Ядра галактик - компактные сгущения вещества в центральных областях многих галактик. Они включают в себя всё вещество, сконцентрированное во внутренних областях галактик,- звёзды, газ, пыль, магнитные поля, космические лучи и т.д. По светимости, размерам, массе, морфологии и звёздному составу ядра галактик столь же разнообразны, как и сами галактики. В некоторых ядрах галактик 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 называют нормальным (обычным). Если же ядро имеет необычную структуру, цвет, аномально высокую светимость или другие особенности, то его называют пекулярным (особым). Из пекулярных ядер галактик наибольший интерес представляют активные ядра галактик, светимость которых может на несколько порядков превосходить светимость окружающей галактики (см. Объекты с активными ядрами ). У некоторых галактик, например, у Большого и Малого Магеллановых Облаков, вообще нет ядер. Отсутствие ядер, по-видимому, типично для так называемых неправильных галактик с относительно небольшой массой, у которых нет заметной концентрации вещества к центру.
Наиболее отчётливо ядра галактик выделяются у спиральных галактик, сфероидальная составляющая которых представляет собой ряд вложенных друг в друга подсистем возрастающей плотности. Наиболее 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 несколько килопарсек. В балджах ряда близких галактик найдена ещё более плотная подсистема - ядро, радиус которого обычно составляет неск. сотен парсек. Внутри ядра у неск. ближайших галактик обнаружено очень плотное центральное звёздное скопление с размерами всего лишь несколько парсек - "компактное ядро", или "керн", иногда просто "ядро" (общепринятого термина нет). Каждая последующая подсистема выделяется на фоне предыдущей градиентом яркости. Следует отметить, что термин "ядра галактик" не является окончательно устоявшимся. Иногда ядрами галактик называют балджи, особенно при описании далёких галактик, внутренняя структура которых неразрешима. В случае галактик с активными ядрами Ядра галактик называют звездоподобный центральный источник.
Рис. 1. Кривые вращения нескольких спиральных галактик с развитым балджем.
Наиболее эффективным способом исследования внутренних 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 твердотельно и независимo от прилегающих областей ядра. Не у всех близких галактик обнаружены ярко выраженные ядра и керны.
В ряде случаев ядро представляет собой естественное продолжение балджа
и динамически никак не выделено. Типичные параметры ядер галактик, для которых
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 5,4
9,4
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.
Распределение звёзд в центральных 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, большая часть
которого сосредоточена в молекулярном диске радиусом 
700
пк. Имеются газопылевые комплексы, источники ИК-излучения, 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 - квазар массой ~106
.
Исследование динамики центр. областей некоторых 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.
Наиболее подробно изучено ядро массивной эллиптической галактики М87, в центре которой
обнаружен пик плотности с распределением звёзд, сильно отличающимся от распределения
звёзд в окружающей галактике. Возможное объяснение этого пика- присутствие в
центре галактики сверхмассивного квазара массой 
5•109 
.
Исследование ближайших эллиптич. галактик показало, что у двух из них - М32
и NGC205, являющихся спутниками галактики М31, имеются плотные быстровращающиеся
керны. Масса керна в М32 составляет (6- 8)•106
,
характерный радиус 
17
пк.
Нормальные ядра эллиптических 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.
Часть галактик (примерно 10% от полного их числа) имеет пекулярные ядра. Следует отметить, что границы между пекулярными и нормальными ядрами галактик часто условны: подробное изучение ядер близких галактик показало, что они, как правило, обладают тем или иным видом пекулярности. Из различных видов пекулярности ядер галактик можно выделить следующие:
1) ядро очень маленькое и имеет аномально высокую светимость в каком-либо 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 ядер галактик;
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 многих галактик такого типа трудно судить о характерном размере излучающей области;
3) ядерная область состоит из "горячих пятен". В центре некоторых галактик, преимущественно 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 другие виды пекулярности, например, выделяют в отдельный класс галактики с выбросами из ядра.
Галактики с активными ядрами составляют несколько процентов от полного числа галактик. Наиболее многочисленным подклассом галактик с активными ядрами являются сейфертовские галактики (СГ). Однако даже ближайшие СГ находятся от нас так далеко, что исследование внутренней структуры ядра оказывается затруднительным. Исследование же внеш. областей показало, что СГ, в отличие от нормальных спиральных галактик того же морфологического 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. Внешние области других типов галактик с активными ядрами, напр. радиогалактик и квазаров, изучены хуже.
Из различных признаков активности ядер галактик наиболее 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). Наиболее приемлемой моделью, объясняющей этот феномен, а также ряд других признаков активности является модель аккрецирующего (см. Аккреция) массивного квазара. Если предположить, что излучающий газ гравитационно связан с квазаром, то с учётом теоремы вириала (при ряде модельных предположений) по доплеровскому уширению разрешённых линий можно грубо определить массу квазара.
В модели активного ядра галактики как аккрецирующего квазара важным
вопросом является вопрос об образовании квазара и об источниках аккрецирующего газа.
Если предположить, что в ядрах СГ (имеющих красное смещение z
0)
основную роль в "подпитке" квазара играют звёзды керна, то можно грубо оценить
его массу по известной светимости ядра и времени его разрушения (~1010
лет).
Во многих моделях активных ядер галактик предполагается, что подпитка квазара 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 углового 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 галактическом газовом диске, следствием к-рого являются усиленная турбулентность и ускоренное стекание газа к центр. областям галактики. Бароподобные структуры, часто наблюдаемые в ядрах галактик, также, возможно, способствуют переносу газа из диска в ядро.
Существует ряд гипотез происхождения ядер галактик. В ранних гипотезах предполагалось, что ядра галактик являются центрами формирования галактик. В последнее время преобладает противоположная точка зрения - галактика формируется из единого газового облака, фрагментирующего 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, которые 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 углового момента, остаются и в этой схеме (если только не предполагать, что часть вещества ~ 1 % в первоначальном облаке имела предельно малый момент). Скорее всего, схема образования ядер галактик более сложна, и эта задача требует дальнейшего решения.
М. М. Романова
|
|
 |
