Первый сюрприз от ближайшей к нам большой спиральной галактики M 31, которую чаще называют просто туманность Андромеды, мы получили в апреле прошлого года. Второй – в октябре этого. Приличная во всех отношениях звездная система, казалось, четко знающая свое место на хаббловской последовательности добропорядочных галактик, показала удивительную структуру. Но обо всем по порядку.

Большие наземные телескопы очень быстро сделали почти рутинным делом получение информации о далеких слабосветящихся окрестностях нашей и других близких звездных систем. Для чего нужна такая информация? – Например, для выявления карликовых спутников, так необходимых космологам. Причем, далеко не всегда удается поймать спутник в целости и сохранности. Чаще всего можно выявить лишь движущиеся по бывшей орбите спутника группы звезд – это, то, что от него остается после тесной дружеской встречи с большой галактикой. Такую структуру в виде длинной ленты имеет, например, самый ближайший спутник Млечного Пути – Карликовая в Стрельце.

А зачем космологам необходимы спутники? – Для подтверждения их идей и расчетов. Современные модели образования галактик в рамках сценария "иерархического скучивания" рисуют нам такую картину. Сначала были сгустки темной холодной материи, которая взаимодействовала только сама с собой и с обычным веществом, причем исключительно гравитационным образом. Эти сгустки сталкивались, сливались, росли по массе и образовывали глубокие гравитационные ямы, в которые стекал обычный газ – материал для будущих звезд галактик. Космологи предсказывают, что в гравитационных ямах темного вещества больших спиральных галактик должно быть много маленьких ям – зародышей карликовых сфероидальных спутников. Судьба многих спутников в дальнейшем плачевна. Их может разорвать на части приливными силами. В результате звезды карликовых галактик присоединяются к большой галактике. Но поскольку траектории движения самих спутников не лежат в какой-то выделенной плоскости, то потерянные звезды присоединяются более или менее равномерно к сферическому звездному гало галактик, никак не затрагивая их дисков. Размер дисков спиральных галактик не очень велик по сравнению с характерными размерами звездного гало, которое, впрочем, по массе так мало, что серьезного влияния на динамику самой галактики не оказывает. Не слишком большие, но массивные диски обычно резко обрываются на расстоянии в 3-4 характерных масштаба распределения вещества в диске. Для диска нашей Галактики это составляет приблизительно 12 кпк, а для диска туманности Андромеды – около 20 кпк. Тем удивительнее то, что диск туманности Андромеды в недавних наблюдениях не только не показал обрыва на этом расстоянии, но и, как выяснилось, протянулся в три раза дальше.

Рис. 1. Оптическое изображение туманности Андромеды (M 31). Хорошо видны два ее карликовых эллиптических спутника: наверху справа - NGC 205, снизу от центра - M 32.

Это обнаружила международная команда астрономов под руководством Родриго Ибаты (Страсбургская обсерватория, Франция) при наблюдениях далекой слабосветящейся периферии туманности Андромеды на 10-м телескопе Кека на Гавайских островах ( astro-ph/0504164). Были спектроскопически исследованы 28 площадок вокруг галактики и измерены скорости у 2 800 красных гигантов. Анализ скоростей показал, что периферийные звезды движутся не беспорядочно, а вращаются так, словно являются частью галактического диска. И ведут себя так вплоть до расстояния 46 кпк. В некоторых направлениях диск тянется даже до 70 кпк. Если бы этот диск был виден невооруженным глазом, то вдоль диаметра туманности Андромеды можно было бы 11 раз уложить диск Луны. По оценкам звезды периферийных частей диска вносят 30 % вклада в общий момент импульса и 10 % - в полную светимость галактики. Но с учетом размеров диска поверхностная яркость внешних областей крайне низкая – 27-31 звездных величин на квадратную секунду дуги.

Диск клочковат. Наблюдаемые отдельные сгущения, по-видимому, не являются гравитационно- связанными, и размоются в течение примерно 200 миллионов лет. Но само существование сгущений указывает на механизм их образования за счет мержинга, а время размытия – на возраст структур.

Что все-таки произошло? Разрушение множества маленьких спутников? – Вряд ли. По химическому составу звезд, сгущения кажутся однородными. К тому же, согласованное вращение звезд предполагает, что спутники должны были быть весьма массивными (> 10⁸ масс Солнца), чтобы динамическое трение со стороны M 31 успело циркуляризовать их орбиты до того, как их разорвало на части. Кроме того, хотя аккреция в плоскости более предпочтительна, она приводит к образованию не столько диска, сколько гало. Тогда, может быть, имел место большой мержинг? Например, cлияние с галактикой сравнимой массы, вроде M 33. - Тоже плохой ответ. При таких слияниях, скорее образуется что-то вроде эллиптической галактики, а наша туманность – плоская, спиральная галактика. Возбуждение вспышки звездообразования в газе на периферии при тесном взаимодействии с большим компаньоном? Возможно. Но как быть с сильной разницей в разбросе скоростей звезд в обнаруженных сгущениях. Одним словом – загадка. Не исключено, правда, что звезды были сорваны с небольшого эллиптического спутника туманности Андромеды – NGC 205 (на фотографии туманности Андромеды (рис. 1) его можно увидеть наверху справа). Во всяком случае, по химическому составу звезды периферийного диска и NGC 205 очень похожи. Как пишут сами авторы открытия: "Это указывает, что, по крайней мере, некоторые галактические диски существенно больше, чем думали раньше, и сформировались в своих внешних частях за счет аккреции."

Итак, одна жертва туманности Андромеды намечена на будущее - при следующих близких пролетах. Намечена и другая. И это второй сюрприз.

Рис. 2. Изображение туманности Андромеды в инфракрасном диапазоне по данным с космического телескопа Спитцер.

У туманности Андромеды давно было обнаружено кольцо звездообразования радиусом в 10 кпк, несколько смещенное по отношению к центру галактики. Недавние наблюдения на космическом телескопе Спитцер обнаружили еще одно кольцо – внутреннее (Рис.2) – видимое в инфракрасном диапазоне ( astro-ph/0610543, статья вышла 19 октября в журнале Nature). Оно имеет эллипсоидальную форму, а его оси в проекции равны 1.5 кпк и 1 кпк. Кольцо смещено на 0.5 кпк от центра. Наблюдения велись в диапазоне от 3.6 мкм до 8 мкм. На более коротких волнах доминирует излучение звезд, а ближе к 8 мкм – это уже практически полностью собственное излучение пыли, которая неразрывно связано с газовой подсистемой галактики. Таким образом, если изображение галактики в инфракрасных лучах вычистить за счет излучения звезд, то получим картину распределения газа. На этой картине ясно видны два кольца – внешнее и внутреннее.

Кольца в галактиках – это всегда подозрительно. Тут одно из двух. Если в галактике имеется бар, то в звездном диске могут возникать резонансы. Это следствие внутренней динамики звездного диска. Бар активно участвует в перераспределении момента в галактике, сгоняя газовые облака к центру. Дальше резонанса газу не продвинуться. Здесь он собирается в кольцо, обозначая тем самым положение резонанса.

Рис. 3. Оптическое изображение самой необычной столкновительной галактики Cartwheel - Тележное колесо (по данным с космического телескопа Хаббл). Два кольца - бегущие кольцеобразные волны, образовавшиеся при лобовом столкновении с маленьким спутником.

Вторая возможность совсем другая. Она связана с внешними причинами. Если в воду бросить камень, то по воде побегут круги. Если в звездный диск швырнуть чем-то тяжелым, эффект будет точно таким же. Вопрос в том, чем швырять? Ну, это хорошо известно – карликовой сфероидальной или эллиптической галактикой. Тут важна особая траектория ее движения – в лоб, перпендикулярно плоскости диска. Когда такой спутник пронзает дисковую галактику насквозь, звезды диска устремляются к центру, по направлению к возмутителю спокойствия. Когда спутник удалится от галактики, то звезды, поскольку они участвуют еще и во вращении, по петлеобразным орбитам пойдут назад – наружу. Пересечения звездных орбит создает каустики – места сгущения траекторий в виде кольца. Это кольцо волной бежит наружу. Может быть и другое кольцо, движущееся к центру. В поджимаемом волной газе создаются условия для гравитационной неустойчивости и рождения новых звезд. Возвращающийся спутник может сгенерировать новую серию волн. Вместе с обрывками спиралей между кольцами галактика становится похожей на тележное колесо. Именно так – Cartwheel – Тележное колесо – называется один из интереснейших объектов мира галактик (Рис.3). Многократно проведенные численные эксперименты показали, что природа "ободов" и "спиц" чисто столкновительная. А как быть с туманностью Андромеды? Резонансы или "круги на воде"? Бар или лобовое столкновение?

Бары в природе встречаются часто. По лихим оценкам до 80 % спиральных галактик имеют такую особенность. И туманность Андромеды не исключение. На наличие бара указывает множество признаков. В первую очередь, ящикообразные изофоты центрального балджа. Это хорошо видно в инфракрасной области. Такие балджи могут быть на самом деле псевдобалджами – под их личиной прячутся распухшие в толщину бары. Но ориентация бара по отношению к сплюснутому внутреннему кольцу исключает резонансную природу кольца. Да и сильное смещение центра внутреннего кольца в противоположность концентричности внешнего говорит в пользу столкновения. Кроме того, при резонансах амплитуда внутренних колец максимальна. В туманности Андромеды все наоборот. Итак, столкновение.

Рис. 4. Морфология газовой составляющей по результатам численного моделирования столкновения M 31 и M 32. В рамках решения задачи N тел, моделировалась динамика звезд, межзвездного газа и темной материи. Траектория движения M 32 была близка к оси вращения M 31. Первые два кадра соответствуют моментам времени за 35 миллионов лет до столкновения и спустя 100 миллионов лет после столкновения. Третий кадр - положение галактик в настоящий момент времени (спустя 210 миллионов лет после столкновения). Последний кадр - то, как выглядела бы M 31, если в модель не включать взаимодействие с M 32.

Двое авторов статьи в Nature известнейшие специалисты в области звездной динамики – Франсуаз Комб и Фредерик Бурно. Они и провели серию численных экспериментов, которые ясно показали, что ответственность за образование колец надо возложить на спутник туманности Андромеды – карликовую галактику M 32 (на фотографии она видна снизу от центра). Произошло это около 200 миллионов лет назад. Примерно тогда же, когда туманность Андромеды приобрела свой внешний диск. Видеть это могли лишь динозавры. Сама туманность Андромеды пострадала не сильно. Если бы не наблюдения в инфракрасном диапазоне, мы бы ничего плохого не заподозрили. Ее компаньону повезло меньше. Как показали численные расчеты, за время столкновения он растерял половину своих звезд. То ли еще будет при возвращении назад.

Лобовые столкновения между галактиками очень редкое явление. В локальной Вселенной таких примеров раз-два и обчелся. Туманность Андромеды расположена к нам совсем близко, а потому дает уникальную возможность для изучения этого феномена во всех подробностях.

Наталья Сотникова