Рентгеновское излучение скоплений галактик

Скопления туманностей (галактик) были открыты в XIX веке, но лишь 70 лет назад стало ясно, что расположены они на громадных расстояниях — в миллионы раз дальше, чем звезды нашей Галактики. Лучше всего известны расстояния и светимости галактик (особенно карликовых), входящих в Местную группу. В этом крошечном скоплении около 30 объектов, и среди них — наша Галактика, туманность Андромеды (М 31), Большое и Малое Магеллановы Облака, галактика М 33, и другие, рассеянные по небу обоих полушарий.

Гигантские скопления, у только обнаруженных галактиках по нескольку тысяч, встречаются редко. Одно из таких скоплений, объединяющее около 3000 звездных систем, находится в созвездии Девы. Более скромным выглядит скопление в созвездии Волос Вероники, насчитывающее примерно 1000 галактик. Чаще скопления имеют 100—300 членов.

Детальное изучение фотографий показало, что в скоплениях со слабой или вообще отсутствующей концентрацией объектов к центру (скопление в созвездии Геркулеса) число галактик невелико, преобладают спиральные звездные системы типа нашей Галактики, а также неправильные галактики, похожие на Магеллановы Облака. В скоплениях с отчетливой концентрацией объектов к центру (скопление в созвездии Северной Короны) в центральной области наблюдаются преимущественно массивные эллиптические галактики.

Уже после первых рентгеновских наблюдений, проведенных в 1971 году с борта спутника «Ухуру», стало ясно, что среди внегалактических источников особенно много скоплений галактик. Примерно из ста внегалактических рентгеновских источников 60 оказались скоплениями. В рентгеновских лучах светятся, правда, довольно слабо, все известные богатые, а также многие нормальные и бедные скопления галактик.

Рентгеновское излучение Местной группы галактик не обнаружено. Рентгеновская светимость гигантского скопления в созвездии Девы равна 1,5 * 10⁴³ эрг/с, скоплений в созвездиях Волос Вероники и Центавра — 4 * 10⁴⁴ эрг/с. Интересно, что бедное скопление      А 0251 +413 из списка скоплений галактик Эйбелла имеет такую же светимость в рентгеновском диапазоне, как богатое скопление в созвездии Девы, которое, кстати, в 10 000 раз слабее двойной звездной системы Скорпион Х-1 — ярчайшего рентгеновского источника на всем небе.

В рентгеновском диапазоне излучают и активные галактики, поэтому до тех пор, пока не удалось получить рентгеновские изображения скоплений, нельзя было сказать, что же светится в рентгеновских лучах — галактики или газ, в который они погружены.

После полета спутника «Ухуру» скопления галактик исследовались многими другими космическими аппаратами. Установленный на орбитальной обсерватории «Эйнштейн» 60-сантиметровый рентгеновский телескоп позволил получить рентгеновские изображения скоплений галактик с угловым разрешением, не уступающим разрешению средних оптических наземных телескопов. Оказалось, что рентгеновские источники, связанные со скоплениями галактик, очень протяженные. Радиус этих источников в ярких и близких скоплениях составляет сотни килопарсек, впрочем, следы рентгеновского излучения замечены и на расстоянии в несколько мегапарсек от центра скопления. Иногда наблюдается сильная концентрация рентгеновского излучения к центру скопления или около отдельных активных галактик. Правда, известны скопления, в которых нет таких центров повышенной яркости. Стало очевидным, что в рентгеновском диапазоне светится межгалактический газ. Рентгеновский спектр скоплений галактик соответствует спектру горячего газа, нагретого до температуры 106 — 108 К.

Горячий газ в скоплениях

Что же в принципе могут дать рентгеновские наблюдения скоплений галактик? Исследования химического состава газа помогут ответить на вопрос, что представляет собой этот газ. Если газ — остаток того «сырья», из которого формировались галактики, то он должен быть водородно-гелиевым, без примеси тяжелых элементов или с малым их содержанием (обилием). Если же газ был выброшен из звезд, возникших в галактиках, или из ядер галактик, куда он попал после «варки» в звездном котле элементообразования, то содержание тяжелых элементов должно быть близким к нормальному солнечному обилию (на каждый миллион атомов водорода приходится 85 00 атомов гелия, 660 атомов кислорода, 330 атомов углерода, 91 атом азота, 83 атома неона, 40 атомов железа, 33 атома кремния, 26 атомов магния, 16 атомов серы).

Когда были получены с высоким спектральным разрешением спектры рентгеновского излучения скоплений галактик, в них удалось выявить линии высокоионизированного железа (энергия фотонов 6,7 кэВ). В четырех богатых скоплениях (в созвездиях Девы, Центавра, Персея и Волос Вероники) содержание железа в межгалактическом газе соответствует нормальному его обилию в межзвездной среде, лишь незначительно отличающемуся от солнечного. Значит, газ в скоплениях — не «строительный мусор», оставшийся со времени образования протогалактик на ранней стадии расширения Метагалактики; этот газ был выброшен позднее уже из галактик скопления.

Сегодня почти все астрономы склонны признавать гипотезу горячей Вселенной, согласно которой протогалактики возникли при красном смещении, меньшем 100, когда сильно нагретое вещество Вселенной состояло только из водорода и гелия. Нам известно, что квазары с красным смещением около двух имеют такой же химический состав, как и межзвездная среда. Вправе ли мы задавать еретический вопрос: «А вдруг Вселенная пришла к стадии образования протогалактик с нормальным солнечным составом?» — покажут дальнейшие наблюдения.

Исследуя рентгеновское излучение газа в скоплении, можно оценить массу этого газа, что имеет фундаментальное значение для проблемы устойчивости скоплений. Уже давно обнаружено, что масса вещества, сосредоточенная в галактиках скопления, не способна своим гравитационным притяжением удержать звездные системы внутри скопления; галактики неминуемо должны разбегаться, а скопление — распадаться. Когда в скоплениях нашли горячий газ, у астрономов появилась надежда, что проблема устойчивости скоплений будет, наконец, решена. Но эти надежды не оправдались.

Плотность горячего газа в центре скоплений галактик, равная 3*10^-3 протонов в 1 см³, в 100—1000 раз меньше плотности межзвездного газа в нашей Галактике. Поскольку объем скоплений в 104 — 105 раз превышает объем Галактики, масса газа, содержащаяся в скоплениях, достигает внушительной величины — 10¹³—10¹⁴ солнечных. И все же масса этого газа меньше массы вещества, сосредоточенной в звездах галактик. Например, во всех галактиках скопления в созвездии Девы содержится 3*10¹⁴, а в галактиках скопления в созвездии Персея — 5*10¹³ масс Солнца. Таким образом, общая масса газа, вход¬щего в скопления, в несколько раз меньше суммарной массы галактик и недостаточна для того, чтобы удержать звездные системы от разбегания.

Проблема устойчивости скоплений может быть решена при условии, если масса галактик в скоплениях раз в десять больше принятой сегодня. Другая, правда, весьма гипотетическая возможность связана с существованием невидимого вещества. Предполагается, что в скоплениях галактик основная масса (до 90%) сосредоточена в веществе, которое не наблюдается ни в одном из спектральных диапазонов — от радио- до рентгеновского. Таким веществом могут быть облака из нейтрино, если масса покоя этой частицы превышает 10 эВ.

При исследовании рентгеновского излучения скоплений галактик была обнаружена зависимость между температурой газа в скоплении и дисперсией (разбросом) скоростей галактик, входящих в скопление. Приборы орбитальной обсерватории «Эйнштейн» позволили детально изучить структуру более 20 скоплений с красным смещением до 0,5.

Светимость исследованных скоплений заключена в пределах от 2*10⁴² до 10⁴⁵ эрг/с, размеры — от 70 до 650 кпк, температура газа — от 10⁷ до 1,5*10⁸ К, дисперсия скоростей от 800 до 1700 км/с. Скопления, где рентгеновское излучение концентрируется вблизи отдельных галактик, как правило, очень ярких, обычно имеют много членов, среди которых преобладают спиральные системы. Таким скоплениям свойственны более низкая температура газа и меньшая дисперсия скоростей галактик. В скоплениях же с однородным распределением рентгеновского излучения или с концентрацией его к центру спиральных звездных систем мало, температура газа и дисперсия скоростей галактик высокие. Среди этих скоплений небольшие по размерам (радиус менее 250 кпк) показывают концентрацию рентгеновского излучения к центру, а крупные вообще не обладают центрами повышенной яркости.

Поскольку температура газа выше в тех скоплениях, где больше хаотические скорости движения галактик, последние, вероятно, передают часть своей кинетической энергии газу, нагревая его. Явной зависимости между параметрами газа в скоплении и типом скопления не обнаружено.

Как нагревается газ в скоплениях?

В результате 10-летних исследований рентгеновского излучения скоплений было установлено, что горячий газ, вероятно, выброшен из галактик в процессе их эволюции. И. С. Шкловский обратил внимание на то, что масса газа в скоплении раз в десять больше массы газа, заключенного внутри галактик данного скопления. По-видимому, газ в галактиках многократно обновлялся после выброса очередной порции газа в пространство между галактиками. Не ясно, правда, как именно происходил выброс газа — равномерно или более интенсивно в раннюю эпоху звездообразования в галактиках. Судя по нормальному химическому составу газа, справедливо первое предположение. В противном случае химический состав газа отличался бы от нынешнего, так как в звездах первого поколения меньше тяжелых элементов.

Известен, по крайней мере, один процесс, который приводит к эффективной потере межзвездного газа путем его теплового рассеяния в межгалактическом пространстве. Речь идет о горячих «пузырях» в галактиках. Это — зоны межзвездного газа, нагретого энергией взрывов сверхновых звезд до температуры 10⁶К. Масса газа, заключенного в горячих «пузырях», во много раз превышает массу оболочки, сбрасываемой при взрыве сверхновой. Горячие «пузыри» занимают около 10% объема галактического диска. Газ в этих зонах излучает преимущественно в ультрафиолетовой и мягкой рентгеновской областях спектра. Идея теплового рассеяния газа из горячих «пузырей», развитая И. С. Шкловским полностью подтверждена наблюдениями в рентгеновском диапазоне спектра.

Температура внутри горячих «пузырей» определяется двумя процессами: излучением в ультрафиолетовых и рентгеновских линиях высокоионизированных тяжелых элементов (неона, кислорода, железа, марганца, никеля и др.) и убеганием, быстрых протонов из области нагрева. Первый процесс эффективен для температур ниже 3*10⁶ К. В результате второго процесса в горячих «пузырях» устанавливается температура, при которой тепловая скорость ионов становится лишь в несколько раз меньше параболической (второй космической) скорости в галактике. В галактике массой 10¹¹ солнечных и параболической скоростью около 400 км/с температура в горячих «пузырях» будет равна примерно 10⁶К.

Таким образом, еще в галактике газ может быть нагрет до миллиона градусов или немного выше. Не совсем ясно, как на своем пути в межгалактическое пространство этот горячий газ проходит через галактику. Не понятно также, почему нет газа внутри гигантских эллиптических галактик: или он там не образуется, или сразу же покидает галактику (а это странно, так как масса эллиптических звездных систем очень велика), или, наконец, быстро концентрируется вблизи центра галактики, где мы его просто не видим.

Но каким образом уже выброшенный из галактики газ, температура которого 10⁶К, нагревается до температуры 10⁸К? Если в межгалактической среде галактика движется со сверхзвуковой скоростью, то выброшенный из галактики газ сохраняет такую же скорость движения. При взаимодействии быстро движущейся галактики с межгалактическим газом возникает ударная волна, которая разогревает межгалактический газ до 10⁷ — 10⁸ К. Именно поэтому температура газа выше в тех скоплениях, где больше хаотические скорости движения галактик.

Способствует нагреву газа и активность ядер галактик в скоплении. Выброс гигантских расширяющихся облаков плазмы, столь часто наблюдаемый в радиогалактиках, в принципе может нагреть газ в скоплении до температуры 10⁸ К.

Каковы дальнейшие задачи в исследовании рентгеновского излучения скоплений галактик? Интересно проследить, как взаимодействуют облака плазмы, выброшенные из ядер активных галактик, с газом скоплений. По всей вероятности, именно это взаимодействие приводит к появлению «хвостатых» галактик, которые наблюдаются лишь в скоплениях, богатых газом.

Для решения проблемы происхождения квазаров очень важен поиск скоплений галактик в окрестностях этих объектов. Уже известно около двух десятков близких квазаров (красное смещение меньше 0,5), входящих в бедные скопления галактик. Похоже, что нет ни одного квазара в ближайших к нам богатых и хорошо исследованных скоплениях, но есть надежда встретить квазары в далеких (красное смещение больше 1) богатых скоплениях.

Химический состав газа в скоплениях нуждается в уточнении. Следует продолжить поиск линий в рентгеновских спектрах скоплений, и прежде всего линий никеля — самого распространенного после железа химического элемента.

Наконец, не ясно, существует ли в пространстве между скоплениями истинный межгалактический газ. Рентгеновский фон как будто бы нельзя объяснить излучением только слабых неразрешенных дискретных источников. Какая доля излучения приходится на межгалактический газ, какова его плотность и температура — предстоит еще выяснить.

Автор: В. Г. Курт, доктор физико-математических наук.