Галактическое гало

Звёздное гало спиральных галактик является внешней частью их сферической звёздной подсистемы и может рассматриваться как разреженное продолжение балджа. В отличие от звёзд галактического диска, звёзды гало концентрируются не к плоскости галактики, а к её центру, и обращаются вокруг него в самых разных плоскостях по орбитам с высоким эксцентриситетом^[2][4]. В наиболее близких галактиках звёзды гало могут быть видимы по отдельности, в то время как у далёких галактик изображения звёзд гало сливаются и образуют сплошное слабое диффузное свечение вокруг относительно яркого галактического диска^[4].

В нашей Галактике звёзды гало, двигаясь по сильно вытянутым орбитам, могут уходить на десятки килопарсеков от галактического центра. Характерные скорости движения звёзд гало относительно центра Галактики составляют 200—250 км/с. Но поскольку звёзды движутся во всевозможных направлениях, усреднённая скорость вращения звёздного гало Галактики не превышает нескольких десятков километров в секунду, что существенно меньше скорости вращения звёздного диска^[5]. Радиус звёздного гало Галактики оценивается в 100 кпк (при том, что радиус её дисковой подсистемы составляет 20—23 кпк)^[6]. Наиболее далёкие звёзды (пульсирующие переменные типа RR Лиры), расположенные на периферии гало Млечного Пути, находятся на расстоянии около 300 кпк от его центра^[5]. Самые протяжённые звёздные гало наблюдаются у гигантских эллиптических галактик, находящихся в центральных областях скоплений галактик: их гало могут охватывать немало соседних галактик^[4]. Формы звёздных гало галактик могут заметно отличаться от сферы^[4]. Это касается и звёздного гало нашей Галактики, которое во внутренней области заметно сжато^[5] (рис. 1).

Полная масса звёздного гало нашей Галактики относительно невелика: в нём содержится несколько десятых долей процента от общей массы звёзд Галактики^[5]. У гигантских галактик полная масса звёздного гало может составлять ~10⁹ M_⊙^[4].

Предполагается, что образование галактик началось с их сферических подсистем^[7], вследствие чего звёздные гало галактик состоят, как правило, из очень старых звёзд населения II типа с низкой металличностью (т. е. обладающих очень малым содержанием химических элементов тяжелее гелия). Особенно это касается звёзд, удалённых на большие расстояния от центров галактик^[4]. В частности, возраст звёзд гало нашей Галактики составляет не менее 9—10 млрд лет^[5]. Они, как правило, обладают небольшой массой — не более, чем у Солнца (поскольку массивные звёзды обладают небольшим сроком жизни и уже давно исчерпали своё термоядерное горючее, превратившись в компактные остатки). Среди них много субкарликов и белых карликов, а также присутствуют переменные звёзды (в первую очередь переменные типа RR Лиры)^[5].

Звёзды гало могут иметь разный возраст и различное происхождение. Часть звёзд (прежде всего во внутренней, наиболее яркой области гало), сформировались вместе с остальной галактикой, в то время как на больших расстояниях от центра галактики гало может содержать звёзды, принадлежавшие ранее другим (преимущественно карликовым) галактикам, которые были разрушены приливными силами, создаваемыми более крупной и массивной галактикой, и и поглощены ею, перемешавшись с её собственными звёздами^[4]. Например, наблюдения звёздного гало галактики Андромеды (M 31) с помощью космического телескопа «Хаббл» показали, что гало содержит различающиеся по возрасту звёзды: у самых старых возраст достигает 11—13,5 млрд лет, а у самых молодых — 6—8 млрд лет. Предполагается, что последние попали в галактику Андромеды из какой-то молодой галактики (например, из поглощенной галактики-спутника) или же из другой области самой галактики M 31 (например, из галактического диска, если часть его разрушилась при близком прохождении другой небольшой галактики или столкновении с ней). В гало же нашей Галактики нет заметного числа относительно молодых звёзд. Так что при всей схожести формы Млечного Пути и галактики Андромеды, истории их эволюции значительно отличаются друг от друга^[8].

Звёздные гало галактик неоднородны. Во-первых, концентрация звёзд в гало быстро и монотонно падает с удалением от центра (например, в нашей Галактике — пропорционально кубу расстояния от центра^[5]), так что гало обычно не обладают чёткой границей^[2]. Во-вторых, в звёздных галок галактик (включая нашу) наблюдаются внутренние структуры повышенной плотности. К ним относятся, например, длинные и узкие звёздные потоки (рис. 2, 3), звёзды которых связаны общим происхождением. Они возникли в результате разрушения шаровых звёздных скоплений или карликовых галактик-спутников, попавших в более массивную галактику и разрушенных приливными силами^[5][4]. К звёздному гало нашей Галактики относят также многочисленные шаровые звёздные скопления, наблюдаемые на различных расстояниях от галактического центра^[5][7]. Возраст шаровых скоплений в большинстве случаев превышает 10 млрд лет, т. е. они являются самыми старыми объектами Галактики. В отличие от более разреженных и молодых рассеянных звёздных скоплений, сконцентрированных в основном в тонком диске Галактики, шаровые скопления расположены в её гало, толстом диске и балдже (но отсутствуют в тонком диске), концентрируются к галактическому центру и обращаются вокруг него по хаотически расположенным незамкнутым орбитам^[9].

Газовыми гало обладают массивные галактики всех типов. Характерная концентрация атомов в газовом гало на расстоянии десятков килопарсеков от центра галактики составляет примерно 1 атом на 10²–10³ см³ (т. е. несколько атомов в 1 дм³) и ниже. Несмотря на столь низкую концентрацию, полная масса газа в гало гигантских галактик может достигать ~10⁹ M_⊙, поскольку разреженный газ гало занимает огромные объёмы пространства вокруг звёздной составляющей галактики^[10].

В гало нашей Галактики характерная концентрация частиц газа составляет ${\displaystyle n\sim 10^{-3}\ {\text{см}}^{-3}}$. С учётом характерной массы лёгких атомов, ${\displaystyle m_{0}\sim 10^{-24}\ {\text{г}}}$, это даёт плотность газа ${\displaystyle \rho \approx m_{0}n\sim 10^{-27}\ {\text{г/см}}^{-3}}$ (на больших расстояниях от центра Галактики плотность ещё ниже). Масса горячего газа гало в пределах сферы, заключающей звёздный диск Галактики, составляет не менее 10⁹ M_⊙, однако в пределах вириального радиуса Галактики полная масса газа должна быть на порядок выше^[11].

Основными источниками газа в гало галактик являются:

• газ, который выбрасывается из областей звездообразования в галактическом диске (получив энергию за счёт звёздного ветра и взрывов сверхновых);
• сброс газовых оболочек стареющими звёздами, находящимися в звёздном гало галактики;
• газ, попадающий в гало галактик извне в результате разрушения небольших галактик-спутников;
• падение на галактику межгалактического газа^[10][11][12].

Примером последних двух механизмов, наблюдаемым в гало нашей Галактики, является Магелланов Поток — длинный поток газа, перетекающего на Млечный Путь от Большого и Малого Магеллановых Облаков^[11].

Характерная температура газового гало составляет от ~10⁵ К у небольших галактик до ~10⁶ К у массивных галактик^[10]. При такой температуре газ сильно ионизован, основная часть его излучения приходится на рентгеновский диапазон электромагнитного спектра и может наблюдаться орбитальными рентгеновскими обсерваториями^[12] (рис. 4). Температура газового гало неоднородна; часть газа имеет более низкую температуру, чем основная масса, и такой газ состоит из нейтральных атомов. Содержание химических элементов тяжелее гелия в газовом гало существенно ниже, чем в газе, находящемся в диске галактики или вблизи её центра^[10].

В гало нашей Галактики основная масса газа гало нагрета до температуры около 10⁶ К и поэтому сильно ионизована. Однако в в гало присутствуют облака более холодного газ с температурой ~10⁴ К, состоящие в основном из нейтральных атомов водорода (т. н. высокоширотные облака)^[11].

Основными источниками энергии, поддерживающими высокую температуру газа в гало галактик, могут быть: вспышки сверхновых в звёздном гало, активность ядра галактики, а также энергия, поступающая с выбросами газа из областей звездообразования в диске галактики или с газом, попадающим в галактику из межгалактического пространства. При отсутствии эффективных механизмов нагрева газ в гало может постепенно охлаждаться, вследствие чего наиболее плотные его области должны падать на галактический диск. Однако из-за низкой концентрации коронального газа он остывает медленно, миллиарды лет сохраняя высокую температуру. Если же газ в гало получает избыточную энергию (вследствие вышеназванных механизмов), он истекает в межгалактическое пространство, образуя галактический ветер^[10].

Эффективным методом изучения газовых гало галактик являются наблюдения ультрафиолетового излучения далёких источников (например, квазаров), проходящего сквозь гало какой-либо галактики на пути к наблюдателю. В спектре источника при этом возникают линии поглощения, принадлежащие различным химическим элементам с разной степенью ионизации атомов, находящимся в газовом гало галактики. Анализ этих спектральных линий даёт информацию о химическом составе газа, его ионизации, плотности, температуре и скорости движения газа вдоль луча зрения^[10].

Видимые части большинства галактик погружены в протяжённое массивное тёмное гало, состоящего из тёмной материи, физическая природа которой пока ещё точно не известна. Тёмная материя не излучает, не поглощает и не отражает электромагнитные волны (например, свет) и проявляет себя лишь по гравитационному воздействию на непосредственно наблюдаемые компоненты галактики (звёзды и газ) или на её галактики-спутники. Основным аргументом в пользу существования тёмных галактических гало является тот факт, что «динамическая» масса галактик (вычисляемая по движению звёзд и газа и температуре последнего) значительно превышает их «фотометрическую» массу (которая оценивается по наблюдаемому излучению видимой материи)^[13]. Другими словами, звёзды, газ и атомы газа движутся слишком быстро, и без тёмного гало массы галактики не хватило бы для их удержания^[14].

Основные аргументы в пользу существования тёмных гало галактик следующие:

• для спиральных галактик — форма кривых вращения их дисков: если бы галактики состояли только из видимого вещества, то линейные скорости вращения галактических дисков должны были бы заметно уменьшаться при удалении от центра галактики, однако в реальности наблюдаемые скорости остаются почти постоянными (т. е. кривые вращения являются «плоскими»);

• для эллиптических галактик — высокая дисперсия скоростей звёзд, а также наличие горячих газовых гало, для удержания которых видимой материи недостаточно и требуется дополнительное гравитационное поле, создаваемое тёмным гало;

• гравитационное линзирование, проявляющееся в искажении изображений более далёких источников (галактик или квазаров), наблюдаемых на небе рядом с этой галактикой или через неё (происходит вследствие того, что идущие от этого источника лучи света искривляются гравитационным полем тёмного гало);

• теоретические модели, описывающие формирование галактик в результате гравитационного сжатия неоднородностей в расширяющейся догалактической среде^[13][14].

Радиус и масса тёмного гало, как правило, в несколько раз или на порядок больше массы барионного вещества галактики и её видимого радиуса. Лишь в редких случаях масса тёмного гало оказывается незначительной по сравнению с суммарной массой звёзд галактики^[13]. Например, радиус звёздно-газового диска нашей Галактики составляет около 20 кпк, в то время как характерный радиус её тёмного гало оценивается в 200 кпк^[15]. Таким образом, соседние карликовые галактики — Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако — находятся внутри тёмного гало нашей Галактики. Полная масса тёмного гало Млечного Пути составляет около 10¹² M_⊙, в то время как суммарная масса барионного вещества (звёзд и газа) примерно на порядок меньше. Теория предсказывает, что внутри тёмного гало Галактики могут двигаться более мелкие сгустки тёмной материи (субгало) со скоростями ~100 км/с, возникшие вместе с Галактикой либо притянутые её гравитационным полем из окружающего пространства^[15].

Массивные тёмные гало своим гравитационным полем влияют на внутреннюю структуру галактик, а также определяют характер взаимодействия галактик с окружающей средой. Также они играют ключевую роль в процессе формирования галактик и в их последующей эволюции^[13]. Считается, что в ранней Вселенной в результате гравитационной неустойчивости сперва образовались сфероидальные сгустки (гало) тёмной материи, а после эпохи рекомбинации к этим сгусткам стал притягиваться барионный газ. Поскольку этот процесс протекал быстро, поначалу газ не успевал остыть и приобретал в «потенциальной яме» гало равновесную температуру ~10⁵—10⁶ К. Таким образом, в финале протогалактического сжатия получался сфероид из тёмной материи, по объёму которого был равномерно распределён горячий газ массой 10—20% от массы тёмного гало^[16][17]. Часть этого газа и в современную эпоху сохраняется как газовое гало галактик и наблюдается по рентгеновскому излучению. Однако барионное вещество, в отличие от тёмной материи, может терять энергию и охлаждаться за счёт испускания электромагнитного излучения. Поэтому оно легче поддаётся гравитационному сжатию, чём тёмная материя. Таким образом, охлаждаясь, часть газа постепенно оседала к центру тёмных гало и образовывала внутри них наблюдаемые ныне галактики^[18][17].

Предполагается, что тёмная материя, входящая в состав галактических гало, состоит в основном состоит из элементарных частиц, не описываемых Стандартной моделью физики частиц и слабо взаимодействующих с обычным веществом. В качестве альтернативных гипотез для объяснения имеющихся наблюдательных данных были предложены различные модификации закона всемирного тяготения или общей теории относительности. В некоторых галактиках не обнаружено признаков присутствия тёмных гало, что может быть объяснено особенностями формирования этих галактик^[13].