Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/g-karl.txt Дата изменения: Tue Jul 28 18:24:14 1998 Дата индексирования: Sat Dec 22 04:48:26 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п р п р п р п р п

ГАЛАКТИКИ-КАРЛИКИ

В окрестностях нашей галактики, в пределах 1.5 Мпк от нее,
расположены галактики Местной группы. К Местной группе
принадлежит около ближайших 40 галактик. Лишь несколько из
них по размерам и строению можно считать "нормальными"
галактиками. Сюда относится наша Галактика, Туманность
Андромеды, Туманность Треугольника (все эти галактики -
спиральные), а также две неправильные галактики - Большое и
Малое Магеллановы Облака. Светимости и размеры остальных
галактик значительно меньше. Их массы в сравнении с массами
нормальных галактик подобны массам больших планет в сравнении
с массами звезд. Такие галактики называются карликовыми. Как и
в Местной группе, во Вселенной карликовых галактик больше, чем
нормальных. Однако, из-за невысокой светимости можно
наблюдать их лишь в близких к нам скоплениях галактик.

Галактики - карлики отличаются от больших галактик не
только размерами. Жизненный путь этих звездных систем
свеобразен, что накладывает отпечаток и на свойства звезд
внутри галактик, и на свойства галактик в целом. Поэтому их
внешний вид и основанная на нем классификация отличается от
классификации Хаббла для нормальных галактик.

Две карликовые галактики, расположенные неподалеку от
Туманности Андромеды, М32 и NGC205, известны сравнительно
давно. Их можно наблюдать в небольшой телескоп. Выглядят
они небольшими туманными пятнышками рядом с большим пятном
Туманности Андромеды. В пространстве эти три галактики
расположены на одном и расстоянии от нас, поэтому их
относительный размер дает представление об относительных
размерах нормальных галактик и карликовых. Заметим, что М32 и
NGC205 - одни из самых больших галактик - карликов. Типичные
карлики имеют еще меньшие размеры и светимости.

Открытие семейства карликовых галактик началось с 30-х
годов нашего века. В то время американский астроном Х.Шепли
обнаружил два слабых, еле заметных скопления звезд в
созвездиях Скульптора и Печи (южное полушарие). Природа их
была непонятна до тех пор, пока не было измерено расстояние да
них. Слабые скопления звезд оказались внегалактическими
объектами, самостоятельными карликовыми звездными системами.
Эта находка заставила внимательнее относиться к слабым
небесным объектам, и через некоторое время было открыто
множество карликовых галактик.

Карликовые галактики можно разделить на карликовые
эллиптические (dE), карликовые сфероидальные (dSph),
карликовые неправильные (dIr) и карликовые голубые компактные
(dBC) галактики.

Карлики dE отличаются нормальных эллиптических галактик
только размерами и массой. Это, фактически, те же
эллиптические галактики, только с меньшим числом звезд.
Небольшие отличия все же есть. В dE галактиках еще меньше
газа, чем в эллиптических (порядка 0.01% от общей массы). В
них почти не встречатся звезд - гигантов, и галактики состоят
в основном из старых звезд с небольшой массой. Металличность
звезд (т.е. содержание химических элементов тяжелее водорода
и гелия по сравнению с содержанием их на Солнце) в dE
галактиках очень низкая. Это говорит о том, что все они
образовались очень давно, более десяти миллиардов лет назад. В
то время звезды и взрывы сверхновых еще не успели обогатить
межзвездный газ тяжелыми элемнтами. Из такого газа и
образовалось основное количество звезд в карликах dE.
Массивные звезды быстро проходят эволюционный путь и
заканчивают жизнь гигантским взрывом (Одна сверхновая дает
света столько же, сколько все звезды галактики средних
размеров). Это явление и называют сверхновой. Выделяющаяся
при взрывах многочисленных сверхновых энергия привела к тому,
что весь газ из карликовых галактик был "вытолкнут" наружу.
Галактики лишиись строительного материала и потому состоят
сейчас лишь из старых звезд. И все же dE галактики обладали
большой массой, что не позволило уже образовавшимся звездам
"потянуться" вслед за газом, и "размазать" тем самым систему
по пространству. В этом отношении меньше повезло карликам
dSph, свойства которых мы рассмотрим чуть ниже. Галактики dE
найдены и в ближайшем скоплении галактик в Деве, что в 15 - 20
Мпк от нас. Типичные представители dE - уже упоминаемые соседи
Туманности Андромеды NGC205 и М32.

По количеству звезд между dE и шаровыми скоплениями стоят
галактики dSph. От шаровых скоплений, внутригалактических
объектов, они отличаются низкой пространственной плотностью.
Звезды в них более "размазаны" по пространству. Вследствии
этого у dSph очень низкая поверхностная яркость - порядка 27
звездная величина на квадратную угловую секунду. Это в 100 раз
слабее, чем фон темного ночного неба (примерно 22 величина).
Крайняя разреженность этих галактик объясняется, по-видимому,
процессами, происходящими на стадии формирования первых звезд
в них. Как и в галактиках dE, межзвездный газ был "вытолкнут"
сверхновыми за пределы dSph. Но совместное гравитационное поле
их звезд было меньше, и звезды "потянулись" за газом, уходящим
во все стороны от галактик. В результате этого и образовались
карликовые системы сферической формы. Как и в dE, звезды в
dSph имеют очень небольшую металличность.

Галактики dIr резко отличаются по свойствам от предыдущих
типов галактик - карликов. В них очень много газа - от 10 до
50% от общей массы галактики. В этих галактиках обнаружено
множество молодых, недавно образовавшихся звезд. Среди них
есть и очень массивные и яркие звезды, сильно нагревающие
газовую среду вокруг себя. Эти звезды и нагретый ими газ и
придают галактикам dIr неправильный, "клочковатый" вид.
"Подложка" же из старых звезд выглядит у них также, как и
галактики dE. Образование звезд в dIr проходит не ровно и
спокойно, а "волнами". Дело в том, что звездообразование в
одной области галактики стимулирует этот же процесс и в
соседних с ней областях. Размер областей звездообразования
(обычно говорят "ячеек")- от нескольких сотен до тысяч парсек
- всего в несколько раз меньше размера самих карликовых
галактик. Это и приводит к тому, что вся галактика - карлик,
богатая газом, то "загорается", покрываясь областями
звездообразования, то находится в более "спокойном" состоянии.
Во время такой "вспышки" яркость галактики может возрасти в
100 раз. В нормальной же галактике, содержащей большое
количество "ячеек" образования звезд, колебания блеска,
вызванные появление нескольких новых "ячеек", будут незаметны.

Интенсивное звездообразование происходит и в dBC -
галактиках. Они ярче, чем dIr. Яркостью своей они обязаны
молодым массивным звездам и нагретому светящемуся газу. Пока
точно неизвестно, есть в этих галктиках "подложка" из старых
звезд или нет. Поэтому пока неясно, наблюдаем мы эти звездные
системы в момент "вспышки" звездообразования, или мы наблюдаем
само рождение галактик из больших облаков газа.
Пространственная форма dBC точно неизвестна, поэтому неясно,
считать их "сферическими", как dE и dSph, или "дисковыми", как
dIr. Наблюдения карликов dBC дают еще один шанс заглянуть за
"ширму" в несколько миллиардов лет, "подглядеть", как
рождались галактики.

Спиральных галактик среди карликов не обнаружено. Скорее
всего, для образования спиральных ветвей нужен массивный
звездный диск. Масса же карликовых галактик недостаточна для
этого.

Изучение галактик - карликов позволяет "выделить в чистом
виде" и изучить процесс образования звезд. Ведь в больших
галактиках слишком много факторов одновременно влияют на этот
поцесс. Изучение карликовых галактик позволит больше узнать об
эпохе образования галактик.