокоорганизованной жизнью. Поэтому почти каждый атом в наших телах (и в предметах, которые нас окружают) хотя бы один раз уже побывал в недрах звезды. И это даже не обязательно звезды нашей Галактики!

На втором этапе сформировавшаяся массивная галактика, в которой почти весь газ, способный стать звездами, уже ими стал, поглощает другие, более мелкие, карликовые галактики-спутники, подпитываясь их материей, увеличиваясь в размерах, массе и, что важно, получая возможность продолжить звездообразование и добавить в свое звездное население «молодую поросль». Если второй этап был пропущен, то должна получиться галактика, которая за прошедшие миллиарды лет так и не смогла «омолодиться» и в этом смысле является «реликтовой».

Одним из аргументов в пользу такой теории «двухэтапной» эволюции было то, что иначе не удается объяснить большое количество свободного газа и молодых звезд, которые мы видим прямо сейчас в галактиках, подобных нашей. И каждое прямое наблюдательное доказательство этой теории имеет большое значение.

Но почему нельзя просто посмотреть на далекие галактики и выяснить, падают ли на них их спутники, какие и в каком количестве? Дело в том, что это не так просто сделать. Карликовые галактики (которые часто являются спутниками больших галактик) очень малы, имеют малую светимость и поэтому их тяжело обнаружить. Яркой иллюстрацией этого служит тот факт, что к концу XX века астрономы смогли обнаружить всего лишь 11 из более чем 50 (известных на сегодня) спутников нашей собственной Галактики (см. Satellite galaxies of the Milky Way). Да, мы можем наблюдать красивейшие картины столкновения больших галактик сравнимых масс (см., например, статьи Анатомия космической птицы и Космический пингвин). Более того, такая же судьба через 4–5 миллиардов лет ждет и наш Млечный Путь с Туманностью Андромеды. Но такие события редки. А вот маленьких галактик существенно больше, и поэтому вероятность столкнуться с ними (или притянуть к себе, если это спутник) у обычных галактик гораздо выше. И именно такие события должны давать значительный вклад в эволюцию массивных звездных систем.

И здесь особую роль сыграла линзовидная компактная галактика NGC 1277 (рис. 1). Она по крайней мере в два раза меньше и в 10 раз легче Млечного Пути. Она расположена на расстоянии 220 млн световых лет в созвездии Персея и в этом смысле является сравнительно близкой. Ее размеры и масса сравнимы с параметрами тех молодых галактик, которые наблюдатели находят на красных смещениях z > 2 (что соответствует возрасту Вселенной около 3 миллиардов лет). Это позволило уже заподозрить ее в «реликтовости». Ведь даже чисто статистически не каждая массивная галактика во Вселенной пройдет стандартный эволюционный путь, описанный выше. Исследование спектра этой галактики в 2013 году показало, что он соответствует излучению исключительно старых звезд возрастом порядка 10 миллиардов лет, которые, причем, обогащены тяжелыми элементами (I. Trujillo et al., 2013. NGC 1277: a massive compact relic galaxy in the nearby Universe).

Но этот факт еще не говорит напрямую об истории взаимодействия этой галактики со своими возможными спутниками. А вот то, что новое исследование сферического гало NGC 1277 показало недостаток малометалличных шаровых скоплений, входящих в состав этой галактики, говорит о многом.

Здесь необходимо пояснить две вещи. Во-первых, в галактиках, схожих по массе и размеру с NGC 1277, есть шаровые скопления — компактные сферические системы из тысяч (а порой — и сотен тысяч) звезд. И массивные звезды в них тоже со временем производят тяжелые элементы. Однако, — и это во-вторых, — если шаровое скопление находится в поле тяготения маломассивной галактики, то выброшенная взрывом сверхновой материя скорее улетит в межгалактическое пространство, нежели вернется обратно и позволит возникнуть более металличнымзвездам. В массивных же галактиках ситуация обратная — там обогащенный металлами газ скорее вернется назад. В результате, маломассивный спутник, падающий на более массивную галактику, обладает гораздо меньшей металличностью и приносит ей почти исключительно водород и гелий (рис. 2). В том числе — в виде новых малометалличных шаровых скоплений. А последние внешне отличаются от более металличных своим цветом, так как выглядят более голубыми.

Рис. 2. Зависимость доли голубых шаровых скоплений в разных галактиках скопления Девы, от массы галактики. Видно, что в менее массивных галактиках (~10⁹ масс Солнца) почти все шаровые скопления голубые. В более массивных галактиках их в среднем около половины. Однако в галактике NGC 1277 (оранжевый кружок), при массе в 10¹¹ солнечных, доля голубых скоплений составляет не более 20%. Это говорит о том, что эта галактика не прошла через этап аккреции дополнительного вещества после формирования. Изображение из обсуждаемой статьи в Nature

Еще более 20 лет назад было замечено, что популяции шаровых скоплений в галактиках действительно состоят из двух частей — «красных» и «голубых». И такую бимодальность логично было объяснить именно тем, что голубые (малометалличные) скопления — пришлые, то есть достались галактике от поглощенных ею маломассивных спутников. В рамках этой идеи галактика, если она оставалась «нетронутой» с момента ее образования, не должна иметь (или иметь, но мало) голубых шаровых скоплений в своем составе.

Именно это и проверяли астрофизики в обсуждаемой работе. Они наблюдали окрестности NGC 1277 на телескопе «Хаббл» и измерили цвета более сотни шаровых скоплений, принадлежащих ей и галактике NGC 1278, видимой на небе по соседству с NGC 1277. Оказалось, что показатели цвета скоплений, принадлежащих NGC 1277, имеют систематически большие значения (см. врезку «Цвета в астрономии»). Это говорит об их «красноте» и, стало быть, их большей металличности (рис. 3).

Рис. 3. Распределение «красных» и «голубых» шаровых скоплений в районе галактики NGC 1277

Рис. 3. Распределение «красных» (слева) и «голубых» (справа) шаровых скоплений в районе галактики NGC 1277. Чем темнее, тем больше скоплений приходится на одну квадратную угловую минуту неба. Контурами показаны границы галактик, в том числе NGC 1278, расположенная на 10–15 млн световых лет ближе к нам. Видно, что в этой галактике присутствуют как голубые, так и красные скопления, а в NGC 1277 голубые скопления почти полностью отсутствуют. Изображение из обсуждаемой статьи в Nature

То есть рядом с этой галактикой почти нет малометалличных скоплений, которыми она могла бы обогатиться за счет своих спутников. Значит, можно утверждать, что NGC 1277 не проходила второй этап эволюции и поэтому осталась достаточно маломассивной и компактной. Эта галактика — настоящий реликт, найденный почти «на заднем дворе».

Цвета в астрономии

Показателем цвета $C I = m_{B} - m_{R}$ в астрономии называется разность звездных величин объекта, измеренная в разных диапазонах длин волн: условно синей (B) и красной (R). А с учетом того, что звездная величина пропорциональна логарифму потока световой энергии F от объекта: $m = m_{0} - 2, 5 \log F$ , показатель цвета — это отношение потоков в разных частях спектра: $C I = - 2, 5 \log (\frac{F_{B}}{F_{R}})$ . Допустим, $F_{B}$ — поток в голубой части спектра, а $F_{R}$ — в красной. Если объект «красный», то $F_{R} > F_{B}$ и показатель цвета имеет довольно большое положительное значение. В обратном случае он значительно меньше и может быть даже отрицательным, что является показателем «голубизны» объекта.

То, что она, имея малые размеры, массу (то есть будучи похожей на галактики, которые мы видим на расстояниях в 10 миллиардов световых лет) и исключительно старые звезды в составе, оказалась галактикой без признаков дополнительной аккреции вещества, является почти прямым доказательством того, что именно аккреция вещества из галактик-спутников определяет эволюцию таких галактик. А ее близкое расположение открывает замечательную возможность детально исследовать свойства первых галактик: проводить их спектральный и кинематический анализ и лучше разобраться в особенностях их взаимодействия с межгалактической средой. Здесь не случайно написано «галактик» во множественном числе, так как подобные объекты наверняка еще будут найдены в наших окрестностях Вселенной.