Астрономический журнал, 2021, T. 98, № 11, стр. 883-900

1.1. Скопления галактик

Скопления галактик являются фундаментальным структурным элементом Вселенной, аккумулирующим основную часть ее вещества. Большинство наблюдаемых галактик находятся в составе скоплений с массами 10¹²–10¹⁵ и радиусами от 30 до 1000 кпк [1]. Характерные скорости движения галактик в скоплениях составляют 300–1000 км/с. Начальная функция масс (ФМ) галактик и скоплений галактик может быть представлена как $dN\sim {{M}^{{ - 2}}}dM$ [2]. Галактики внутри скоплений погружены в газо-звездную среду. Около 30% звезд, населяющих скопления, не принадлежат галактикам, эти звезды демонстрируют заметную концентрацию к центрам своих скоплений [3]. Их происхождение связано с разрушением галактик. Газовый компонент составляет, согласно наблюдениям, лишь несколько процентов массы скопления. Плотность газа составляет от 10^–2 см^–3 в ядре скопления до 10^–4 см^–3 на его периферии [4]. В ядре скопления газ разогрет движением галактик и взрывами SN Ia до температуры около 10⁷ K [5, 6], что подтверждается наблюдаемым рентгеновским излучением скоплений галактик со светимостью L_x до 5 × 10⁴⁵ эрг/с [4].

Во многих случаях размеры галактик сопоставимы с размерами содержащих их скоплений, поэтому движение галактик в скоплениях неизбежно приводит к их рекуррентным сближениям и столкновениям. В результате приливного взаимодействия близких галактик имеют место такие наблюдаемые проявления, как газо-звездные спирали, хвосты и звездные потоки. Исследованию приливных эффектов посвящены работы [7–11]. В работе [12] наряду с обширным обзором результатов предшествующих работ сделаны первые попытки численного моделирования приливных явлений в мире галактик и, в частности, структур, возникающих в ходе их взаимодействия.

Далее мы рассматриваем процессы столкновения и слияния галактик как возможный источник населения галактических звездных балджей и дисков, а ретроградное вращение части звезд как признак слияния галактик. В разделе 2 рассмотрены процессы слияния галактик, приводящие к образованию звездных потоков. В разделе 3 приведены свойства и варианты происхождения наблюдаемых звездных потоков, из которых состоит население звездных балджей и дисков. В разделе 4 мы рассматриваем возможные причины разрушения галактик. В разделе 5 рассмотрена роль динамического торможения в процессе слияния галактик. В разделе 6 представлены результаты численных расчетов различных вариантов разрушения спутника-галактики. В конце работы мы приводим оценки параметров образующихся звездных потоков, обсуждение результатов и выводы.

1.2. Роль межгалактического газа в эволюции галактик

Наблюдаемые галактики погружены в сравнительно плотный межгалактический газ с плотностью n_H = 10^–3–10^–2 см^–3 [13]. Взаимодействие этого газа с газовым компонентом движущихся галактик может вести к появлению у них звездных хвостов. Такие галактики получили название “медузы” [14, 15]. Звездные хвосты галактик-медуз бимодальны. Часть этих хвостов обязана своим появлением потере галактикой плотного периферийного газа за счет давления межгалактического газа, набегающего со скоростью до 1000 км/с с последующим звездообразованием в потерянном газе [16]. Другая часть может быть продуктом звездообразования в обтекающем движущуюся галактику плотном межгалактическом газе с плотностью n_H. Условие охлаждения последнего при движении дисковой галактики со скоростью порядка параболической на ее краю выглядит так:

где K – коэффициент в соотношении $R = {{10}^{4}}KM_{{11}}^{{1/2}}$. Здесь R измеряется в пк, а M₁₁ – масса галактики в единицах [17]. Из соотношения (1) ясно, что охлаждение межгалактического газа и звездообразование в нем возможны в галактиках малых масс при K ≃ 2–3 (low surface brightness), движущихся в плотных ядрах своих скоплений, что и наблюдается. Соотношение между радиусом и массой для галактик, звездных скоплений и скоплений галактик следует из анализа наблюдательных данных и с точностью порядка фактора три оно справедливо для большинства галактик.

Как показывают наблюдения, размеры галактик низкой поверхностной яркости увеличены в несколько раз относительно обычных размеров [18]. Низкая поверхностная плотность таких галактик облегчает потерю ими газа за счет давления набегающего газа среды [19]. В таком случае может произойти не только потеря газа, но и полное их разрушение в поле гравитации массивных галактик и плотных ядрах скоплений галактик. В результате разрушения таких галактик могут образовываться звездные потоки. При этом внутри звездных потоков могут находиться плотные звездные скопления. Таким образом, наблюдаемые звездные потоки рассматриваемой природы могут представлять интерес как маркеры для поиска новых звездных скоплений, принадлежавших другим галактикам.

2.1. Звездные потоки на периферии галактик

Соизмеримость размеров галактик с размерами их скоплений и большие скорости их движения внутри скоплений приводят к их прямым столкновениям, которые не редки в течение их жизни. Характерные относительные скорости столкновений в массивных скоплениях галактик составляют ~10³ км/с. Эта величина превосходит характерные параболические скорости на краю галактик ~10² км/с, что приводит такие столкновения к рассеянию газовых компонентов [20] и “свободному” пролету звездных компонентов. Часть столкновений происходит на малых относительных скоростях, сравнимых с параболическими или меньших, что ведет к слиянию сталкивающихся компонентов и росту их массы [21]. Частота таких столкновений в скоплениях постоянна во времени [22].

Известно, что при галактических слияниях могут появляться дисковые галактики со звездными ядрами, вращающимися в направлении, обратном вращению их звездных дисков. Впервые обнаруженным примером таких галактик является IC 1459, ядро которой (размером ~ 300 пк) вращается со скоростью 179 км/с, а диск (со скоростью ~45 км/с) вращается в обратном направлении [23]. Позже такое явление было обнаружено в целом ряде других галактик различных типов [24]. Не исключено также, что часть галактик с ядрами, ретроградно вращающимися по отношению к диску, являются продуктами аккреции плотного межгалактического газа из ядер скоплений, сопровождаемой звездообразованием. Однако большая частота столкновений галактик в скоплениях привлекает внимание в первую очередь к столкновениям в качестве возможной причины слияния галактик при столкновениях.

Детальный кинематический и химический анализ окрестностей нашей Галактики в пределах ~50 кпк выполнен в работе [25]. Это позволило установить, что большая часть звезд гало Галактики, расположенных на расстояниях больше 10 кпк от галактического центра, принадлежат к звездным потокам. Источниками этих потоков являются маломассивные галактики-спутники, разрушенные приливными силами нашей Галактики. Химический состав и кинематические параметры позволили выделить одиннадцать звездных потоков с –2.5 < [Fe/H] < –0.5 и 0.1 < [Fe/H] < < 0.4, которые содержат около 90% всех звезд гало Галактики. До половины из числа этих потоков имеют ретроградное вращение. Эти результаты наглядно демонстрируют условия формирования обширных гало массивных галактик и звездных потоков, как продуктов распада их спутников.

2.2. Структура внешнего гало – сумма звездных потоков

Заметная концентрация звезд гало в звездных потоках свидетельствует о том, что их время жизни превосходит Хаббловское время (см. нашу оценку ниже). Подтверждение такой повышенной концентрации можно видеть в работе [26], где рассмотрены положения 1500 малометалличных ([Fe/H] < –2) звезд гало Галактики. Хотя, как известно [27], звездные потоки обнаружены и во внутренних частях Галактики.

Итак, распад галактики-спутника ведет со временем к образованию звездного потока вдоль исходной орбиты спутника. В рамках простой модели оценим время жизни звездного потока. Под временем жизни потока мы будем понимать время, необходимое для изменения величины скорости всех звезд-членов этого потока на величину порядка величины дисперсии их исходных скоростей w. Пусть галактика с массой М и радиусом R представлена системой гравитирующих объектов с массой m каждого. Радиус зоны, в пределах которой объект, летящий со скоростью $u = \sqrt {\frac{{GM}}{R}} ~$, изменяет скорость окружающих звезд на величину w равен $r = \frac{{Gm}}{{uw}}~$, где G – постоянная гравитации. Время, необходимое для летящих объектов, чтобы покрыть весь объем галактики и таким образом разрушить звездный поток, будет равно $\tau = \frac{{{{R}^{{5/2}}}~{{w}^{2}}}}{{{{G}^{{3/2}}}~m{{M}^{{1/2}}}}}$. Масса и радиус галактики связаны соотношением $M \approx 0.2{{R}^{2}}$ [17]. В итоге получаем оценку времени, необходимого для разрушения звездного потока звездами галактики:

где ${{\tau }_{d}} \cong {{R}^{{3/2}}}{{M}^{{ - 1/2}}}{{G}^{{ - 1/2}}}$, . Из (2) очевидно, что время жизни звездных потоков, рожденных путем распада скоплений и галактик-спутников малой массы под влиянием звезд поля (с характерной массой, равной солнечной) заметно превышает Хаббловское. Важно отметить, что именно это обеспечивает упомянутое выше сохранение всех звездных потоков в Галактике [25] на протяжении ее эволюции. Однако, как следует из соотношения (2), при слиянии галактик сравнимых масс возможна “турбулизация” потоков.

2.3. Столкновения галактик в скоплениях и их последствия

Столкновения галактик – обыденное явление для галактик известных скоплений. Покажем, как это следует из простых оценок. Примем массу скопления галактик равной M, а число галактик равной массы – N. Массы галактик составляющих скопление, и самого скопления определяют его размер $r \approx 2~{{m}^{{1/2}}}$ [17]. В таком случае характерное время между столкновениями галактик в скоплении τ будет равно $\tau = {{10}^{{9~}}}M_{{15}}^{{1/4}}$ лет, где M₁₅ – масса скопления измеренная в единицах . В результате за Хаббловское время (т.е. на протяжении своей жизни) каждая из галактик скопления испытает несколько столкновений с другими галактиками своего скопления. Итоги таких столкновений зависят от природы галактик и относительной скорости сталкивающихся галактик. Например, часть разрушающихся при столкновениях галактик могут поставлять внегалактические звезды в поле скопления. Рассмотрим эффекты столкновений, ведущие к появлению звездных потоков в галактиках и их скоплениях.

Наглядным свидетельством активного поглощения нашей Галактикой в прошлые эпохи некоторой части своих спутников является существование обширной популяции звезд с пространственным ретроградным вращением (т.е. обратным вращению) основной массы диска и балджа Галактики. Первыми обратили внимание на такие звезды Паренаго [28] и Воронцов-Вельяминов [29]. Современные исследования показали, что ретроградное звездное население гало Галактики представляет собой продукты поглощения Галактикой ее спутников малой массы. Кроме кинематики, это население отличается малым обилием тяжелых элементов [30, 31]. Последнее естественно для звезд галактик-спутников малой массы, поглощенных нашей Галактикой в ходе ее эволюции.

Изучение кинематики звезд гало Галактики с малым обилием металлов [Fe/H] < –1.0 позволило найти несколько выделенных групп звезд со сходными орбитальными параметрами [32]. Как оказалось, эти группы являются потоками звезд – продуктов распада галактик спутников, поглощенных нашей Галактикой в прошлом. Они наглядно демонстрируют особенности процесса сборки звездного балджа и гало нашей Галактики: звезды гало с [Fe/H] < –2.5 являются суммой двух почти равных популяций: с прямым и обратным орбитальным вращением вокруг галактического центра [33]. Большинство же этих звезд ранее принадлежали поглощенным Галактикой спутникам в ходе ее формирования. Детальный анализ 23 звездных потоков Галактики позволил найти карликовые галактики – предшественники некоторых из этих потоков [34]. Отметим, что восемь из отмеченных потоков оказались связанными с массивными шаровыми скоплениями, вероятно, бывшими членами разрушенных спутников Галактики.

Детальный анализ орбит и химического состава 54 галактик-спутников малой массы и шаровых скоплений нашей Галактики [35] показал, что при [Fe/H] ≥ –1.0 большинство из них имеют общегалактическое направление вращения, сравнительно низкий эксцентриситет орбит, меньший ~0.3, а плоскости их орбит близки к плоскости Галактики. Спутники же с $[{\text{Fe/H}}]{\text{\;}} < - 1.0$ часто имеют орбиты с большим эксцентриситетом и ретроградным направлением вращения вокруг ГЦ. Плоскости их орбит значительно отклоняются от плоскости Галактики. Добавим, что перицентры орбит изученных спутников находятся в пределах 0.5 кпк – 30 кпк, апоцентры – в пределах 2 кпк – 100 кпк [35]. Другим свидетельством активной роли слияний в ходе эволюции Галактики является присутствие в последней звезд со скоростями, близкими или превышающими скорость ухода из нее ~445 км/с [36].

Рассмотрим наблюдаемые последствия столкновения и слияния галактик. На рис. 1 и рис. 2 представлены сценарии этих процессов. Большинство галактик является членами их плотных скоплений. Пример нашей Галактики показывает, что массивные галактики погружены в облако своих спутников, число которых достигает многих десятков [37]. В процессе эволюции скопления столкновения с высокими скоростями очищают галактики от газа, что может быть причиной появления S0 галактик [38]. Эти обстоятельства делают сближения и столкновения галактик рядовыми событиями их жизни.

Столкновения с низкими относительными скоростями и гравитационное торможение ведут к слиянию галактик, а последнее, к нескольким наблюдаемым последствиям. Пример: ретроградное вращение части звезд галактик [24, 39], появление двойных ядер галактик [40]. Детальный анализ химического состава звезд позволил установить, что ретроградно вращающиеся звезды Галактики имеют на порядок меньшую металличность по сравнению с остальными звездами [41]. Кроме того, слияние галактик объясняет наличие двойных и внецентральных ядер у значительного количества наблюдаемых галактик [40]. Аккреционная активность части квазаров обеспечивается слияниями плотных ядер сталкивающихся галактик [42]. Образование новых галактик из газовых компонентов сталкивающихся галактик (рис. 2) может в будущем объяснить появление галактик, лишенных темного гало [43].

3.1. Разрушение звездного компонента галактик

Широкое распространение сравнительно узких звездных потоков, расположенных около галактик, ставит вопрос об условиях их возникновения [27]. Возможный сценарий появления таких потоков связан с разрушением одной из взаимодействующих галактик (рис. 1). Наблюдения показали [44], что до 20% света звезд скоплений галактик принадлежит непрерывному звездному фону этих скоплений и не может быть прямо ассоциировано с галактиками – членами скоплений. Существенная часть галактик в силу разных причин в ходе их эволюции в скоплениях распадается, формируя таким образом непрерывный звездный фон скопления.

Облако Leo Ring служит примером газового компонента галактики, разрушенной при столкновении [45]. Здесь гигантское газовое кольцо (радиусом около 10⁵ пк) нейтрального водорода лишено звезд, имеет практически солнечное обилие металлов. Масса нейтрального водорода в этом кольце составляет ~2 × 10⁹${{M}_{ \odot }}$, а скорость расширения ~100 км/с, что отвечает возрасту ~10⁹ лет. Причиной возникновения такого кольца может быть вспышка звездообразования в дисковой галактике-предшественнице или столкновение двух галактик на гиперболических скоростях. Эти процессы могли существенно уменьшить массу галактики, “освободив” ее газовый компонент.

Роль скопления галактик в формировании звездного гало массивных галактик на примере нашей Галактики количественно оценена в работе [46]. Исследование близких к Солнцу вырожденных карликов позволило установить, что около 15% из них сравнительно молоды (их возрасты составляют несколько миллиардов лет), но имеют высокие пространственные скорости, отвечающие звездам гало Галактики. Поскольку образование “родных” звезд гало закончено около 10–12 миллиардов лет назад, молодые вырожденные звезды гало являются, вероятно, продуктами распада карликовых молодых спутников Галактики, поглощенных ею в ходе эволюции.

3.2. Межгалактические звездные потоки, Магеллановы Облака и Туманность Андромеды

Рассмотрим возможные причины и сценарии разрушения звездного компонента галактики с превращением его в звездный поток в ходе эволюции или столкновения с другой галактикой. Впервые вопрос о существовании звездного потока возник у М. Фламмариона, нашедшего у Плеяд линейную группу звезд и туманностей, связанную каким-то образом с этим скоплением [47]. Ответ на вопрос о природе звездных потоков в галактиках и их окрестностях также не нов. Синхронное пространственное движение звезд еще около ста лет назад было приписано распаду звездных скоплений [48–50]. В последние годы в связи с существенным улучшением наблюдательных и теоретических инструментальных возможностей наблюдательное изучение морфологии приливных явлений и физики звездных потоков, в том числе расположенных около галактик, привлекает большое и всестороннее внимание. Особое внимание уделяется так называемому Магелланову Потоку – газо-звездной структуре, связывающей Магеллановы Облака и нашу Галактику. Она покрывает около 200 градусов южного неба [51] и включает, наряду с газом и звездами, звездные скопления. Численное моделирование позволяет установить картину формирования этой структуры в ходе прошлого сближения Магеллановых Облаков с нашей Галактикой [52, 53]. Не исключено, что сближения Магеллановых Облаков с Галактикой происходили регулярно, что усложняет наблюдаемую картину и, естественно, попытки ее интерпретации с помощью моделей. Изучение Магелланова Потока и других звездных потоков дает возможность увидеть картину приливных явлений в мире галактик “изнутри”, оценив роль темного компонента Галактики в ее морфологии.

Примеры распадающихся шаровых скоплений, наблюдаемых как протяженные структуры, напоминающие по своим очертаниям “звездные копья” (Palomar 5 и Palomar 15) с размерами в несколько десятков парсек [54, 55], дают представление о картине последствий приливного разрушения сравнительно слабо связанных звездных систем. Кроме того, не исключено, что названные скопления являются ядрами карликовых галактик, разрушенных приливами. Последние непрерывно пополняют звездное население гало Галактики. В настоящее время известно более 40 звездных потоков в Галактике [56]. Изучение звезд гало Галактики с [Fe/H] < –2.0 позволяет найти среди них кинематические звездные потоки [26]. Анализ величин [O/Fe] и [Fe/H] звезд гало привел к обнаружению выделенных по химическому составу групп звезд с низкой металличностью, принадлежащих в прошлом близким галактикам малой массы. Бимодальность распределения звезд малой металличности по величине отношения [O/Fe] [26] является вероятным следствием смешения самых старых звезд Галактики со звездами поглощенных ею галактик-спутников [57]. Они непрерывно поглощаются нашей Галактикой в ходе ее эволюции в Местном скоплении [58].

Наиболее полное на сегодня исследование звездных потоков в нашей Галактике выполнено в работе [59] на основе каталогов Gaia DR2 и Gaia EDR3. При этом были найдены потоки, связанные с одиннадцатью шаровыми скоплениями, включая ω Cen. Длина наблюдаемой части потоков составляет от нескольких до ста градусов небесной сферы. Часть звездных потоков, вероятно, действительно принадлежит карликовым галактикам, разрушенным приливными силами нашей Галактики. Об этом свидетельствует низкое обилие железа, не превышающее 10% от его солнечного. В заключение авторы приходят к выводу о том, что гало нашей Галактики, сотканное из нитей звездных потоков, напоминает “a ball of wool”. Этот вывод можно отнести и к звездному компоненту гало и других галактик, а также к звездной среде поля скоплений галактик.

Показательно исследование ближайшего массивного соседа Галактики – Туманности Андромеды [60, 61]. В пределах 150 кпк от последней видны несколько дугообразных звездных образований, включающих в себя шесть шаровых скоплений. Эти дуги являются вероятными продуктами приливного распада спутников Андромеды с образованием в гало звездных потоков длиной до 120 кпк. Сравнение структур гало нашей Галактики и Туманности Андромеды позволяет говорить о большой роли разрушения спутников массивных галактик в морфологии их звездных гало. Детальное изучение периферии соседних галактик позволило установить, что звездные потоки редких форм и различной наблюдаемой яркости весьма многообразны, что, например, продемонстрировано в [62–66]. Они образуют различного вида дуги и кольца около своих галактик. Приливное разрушение близких спутников галактик признано в качестве причины их образования.

4.1. Эффекты движения галактик в газовой среде

Рассмотрим возможные причины разрушения галактик скоплений, приводящие в конечном итоге к появлению звездных потоков гравитационно не связанных между собой звезд (рис. 1). Среди них взаимодействие галактик с плотной газовой средой скоплений галактик, столкновения галактик и вспышки звездообразования в них, ведущие к потере массивного газового компонента. Наблюдаемый пример взаимодействия дисковых галактик с газовой средой своих скоплений являет собой так называемые галактики “медузы”, о которых говорилось выше. Они демонстрируют зонтичную морфологию и активное звездообразование на краях. Активное увеличение наблюдательной базы по галактикам-медузам [67] и трехмерные газодинамические модели взаимодействия неоднородных газовых диcков галактик с плотным газом среды [68–70] позволили наглядно представить картину этого явления. Список одиннадцати галактик такого типа приведен в работе [70]. Длина газо-звездных хвостов галактик достигает 100 кпк, что при скорости движения галактик в 300 км/с отвечает времени их формирования в 3 × 10⁸ лет. Оценки показывают, что этого времени достаточно для охлаждения нагретого газа и образования звезд в обтекающем газе плотного ядра родительского скопления галактик (1).

Потеря периферийных областей газового диска галактик объясняет появление колец молодых звезд около таких галактик, гравитационно, вероятно, не связанных с ними [15]. Итогом этого процесса будет образование длинных узких звездных хвостов галактик, движущихся в плотной газовой среде. Кроме того, легко представить, что быстрое движение в плотной газовой среде может привести к полной потере галактикой газа. Найдем условие этого явления. В рамках однозонной однородной модели галактики условие потери газа (со средней плотностью ${{\rho }_{g}}$) галактикой за счет воздействия давления набегающего газа среды с плотностью ${{\rho }_{0}}~$ будет:

где ${v}$ – пространственная скорость галактики, ${{{v}}_{K}}$ – кеплеровская скорость на краю галактики. Из этой формулы ясно, что при условии (3) быстрые галактики с низкой поверхностной плотностью газа в плотной газовой среде ядер скоплений галактик действительно могут лишиться своего газа. Становится ясно, что эллиптические или S0 галактики плотных скоплений могут терять газ не только под действием SNeIa, но и за счет “ram pressure” межгалактического газа (рис. 1). Быстрое удаление газа галактики в плотных ядрах скоплений галактик ведет к ряду интересных следствий, показанных на рис. 1. Если масса газа галактики была меньше массы звезд, то лишенная газа галактика превратится в Е или S0 галактику без звездообразования и с ветром, поддерживаемым сверхновыми первого типа (SNeIa) и давлением газа среды. Наблюдения поддерживают возможность образования, по крайней мере, части Е галактик в ходе столкновений их предшественников [71].

Если же масса звезд движущейся галактики была меньше массы газа в ней, то быстрая потеря газа такой галактикой приведет к распаду ее звездного компонента с превращением последнего со временем в звездный поток вдоль галактической орбиты внутри своего скопления. Масса газа в дисковых галактиках малой массы (M < 10¹⁰) часто сопоставима с массой их звезд [72]. Этот процесс возможен и для спутников массивных галактик, потеря газа которых инициируется мощным галактическим ветром последней. Такой ветер может быть вызван и столкновением галактик, повышающим скорость звездообразования в них и мощность галактического ветра в десятки раз [72]. Столкновения, ведущие к увеличению скорости звездообразования, приводят одновременно к резкому росту частоты вспышек сверхновых звезд, связанных с окончанием эволюции массивных звезд. Это также может вести к потере газовых компонентов сталкивающихся галактик и последующему разрушению их звездных компонентов [73] c превращением последних в звездные потоки.

Эйнасто и др. [74] обнаружили, что близкие спутники Галактики принадлежат, как правило, к Е-галактикам, в то время как далекие спутники являются неправильными и дисковыми галактиками с газом и звездообразованием. Естественно полагать, что близкие спутники неоднократно в прошлом пересекали плотный газовый диск нашей Галактики и потеряли свои газовые компоненты, став Е галактиками. А далекие спутники, орбиты которых пролегают далеко от плотного газового диска Галактики, сохраняют возможность удерживать газовые диски, в которых поддерживается звездообразование. Изучение спектра масс спутников массивных галактик показало, что он может быть представлен функцией $dN{\text{/}}dM~\sim ~{{M}^{{ - ~5/4~}}}$ [75]. Уменьшенный наклон ФМ спутников, по сравнению с классическим, равным –2 [2], может свидетельствовать о разрушении спутников малой массы в ходе взаимодействия с центральными галактиками и их поглощения массивными галактиками. Таким образом, столкновения галактик с участием межгалактического газа скопления галактик играют важную роль в определении доли Е галактик (лишенных газа и звездообразования) [76].

Разрушение спутников галактик может вести еще к одному интересному следствию. Неоднократно отмечалось, что число звезд Галактики с малым обилием металлов меньше, чем можно было бы ожидать при замкнутой эволюции [77]. Не исключено, что поглощение проэволюционировавшего газового компонента близких спутников и межгалактического газа может изменить ход химической эволюции галактики и объяснить дефицит звезд малой металличности, решив тем самым известную “G-dwarf problem”.

4.2. Инициирование вспышек звездообразования в галактиках

Столкновение галактик может привести к звездообразованию в суммарном газе с распадом вновь образованной звездной системы. Примерами подобного столкновения служат Taffy system (UGC 1294/5) и Arp 194 [78], демонстрирующие газовые структуры со звездообразованием между двумя звездными дисками. Разрушение галактик в ходе их столкновительной эволюции в скоплениях является распространенным явлением в мире галактик, непрерывно пополняющим внегалактическую среду скоплений звездами.

Скорость звездообразования, регулируемая ионизацией водорода, была оценена в работе [79] как $\frac{{d{{\rho }_{g}}}}{{dt}} = - 5 \times {{10}^{7}}\rho _{g}^{2}~$, где ${{\rho }_{g}}$ – плотность газа. Принимая во внимание наблюдаемую корреляцию $M \cong 0.2~{{R}^{2}}$ [17], где M и R – масса и радиус галактики, найдем, что при характерное время звездообразования будет короче кеплеровского времени. В результате сферически симметричная галактика при начальной вспышке звездообразования может, потеряв большую часть массы в виде газа, распасться, превратившись в звездный поток. Наблюдения подтверждают роль сближения галактик в активизации звездообразования в них [80]. Распад существенной части галактик малой массы помогает, кроме того, понять причину уменьшения наклона функции масс галактик [17].

Таким образом, весьма вероятным механизмом распада молодых, богатых газом галактик является исходная вспышка звездообразования в них, что также показано на схеме рис. 1. Условиями этого явления, как указано выше, являются компактность и сферическая симметрия молодой галактики. Последнее условие позволяет считать эффективной передачу кинетической энергии оболочек взорвавшихся сверхновых звезд в энергию движения газового компонента галактики. Характерная кинетическая энергия оболочки массивной сверхновой звезды составляет ~10⁵⁰ эрг. Гравитационная энергия газового компонента галактики при M = 0.2R² [17] составляет ~10⁵⁹$M_{{11}}^{{3/2}}$ эрг. Если принять Солпитеровскую начальную ФМ звезд $dN{\text{/}}dM~\sim {{M}^{{ - ~2.35~}}}$, то можно найти, что на одну массивную сверхновую с массой, большей , приходится менее массивных звезд с . Из этого следует, что при массе молодых звезд, большей $M_{{11}}^{{1/2}}$ доли полной массы галактики, энергии сверхновых звезд – продуктов вспышки звездообразования достаточно для избавления такой галактики от газового компонента с массой порядка массы галактики. То есть, для галактик с массой превращение в звезды всего ~0.01 всей массы ее газового компонента достаточно для избавления ее от газового компонента и, следовательно, разрушения ее звездного компонента. Наблюдения показывают, что среди галактик с полной массой, меньшей , галактики с массой газа, превосходящей массу звезд, обычны [81]. Эффективность этого механизма зависит от степени симметрии, обычные дисковые галактики “сбрасывают” избыточную энергию сверхновых с помощью полярного ветра. Звездный компонент разрушенных таким образом галактик преобразуется со временем в звездный поток и пополняет поле межгалактических звезд скопления.

Вспышка звездообразования в маломассивных спутниках массивных галактик может быть вызвана приливами. В том случае, если орбита спутника достаточно эллиптична, то вспышка может произойти при увеличении скорости звездообразования в перицентрической части орбиты. Вероятно, таким образом может быть объяснена короткая, $\sim ~5 \times {{10}^{{8~}}}$ лет, вспышка звездообразования в слабой (${{M}_{V}} = - ~{{7}^{m}}$) карликовой галактике Eridanus II – спутнике нашей Галактики [82]. Другим примером может быть галактика BOSS–EUVLG1 [83] с массой и скоростью звездообразования . Наблюдаемая скорость потери газа этой галактикой составляет . Она достаточна для существенного уменьшения ее массы за время, сравнимое с ее кеплеровским временем. Последнее способно не только существенно расширить галактику, превратив ее в галактику низкой поверхностной яркости, но и разрушить, превратив со временем в звездный поток.

Интересно, что вспышки звездообразования могут вызываться погружением галактик в плотную газовую среду ядер своих скоплений, что демонстрирует анализ сорока наблюдаемых скоплений галактик [84]. Вспышка звездообразования в сфероидальной газовой протогалактике с массой , наряду с прямыми столкновениями галактик, оказывается эффективным механизмом образования E и S0 галактик с последующим возможным разрушением звездных компонентов этих галактик.

Для молодых галактик и звездных скоплений с массами, меньшими , существует еще одна возможность потери газового компонента [85]. Это может произойти путем выметания газа звездным ветром или зонами ионизованного водорода. С учетом соотношения $М = 0.2~{{R}^{2}}$ [17], характерная скорость движения звезд в галактике определяется формулой ${v} \approx 2.5 \times {{10}^{7}}{{({{M}_{{11}}})}^{{1/4}}}~$ cм/с. Скорость расширения зон HII ~10⁶ см/с. Поэтому удаление более половины массы системы с массой, меньшей , давлением ионизованного водорода приведет к распаду звездного компонента этой системы.

Главный вывод приведенного анализа состоит в том, что, независимо от механизма распада звездных систем (расширение зон HII как причина выметания газа, вспышка звездообразования со взрывами массивных сверхновых), в итоге столкновения богатых газом галактик появляется плотное гравитационно несвязанное облако звезд. Дальнейшая эволюция этого облака определяется его окружением. Распад одиночной галактики в скоплении галактик ведет к превращению ее звездного компонента в звездный поток вдоль орбиты этой галактики в скоплении. Время разрушения такого потока за счет столкновения с галактикой может быть оценено следующим образом. Примем, что стационарное скопление галактик c массой М и радиусом R состоит из одинаковых галактик с массой m и радиусом r. Дисперсия скоростей звезд распавшейся галактики ${v} = \sqrt {\frac{{Gm}}{r}} $, скорость звезд потока и галактик скопления $V = \sqrt {\frac{{GM}}{R}} $. Примем, что условием распада звездного потока будет изменение скоростей его членов в ходе эволюции на величину исходной дисперсии звезд под влиянием сближений с галактиками скопления. Простая аналитика приводит к следующей оценке времени жизни звездного потока от распавшейся галактики:

где G – постоянная гравитации, ${{\tau }_{d}} = R{\text{/}}{v}$ – характерное динамическое время скопления галактик. При $М = 0.2~{{R}^{2}}$ и $m = 0.2~{{r}^{2}}$, эта оценка становится ${{\tau }_{d}} = 4 \times {{10}^{{10}}}\frac{{M_{{15}}^{{3/4}}}}{{m_{{11}}^{{1/2}}}}$ лет. Очевидно, что при характерных массах галактик и скоплений это время превосходит Хаббловское. В итоге мы приходим к выводу, что свободные звездные потоки от разрушенных галактик могут сохраняться в течение Хаббловского времени. А звездная среда скоплений галактик в их скоплении, составляющая до половины его массы, представлена в основном звездными потоками, степень развития которых определяется их возрастом. Наблюдательное отождествление этих потоков осложнено их малой яркостью [86].

При анализе наблюдаемых звездных потоков около галактик становится ясным, что часть из них находится на расстояниях много больших, чем оптические размеры близких галактик [65].

4.3. Приливное разрушение галактик

Оценим условия приливного разрушения галактик-спутников в поле гравитации центральной галактики с массой ${{M}_{0}}$ и радиусом ${{R}_{0}}$. Величины последних связаны соотношением ${{M}_{0}} = 0.2R_{0}^{2}$ [17]. Приливной распад начинается, когда средняя плотность спутника меньшей массы $\frac{m}{{{{r}^{3}}}}$ сравнивается с приливной плотностью $\frac{{{{M}_{0}}}}{{R_{0}^{3}}}$. Примем, что радиус спутника $r = k{{R}_{0}}$. Галактики низкой поверхностной яркости имеют часто величину k до 10 [87, 88]. Теперь условие заполнения спутником своей полости Роша (условие начала его разрушения) становится таким: $\frac{d}{{{{R}_{0}}}} < k{{\left( {\frac{m}{{{{M}_{0}}}}} \right)}^{{1/3}}}$, где d – расстояние между галактиками. То есть, разрушение спутника начинается при $k > {{\left( {\frac{{{{M}_{0}}}}{m}} \right)}^{{1/6}}}$, что происходит при приближении малой галактики к центральной галактике на расстояние, меньшее радиуса последней. Это обстоятельство создает условие для образования звездных потоков с длиной, заметно превосходящей видимые размеры галактик, около которых они наблюдаются. Компактные галактики большой плотности могут глубоко погружаться в массивную галактику, не разрушая ее и не разрушаясь. В результате появляются галактики с двойными ядрами [89], “чужие” шаровые скопления звезд и “чужие” звезды в галактиках.

6.1. Условие возникновения звездных потоков

Начальным условием возникновения звездных потоков в скоплениях галактик является столкновение последних, приводящее к их частичному или полному распаду (рис. 2). Условием слияния галактик является их малая относительная скорость. Образование новых галактик возможно при большой плотности газовых компонент дисковых галактик. Условием распада продуктов столкновения дисковых галактик является положительность энергии связи их звездных компонентов. Итоги столкновения двух одинаковых дисковых галактик, обладающих газовыми компонентами, иллюстрирует рис. 2. Итог столкновения зависит от начальной скорости галактик и доли газовой компоненты в общей массе галактики.

Сила, действующая на любое тело, движущееся в Галактике, определяется локальным градиентом гравитационного потенциала Галактики. Изучение кривых вращения галактик наглядно показало, что последний не может быть сведен к потенциалу гравитирующей точки, как в задаче двух тел, но имеет более сложную структуру [97]. Иногда для решения задачи достаточно было “сгладить” потенциал точки в центре галактики для избежания больших ускорений [98]. Учет постоянства скорости вращения дисковых галактик неизбежно ведет к появлению логарифмического фактора в определении потенциала: $\varphi \sim \ln R{\text{/}}{{R}_{0}}$ [99]. Учет дискового характера галактик ведет к появлению двухмерного потенциала [100]. Отказ от одномерного потенциала гравитирующей точки значительно усложняет форму орбит спутников галактик в поле гравитации массивной галактики [101], способствуя, как увидим позже, разрушению звездных потоков в массивных галактиках путем их расширения. Рассмотрим условия возникновения звездных потоков при столкновении галактик. В их основе лежит условие сравнения плотности галактики-спутника с приливной локальной плотностью материнской галактики с массой M, или сравнение радиуса галактики-спутника с радиусом ее полости Роша. Радиус галактики-спутника с массой m может быть записан как $r \approx 2K{{m}^{{1/2}}}$ [17]. Здесь K – параметр, отмечающий отклонение величины радиуса галактики от стандартного. Радиус полости Роша ${{r}_{{R~}}}$ галактики-спутника внутри материнской галактики с массой ${{M}_{R}}$: ${{r}_{{R~}}} = 0.4{{\left( {\frac{m}{{{{M}_{R}}}}} \right)}^{{1/3}}}d$, где d – раccтояние от материнской галактики. Сравнив два указанных радиуса при условии постоянства скорости вращения материнской галактики найдем, что при

спутник заполняет свою полость Роша и начнет разрушаться. При эллиптических орбитах спутников это происходит при погружении их в плотные ядерные области материнских галактик. Градиент плотности галактики-спутника делает этот процесс постепенным, в результате чего спутник сначала обретает звездное “копье”, а при прохождении перицентра орбиты в плотном ядре разрушается и превращается в звездный поток. Обращает на себя внимание большая зависимость глубины погружения спутника от его начальной плотности. Шаровые скопления проникают даже в плотные ядра галактик, а галактики низкой плотности разрушаются еще на периферии.

6.2. Модель эволюции разрушенного спутника Галактики

Для расчета орбиты галактики-спутника мы использовали пакет galpy [102], написанный для языка программирования Python. Галактика Млечный Путь представлена трехкомпонентной моделью, включающей гало (радиус 16 кпк), диск и эллипсоидальный балдж (размер 3 на 0.28 кпк). В общий потенциал суммарно входят компоненты потенциала диска, сферического гало и балджа Галактики. Балдж и диск описаны согласно выражениям Миямото-Нагаи [100]. Сферически-симметричное пространственное распределение плотности темной материи в гало описывается профилем Наварро-Франка-Уайта [99]. Влияние спиральных волн плотности и сверхмассивной черной дыры в центре Галактики не учитывалось. Также мы не рассматривали динамическое трение. При массе галактики, меньшей (ур. (7) из [103]), эффект трения незначителен. Галактоцентрическое расстояние Солнца принято равным r₀ = 8.2 кпк [104], орбитальная скорость Солнца бралась равной ${{{v}}_{0}}$ = 232.8 км/с [105].

Важно отметить, что хотя фактически мы хотели бы рассматривать 2D модель плоской орбиты, этого сделать невозможно. Любая потенциальная орбита спутника, которая, казалось бы, должна лежать в плоскости Галактики, из-за большого расстояния начального положения спутника от ЦГ и от галактической плоскости сильно осциллирует по Z-координате.

Для расчетов, результаты которых представлены на рис. 3, подобрана орбита галактики-спутника с начальными координатами и компонентами пространственной скорости в прямоугольной галактоцентрической системе координат: XYZ = (13, 7.5, 4.6) кпк, UVW = (0, 250, 0) км/с. В экваториальной системе координат исходное положение спутника имеет значения RA = 90°, Dec = 90°. Направления осей координат: ось X направлена к центру Галактики, ось Y – в направлении вращения галактического диска, ось Z – к Северному полюсу Галактики. Направления компонентов пространственной скорости аналогичны.

Для визуализации картины движения спутника мы использовали простую модель облака, состоящего из 1000 точек. Точки представляют собой гравитационно не связанные между собой и разлетающиеся в разные стороны звезды, звездные скопления, газовые облака и ОВ ассоциации. Орбитальное движение облака, представляющего галактику-спутник, моделируется путем решения уравнений движения точек и вывода полученных результатов в качестве 3D орбиты, построенной за выделенный временной интервал. Точки, представляющие собой продукты распада галактики-спутника (звезды, скопления звезд, звездные ассоциации и просто газовые облака), изначально расположенные за пределами галактики, в течение времени перемещаются в пространстве с разной скоростью. Направления скоростей разлетающихся точек относительно центра облака равномерно распределены по сфере, модуль пространственной скорости разлета взят равным 30 км/с.

На рис. 3 показаны результаты эволюции звездного потока вплоть до 10 млрд. лет для модели, начальные условия расчетов для которой указаны выше. На левых крайних панелях рис. 3 мы видим, что в течение 1 млрд. лет спутник постепенно превращается в поток, растянутый примерно на 30 кпк. Потерянные продукты покидают спутник и образуют петлеобразный поток. Длина потока зависит от времени интегрирования. Отметим, что показанный на рис. 3 (левая пара панелей) поток сходен со звездным потоком галактики NGC 5907 [65].

На рис. 3 легко заметить, что за Хаббловское время 10 млрд. лет поток практически полностью рассеивается на периферии Галактики, входя в состав ее гало. Заметно, что плотность точек, представляющих продукты распада, не равномерна в пространстве. Уплотнения показывают остатки потока, распавшегося на несколько частей. Одна часть заполняет область вблизи балджа, остальные звезды заполняют гало практически полностью, вплоть до расстояний 40 кпк по радиусу. Ясно видна хаотизация потока со временем, вызванная отклонением потенциала от сферической симметрии.

На рис. 4 рассмотрен вариант меридиональной орбиты спутника, падающего со стороны Северного Полюса на галактический центр (ГЦ). Наблюдаются галактики-спутники, которые не могут противостоять притяжению Галактики и падают на нее (скорость падения может достигать 400 км/с). Пример такого падения старой (13.5 млрд. лет [106]) карликовой галактики – спутника Tucana III – показан на рис. 4. Tucana III ассоциируется со звездным потоком, который имеет длину 4.5 кпк, потерял 69% массы, движется по радиальной орбите и, как видим на рис. 4, продукты распада могли стать населением балджа [106].

Расположение орбиты показывает, что Tucana III, согласно расчетам, мог проходить в прошлом через ЦГ. Орбита, проходя практически через ЦГ, значительно меняет угол относительно плоскости Галактики в меридиональном направлении. Он достигает девяноста градусов. Приближаясь к балджу (расстояние в перицентре 2.5 кпк) или даже проходя сквозь него, Tucana III совершает разворот и удаляется по вытянутой эллиптической орбите (эксцентриситет равен 0.9), затем возвращается вновь и продолжает движение по сложной замкнутой орбите (рис. 4).

На рис. 5 показан результат расчетов движения галактики-спутника, распадающейся в течение 10 млрд. лет. Спутник движется с Северного Полюса Галактики меридионально на диск Галактики. Видим, что продукты распада заполняют область, перпендикулярную галактической плоскости. Значительная часть образовавшейся структуры растянута по Z-координате. В вертикальной плоскости ZY образуется структура, подобная кольцу с размытой внешней границей.