На сайте Астрометрия Астрономические инструменты Астрономическое образование Астрофизика История астрономии Космонавтика, исследование космоса Любительская астрономия Планеты и Солнечная система Солнце

Взаимодействующие галактики
26.03.2001 19:37 | В. П. Решетников/СПбГУ, Санкт-Петербург

Взаимодействующие галактики

В.П.Решетников

...Эти пятнышки, имеющие часто вид завитушек и называемые потому спиральными туманностями, не что иное, как отдаленные млечные пути, подобные нашему. К.Э.Циолковский

Галактики - это основные структурные "кирпичики" Вселенной, которые содержат почти все ее вещество, излучающее в видимой области спектра. Именно в галактиках рождаются, живут и умирают звезды; вокруг них в свою очередь формируются планетные системы. В одной из таких планетных систем, расположенной около типичной звезды на периферии обычной галактики, находится и наша Земля.

Внешний вид и свойства галактик очень разнообразны. Их массы варьируются от ~10⁷M_o до ~10¹³M_o (масса Солнца M_o =2х10³³ г), размеры - от нескольких сотен парсек до сотен килопарсек (1 пк = 3х10¹⁶ м). Галактики по внешнему виду принято делить на три группы: эллиптические E (сглаженные бесструктурные системы эллипсоидальной формы), спиральные S (с развитыми спиральными ветвями) и иррегулярные Irr (хаотической, неправильной формы). Характерные примеры галактик трех типов приведены на рис.1.

Рис.1. Примеры галактик разных морфологических типов: эллиптическая, спиральная и неправильная (слева направо).

Галактики - очень сложные системы. Помимо звезд, они содержат значительное количество газа (как атомарного, так и молекулярного) и пыли; их пространство пронизано космическими лучами и магнитными полями. Исследования последних десятилетий показали, что галактики гораздо массивнее, чем предполагалось ранее. Детальное изучение вращения и устойчивости их различных подсистем привело к выводу, что там содержится вещество в еще ненаблюдаемой форме. Так возникло представление о массивных невидимых (темных) гало, окружающих галактики. Темные гало по своим размерам гораздо более протяженны, чем погруженные в них галактики, и могут содержать основную часть их массы. Природа этой скрытой массы еще не установлена.

Галактики как отдельные, изолированные от других, звездные системы были открыты в двадцатых годах нашего века Э.Хабблом. С тех пор считалось, что это своего рода "островные вселенные", формирующиеся и эволюционирующие практически в полной изоляции, без всякого контакта друг с другом. Наблюдаемое же многообразие форм и свойств галактик относили за счет разных начальных условий на стадии их формирования.

Часто используемое в популярной литературе сравнение с островами довольно удачно. Океанские острова - гигантские подводные горы, у которых над поверхностью воды возвышается лишь верхняя относительно небольшая часть. Так и у галактик непосредственным наблюдениям доступна лишь часть вещества, возможно, меньшая.

Галактики взаимодействуют!

Видимое распределение галактик очень неоднородно. Они, как и люди, не любят одиночества и предпочитают объединяться в пары, группы и скопления с себе подобными. Еще в конце XVIII в. В.Гершель обнаружил, что многие туманности, которые он совершенно правильно считал подобными Млечному Пути звездными островами, входят в состав двойных и кратных систем. Некоторые туманности оказались даже связанными слабосветящимися перемычками. В первой половине нашего века Э.Хаббл и В.Бааде держали пари на 20 долларов, кто первый докажет, что найденная им галактика - одиночная. Пари никто не выиграл, так как всегда по соседству оказывалась другая, которая могла быть физически связанным спутником.

Взаимодействующие галактики начали систематически наблюдать в 50-е годы Э.Хольмберг, Б.А.Воронцов-Вельяминов, Ф.Цвикки и Х.Арп. Однако вплоть до 70-х годов, когда развитие теории и компьютерной техники позволило создать реалистические модели гравитационного взаимодействия галактик, эти объекты не привлекали широкого внимания.

Интересно отметить, что первая успешная попытка моделирования тесного сближения галактик была осуществлена еще в 1941 г. Шведский астроном Э.Хольмберг, воспользовавшись тем, что освещенность от источника уменьшается, как и гравитационная сила, обратно пропорционально квадрату расстояния до наблюдателя, рассмотрел относительное движение двух галактик, каждая из которых была представлена набором подвижных лампочек. Измеряя в разных точках модельной галактики освещенность с помощью фотоэлемента, Хольмберг перемещал лампочки в соответствии с неоднородностями такого "гравитационного" поля. С помощью столь нестандартного подхода он предвосхитил некоторые результаты, полученные гораздо позднее с помощью компьютерного моделирования.

В 1972 г. появилась работа братьев Тумре, в которой было наглядно показано, что морфологические особенности галактик естественным образом могут быть объяснены гравитационным взаимодействием между ними. Эта работа послужила основой для нового подхода к проблеме формирования структуры современных галактик. Согласно этому подходу, не начальные условия, а последующая эволюция галактики, в ходе которой она активно взаимодействует со своим окружением (другими галактиками, карликовыми спутниками, межгалактической средой), определяет ее характеристики. Один из братьев - А.Тумре - даже высказал предположение, что все эллиптические галактики возникли при слиянии спиральных (это предположение получило название "гипотеза слияний"). Сейчас считается, что и начальные условия, и последующая эволюция влияют на свойства галактик, однако соотношение между этими факторами остается пока неизвестным.

В близкой к нам области Вселенной взаимодействующие галактики довольно редки. Если основываться на видимых признаках взаимодействия, говорящих о сильном внешнем гравитационном возмущении (заметной асимметрии структуры, наличии протяженных линейных образований - "хвостов" и перемычек, - оболочек и т.п.), то к таким объектам можно отнести лишь каждую десятую или двадцатую галактику (рис. 2, 3). В более ранние эпохи, однако, процессы взаимодействия между ними могли быть гораздо более интенсивными.

	Рис.2. Примеры взаимодействующих и сливающихся галактик.
Рис.3. Контурные карты двух двойных взаимодействующих систем, которые построены по их изображениям, полученным на 1.2-метровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса. Диски видимых почти с ребра спиральных галактик демонстрируют крупномасштабные изгибы своих плоскостей.

Почему это интересно

Астрономия - наука, основанная на наблюдениях. Астрономы лишены возможности ставить эксперименты, как, к примеру, физики, сталкивающие в ускорителях потоки заряженных частиц, или биологи, вмешивающиеся в структуру генов. Однако исследование взаимодействующих галактик дает удивительную возможность детально изучить результаты экспериментов по столкновению гигантских звездных систем, которые ставит сама природа. Здесь мы имеем дело с одними из самых грандиозных процессов во Вселенной, и именно они, как считается, могут приводить к рождению объектов и явлений совершенно нового типа (квазаров, радиогалактик, сверхмощных источников инфракрасного излучения, гамма-всплесков и т.д.). Кроме того, при гравитационном возмущении различные подсистемы галактик (темное гало, газовый и звездный диски и т.д.) начинают играть активную роль (например, поглощать энергию) и, следовательно, дают о себе новую информацию.

Изменение представлений об эволюции галактик, произошедшее в последние годы, делает задачу исследования взаимодействующих галактик одной из наиболее интересных в современной астрономии. Например, в составленном несколько лет назад А.Сендиджем списке 23 наиболее актуальных на последующие 30 лет проблем астрономии под первым номером стоит вопрос о том, определяется ли структура нормальных (т.е. имеющих вполне симметричный, неискаженный вид) галактик их эволюцией или же - начальными условиями при их формировании. Вопрос о роли слияний между галактиками А.Сендидж выделил в отдельную (седьмую) проблему в своем списке.

Наши работы ставят целью выяснить, как внешнее гравитационное возмущение и перенос массы влияют на глобальную структуру галактик. Этот вопрос изучен относительно слабо, что, возможно, связано с большим разнообразием форм взаимодействующих галактик и, следовательно, с трудностями в поиске закономерностей. Другой важный вопрос: действительно ли взаимодействия были гораздо более частыми в прошлом, как это предсказывается современными теориями формирования галактик?

Что можно увидеть вооруженным глазом

При первом взгляде на снимки взаимодействующих галактик (рис. 2, 3) поражает многообразие и причудливость форм. Эти объекты мало напоминают нормальные, относительно изолированные галактики, показанные на рис.1. Чтобы сравнить их структуру со строением нормальных, симметричных галактик, нужно усреднить наблюдаемое распределение их поверхностной яркости. Выполнив такое усреднение (для этого существуют разные способы), можно построить сглаженное распределение яркости даже для объектов с выраженными особенностями.

Наблюдаемое распределение поверхностной яркости у нормальных галактик можно описать в первом приближении двумя эмпирическими законами. Эллиптические галактики хорошо представляются так называемым законом Вокулера lgI(r) ~ -r^1/4, где r - расстояние от центра галактики, а диски спиральных галактик - простым экспоненциальным законом lgI(r) ~ -r. Спиральные галактики, как правило, - двухкомпонентные системы: в их структуре выделяют центральную конденсацию (балдж), описываемую законом Вокулера, и экспоненциальный диск. Балджи и диски галактик имеют много существенных различий и, как считается, могут иметь разное происхождение.

Для анализа структуры взаимодействующих галактик мы получили изображения 24 тесных взаимодействующих систем, состоящих из нескольких явно разделенных, т.е. еще не слившихся, галактик (Евстигнеева Е.А., Решетников В.П. // Письма в Астрон. журн. 1999. Т.25. N9. С.673-683) (примеры таких систем показаны на рис.3). Наблюдения были проведены на 1.2-метровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (Франция). Общие фотометрические характеристики балджей взаимодействующих спиралей оказались близки к таковым у балджей нормальных галактик.

Диски взаимодействующих спиральных галактик отличаются повышенной (примерно в 2-3 раза) поверхностной яркостью по сравнению с изолированными. Эту особенность можно объяснить усиленным темпом звездообразования в дисках взаимодействующих галактик. Наблюдения другого рода (например, анализ инфракрасного излучения) уже приводили ранее к подобным заключениям. Причины ускорения звездообразования при гравитационном возмущении галактик до конца неясны (усиление этого процесса в дисках часто объясняется, например, ростом частоты столкновений облаков молекулярного газа).

При взаимодействии галактик часть энергии орбитального движения переходит в их внутреннюю энергию. Как ясно из общих соображений, это должно приводить, в частности, к увеличению дисперсии скоростей звезд и к "разбуханию" звездных дисков. Мы рассмотрели оптическую структуру видимых "с ребра" взаимодействующих галактик и нашли, что их диски, действительно, имеют примерно в два раза большие относительные толщины (т.е. отношения вертикальных и радиальных масштабов распределения поверхностной яркости), чем диски обычных спиральных галактик (Reshetnikov V., Combes F. // Astron. and Astrophys. 1997. V.324. N1. P.80-90). Через два года этот результат был подтвержден группой немецких исследователей (Schwarzkopf U., Dettmar R.-J. // Astrophysics and Space Science. 1999. V.265. Issue 1/4. P.479-480). Эффективность приливного разогрева звездных дисков зависит от многих факторов, и в частности от соотношения видимой и скрытой масс в галактиках. Поэтому сравнение наблюдаемого эффекта с результатами численных расчетов (они пока, к сожалению, отсутствуют) могло бы дать новый подход к изучению скрытой массы.

Звездные диски изгибаются

Газовые диски большинства спиральных галактик (включая Млечный Путь) изогнуты так, что, если смотреть на них "с ребра", они напоминают знак интеграла. Изгиб обычно начинается во внешних областях галактик (там, где звездная плотность очень мала), и поэтому до недавнего времени данных о таких изгибах было весьма мало. В тех же случаях, когда есть информация об искривлениях газового и оптического дисков, изгибы, прослеженные по двум подсистемам, почти совпадают, что позволяет думать об их общем происхождении.

С теоретической точки зрения искривление дисков у галактик все еще остается, по выражению Дж.Бинни, "захватывающей головоломкой". Объяснить их возникновение и сохранение пытались приливным взаимодействием галактик, аккрецией вещества из межгалактического пространства на периферийные области дисков, действием межгалактического магнитного поля и др. Однако до сих пор ни один из предложенных механизмов так и не стал общепринятым. Основная причина такого положения - очевидный недостаток данных наблюдений, поскольку в радио- и оптическом диапазонах было изучено лишь несколько десятков видимых "с ребра" галактик.

Предположив, что пространственное окружение должно влиять на формирование изгибов галактик, мы решили исследовать вопрос: как часто встречаются изогнутые диски в областях с разной пространственной плотностью галактик? Ведь в большинстве случаев, когда спиральная галактика входит в состав взаимодействующей системы, ее оптический диск изогнут (рис.3). Используя "Цифровой обзор неба" - созданное в Институте космического телескопа (Space Telescope Science Institute, Балтимор, США) электронное изображение почти всей небесной сферы, - мы исследовали 540 видимых "с ребра" спиральных галактик и их ближайшее окружение. Оказалось (Reshetnikov V., Combes F. // Astron. and Astrophys. 1998. V.337. N1. P.9-16), что около 40% из них имеют интегралоподобное искривление своих плоскостей с максимальным наблюдаемым отклонением края диска от плоскости более 2 градусов. Учитывая, что изгиб плоскости заметен при условии, что линия, вдоль которой диск изогнут, близка к лучу зрения, эту оценку можно примерно удвоить.

Итак, диски большинства спиральных галактик изогнуты, и эта их особенность столь же фундаментальна, как, например, наличие спиральной структуры. Выяснилось также, что встречаемость галактик с искривленными дисками зависит от пространственного окружения: они доминируют среди взаимодействующих галактик (50-60%), очень часты среди галактик с близкими спутниками (30-40%) и относительно редки среди изолированных (20%). С другой стороны, пространственная плотность галактик вокруг спиралей с изогнутыми дисками существенно (примерно в пять раз) превышает соответствующее значение для тех, у которых нет признаков изгиба.

Эти результаты заметно ограничивают набор моделей, пытающихся объяснить искривление дисков. Приливное взаимодействие и внешняя аккреция, вероятно, основные механизмы рассматриваемого явления.

Галактики окружены кольцами

Герой рассказа Андрея Платонова "Лунная бомба" воскликнул: "Видите или нет вы катастрофу на Млечном Пути: там шумит поперечный синий поток. Это не туманность и не звездное скопление..." Спустя 70 лет эту катастрофу увидели. Это действительно была не туманность и не скопление, а целая галактика (хотя и карликовая), разрушаемая приливными силами Млечного Пути (Ibata R.A., Gilmore G., Irwin M.F. // Nature. 1994. V.370. N6486. P.194-196).

Карликовая галактика в Стрельце (ее стандартное обозначение Sgr I) наряду с другими подобными объектами входит в свиту нашей Галактики. Уникальность состоит в том, что Sgr I находится практически внутри нее, на расстоянии 16 кпк от ее центра. Приливное воздействие Галактики вытянуло Sgr I в колоссальную дугу длиной около 30 кпк, сравнимой с диаметром Галактики. Эта дуга почти перпендикулярна плоскости Млечного Пути.

По-видимому, все массивные галактики окружены системами небольших спутников. Значит, у других галактик тоже могут наблюдаться структуры, подобные Sgr I. Рост технических возможностей и регистрация более низких уровней поверхностной яркости, вероятно, позволят обнаруживать остатки этих разрушающихся спутников. Первым примером такого рода стала галактика NGC 5907. В 1998 г. группа китайских и американских астрономов обнаружила слабую петлеобразную структуру, состоящую из звезд и охватывающую галактику вдоль малой оси (рис.4). Авторы предположили, что петля образована остатками карликового спутника, разрушающегося в гравитационном поле спиральной галактики.

Рис.4. Структура галактики NGC 5907. Вверху слева - оптическое изображение NGC 5907, справа - изображение слабых внешних областей галактики (снимок предоставлен д-ром Ж.Шангом, США). Для повышения контраста все фоновые звезды, а также яркая центральная область NGC 5907 с изображения удалены. Внизу - результаты моделирования кольцеобразной структуры, образовавшейся при разрушении спутника возле NGC 5907. Предполагается, что главная галактика видна "с ребра", ее центр совпадает с началом координат. Первый кадр слева соответствует модели сферического спутника через 1.4 млрд лет после первого прохождения перицентра (точки орбиты, ближайшей к притягивающему центру); два последующих - это ранняя (1.4 млрд лет) и поздняя (3.5 млрд лет) стадии эволюции кольца для модели дискового спутника.

Чтобы это проверить, мы выполнили численное моделирование разрушения спутника, движущегося в полярной плоскости массивной галактики (Решетников В.П., Сотникова Н.Я. // Письма в "Астрон. журн.". 2000. Т.26. N5. С.333-341). В качестве модели для описания спутника брали 50-100 тыс. самогравитирующих частиц (взаимодействующих друг с другом). Выбор массы спутника (2-5 10⁸ M_o) был ограничен данными об оптической светимости кольцеобразной структуры, которая не превышает 1% полной светимости NGC 5907. Примеры результатов приведены на рис.4. Как видно на рисунке, наблюдаемая у NGC 5907 кольцеобразная структура вполне может появиться на относительно ранней стадии разрушения карликовой галактики. Детальное сравнение с разными моделями спутника показало, что структура звездной петли лучше объясняется, если предположить, что спутник был дисковым, а не сферическим (конденсация в петле - это остаток плотного ядра спутника). Кроме того, оказалось, что форма получающейся при разрушении спутника петли зависит от характеристик темного гало NGC 5907. Следовательно, уже сама морфология кольцеобразной детали (например, ее видимая сплюснутость) может дать ограничение на массу невидимого гало галактики. В случае NGC 5907 мы получили: в пределах оптической петли вклад скрытой массы в 3-4 раза превышает вклад "светящейся".

NGC 5907 демонстрирует судьбу упавшего на массивную галактику небольшого спутника. А что будет, если на галактику упадет более массивный спутник или она захватит значительную часть вещества приблизившейся галактики? В этих случаях могут возникнуть удивительные объекты, называемые галактиками с полярными кольцами (рис.5). По выражению П.Шехтера, они напоминают "остатки автомобильной аварии, не убранные с шоссе". И в самом деле, слияние галактик - это относительно быстрый процесс, приводящий за время, не превышающее 1 млрд лет, к формированию единого объекта (как правило, эллиптической галактики). В случае галактик с полярными кольцами благодаря уникальной геометрии взаимодействия и особым характеристикам взаимодействующих галактик образуется объект, в котором длительно сосуществуют остатки обеих участниц. Центральная часть таких объектов обычно лишена газа, который целиком (его масса превышает 10⁹ M_o) связан с полярной кольцевой структурой.

Рис.5. Две галактики с полярными кольцами. Центральные галактики в этих объектах, имеющие эллипсоидальную форму, вращаются вокруг своих малых осей, протяженные дискообразные структуры - вокруг больших осей центральных галактик. Таким образом, в этих объектах сосуществуют две почти ортогональные крупномасштабные кинематические подсистемы.

Кольца указывают на темные гало!

Руководствуясь этими результатами наблюдений, мы смоделировали процесс пролета богатой газом спирали в полярной плоскости свободной от газа основной галактики (Reshetnikov V., Sotnikova N. // Astron. and Astrophys. 1997. V.325. N3. P.933-942). Оказалось, что в процессе тесного контакта основная галактика может захватить около 10% газа галактики-донора и этот газ за время ~10⁹ лет образует в ее полярной плоскости кольцевую структуру. Обилие газа в кольце порождает звездообразование, и кольцо становится видимым в оптическом диапазоне.

В ходе расчетов удалось также впервые выявить зависимость между размером аккреционного кольца и структурными параметрами центральной галактики, в частности массой темного вещества. Мы нашли, что существование очень протяженных полярных колец, подобных показанным на рис.5, можно объяснить только в том случае, если центральные галактики обладают массивными темными гало. Этот вывод подтверждается и кинематическими исследованиями конкретных галактик с полярными кольцами (изучением движения газа и звезд на основе спектральных наблюдений).

Темные гало галактик играют важную роль при формировании не только аккреционных кольцевых структур, но и протяженных приливных образований. Группа американских астрономов (Dubinski J., Mihos J.C., Hernquist L. // Astrophys. J. 1996. V.462. N2. P.576-593) недавно показала, что морфологические характеристики приливных "хвостов" взаимодействующих галактик, в частности их протяженность, определяются помимо параметров пролета еще и массой и распределением скрытого вещества.

Этот вывод был подкреплен и нашим исследованием: на примере знаменитой двойной взаимодействующей системы "Мышки" (NGC 4676 на рис.2) мы продемонстрировали, что морфологию и кинематику протяженного, почти прямолинейного "хвоста" нельзя объяснить без привлечения массивных гало, окружающих обе участвующие во взаимодействии галактики (Решетников В.П., Сотникова Н.Я. // Письма в "Астрон. журн.". 1998. Т.24. N2. С.97-108).

На 6-метровом телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН (пос. Нижний Архыз, Карачаево-Черкесия) были получены уникальные спектральные данные, согласно которым на протяжении более 40 кпк от ядра галактики лучевые скорости излучающего газа в "хвосте" остаются очень большими (примерно 300 км/с по отношению к ядру). С помощью численного моделирования мы нашли, что согласия с данными наблюдений можно достичь только в том случае, если допустить наличие у галактик системы массивных темных гало (с отношением массы гало к массе галактики в пределах оптического размера "хвоста", равным примерно четырем).

Далекие галактики взаимодействуют чаще

Как уже упоминалось, в близкой к нам области Вселенной в состав взаимодействующих систем входит лишь 5-10% галактик. Предполагается однако, что в прошлом их концентрация могла быть значительно больше (хотя бы из-за того, что средняя плотность Вселенной была выше и, следовательно, средние расстояния между галактиками были меньше). Рост темпа взаимодействий галактик - количество их тесных сближений за единицу времени в единице объема - с увеличением красного смещения z предсказывается и современными теориями образования галактик.

В рамках теории расширяющейся Вселенной величина красного смещения z (относительное увеличение длин волн линий в спектре движущегося источника по сравнению с эталонным спектром из-за эффекта Доплера) характеризует расстояние до объекта. В настоящее время обнаружены галактики с z=5-6. Их "видимый" возраст составляет лишь несколько процентов от современного возраста Вселенной.

Так, например, в рамках теории иерархического скучивания галактики образуются за счет множественных слияний объектов меньших масс. Следовательно, непосредственное измерение темпа взаимодействий и слияний галактик при разных z - это очень важный тест для проверки справедливости современных представлений.

При умеренных z рост темпа слияний галактик обычно считают пропорциональным (1+z)^m. Современные оценки m варьируются в очень широком диапазоне - от 1 до 6. Причины столь большого разброса - разного рода эффекты селекции, а также использование для оценки m косвенных методов.

Мы решили сравнить в локальной Вселенной (z<0.05) и при z~1 (при этом красном смещении объекты видны такими, какими были 7 млрд лет назад, т.е. когда Вселенная была примерно вдвое моложе) долю галактик, которые были бы легко узнаваемы и структура которых очевидным образом объяснялась бы процессами взаимодействия или слияния. В качестве таких объектов мы решили рассмотреть галактики с протяженными приливными "хвостами" (см. для примера NGC 4038/9, NGC 4676, NGC 7252 на рис.2). Известно, что "хвосты" образуются при тесных сближениях галактик сравнимых масс, и поэтому их наличие - надежный индикатор недавнего гравитационного возмущения. Приливные структуры имеют очень низкие поверхностные яркости, но, как показали простые оценки, они могут наблюдаться современными методами по крайней мере до z~1.

Чтобы проанализировать, как часто попадаются галактики с приливными структурами, мы рассмотрели Глубокие Поля (ГП) - северное и южное, - которые недавно наблюдались Космическим телескопом им.Хаббла. ГП - это хранящиеся в Институте космического телескопа и открытые для свободного использования (рис.6) изображения сверхдалеких объектов на двух небольших площадках, находящихся в Северном и Южном полушариях. В настоящее время ГП - самые глубокие наши "проколы" во Вселенную. В этих полях видны объекты со звездными величинами до 29^m-30^m (крупнейшие наземные телескопы проигрывают в этом на несколько единиц). Кроме того, внеатмосферные наблюдения позволили увидеть внегалактические объекты в ГП с угловым разрешением ~0.1", что также в несколько раз превышает лучшие наземные возможности.

Рис.6. Так французский астроном Ж.Патюрель изобразил специфику современной астрономии. Наблюдения, проводимые на крупнейших наземных и космических инструментах, хранятся в специальных электронных архивах, где они доступны по компьютерным сетям всем астрономам. Поэтому "наблюдать" на лучших телескопах можно, сидя за компьютером. Печатается с разрешения автора рисунка.

На кадрах с ГП мы систематически искали объекты с приливными структурами (Reshetnikov V. // Astron. and Astrophys. 2000. V.353. N1. P.92-96). Всего мы выделили более 70 галактик с "хвостами" в двух Полях (одна из найденных сверхдалеких двойных систем показана на рис.7). В интересующем нас диапазоне красных смещений (z=0.5-1.5) оказалось 25 таких объектов. Интегральные фотометрические характеристики предполагаемых приливных образований у этих 25 галактик были близки к характеристикам "хвостов" у близких взаимодействующих галактик. Для найденных объектов мы определили, что пространственная плотность галактик с приливными "хвостами" при z~1 растет как (1+z)^m, где m=4. (Это значение получено для модели Вселенной со средней плотностью, гораздо меньшей критической.

Критическая плотность - важнейший космологический параметр: если средняя плотность вещества во Вселенной меньше этой величины, то расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, а если больше - расширение через некоторое время сменится сжатием.

Для Вселенной, средняя плотность которой равна критической, значение m увеличивается до 5.) Итак, наши результаты свидетельствуют о быстром росте темпа взаимодействий галактик с z и согласуются с предсказаниями современных теорий.

Рис.7. Взаимодействующая двойная система, наблюдавшаяся в северном ГП Космическим телескопом им.Хаббла, с z~4. Угловое расстояние между галактиками 1.2" (или примерно 10 кпк).

В настоящее время уже ясно, что гравитационные взаимодействия и обмен массой между галактиками были очень важными факторами в их эволюции. Поэтому детальное изучение взаимодействующих галактик предоставляет замечательную возможность увидеть те процессы, которые, возможно, происходили на ранних стадиях формирования галактик и привели к наблюдаемому многообразию их свойств.

(Данная статья публиковалась в журнале "Природа" т.6, с.9-21, 2000)

Публикации с ключевыми словами: взаимодействующие галактики - Скопление галактик - спиральная структура Публикации со словами: взаимодействующие галактики - Скопление галактик - спиральная структура
См. также: Галактики с оболочками в Рыбах Арп 142: взаимодействующие галактики от телескопа "Джеймс Вебб" Галактика Головастик от телескопа им.Хаббла Скопление галактик Пандора Распутывающаяся галактика NGC 3169 Скопление галактик в Волосах Вероники UHZ1: далекая галактика и черная дыра Все публикации на ту же тему >>