2. Подсистемы и населения Галактики

В Г. существуют две резко выделяющиеся по своей геометрии и кинематике подсистемы - диск и гало. В каждой из этих подсистем различают неск. населений - однотипных объектов, имеющих близкий возраст, хим. состав и физ. характеристики. В пространстве каждое население занимает определённый объём - почти сферический в случае самых старых звёзд и уплощающийся с уменьшением возраста объектов. В связи с этим каждое население можно охарактеризовать значением <z> - ср. полутолщиной занимаемого объёма в перпендикулярном к плоскости Г. направлении (табл. 1).

Табл. 1. - Средняя полутолщина <z> различных типов населения Галактики
	<z>, кпк
Населения диска
ОВ-звёзды	0,05
Облака молекулярного водорода (Н2)	0,06
Цефеиды	0,07
Рассеянные скопления звёзд классов B - F	0,08
А0-звёзды	0,12
Нейтральный водород (Н I)	0,12
Пульсары	0,16-0,38
Зоны H II	0,25
F - G-звёзды	0,26
K - M-звёзды	0,4
Планетарные туманности и новые звезды	0,4
Населения гало
Переменные звёзды типа RR Лиры с периодом P<0,43d	0,9
Переменные звёзды типа RR Лиры с P>0,43d	3
Субкарлики	3
Шаровые скопления	2-10

Наряду с диском и гало выделяют ещё корону Г., природа населения к-рой не установлена. Отдельно рассматривают также центральную область Г.- балдж и находящееся в нём ядро Г.

К населению диска относится большая часть наблюдаемых объектов Г. звёзды главной последовательности с нормальным (близким к солнечному) содержанием тяжёлых элементов, большая часть звёзд-гигантов, белые карлики, планетарные туманности и др. Более молодое население диска, часто связанное со спиральными ветвями Г., выделяют в плоскую подсистему. Это ОВ-звёзды и их ассоциации, межзвёздные газ и пыль, сверхгиганты и долго-периодич. цефеиды, зоны ионизованного водорода HII, пульсары, многие галактич. источники гамма- и рентг. излучения.

Население гало включает шаровые звёздные скопления (в к-рых также есть источники рентгеновского излучения), субкарлики, переменные звёзды типа RR Лиры с дефицитом тяжёлых элементов.

Возраст галактических подсистем. Сравнение зависимостей цвет - светимость и др. (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) для шаровых и рассеянных звёздных скоплений показало, что возраст рассеянных скоплений составляет менее половины возраста шаровых. Возраст самого старого из известных рассеянных скоплений NGC188 равен 5^.10⁹ лет; самому молодому шаровому скоплению 12^.10⁹ лет. Т. о., существует гигантский разрыв (5 - 10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных скоплений (см. Возраст небесных тел).

Рис. 3. Диаграмма цвет - светимость для звёзд красных гигантов в окрестности Солнца (точки) и в рассеянном скоплении NGC 188 (сплошная линия). Ветвь гигантов скопления NGC 188 образует нижнюю границу для гигантов галактического поля, откуда следует, что подавляющее большинство звёзд диска Галактики моложе, чем это скопление. Возраст NGC 188 ≈ 5.109 лет.

Скопление NGC188 - вообще один из самых старых объектов диска. Это видно из рис. 3, где на диаграмме цвет- светимость изображены звёзды-гиганты, не входящие в скопления, и последовательность звёзд-гигантов скопления NGC188.

Известно, что у звёзд-гигантов с одинаковым хим. составом светимость тем меньше, чем больше их возраст (при фиксированном показателе цвета). Поскольку подавляющее большинство гигантов расположено на диаграмме выше последовательности звёзд NGC188, а хим. составом они отличаются мало, то это и означает, что большинство звёзд-гигантов диска моложе звёзд скопления NGC188.

Отсюда следует, что формирование звёзд диска началось фактически спустя 5-10 млрд. лет досле того, как завершилось формирование сферич. подсистемы. За это время не вошедший в состав звезд гало газ успел осесть к плоскости Г. и из него стали образовываться звёзды диска. По-видимому, этот разрыв в возрасте подсистем и обусловил чёткое разделение Г. на диск и гало.

Кинематика галактических подсистем. Движение подсистем характеризуется в первую очередь скоростью вращения вокруг галактич. центра V_R = WR(W - угловая скорость вращения, R - расстояние от оси вращения Г.) и дисперсией скоростей s (или дисперсиями s_U, s_V и s_W, где U, V, W - компоненты скорости соответственно вдоль радиуса Г., вдоль направления вращения и вдоль оси вращения). Гало отличается слабым вращением (V_R = 50 км на расстоянии R = 10 кпк) и большой дисперсией скоростей. У субкарликов величина s_U достигает 150 км/с и больше, s_W ≈100 км/с.

Для шаровых скоплений известные только скорости в направлении луча зрения. Дисперсия лучевых скоростей меняется в зависимости от расстояния до центра Г.: у далёких скоплении она заметно больше 100 км/с, тогда как для скоплений вблизи центра она меньше 100 км/с.

Скорость галактич. вращения плоской подсистемы на расстоянии R = 10 кпк от центра Г. (на таком расстоянии находится Солнце) близка к 250 км/с. Старое население диска вращается на 15-20 км/с медленнее.

Для звёзд главной последовательности между дисперсией скоростей и спектральным классом звезды существует определённая зависимость: дисперсия минимальна (~10 км/с) у звёзд ранних спектр. классов и достигает неск. десятков км/с у звёзд поздних спектр. классов.

Связь между кинематикой и спектр. классом указывает на зависимость кинематики от возраста: более старое население имеет большую дисперсию скоростей, что отражает, по-видимому, различие в начальных условиях формирования звёзд разных возрастов.

Химический состав. Согласно модели горячей Вселенной (см. также Космология), первоначальное (дозвёздное) вещество, из к-рого сформировалась Г., содержало по массе ок. 75% водорода и 25% гелия. Предполагают, что существующие в Г. элементы тяжелее гелия синтезированы в звёздах в ходе их эволюции, а затем при взрывах сверхновых звёзд они были выброшены в межзвёздную среду. Из межзвёздной среды они попадают в звёзды следующих поколений.

Содержание тяжёлых элементов характеризуют их весовой долей Z. Однако из наблюдений чаще всего получают лишь величину

[Fe/H] = lg (N_Fe/N_H) - lg (N_Fe/N_H)

к-рую наз. металличностью (здесь N_Fe, и N_H - концентрации атомов железа и водорода). Часто можно пользоваться приближённым равенством [Fe/H] = lg(Z/Z). Это выражение справедливо при условии, что пропорция металлов и элементов С, N, О, дающих основной вклад в Z, у рассматриваемых звёзд одинакова и совпадает с солнечной.

Для большинства объектов гало значение [Fe/H] заключено между - 2,0 и -1,0, т. е. они на один-два порядка беднее металлами, чем Солнце. Металличность большинства звёзд диска попадает в интервал -0,3<[Fe/H]< +0,2.

По-видимому, в Г. мало звёзд со значениями [Fe/H], близкими к -1,0, -0,5 и -0,1. Поэтому населения Г. разделяют по металличности на четыре группы (табл. 2), к-рые различаются также пространственным распределением и кинематикой. Можно сказать, что в Г. существует не две, а четыре подсистемы.

Табл. 2.- Некоторые характеристики подсистем гало и диска
		Возраст, 109 лет	Ср. полутолщина <z>, кпк	Металличность
Гало	Экстремальная подсистема	15-18	25	< -1,0
	Промежуточная подсистема	10-12	2	от -1,0 до -0,5
Диск	Подсистема старого населения	5-8	0,8	от -0,5 до -0,1
	Плоская подсистема (молодое население)	<1	0,4	> -0,1

Между металличностью звёзд и их кинематикой существует связь: как в диске, так и в гало звёзды с меньшей металличностью имеют большую дисперсию скоростей. В каждой подсистеме содержание тяжёлых элементов растёт к центру и к плоскости Г. Радиальный градиент металличности d[Fe/H]/dR ≈ -0,05 пк^-1. Его происхождение частично связано с тем, что к периферии Г. увеличивается доля старых, следовательно бедных тяжёлыми элементами, звёзд. Радиальный градиент обнаруживается и в межзвёздной среде: по данным о планетарных туманностях и зонах HII, к центру Г. растёт содержание О, С, N и Не.

Эволюция Галактики и формирование подсистем. Сопоставление возрастов, кинематики, хим. состава подсистем Г. и их пространственной структуры дало возможность построить картину эволюции Г. Взаимосвязь между указанными характеристиками удалось объяснить в предположении, что Г. сформировалась из протогалактики - медленно вращающегося водородно-гелиевого газового облака, начальные размеры к-рого в десятки раз превосходили совр. размеры Г. Это облако практически свободно сжималось под действием собственной гравитации (коллапсировало), и в процессе сжатия рождались первые звёзды. Характерное время стадии свободного сжатия, когда рождалось население гало, составляет, по совр. оценкам, примерно 1 млрд. лет.

Для дальнейшей эволюции важным оказалось различие в изменении энергии у звёздной и у газовой составляющих Г. Выделяющаяся при сжатии гравитационная энергия переходила в кинетич. энергию движения звёзд и газа. Рост кинетич. энергии звёздной составляющей довольно быстро остановил её сжатие. Поэтому старые звёзды, родившиеся в начале сжатия протогалактики, в значит. степени сохранили сфероидальное распределение в пространстве, характерное для вещества протогалактики, а также начальное распределение момента вращения. Эти звезды образовали слабовращающееся гало. Газ же терял приобретаемую кинетич. энергию в столкновениях газовых облаков: энергия превращалась в теплоту и уносилась в конце концов в виде излучения. Поэтому газ продолжал свободно сжиматься. Но постепенно в газовой среде нарастали центробежные силы, т. к. вследствие сохранения момента вращения при уменьшении размеров системы увеличивалась её скорость вращения. Когда размеры газовой составляющей уменьшились примерно в десять раз, эти силы уравновесили силу гравитации и остановили сжатие газа в плоскости вращения. Вдоль оси вращения сжатие продолжалось, и в итоге сформировался тонкий газовый диск. Родившиеся в нём звёзды и образовали быстровращающуюся дисковую подсистему.

Параллельно с формированием подсистем идёт обогащение межзвёздной среды тяжёлыми элементами. Звёзды диска образуются из вещества, участвовавшего в термоядерных реакциях в недрах звёзд и обогащённого тяжёлыми элементами. Поэтому звёзды диска в целом богаче тяжёлыми элементами, чем образовавшиеся ранее звёзды гало. По той же причине молодое население диска содержит больше тяжёлых элементов, чем старое.

Ряд данных указывает на то, что в галактиках после формирования гало происходит выделение огромного количества энергии (по-видимому, в результате взрыва большого числа сверхновых звёзд или образования квазара в ядре галактики), приводящего к разогреву газа до Т ~10⁷K. В таких условиях звездообразование останавливается на неск. млрд. лет, чем можно объяснить разрыв между возрастами звёзд гало и диска.

Межзвёздная среда. В плоской подсистеме Г. находится большое количество газа и пыли. Так, хорошо видимое раздвоение Млечного Пути в северной части неба обусловлено существованием в этом направлении плотных газово-пылевых облаков, поглощающих свет многочисленных далёких звёзд. Масса газа, содержащегося в Г.,, т. е. составляет ок. 2% массы Г. (не считая короны).

Рис. 4. а - распределение атомарного (HI) и ионизованного (НИ) водорода в диске Галактики в зависимости от расстояния до центра Я. Слева по оси дано число гигантских зон HII, справа - число атомов водорода NH на единицу поверхности диска Галактики; б - распределение усреднённой концентрации атомарного (HI) и молекулярного (Н2) водорода, а также полной концентрации атомов водорода n(Н).

Осн. данные о межзвёздной среде получены радиоастрономич. методами. Исследование излучения межзвёздного газа в радиолинии водорода 21 смпозволило установить его массу, распределение в пространстве, а также характер вращения Г. W (R), т. е. зависимость угловой скорости от расстояния. Оказалось, что атомарный водород (HI) образует в Г. тонкий слой (табл. 1), толщина к-рого растёт к краям диска. При этом на краю диска слой заметно отклоняется от плоскости Г. Внутри слоя газ распределён неравномерно, большая часть его, по-видимому, находится в спиральных ветвях. Но ср. масса на ед. поверхности диска в области 5 кпк < R < 13 кпк меняется мало. Она заметно растёт лишь к R = 14 кпк и довольно резко падает при R > 15 кпк и R < 4 кпк (рис. 4).

Атомарный водород в Г. существует в основном в двух фазах: в виде облаков (холодная фаза) и межоблачного газа (горячая фаза). Их плотности n и темп-ры Т равны соответственно: n_хф ≈ 20 см^-3, T_хф ≈ 70 К и n_гф ≈ 0,2 см^-3, T_гф ≈7000К. Облака хаотически движутся в межзвёздной среде со скоростями, дисперсия к-рых ~10 км/с.

Значительная (от 20 до 80%) часть молекулярного водорода (Н₂) заключена в больших облаках с n_H2 ≈ 10³см^-3 и T ≈10 К. Они обнаруживаются по радиоизлучению находящихся в облаках молекул СО, концентрация к-рых, согласно расчётам, пропорциональна концентрации молекул Н₂. Облака собраны в комплексы со ср. диаметром ≈ 40 пк и массой »5^.10⁵ . Таких молекулярных комплексов в Г. ок. 4000.

Вспышки сверхновых звёзд могут приводить к нагреву межзвёздного газа до Т ~10⁶K. Смыкание нагретых областей может привести к образованию "коридоров" горячего газа с Т ≈ (0,5-2)^.10⁶K и n < 10^-2 см^-3, к-рые могут занимать до половины объёма межзвёздной среды.

На рис. 4 показано распределение атомарного, молекулярного и ионизованного водорода в диске Г. Существует резкий максимум в интервале R = 5-6 кпк. Повышенная концентрация газа и молодых звёзд (связанных с зонами HII) в этой области Г. привлекает сейчас к себе большое внимание исследователей. Её рассматривают как плотное газовое кольцо, где идёт интенсивное звездообразование, благоприятны условия для перехода водорода в молекулярную форму, где образуются гигантские комплексы облаков молекулярного водорода. Впрочем, пространственное распределение газа и молодых звёзд здесь, скорее, спиральное, и "кольцо" указывает положение максимума в пространственной плотности молодых звёзд и газа в спиральных рукавах.

Ближе к центру, в области R < 4 кпк, наблюдается значит. дефицит газа - дыра в газовом диске. Она может быть связана или с мощным звездообразованием, исчерпавшим здесь газ, или с "выметанием" газа на периферию какими-то процессами, или, наконец, с тем, что газ в этой области потерял момент количества движения и упал на центр Г.

Наряду с тонким газовым слоем в Г. были обнаружены на высоких галактич. широтах облака газа, движущиеся, как правило, к плоскости Г. со скоростями до 100 км/с и больше (см. Высокоширотные и высокоскоростные облака). По-видимому, они находятся на периферии Г., точное их положение и размеры пока не известны из-за невозможности определить расстояния до них.

Магнитное поле. Газовый диск Г. пронизан магн. полем, играющим большую роль в физике межзвёздного газа и космич. лучей. Поле удерживает космич. лучи в Г., влияет на движение межзвёздного газа, с ним связано синхротронное излучение релятивистских электронов. Происхождение магн. поля Г. объясняют усилением слабого поля протогалактики в процессах формирования звёздной составляющей Г., при прохождении через галактическую плазму ударных волн и в др. случаях изменения плотности плазмы и характера её движения. Впервые магн. поле Г. было обнаружено по поляризации оптич. излучения далёких звёзд (см. Поляризация излучения). Предполагается, что поляризация обусловлена взаимодействием света с пылинками удлинённой формы, к-рые ориентированы магн. полем (для этого пылинки должны обладать достаточной электропроводностью). Осн. информацию о магн. поле Г. даёт анализ меры вращения излучения пульсаров и внегалактич. источников синхротронного излучения. По этим данным, в галактич. окрестностях Солнца силовые линии поля вытянуты в направлении l = 90-100^o. Это близко к направлению вдоль спирального рукава Ориона. Напряжённость поля ≈1-3 мкЭ.

Наряду с регулярным (крупномасштабным) компонентом магн. поля обнаружены его флуктуации с масштабом ~ 100-200 пк и с амплитудой порядка осн. поля. Более сильные поля (~ неск. десятков мкЭ) связаны с плотными облаками газа. Кроме того, в галактич. окрестности Солнца известны сравнительно большие области регулярного поля, откуда идёт усиленное синхротронное излучение. Эти области (т. н. шпуры) дугообразно выступают над плоскостью галактич. диска и явл., по-видимому, старыми остатками вспышек сверхновых звёзд.

В др. спиральных галактиках обнаружены крупномасштабные магн. поля, идущие вдоль спиральных ветвей. Они проявляются, напр., в повышенной интенсивности синхротронного излучения из области ветвей. Дело в том, что в ветвях происходит сжатие газа, и магн. поле, будучи "вмороженным" в газ, также сжимается (см. Магнитогидродинамика). При этом оно "тянет" за собой релятивистские электроны. В результате увеличения напряжённости поля и плотности релятивистских электронов интенсивность синхротронного излучения увеличивается во много раз.

Существование крупномасштабного магн. поля, связанного со спиральными ветвями нашей Г., подтверждается "всплесками" и "ступеньками" в долготном распределении синхротронного излучения, которые интерпретируются как добавочное излучение спиральных ветвей.

Рис. 5. а - профиль линии 21 см для разных направлений в Галактике. По оси ординат - яркостная температура, характеризующая интенсивность излучения, по оси абсцисс - лучевая скорость Vr облаков водорода. По точке обрыва профиля (на левых рисунках она находится вблизи Vr = -100 км/с) определяется скорость вращения Галактики; б - схема, поясняющая метод определения кривой вращения.

Вращение. Профиль радиолинии водорода 21 см систематически меняется с изменением галактич. долготы l (рис. 5), и это можно интерпретировать как следствие дифференциального вращения Г. Если вращение газа чисто круговое, то для долгот -90њ < l < 90њ скорость V_макс соответствующая границе обрыва профиля, ясно видимого слева на рис. 5,а, определяет разность скоростей вращения на расстояниях R₀, где находится Солнце, и R = R₀sinl:

V_макс = R₀ (W - W₀)sinl.         (*)

Угловая скорость W₀ вращения Солнца вокруг центра Г. определяется по движению близких к Солнцу звёзд. Солнце совершает один оборот вокруг центра Галактики за 250 млн. лет. Величина W₀ близка к 25 км/(с^.кпк), a dW/dR ≈ 2 км/(с^.кпк²). Зная величины R₀ и W₀, можно, т. о., по значениям V_макс(l) найти кривую вращения W(R) для внутр. областей Г. Таким методом зависимость W(R) практически определяется только для газа в области 4 кпк < R < 10 кпк, а для расстояний R > 10 кпк и R < 4 кпк используют др. методы. Интересно, что кривые вращения, найденные по данным, полученным в северном и в южном полушариях, не совпадают. Это свидетельствует о существовании систематич. некруговых движений газа.

Рис. 6. Зависимость скорости вращения VR от расстояния R до центра в нашей Галактике (внизу) и в некоторых других галактиках (вверху). Скорость быстро растёт до расстояний R ≈ 3-5 кпк, а затем остаётся почти неизменной вплоть до десятков кпк от центра. Отдельная шкала дана для NGC3672 и NGC2998. На рисунке указан также тип галактик.

В ряде спиральных галактик кривую вращения удалось проследить далеко за пределами диска, видимого в оптич. диапазоне. Оказалось, что в них линейная скорость почти не зависит от R (рис. 6). Это интерпретируется как присутствие большого количества невидимого вещества во внеш. областях галактик, т. е. как существование галактич. корон. Масса короны в неск. раз или на порядок должна превосходить "видимую" в оптич. диапазоне массу, чтобы объяснить такой ход кривой вращения. Есть основания считать, что то же самое должно быть и у нашей Г.; тогда её масса равна (7-10)^.10¹¹ .

Вблизи центра Г. кривая вращения имеет характерный прогиб между 0,6 и 3 кпк. Возможно, это отчасти связано с нарушением предположения о чисто круговом вращении газа при использовании ф-лы (*). Действительно, в этой области у газа обнаруживаются большие радиальные движения. Но в целом вращение ядра Г. происходит всё же с большей скоростью, чем прилегающих к нему областей.

Модели Галактики. Предположение о том, что Г. по своему типу относится к спиральным галактикам, было высказано более полувека назад. Накопленный с тех пор огромный наблюдательный материал позволяет обосновать эту точку зрения и строить конкретные модели Г. на основе данных о пространственном распределении различных типов населения Г., вращении Г., дисперсии скоростей звёзд, их хим. составе и т. д. Параметры одной из совр. моделей Г., предложенной группой советских астрономов (Я. Э. Эйнасто с сотрудниками), приведены в таблице 3.

Табл. 3.- Параметры подсистем Галактики (модель Я. Э. Эйнасто с сотрудниками)
Подсистемы	e	a0, кпк
Ядро	0,6	0,005	0,009
Балдж	0,6	0,2	0,4
Гало	0,3	1,9	1,2
Диск	0,1	4,6	7,7
Плоская	0,02	6,4	1,0
Корона	1	75	110
Примечания: 1) Подсистемы представляются сплюснутыми сфероидами с большой осью а0 и с отношением малой полуоси к большой e. 2) В этой модели расстояние от центра Г. до Солнца R0 = 8,5 кпк, скорость вращения W0 = 26,5 км/(с.кпк), плотность пространственного распределения звёзд в окрестности Солнца ~ 0,1 /пк3.