Холмберг II — маленькая, но нескучная галактика Дмитрий Вибе

Холмберг II — маленькая, но нескучная галактика

Дмитрий Вибе

Опубликовано 06 марта 2013

Давненько о я не писал о том, что мы сами делаем; всё про чужое. Но сегодня исправлюсь и напишу про галактику, статья о которой по моей вине задерживается уже… надолго (простите меня, дорогие соавторы!). Это карликовая неправильная галактика Холмберг II (или, для краткости, Ho II), в сотню раз уступающая Млечному Пути по массе.

Мы взялись за неё как за удачный объект для изучения жизненного цикла органических макромолекул (или микропылинок) — полициклических ароматических углеводородов (ПАУ), благо среди наблюдений Ho II есть и снимки с космического ИК-телескопа «Спитцер» на длине волны 8 микрон, где в излучении предположительно доминируют ПАУ.

Сейчас о ПАУ пишут много, и не только потому, что это межзвёздная органика. Свечение ПАУ в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне вызывается поглощением ультрафиолетовых (УФ) фотонов, то есть чем интенсивнее УФ-излучение в среде, тем ярче светятся в ИК находящиеся в ней ПАУ. Поскольку интенсивность УФ-излучения зависит от количества молодых горячих звёзд, считается, что инфракрасное свечение ПАУ можно использовать в качестве индикатора скорости звёздообразования, и не только в локальной Вселенной, но и на больших красных смещениях. Есть только одно «но»: УФ-излучение не только заставляет молекулы ПАУ светиться, оно ещё и способно их разрушать. Поэтому связь между скоростью звёздообразования и яркостью излучения ПАУ может оказаться сложнее, чем хотелось бы.

На эту сложность отчасти указывает зависимость относительного содержания ПАУ в галактиках от общего содержания элементов тяжелее гелия (оно часто называется неправильным термином «металличность»). Подчеркну: не зависимость общего содержания ПАУ, которая была бы понятна, — молекул ПАУ тем меньше, чем меньше в галактике углерода. С уменьшением металличности падает относительная доля ПАУ в общей массе пыли, то есть углерод почему-то менее охотно переходит в сложную органику.

Недавно мы попытались найти какие-нибудь закономерности в содержании ПАУ примерно в двух сотнях областей звёздообразования (ОЗО) из 24 галактик. Некоторые корреляции действительно нашлись, но не слишком яркие. Тому есть как минимум три причины. Во-первых, в этих 24 галактиках большинство составляют крупные системы, где областей звёздообразования очень много, и они часто перекрываются друг с другом. Это плохо: если вы пытаетесь понять, что происходит в одной ОЗО, вам желательно иметь уверенность в том, что вы изучаете именно её, а не прихватываете участки соседних ОЗО с другими параметрами. Во-вторых, большинство из этих галактик вращаются, а это означает, что вещество в них (и звёзды, и газ) постоянно перемешивается, скрадывая возможные закономерности. Наконец, в-третьих, в нашу выборку попали в основном галактики высокой металличности, в которых упомянутая выше зависимость содержания ПАУ от содержания тяжёлых элементов проявляется в меньшей степени.

Вот и возникает мысль взять не два с лишним десятка, а одну галактику, желательно с низкой металличностью, не вращающуюся, хорошо исследованную, и пристально посмотреть на расположенные в ней области звёздообразования: а ну как выскочит что-нибудь интересное? Галактика Холмберг II кажется вполне подходящей для этих целей. В ней нет сильного вращения и есть области звёздообразования. На «хаббловском» снимке их присутствие выдаёт красивое розовое свечение линии H-альфа атомарного водорода — ещё один признак недавнего звёздообразования. Металличность областей звёздообразования в Ho II невысока и хорошо известна благодаря коллегам из ГАИШ МГУ.

Кроме того, Ho II чисто технически представляет собой довольно удобный объект для исследований: она относительно недалека (примерно 3,5 Мпк), изолирована от других галактик, расположена в Большой Медведице, то есть прекрасно видна из северного полушария Земли, где до сих пор сосредоточено большинство телескопов. Значительное удаление от полосы Млечного Пути сокращает путаницу от перекрывающихся объектов нашей Галактики.

В результате объём наблюдений галактики Ho II весьма впечатляет: и тебе радио, и тебе ИК-диапазон (от ближнего до дальнего), и тебе УФ-диапазон, и тебе Н-альфа, и даже шикарные снимки с «Хаббла». В общем, составляй список ОЗО, собирай в кучу наблюдения, анализируй то и это, определяй параметры, какие сможешь, а потом ищи корреляции между ними.

Но чем больше смотришь на эту галактику, тем более странной она кажется. С одной стороны, в ней есть очень старые звёзды, следовательно, звёздообразование в ней длится уже многие миллиарды лет. С другой стороны, процессы звёздообразования в галактике почему-то до сих пор не исчерпали запасы газа в ней. Его по-прежнему много, причём он занимает существенно больший объём, чем основная звёздная масса. Можно сказать, что звёздная часть Ho II погружена в куда более обширное облако нейтрального водорода.

С этим облаком связана и главная достопримечательность Ho II — многочисленные гигантские «дыры» в общем распределении газа, что делает облако похожим на сыр Маасдам. Такие дыры есть и в газовом диске нашей Галактики; их происхождение связывают с массовыми вспышками сверхновых в богатых звёздных скоплениях. Например, гигантская кольцевая газо-звёздная структура в непосредственных окрестностях Солнца — пояс Гулда — вероятно, порождена звёздами из ассоциации Кассиопеи-Тельца. Каверны в газе Ho II обладают не менее внушительными размерами и энергетикой, но все попытки найти скопления, звёзды которых раздувают эти пузыри, успехом пока не увенчались, хотя «Хаббл» уж точно должен был их увидеть.

Ещё одна непонятность касается того, что Ho II заполнена исключительно атомарным водородом. Попытки обнаружить в ней молекулярный газ также оказались безуспешными. В нашей Галактике рождение звёзд происходит именно в молекулярных облаках. В Ho II звёздообразование есть, а молекулярного газа нет или, по крайней мере, очень мало.

Не яснее обстоят дела и собственно с предметом нашего исследования. На 8 микронах галактика светится лишь весьма компактными пятнами, то есть в значительной её части ПАУ словно вообще нет. Зато там, где они есть, обнаруживается вполне приличное их количество, несколько процентов от общей массы пыли, как в нашей Галактике — при том, что металличность Ho II гораздо ниже.

Интересный взгляд на историю Ho II представили в прошлом году Э. Бернард и его коллеги, наблюдавшие её на японском телескопе «Субару» (посмотрите на рис. 2 — симпатичная фотография). Они построили распределения звёзд разных возрастов и обнаружили, что галактика как будто бы растёт со временем. Самые старые звёзды сосредоточены в её центре; дальше от центра расположены звёзды помоложе, и, наконец, на периферии превращение газа в звёзды началось только в последние 300 млн лет.

Почему же газовая оболочка Ho II лишь недавно пробудилась к активности? Около 15 лет назад было высказано предположение, что Ho II, двигаясь по направлению к центру группы M81, недавно вошла в горячую газовую атмосферу, окружающую основные галактики группы. Бернард с соавторами считают, что уплотнение оболочки Ho II связано с ударным воздействием этой горячей атмосферы. Именно это воздействие ускорило периферийное звёздообразование в галактике и простимулировало формирование сложной «дырочной» структуры. Этим может объясняться отсутствие скоплений, порождающих «пузыри». Нынешнее звёздообразование происходит очень локально, поскольку условия для него складываются только в местах столкновения оболочек отдельных «пузырей».

Если это действительно так, то привлекательность Ho II для исследований эволюции ПАУ в частности и пыли вообще только увеличивается, поскольку её периферия в этом случае представляет собою место, где звёздообразование и все сопутствующие процессы начались практически с чистого листа. В общем, много нам открытий чудных готовит эта галактика. Осталось только их сделать. Я, собственно, эту колонку написал с целью не оставить себе никаких возможностей для новых отсрочек — немедленно сесть и начать самому разбирать галактику по косточкам.

К оглавлению