Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016
РОЗДІЛ 1
МОЛОЧНИЙ ШЛЯХ
1.4. Сучасні дані про структуру і фізичні властивості Молочного Шляху
1.4.8. Гало
Гало — сферична структура навколо диска Галактики, в якій переважно містяться зоряні кулясті скупчення та старі зорі. Об’єкти населення гало спостерігаються на висотах понад 2 кпк над галактичним екватором, кулясті скупчення гало — в області до 20 кпк від центру Галактики. Кулясті скупчення простежуються і далі, гало переходить у Галактичну корону.
У Галактиці нараховують близько півтори сотні кулястих скупчень, більшість з яких належать гало (ця інформація може змінитися після обробки діючою нині космічною місією GAIA). їх може бути в 2—4 рази більше, частина їх невидима через екранування хмарами пилу, особливо у напрямку на центр Галактики. Традиційно вважається, що до складу кулястих скупчень удувходять зорі типу II — старі, бідні на метал зорі, сформовані на ранній стадії еволюції Галактики з хмар водню та гелію з дуже малим вмістом важчих елементів. Однак результати досліджень останніх років свідчать про більш складну будову кулястих скупчень: поряд зі старими зорями є більш молоді — «зорі другої генерації», які ототожнюють за більш високою металічністю. Гало містить також індивідуальні зорі типу II, що обертаються за орбітами, випадковим чином орієнтованими відносно галактичної площини. Ці зорі не беруть участь у обертанні диска, тому їхні швидкості відносно Сонця є великими (-200 км/с), вони відомі як великошвидкісні зорі. Орбіти зір гало витягнутіші порівняно з коловими орбітами зір диска.
За даними Боркової та Марсакова (2000), кулясті скупчення поділяються на дві групи за середнім значенням металічності зоряного населення. Середня металічність першої групи становить [Fe/H] = -1,6 (збіднені металами скупчення), а другої — [Fe/H] = -0,6 (збагачені металами скупчення), між цими значеннями чітко визначена прогалина поблизу значення [Fe/H] = -1. Середні кінематичні параметри скупчень різко змінюються при переході через це значення. Збіднені металами скупчення утворюють майже сферичну область та концентруються до галактичного центру, тобто їх просторовий розподіл є приблизно сферично симетричним. Збагачені металами скупчення (підсистема товстого диска), кількість яких набагато менша, концентруються і до центру, і до площини Галактики. Остання підсистема обертається зі середньою швидкістю 165 ± 28 км/с, має значний від’ємний вертикальний градієнт металічності та знехтувальний радіальний градієнт (чим далі від площини, тим менше металів). Це більш молоді скупчення. Для них на діаграмі Герцшпрунга—Рассела (ГР-діаграма) також характерний «максимально червоний» горизонтальний рукав. Інша популяція скупчень (збіднена металами) є неоднорідною, вона розпадається принаймні на дві підгрупи залежно від положення горизонтального рукава ГР-діаграми. Скупчення з «максимально блакитним» рукавом утворюють сферичний об’єм радіусом приблизно 9 кпк (що близько до положення Сонця), їхня середня швидкість дорівнює 77 ± 33 км/с. Вони мають значні та приблизно рівні негативні радіальний і вертикальний градієнти металічності та в середньому є старішими (підсистема старого гало).
Переважна більшість скупчень має проміжне положення горизонтального рукава; вони утворюють ледь приплюснутий майже сферичний об’єм радіусом 18 кпк. У середньому ця підсистема є більш молодою (підсистема молодого гало). У неї приблизно такі самі градієнти металічності, як і в підсистемі старого гало. В середньому металічність молодого гало на 0,3 більша за середню металічність старого гало. Можливо, що підсистема молодого гало складається з об’єктів, захоплених Галактикою у різні часи. Про це свідчить те, що у значної частини об’єктів молодого гало є ретроградні орбіти і похибки середньої швидкості перевищують саме значення швидкості (Vrot = -23 ± 54 км/с).
Найвіддаленіше кулясте скупчення АМ-1 знаходиться на відстані 120 кпк від центру Галактики, окреслюючи розміри корони. Арп та Медоур (1979) класифікували його як кулясте скупчення. На віддалі 70 кпк знаходиться друге за відстанню скупчення Pal 14, відкрите ван ден Бергом (1958). Два роки потому Арп та ван ден Берг класифікували його як кулясте скупчення. Отже, кулясті скупчення продовжуються в область корони.
Окрім кулястих скупчень гало населяють зорі типу RR Ліри, субкарлики.
Зауважимо, що наразі активно обговорюються зорі населення типу III (чи перші зорі), які були дуже масивними та мали первісний хімічний склад без важких елементів (нульову металічність). Такі їхні особливості зумовлювали швидку еволюцію. Проте можливо, що за певних умов (низькі маси на «хвості» початкової функції мас) такі зорі (типу III) чи подібні до них ще залишилися, зокрема, у нашій Галактиці (зорі типу III отримали свою назву не за вік — тоді вони мали б вважатися першим поколінням, а за те, що теорію їхньої будови було розроблено найпізніше). Вони існували в дуже ранню епоху Всесвіту (періодом реіонізації), яка настала приблизно через 800 млн років після Великого Вибуху. Будівельним матеріалом для первинних зір могли бути тільки елементи, що існували до них: водень, гелій і в малій кількості літій. Спроби чисельно змоделювати зорі без важких елементів свідчать, що вони можуть бути в сто і більше разів важчими за Сонце. При цьому вони також повинні бути дуже гарячими і всього за кілька мільйонів років спалювати своє ядерне паливо, а в кінці еволюції під час колосальних вибухів викидати «продукти своєї життєдіяльності» в космос.
Претендентами на зорі типу III є зорі з надзвичайно низькою металічністю, знайдені в останні роки в гало Галактики (HE0107-5240, Крістліб Н. та ін., 2002, HE1327-2326, Фребель А. та ін., 2005). Найцікавіші з останніх результатів пошуку зір типу III отримано за спостереженнями невеликої ділянки неба в напрямку сузір’я Дракона за допомогою космічного ІЧ телескопа «Спітнцер» (2015). На рис. 1.13 показано результат обробки спостережень, де після вирахування внесків джерел ІЧ-випромінювання в Сонячній системі, Галактиці і за її межами отримано дифузний залишок випромінювання, який можна інтерпретувати як світло зір типу III. Залишкове випромінювання розподілено нерівними плямами з характерним розміром приблизно 10 млн св. років. Це свідчить про те, що вже в ту далеку епоху первинні зорі групувалися в свого роду «надскупчення», що також може слугувати непрямим підтвердженням існування темної матерії. Інший цікавий результат (2015) — відкриття найяскравішої з найвіддаленіиших галактики CR 7 (Cosmos Redshift 7) на z = 7, яку можуть населяти зорі типу III. Ця галактика втричі яскравіша за галактику Himiko, що є також найяскравішим об’єктом раннього Всесвіту. Найвіддаленішою галактикою, доступною для спостережень сучасними телескопами, є A1689-zD1 з червоним зміщенням z = 7,5. Вчені, відмовившись від вузького і глибокого дослідження малої ділянки неба, навпаки, розширили область пошуків і здійснили огляд, найобширніший з усіх досі виконуваних, дуже далеких галактик з використанням телескопів VLT, обсерваторії Кека, Космічних телескопів Габбла та «Субару». Саме телескопом VLT було зареєстровано потужне випромінювання іонізованого гелію від галактики CR 7 і не зареєстровано випромінювання від важких хімічних елементів. Усередині галактики CR 7 були знайдені і блакитніші, і червоніші зоряні скупчення. Це свідчить про хвилеподібні процеси формування зір населення типу III, що узгоджується з передбаченнями теорії.
Рис. 1.13. Спостережувана ділянка неба в сузір’ї Дракона до і після вирахування внеску відомих зір і галактик. Сяючі плями, швидше за все, — світло найперших зір (тип III) у Всесвіті. Побачити їх окремо не дає змоги роздільна здатність телескопа NASA/JPL-Caltech/GSFC. Режим доступу — www.spitzer.caltech.edu
Рис. 1.14. Магеллановий потік
У гало спостерігаються хмари газу, в яких різні швидкості. Найбільш високошвидкісні хмари, які падають на диск, поставляють йому матеріал для зореутворення. Найбільшими є вели- кошвидкісний комплекс А на відстані близько 8,5 кпк від Сонця та високошвидкісний комплекс С — газова хмара з низькою металічністю, розташована нижче за всі хмари в напрямку l = 121°, b = 58°, близько 3,5 кпк від Галактичної площини (рис. 1.14). За однією з гіпотез високошвидкісні хмари захоплюються Галактикою з міжгалактичного простору.
Нещодавно у сузір’ї Змієносця був відкритий великий пухир, який піднімається від диска в гало на висоту до 3 кпк на відстані 7 кпк від Сонця. Маса нейтрального водню у пухирі дорівнює приблизно 106Mʘ; саме стільки становить маса іонізованого водню. Ймовірно, що всередині пухиря знаходиться іонізований водень, а оболонку утворює нейтральний водень. Причиною появи такої структури вважають сильні зоряні вітри, вибухи наднових від одного з молодих зоряних скупчень (відкритого в Національній радіоастрономічній обсерваторії США) (Підіпригора Ю. та ін., 2006).
Наведені приклади свідчать, що між диском та гало відбувається обмін газом. Для опису обміну існує класична модель Галактичного фонтана (Шапіро П. та Філд Дж., 1976) — перша модель, що відтворювала взаємодію диска та гало. Хмари з проміжними швидкостями згідно з цією моделлю — це зворотний потік газообміну. Вибухи наднових утворюють пухирі гарячого газу, які надходять через більш холодний газ у гало та корону. Там газ охолоджується внаслідок випромінювання, ущільнюється та у вигляді хмар попадає назад у диск. Високошвидкісні хмари модель не пояснює. Є й інші моделі обміну газом між диском та гало (модель «гарячого тунелю» (Кокс Д. та Сміт Б., 1973), модель «димаря» (Ікеучі С., 1987)).
Вивчаючи рухи далеких кулястих скупчень та швидкість обертання зір і хмар газу у диску галактики, отримали оцінку маси приблизно 1012Mʘ, що майже на порядок більше за масу зір, газу та пилу, що детектується безпосередньо. Частину решти маси дають об’єкти з екстремально малою світністю, такі як коричневі карлики, чорні діри, але головний внесок у загальну масу згідно з сучасною парадигмою дає небаріонна матерія, зосереджена в гало та в короні Галактики.