ЯДРА ГАЛАКТИК

ЯДРА ГАЛАКТИК

       

компактные массивные сгущения в-ва в центр. области многих галактик (у нек-рых галактик ядер нет, напр. их нет у Большого и Малого Магеллановых Облаков — спутников нашей Галактики). На фотографиях ряда достаточно ярких и массивных галактик видны крупные эллипсоидальной формы центр. сгущения, получившие назв. «балдж» (от англ. bulge — выпуклость). Я. г. располагаются внутри балджа и на его фоне выделяются как более яркое образование. В балджах и Я. г, обнаружены звёзды, газ и пыль. Звёзды расположены с высокой пространств. плотностью, свойственной очень массивным компактным скоплениям. Внутри собственно ядер иногда видны звездообразные ядрышки — керны (часто именно их наз. Я. г.). Размеры кернов составляют неск. парсек, массы — 107 — 108 Mсолн(масс Солнца), т. е. в них заключено не более 1/10 000 массы типичной спиральной галактики. Несмотря на малые по сравнению с галактикой размеры и массу, в нек-рых Я. г. протекают грандиозные по энерговыделению процессы. Характерный пример: к галактикам с активными ядрами относится не более 1% от общего числа галактик, но мощность излучения активных Я. г. такова, что в ИК диапазоне (на волне 50 мкм) их излучение сравнимо с мощностью излучения всех остальных галактик, вместе взятых.

Раскрытие природы активности Я. г. и их роли в эволюции галактик— осн. цель изучения Я. г.

К осн. проявлениям активности Я. г. относятся: мощное нетепловое излучение, охватывающее диапазоны от метровых радиоволн до рентг. излучения (рис. 1); переменность потока излучения; бурные перемещения облаков газа (со скоростями = неск. тыс. км/с, приводящими к значит. уширению спектральных линий); выбросы плазменных струй и сгустков со скоростями, близкими к скорости света (рис. 2).

.

Рис. 1. Зависимость логарифма спектральной плотности потока Fn от логарифма частоты lgn для радиогалактики Центавр А (подобный спектр характерен для активных ядер галактик).

.

Рис. 2. Фотография радиогалактики Дева А (М87 или NGC 4486) в поляризованном свете. Виден яркий выброс плазмы (длиной =5•103 световых лет), состоящий из нескольких сгустков.

.

Ядро нашей Галактики проявляет слабую активность.

К галактикам с активными ядрами относятся т. н. сейфертовские галактики (с очень яркими ядрами), N-галактики и радиогалактики, а также квазары.

Данные о мощности излучения Я. г. в нек-рых диапазонах длин волн приведены в таблице.

К галактикам с активными ядрами причисляют ещё объекты типа BL Lacertae — лацертиды, главная особенность к-рых — значит. переменность блеска (на 6—7 звёздных величин, что соответствует изменению их светимости в неск. сотен раз).

Переменность излучения Я. г. с периодом в неск. лет указывает, что ядра имеют размеры =1017—1018 см (см. КВАЗАРЫ). Переменность излучения ряда Я. г. с характерным временем от неск. недель до неск. месяцев указывает, что размеры излучающих областей в Я. г. могут составлять 1016— 1017 см (не превышать десятых долей парсека, т. е. размеров Солнечной системы).

При массе =107—108 Mсолн и размерах =1018 см Я. г. могут аккумулировать энергию =1059—1060 эрг. Столь колоссальным может быть лишь запас гравитац. энергии. В связи с этим для Я. г. существенна проблема трансформации гравитац. энергии в излучение и кинетич. энергию облаков плазмы. В астрофизике рассматривают ряд теор. моделей активных Я. г., среди них наиболее обоснованы следующие:

1) Я. г.— массивное компактное звёздное скопление, в к-ром идёт звездообразование и быстрая эволюция массивных звёзд, превращающихся в нейтронные звёзды и черные дыры с выделением значит. гравитац. энергии;

2) Я. г.— вращающееся магнитоплазменное тело с сильным магн. полем, к-рое ускоряет заряженные ч-цы до релятив. скоростей и обусловливает их мощное нетепловое излучение; энергия излучения черпается из кинетич. энергии вращения тела;

3) Я. г.— сверхмассивная чёрная дыра или кратная система чёрных дыр (напр., двойная), на к-рую падает в-во из окружающего пространства; гравитац. энергия аккрецирующего в-ва трансформируется в энергию излучения для поддержания высокой активности ядра достаточно аккреции =(1— 3).Mсолн/год.

Эксперим. данных, позволяющих остановиться на к.-л. одной модели Я. г., пока ещё недостаточно.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

ЯДРА ГАЛАКТИК

- компактные сгущения вещества в центр. областях мн. галактик. Они включают в себя всё вещество, сконцентрированное во внутр. областях галактик,- звёзды, газ, пыль, магн. поля, космич. лучи и т. <д. По светимости, размерам, массе, морфологии и звёздному составу Я. г. столь же разнообразны, как и сами галактики. В нек-рых Я. г. наблюдаются бурные нестационарные процессы: вспышки звездообразования, выбросы, истечение вещества, быстрая переменность блеска, нетепловое излучение. В тех случаях, когда ядро представляет собой относительно "спокойный" объект, наблюдаемый как звёздное скопление достаточно правильной формы (напр., эллипсоид), его наз. н о р м а л ь н ы м (обычным). Если же ядро имеет необычную структуру, цвет, аномально высокую светимость или др. особенности, то его наз. п е к у л я р н ы м (особым). Из пекулярных Я. <г. наибольший интерес представляют активные Я. г., светимость к-рых может на неск. порядков превосходить светимость окружающей галактики (см. Объекты с активными ядрами). У нек-рых галактик, напр. у Большого и Малого Магеллановых Облаков, вообще нет ядер. Отсутствие ядер, по-видимому, типично для т. н. неправильных галактик с относительно небольшой массой, у к-рых нет заметной концентрации вещества к центру.

Нормальные Я. г. Наиболее отчётливо Я. г. выделяются у спиральных галактик, сфероидальная составляющая к-рых представляет собой ряд вложенных друг в друга подсистем возрастающей плотности. Наиб. обширной и разреженной из них является корона; её размер может существенно превосходить размеры галактики. Далее идёт звёздное гало - разреженная сфероидальная подсистема с характерными размерами порядка видимых размеров галактики. Внутри гало расположен более плотный балдж (выпуклость), хорошо видимый на фотографиях галактик и имеющий размеры порядка неск. килопарсек. В балджах ряда близких галактик найдена ещё более плотная подсистема-ядро, радиус к-рого обычно составляет неск. сотен парсек. Внутри ядра у неск. ближайших галактик обнаружено очень плотное центр. звёздное скопление с размерами всего лишь неск. парсек - "компактное ядро", или "керн", иногда просто "ядро" (общепринятого термина нет). Каждая последующая подсистема выделяется на фоне предыдущей градиентом яркости. Следует отметить, что термин "Я. г." не является окончательно устоявшимся. Иногда Я. г. называют балджи, особенно при описании далёких галактик, внутр. структура к-рых неразрешима. В случае галактик с активными ядрами Я. г. называют звездоподоб-ный центр. источник.

Рис. 1. Кривые вращения нескольких спиральных галактик с развитым балджем.

Наиб. эффективным способом исследования внутр. областей галактик является анализ кривых вращения (см. Вращение галактик). Кривая вращения даёт информацию о распределении вещества по радиусу галактики и о характере его вращения. У нек-рых близких галактик с развитым балджем на кривой вращения найдены один или два локальных пика (рис. 1), свидетельствующих о том, что ядро и балдж являются, скорее всего, динамически выделенными подсистемами. Обычно кривая вращения указывает на твердотельный характер вращения этих подсистем (участки линейного роста скорости). Аналогичные кривые, построенные для самых внутренних областей, свидетельствуют о том, что керны вращаются твердoтельно и незави-симo от прилегающих областей ядра. Не у всех близких галактик обнаружены ярко выраженные ядра и керны.

В ряде случаев ядро представляет собой естеств. продолжение балджа и динамически никак не выделено. Типичные параметры Я. г., для к-рых были построены кривые вращения: масса ~ 10⁹ ( -масса Солнца), радиус 200- 400 пк, макс. скорость вращения 100-150 км/с.

Ядро ближайшей массивной спиральной галактики М31 имеет форму эллипсоида (рис. 2), большая полуось 400 пк, масса ~10⁹. Внутри ядра найден эллипсоидальный быстровращающийся керн, к-рый выделяется на фоне ядра градиентом яркости (рис. 3). Керн похож на шаровое скопление, но на 2-3 порядка плотнее и массивнее. Масса керна ~(10⁷-10⁸) (разброс обусловлен неоднозначностью выбора масса - светимость зависимости для входящих в его состав звёзд), характерные размеры эллипсоида 5,49,4 пк. Скорость вращения приблизительно линейно возрастает от нуля до 87 км/с на расстоянии 6,5 пк, а затем падает почти до нуля на расстоянии 15 пк. В ядре М31 обнаружены газ и пыль.

Рис. 2. Фотография ядра галактики М31.

Рис. 3. Фотометрический профиль галактики М31.

Распределение звёзд в центр. областях Галактики аналогично М31. Выделяют ядро и керн, к-рые по своим параметрам близки к соответствующим подсистемам в М31. В ядре Галактики обнаружено много газа, б. ч. к-рого сосредоточена в молекулярном диске радиусом 700 пк. Имеются газопылевые комплексы, источники ИК-излуче-ния, зоны НII. Всё это свидетельствует о происходящем в ядре процессе звездообразования (см. Галактический центр). Вблизи динамич. центра Галактики плотность звёзд возрастает с уменьшением расстояния от центра (вплоть до расстояний ~10^-2 пк). Это, по-видимому, говорит о том, что в центре керна Галактики имеется очень компактный сверхмассивный объект (возможно, чёрная дыра )массой ~10⁶. Исследование динамики центр. областей нек-рых ближайших галактик (напр., М31, М32, М87) также указывает на возможность существования в них компактного массивного тела.

В спиральной галактике М33, находящейся на таком же расстоянии, что и М31, ядро представляет собой не эллипсоид, а тонкий диск, густо населённый голубыми звёздами-гигантами и облаками пыли. Диаметр ядра 250 пк. По звёздному составу и морфологии ядро М33 резко отличается от ядер др. спиральных галактик. Имеется керн с характерным радиусом 4,9 пк и массой 6^.10⁶. Возможно, дисковая форма ядра типична для галактик с повышенной скоростью звездообразования в центр. областях. Не исключено, что ядра этих галактик имеют нормальную эллипсоидальную форму, а диск просто более ярок из-за присутствия в нём молодых массивных звёзд.

Распределение концентрации звёзд в эллиптич. галактиках более плавное, чем в спиральных (без скачков), и под ядром обычно подразумевается внутренняя, самая плотная часть галактики. Наиб. подробно изучено ядро массивной эллиптич. галактики М87, в центре к-рой обнаружен пик плотности с распределением звёзд, сильно отличающимся от распределения звёзд в окружающей галактике. Возможное объяснение этого пика- присутствие в центре галактики сверхмассивной чёрной дыры массой 5•10⁹ . Исследование ближайших эллиптич. галактик показало, что у двух из них - М32 и NGC205, являющихся спутниками галактики М31, имеются плотные быстровра-щающиеся керны. Масса керна в М32 составляет (6- 8)•10⁶, характерный радиус 17 пк.

Нормальные ядра эллиптич. галактик, так же, как и ядра спиральных галактик, часто проявляют признаки слабой активности. Так, многие из них являются слабыми источниками радиоизлучения; в М87 наблюдается выброс, аналогичный выбросам из радиогалактик и квазаров, но меньшей мощности.

Пекулярные Я. г. Часть галактик (примерно 10% от полного их числа) имеет пекулярные ядра. Следует отметить, что границы между пекулярными и нормальными Я. г. часто условны: подробное изучение ядер близких галактик показало, что они, как правило, обладают тем или иным видом пекулярности. Из разл. видов пекулярности Я. г. можно выделить следующие:

1) ядро очень маленькое и имеет аномально высокую светимость в к.-л. диапазоне длин волн, спектр излучения нетепловой; линии в спектре очень широкие, что свидетельствует о движении газа с высокими скоростями. Такие ядра выделяют в отдельный класс - активных Я. г.;

2) ядро характеризуется аномально голубым цветом. В спектре присутствуют яркие, сравнительно узкие эмиссионные линии. В этих ядрах, по-видимому, протекают процессы активного звездообразования, имеется много молодых горячих звёзд и газа. Из-за удалённости мн. галактик такого типа трудно судить о характерном размере излучающей области;

3) ядерная область состоит из "горячих пятен". В центре нек-рых галактик, преим. типов SAB и SB (галактики с перемычкой- баром), наблюдается клочковатое кольцо (или спираль), в центре к-рого находится малое ядро. Клочковатость, наличие ярких линий в спектре и его характер свидетельствуют о том, что ядерная область представляет собой плоское образование, состоящее из молодых звёзд и богатое газом. Это целая галактика, но в миниатюре, возникшая в балдже другой;

4) двойные и кратные ядра. Галактик с такими ядрами известно не очень много, ~ 100. Нек-рые из них, возможно, являются результатом слияния галактик.

Часто отмечают и др. виды пекулярности, напр. выделяют в отд. класс галактики с выбросами из ядра.

Г а л а к т и к и с а к т и в н ы м и я д р а м и составляют неск. процентов от полного числа галактик. Наиб. многочисленным подклассом галактик с активными ядрами являются сейфертовские галактики (СГ). Однако даже ближайшие СГ находятся от нас так далеко, что исследование внутр. структуры ядра оказывается затруднительным. Исследование же внеш. областей показало, что СГ, в отличие от нормальных спиральных галактик того же морфологич. типа, имеют, как правило, более мощный балдж. Это позволяет предполагать, что в ядрах СГ имеются более массивные и компактные керны, чем в ядрах нормальных галактик. Внеш. области др. типов галактик с активными ядрами, напр. радиогалактик и квазаров, изучены хуже.

Из разл. признаков активности Я. г. наиб. существенным с точки зрения построения моделей является выделение огромной энергии 10⁴³ - 10⁴⁸ эрг/с в области с малыми характерными размерами 10¹⁴-10¹⁵ см (соответствующими характерному времени переменности 1-10 ч). Наиб. приемлемой моделью, объясняющей этот феномен, а также ряд др. признаков активности, по-видимому, явл. модель аккрецирующей (см. Аккреция )массивной чёрной дыры (ЧД). Эта модель привлекательна также тем, что ЧД устойчива и может существовать неограниченно долгое время (в отличие от сверхмассивной звезды, время жизни к-рой до потери устойчивости ~10⁵-10⁶ лет). Если предположить, что излучающий газ гравитационно связан с ЧД, то с учётом вириала теоремы (при ряде модельных предположений) по доплеровскому уширению разрешённых линий можно грубо определить массу ЧД.

В модели активного Я. г. как аккрецирующей ЧД важным вопросом является вопрос об образовании ЧД и об источниках аккрецирующего газа. Наиб. привлекательной представляется модель, в к-рой и массивная ЧД, и газ образуются из керна. При этом в зависимости от параметров керна (массы и радиуса) доминирующим является один из двух механизмов его разрушения: приливное разрушение звёзд в поле ЧД либо разрушение звёзд при их физ. столкновениях. Последний механизм оказывается эффективным в самых плотных и массивных кернах. В этой модели предполагается, что активность возникает не во всех галактиках, а только в тех из них, к-рые имеют мощную сфероидальную составляющую с повыш. концентрацией звёзд к центру и как следствие - массивный керн. Если предположить, что в ядрах СГ (имеющих красное смещение z0) осн. роль в "подпитке" ЧД играют звёзды керна, то можно грубо оценить его массу по известной светимости ядра и времени его разрушения (~10¹⁰ лет).

Во мн. моделях активных Я. г. предполагается, что подпитка ЧД осуществляется за счёт газа, теряемого звёздами ядра, балджа или всей галактики. Иногда предполагают, что газ стекает с соседней галактики при взаимодействии галактик. В этих моделях важной проблемой является проблема потери угл. момента стекающим газом. Дело в том, что даже в галактиках с малым угл. моментом газ (без потери момента) должен оседать в диск с радиусом, значительно превышающим радиус керна. Обсуждается механизм потери момента в результате интенсивного звездообразования в галактич. газовом диске, следствием к-рого являются усиленная турбулентность и ускоренное стекание газа к центр. областям галактики. Бароподоб-ные структуры, часто наблюдаемые в Я. г., также, возможно, способствуют переносу газа из диска в ядро.

Происхождение Я. г. Существует ряд гипотез происхождения Я. г. В ранних гипотезах предполагалось, что Я. г. являются центрами формирования галактик. В последнее время преобладает противоположная точка зрения - галактика формируется из единого газов. облака, фрагмен-тирующего на звёзды. Звездообразование, по-видимому, происходило постепенно. Часть газа сразу превратилась в звёзды, оставшийся газ постепенно охлаждался и сжимался, образовывая всё более плотные подсистемы. К этому первичному газу присоединялся газ, сбрасываемый вновь образовавшимися массивными звёздами, к-рые успели проэволюционировать (см. Эволюция звёзд). В этой схеме легко объясняется тот факт, что содержание тяжёлых элементов растёт от периферии к центру Галактики. Однако трудности, связанные с потерей угл. момента, остаются и в этой схеме (если только не предполагать, что часть вещества ~ 1 % в первонач. облаке имела предельно малый момент). Скорее всего, схема образования Я. г. более сложна, и эта задача требует дальнейшего решения.

Лит.: Воронцов-Вельяминов Б. А., Внегалактическая астрономия, 2 изд., М., 1978; Физика космоса (маленькая энциклопедия), под ред. Р. А. Сюняева, 2 изд., М., 1986, с. 766; Илларионов А. Ф., Романова М. М., Плотное звездное скопление - возможный источник газа в активных ядрах галактик и квазарах, "Астрономический журнал", 1988, т. 65, с. 682; Афанасьев В. Л. [и др. ], Вращение внутренних областей спиральных галактик. III, "Астрофизика", 1988, т. 29, с. 155. М. М. Романова.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.