Местная группа галактик

Введение

Центральные перемычки (бары) являются наиболее выделяющимися структурами на изображениях галактик. В классической книге Рольфса [] среди линзовидных галактик доля с баром оценена в 30%, среди спиралей — только 16%, а доля галактик с перемычкой среди всех дисковых — 18%. За 20 лет ситуация заметно изменилась. В настоящее время считается, что большинство (возможно, 70%) дисковых галактик обладает бароподобными структурами.

Вопрос о наличии бара в конкретной галактике часто оказывается достаточно сложным. Анализ фотографических изображений страдает от субъективизма, особенно если помнить о низком разрешении и запыленности центральных областей галактик. Более надежными являются инфракрасные данные. Критерии выделения бара, основанные на радиальных профилях эллиптичности и определении позиционного угла большой оси, позволяют выделять бар и определять отношение его осей . Выявление бар-структур возможно также с помощью данных о кинематике звездной и газовой компонент. К числу особенностей центральных областей SB-галактик относятся повышенный темп звездообразования, существенно более высокая концентрация молекулярного газа.

Ниже кратко обсудим некоторые проблемы галактик с баром, при решении которых важные результаты получены методом численного моделирования динамики галактических дисков (см. []).

Какие бывают галактики?

Галактики бывают различных форм и размеров. Ученые подразделяют их на три категории в зависимости от формы: спиральные, эллиптические (овальные) и неправильные (бесформенные).

Эллиптические галактики

Эллиптическая галактика ESO 325-G004

Названы так потому, что имеют форму эллипса — неправильного круга, о котором мы узнали ранее. Эллиптические галактики в целом округлые, но в одном направлении несколько длиннее, чем в другом. Большинство галактик во Вселенной имеют эллиптическую форму.

Спиральные галактики

Спиральная галактика с перемычкой NGC 1512 в созвездии Часы

Плоские, округлые скопления звезд, с отходящими от плотного центра по спирали «хвостами», или рукавами. Это второй по распространенности тип галактик.

Неправильные галактики

NGC 1427A, пример неправильной галактики

Не имеют четкой формы. Астрономы считают, что неправильные галактики появляются в результате столкновения двух галактик, или при изменении формы галактики за счет силы притяжения другой, находящейся поблизости.

Состав населения галактик

      Морфологическая
классификация Хаббла удачна не только в плане разграничения галактик разного
внешнего вида. Оказалось, что отличия во внешнем виде отражают более глубокие
физические различия галактик, особенности их происхождения и пространственного
расположения. Это касается, в частности, и состава населения галактик того или
иного класса.

  НаселениеI является основной компонентой диска и
плоской составляющей (спиральных рукавов) спиральных галактик; свечение
спирального узора галактик этого типа практически полностью обеспечивается
излучением звезд ранних спектральных классов O — F и 
эмиссией  комплексов
ионизированного водорода HII. Судя по спектру галактик, определенную долю в
наблюдаемое излучение вносят и красно-желтые гиганты и субгиганты, причем от класса
Sa
к классу Sc
эта доля уменьшается. Характерным для спиральных систем, как уже отмечалось,
является присутствие значительного количества газопылевой компоненты,
относительная масса которой растет от Sa к Sc и находится в пределах 2-7%.

      Свечение
центральной части спиральных галактик — балджа и ядра — определяется излучением звезд
спектрального класса G,III-го класса светимости, то есть населениемII. Вклад излучения объектов населения II,
входящих в сферически-симметричные балджи, промежуточную и сферическую (гало)
составляющие, в наблюдаемое свечение спиральных галактик весьма мал и
“различим” только для ближайших систем. Однако общая масса галактики
определяется именно объектами населения II.

      В
эллиптических галактиках нет горячих сверхгигантских и гигантских звезд; основную долю по
массе, причем относительно большую, нежели у спиральных галактик, составляют
желтые и красные карлики главной последовательности. Нет (или очень мало) в E-галактиках
и газопылевой компоненты — здесь не происходит заметного звездообразования, не
сияют на огромных расстояниях эмиссионные комплексы H II. Естественно, что у E-галактик
нет таких структурных образований, как диск и спиральный узор. Сжатие
сферически симметричного тела E-галактик определяется их осевым
вращением и распределением скоростей входящих в их состав звезд.

     Среди
этой “безрадостной” картины структурной безликости E-галактик
уважения заслуживает тот факт, что именно среди эллиптических галактик
находятся рекордсмены по массе: супергигантская система с массой ~ 1000 масс Галактики и суперкарликовая система с массой ~ 0,01 массы рядового шарового скопления
Галактики. Большинство нормальных и гигантских эллиптических галактик обладают
обширными системами шаровых скоплений.

    Линзовидные
галактики SO
по составу населения занимают, возможно, промежуточное положение между E
и S
галактиками. От E-галактик линзовидные отличаются наличием
диска и, следовательно, достаточным количеством населения I; от S-галактик
линзовидные отличаются почти полным отсутствием, за редким исключением,
газопылевой компоненты. Некоторые астрономы считают, что по соотношению плоской
и сферической составляющих SO-галактики образуют независимую
последовательность SOa — SOb — SOc.

     Неправильные
галактики IrI
богаты представителями населения I. В них наблюдается огромное число молодых
гигантов O
и B
классов, причем часто ярчайшие звезды IrI по светимости превосходят ярчайшие
звезды спиральных галактик. Эти звезды входят в состав гигантских звездных
комплексов, включающих в себя и многочисленные облака газа и пыли, в том числе
и эмиссионные облака HII. В видимое “тело” галактик тут и там “вкраплены” очень
молодые рассеянные скопления. Даже некоторые шаровые скопления — классические
представители населения II — здесь являются голубыми, то есть имеют в своем
составе горячие звезды. У некоторых IrI-галактик просматриваются рудименты
спиральных рукавов; возможно, раньше эти галактики были правильными
спиральными, но по ряду причин спиральная структура исказилась или разрушилась.

   Неправильные
галактики IrII,
отличающиеся очень низкой поверхностной яркостью,  являются, по-видимому, самыми многочисленными
в мире галактик. По форме и составу населения IrII-галактики настолько напоминают
эллиптические  галактики,  что 
в  последнее время  галактики 
этого класса относят к типу Ep, 
где индекс ”p” означает “необычная (пекулярная)”.  По массе галактики IrII(Ep)
сравнимы с шаровыми скоплениями, но от последних неправильные галактики
отличают сравнительно большие (для таких 
масс)  размеры, низкая
пространственная плотность, а иногда и отсутствие выраженной концентрации
вещества к центру системы.

Последнее изменение: Вторник, 16 Февраль 2016, 00:07

Подгруппа Туманности Андромеды.

К сожалению, диск Туманности Андромеды повернут к нам почти ребром: луч нашего зрения составляет с плоскостью диска угол всего в 15°, поэтому изучать структуру спиральных рукавов Андромеды не намного легче, чем структуру Млечного Пути. Впрочем, для астрономов Туманности Андромеды наша Галактика тоже «не подарок»: они видят наш диск под углом всего в 21°.

Как наиболее крупный член Местной группы, туманность Андромеды окружена большой свитой спутников. Вместе с ними и спиралью М 33 она образует подгруппу звездных островов, занимающую созвездия Андромеды, Кассиопеи, Треугольника и Рыб. Известный астроном Харлоу Шепли называл эту область «Архипелагом Андромеды».

Подобно тому, как Магеллановы Облака тесно соседствуют с нашей Галактикой, крупнейшие спутники Андромеды расположены очень близко к ее центру. Правда, сами они совсем не похожи на богатые газом и молодыми звездами Магеллановы Облака. Спутники Андромеды – это сфероидальные галактики, почти не содержащие межзвездного вещества. Среди них выделяется эллиптическая галактика М 32, компактная и очень плотная, с довольно массивным ядром. Она обращается в опасной близости от Туманности Андромеды и подвержена ее сильному гравитационному влиянию, которое уже «ободрало» наружные части этого спутника, а через несколько млрд. лет приведет к его окончательному разрушению.

Немного дальше от спирального «хозяина» движется вытянутый сфероид NGC 205. Он также испытывает приливное влияние массивной Андромеды: его самые наружные части заметно искривлены. В NGC 205 замечены несколько шаровых скоплений, немного межзвездного газа и относительно молодых звезд. Приблизительно таковы же, хотя и менее массивны, два более далеких спутника Андромеды – NGC 147 и NGC 185. По-видимому, они образуют двойную систему и вместе обращаются вокруг спирального «хозяина».

В 2003 у Туманности Андромеды был обнаружен новый спутник (And VIII), наблюдаемый на фоне ее диска, приблизительно там же, где галактика М 32. Этот спутник сложно заметить на обычных фотографиях, поскольку он уже сильно разрушен приливным влиянием главной галактики. Он вытянут почти на 10 кпк. в длину при ширине всего в несколько килопарсек. Его светимость около 200 млн. солнечных; в нем замечено несколько планетарных туманностей и шаровых скоплений, а также около 400 тыс. солнечных масс нейтрального водорода. Такого рода открытия доказывают, что состав Местной группы галактик еще не до конца описан.

По данным разных авторов, изучавших динамику ближайших галактик, полная масса Местной группы галактик составляет от 1,2 до 2,3 ґ 1012 масс Солнца. В любом случае это в несколько раз больше, чем дают прямые подсчеты массы, заключенной в наблюдаемых звездах и межзвездной среде. Следовательно, в Местной группе есть невидимое вещества, так называемая «скрытая масса», скорее всего, сосредоточенная в протяженных гало нашей Галактики и Туманности Андромеды.

Изучение ближайших к нам галактик – членов Местной группы, очень полезно и поучительно для выяснения структуры и истории жизни самых обычных, наиболее распространенных во Вселенной звездных систем.

Владимир Сурдин

История и трудности изучения Местной группы галактик

Вплоть до второй четверти XX века считалось, что Млечный Путь и Вселенная — понятия тождественные. Все вещество якобы находится в пределах нашей галактики. Однако в 1924 году Эдвин Хаббл с помощью своего телескопа зафиксировал несколько цефеид — переменных звезд с ярко выраженным периодом светимости — расстояние до которых явно превышало размеры Млечного Пути. Тем самым было доказано существование внегалактических объектов. Учены задумались над тем, что Вселенная устроена сложнее, чем это казалось раньше.

Своим открытием Хаббл также доказал, что Вселенная все время расширяется, а объекты удаляются друг от друга. Совершенствование техники приносило новые открытия. Так было обнаружено, что у Млечного Пути есть свои спутники, между ними были высчитаны расстояния и определены перспективы существования. Таких открытий оказалось достаточно, чтобы впервые сформулировать идею существования Местной группы как внушительной ассоциации тесно связанных между собой галактик и даже предположить, что могут существовать объединения более высокого ранга, поскольку спутники были обнаружены и у ближайшей к Млечному Пути галактики — Туманности Андромеды. Сам термин «Местная группа» впервые был употреблен тем же Хабблом. Он упоминает его в своем труде по измерению расстояний до других галактик.

Можно утверждать, что изучение Космоса только началось. Касается это и Местной группы. Галактика SagDEG была обнаружена сравнительно недавно, но причина этому не только ее низкая светимость, которая долгое время не регистрировалась телескопами, но и наличие во Вселенной вещества, не имеющего видимого излучения — так называемой «темной материи».

Кроме того, наблюдения осложняют рассеянный межзвездный газ (как правило, водород) и космическая пыль. Однако наблюдательная техника не стоит на месте, что позволяет рассчитывать на новые удивительные открытия в будущем, а также на уточнение уже существующей информации.

Примечания

1. ↑ 12345678910111213141516171819202122232425262728293031323334353637383940414243444546474849505152535455565758596061626364656667 I. D. Karachentsevet al. (2004)A Catalog of Neighboring Galaxies Refinements in distance measurements could change the order presented in this list
2. From official press release announcing discovery (University of Strasbourg) Архивировано 27 мая 2008 года. accessdate = June 2008
3. ↑ 1234567891011121314151617181920212223242526272829303132333435363738394041424344454647484950515253545556575859606162636465 I. D. Karachentsev (2005). «The Local Group and Other Neighboring Galaxy Groups».Astronomical Journal129 : 178–188. DOI:10.1086/426368.
4. ↑ 123456789101112131415161718192021222324252627282930313233343536373839404142434445464748495051525354555657585960616263646566676869707172737475767778798081828384858687888990919293949596979899100101102103 NASA/IPAC Extragalactic Database. Проверено 10 октября 2008. Архивировано 11 августа 2011 года.
5. Belokurov, 2006 A Faint New Milky Way Satellite in Bootes
6. ↑ 123 Willman, Dalcanton, Martinez-Delgado, et al. (2005) «A New Milky Way Dwarf Galaxy in Ursa Major», submitted to Astrophysical Journal Letters, on arXiv.org:
7. ↑ 123456 van den Bergh, S. (2000)Updated Information on the Local Group
8. [astro-ph/0701154] Discovery of an Unusual Dwarf Galaxy in the Outskirts of the Milky Way
9. Deep Gemini/GMOS imaging of an extremely isolated globular cluster in the Local Group
10. ↑ 12345678910111213141516 McConnachie, A. W.et al. 2005Distances and Metallicities for 17 Local Group Galaxies
11. ↑ 12345678910111213141516171819202122232425262728293031323334353637383940414243 The Hubble flow around the Local Group
12. ↑ 12 Morrisonet al. 2003Andromeda VIII, a New Tidally Distorted satellite of M31— for details see
13. PAndAS’ cubs: discovery of two new dwarf galaxies in the surroundings of the Andromeda and Triangulum galaxies
14. See
15. Zucker et al. 2007Andromeda X, a New Dwarf Speroidal satellite of M31:Photometry — for details see
16. ↑ 12 A Trio of New Local Group Galaxies with Extreme Properties, Alan W. McConnachie et al 2008, ApJ 688 1009—1020, https://arxiv.org/abs/0806.3988
17. VV124 (UGC4879): A new transitional dwarf galaxy in the periphery of the Local Group
18. ↑ 12 Soszynski «et al.»(2006)The Araucaria Project: Distance to the Local Group Galaxy NGC 3109 from Near-Infrared Photometry of Cepheids see
19. Dolphin, Andrew E. et al. 2003Deep Hubble Space Telescope Imaging of Sextans A. II. Cepheids and Distance
20. ↑ 12 Karachentsev, I. D.et al. (2003)Distances to Nearby Galaxies in Sculptor
21. ↑ 1234567891011121314 Karachentsev, I. D.et al. (2002)The M 81 group of galaxies: New distances, kinematics and structure
22. 4±1 Mpc in Freeman et al., 1977, A&A, 55 , 445, still considered as a reference
23. ↑ 1234 see article at
24. ↑ 123 Karachentsev et al., ACS Imaging of 25 Galaxies
25. ↑ 12345678 The Hubble Flow around the Centaurus A/M83 Galaxy Complex
26. ↑ 12 Advanced Camera for Surveys Imaging of 25 Galaxies in Nearby Groups and in the Field
27. A New Hubble Space Telescope Distance to NGC 1569: Starburst Properties and IC 342 Group Membership* Aaron J. Grocholski et al 2008 ApJ 686 L79-L82 doi: 10.1086/592949 , https://arxiv.org/abs/0808.0153
28. I. D. Karachentsev et al. (2002)New distances to galaxies in the Centaurus A group

Галактики Местной группы

Минибары

Во многих галактиках центральная часть выглядит как сложная система, состоящая из нескольких вложенных друг в друга компонент (бары, диски, кольца, двойные ядра). К их числу относятся так называемые »минибары» — большая полуось таких структур лежит в пределах нескольких сотен парсек. Примерами галактик с минибарами являются NGC 4736 с пк [], NGC 81 ( кпк) [], UGC 5600 [].

Fig.5: а

— Радиальные зависимости , , для NGC 936;б — изолинии поверхностной плотности в модели с кривой вращения, показанной на рис.5,а . В центре находится бар промежуточного типа с угловой скоростью

Размеры бара связаны с угловой скоростью его вращения . На рис. 5,а на примере NGC 936 изображены радиальные зависимости угловой скорости вращения диска и частот (, — эпициклическая частота). Имеются три типа баров, которые различаются угловой скоростью вращения и размерами []: 1) быстрые бары с , 2) медленные бары с , 3) промежуточные с . Например, если бы скорость вращения бара в галактике NGC 936 составляла км/с/кпк, то бар имел бы маленькие размеры — кпк. Из наблюдений км/с/кпк [], кпк и бар является быстрым (см. рис. 5,а, []). В рамках динамических моделей удалось построить медленные бары [] и бары промежуточного типа (рис. 5,б).

Подгруппа Треугольника

Галактика M33

Диаметр галактики Треугольника составляет всего 50 тыс. световых лет, что очень немного по космическим меркам. Тем не менее, данный астрономический объект является третьим по величине в местной группе галактик. На сегодняшний день галактика Треугольника имеет три предположительных спутника: Треугольник I, Андромеда II и карликовая галактика Рыбы.

К сожалению, до сих пор нет точных данных указывающих на то, что описанные выше спутники образуют вместе с Треугольником одну систему. Например, карликовая галактика Андромеда II расположена примерно посредине между Туманностью Андромеды и Галактикой Треугольника. До сих пор точно неизвестно, с гравитационным полем какой из этих двух галактик она связана. Большинство ученых полагает, что она все-таки относится к Треугольнику, но некоторые астрономы с этим не согласны и утверждают, что данный объект является частью Туманности Андромеды. Они даже называют эту карликовую галактику иначе — Андромеда XXII. Только дальнейшие наблюдения и изучение этого объекта смогут установить истину: к какой из двух местных подгрупп принадлежит данный объект?

Двойные бары

По-видимому, первым объектом, заподозренным в наличии двойного бара, стала галактика NGC 1291 []. Особый интерес к мелкомасштабным несимметричным структурам в центре дисков связан с изучением феномена ядерной галактической активности

Важной проблемой является выявление механизмов, обеспечивающих приток газа в самый центр к сверхмассивной черной дыре. Двойные бары могут поставлять газ в активное ядро ( пк) []

Список кандидатов галактик с двойными барами включает более 70 объектов []. Почти во всех случаях основным аргументом наличия второго внутреннего бара являются фотометрические данные. Ключевой проблемой двойных баров является вопрос о динамической устойчивости такого рода систем.

Численное моделирование звездных дисков методом -тел показывает, что при наличии достаточно массивного балджа при определенных начальных условиях возможно образование структуры типа »двойного бара» (рис. 6). Для формирования внешней центральной перемычки начальный диск должен быть не очень горячим, причем гало не должно быть очень массивным по сравнению с массой диска ( внутри четырех радиальных шкал диска ), а шкала ядра балджа .

Fig.6: Изолинии логарифма поверхностной плотности в модели с , , в два различных момента времени

На рис. 6,а имеется ярко выраженная структура типа двойного бара. В другой момент времени (см. рис. 6,б) наблюдается стадия распада, которая с учетом запыленности и недостаточного разрешения может быть принята за двойной бар с ориентацией осей в . Возможны и более сложные структуры, когда в центральной области возникают лидирующие спиральные волны, а от концов внешнего бара отходят отстающие спирали (рис. 7).

Fig.7: Изолинии логарифма поверхностной плотности в момент начала формирования двойного бара

Рассмотрим кинематику центральной области диска () на стадии двойного бара. На рис. 8 показаны распределения трех компонент дисперсии скоростей , , . Изолинии дисперсии радиальных скоростей имеют овальную структуру (рис. 8,а), сонаправленную с большой осью внешнего бара. Величина немонотонна вдоль осей внутреннего и внешнего баров. Однако эта характерная особенность не является признаком двойного бара, поскольку сохраняется после разрушения внутренней перемычки []. Распределение дисперсии азимутальных скоростей на стадии двойного бара сильнее отличается от случая одиночного бара (рис. 8,б). Дисперсия вертикальных скоростей на стадии двойного бара очень сильно зависит от начальной толщины диска (последняя определяет развитие изгибной неустойчивости, которая накладывается на формирование баров и существенно усложняет эволюцию системы). В результате, внутренний бар может как отражаться на распределении , так и не влиять на дисперсию вертикальных скоростей (рис. 8,в).

Fig.8: Изолинии трех компонент дисперсии скоростей , , в области двойного бара

Важным свидетельством наличия внутреннего бара является поле скоростей. На стадии двойного бара имеется вытянутость изолиний вдоль внутреннего бара. Радиальная скорость обнаруживает характерную четырехсекторную структуру как для внешнего бара, так и для внутреннего.