По данным космической обсерватории Gaia и наземных телескопов астрономы смогли уточнить форму рассеянного «облака» из звёзд, окружающего диск Млечного Пути, которое называют звёздным гало галактики.
Обычно звёздное гало упрощённо представляют в виде сферической структуры, намного превосходящей по размеру диск нашей Галактики. Статистика по, приблизительно, шести тысячам звёзд гало позволила установить, что это «облако» несферично и скорее имеет вид сплюснутого мяча (эллипсоида), кроме того, наклонённого к плоскости Млечного Пути. Предположительно оно образовалось несколько миллиардов лет назад при столкновении Млечного Пути с карликовой галактикой и поглощения её им.
На протяжении нескольких десятилетий астрономы представляли звёздное гало сферическим и более или менее изотропным объектом, то есть одинаковым во всех направлениях. Такое допущение вполне имело право на жизнь, и не слишком грешило против истины в первом приближении. Главное, что такая форма была простейшей аппроксимацией, обобщающей известные нам данные, и она давала удовлетворительные предсказания наблюдаемых свойств Галактики, например, скоростей вращения материала в её рукавах — того, что можно измерить. По мере накопления наблюдательных данных эту модель стало возможным уточнить.
Звёздное гало Млечного Пути — это видимая часть структуры, которую называют галактическим гало. В галактическом гало доминирует тёмная материя — её присутствие можно определить по гравитационным силам, действующим в Галактике. В частности, эти гравитационные силы определяют скорость вращения звёзд и газопылевых структур вокруг центра Галактики. К примеру, Солнечная система делает полный оборот по Галактике примерно за 220 миллионов лет, находясь на расстоянии около 25 тысяч световых лет от галактического центра. Аналогично определяют скорость обращения и расстояния от центра для других звёзд и скоплений. По этим видимым признакам можно судить о распределении массы вещества в Галактике. В свою очередь, видимая материя — это звёзды и другие наблюдаемые структуры в галактике. В галактическом гало она составляет не очень большую часть вещества, но может косвенно указывать и на распределение тёмной материи. Чтобы понимать процессы формирования и взаимодействия галактик, а также природу тёмной материи, необходимо изучать и такие звёздные гало вокруг галактик.
Определение формы Млечного Пути и в частности его звёздного гало наталкивается на очевидную трудность: мы пытаемся изучать геометрию объекта, находясь внутри него. Звёздное гало распространяется на несколько сот тысяч световых лет над и под плоскостью галактического диска, в котором находится большинство наблюдаемых звёзд. Даже исследование самой очевидной, на первый взгляд, структуры нашей Галактики, то есть её спиральных рукавов в плоскости галактического диска наталкивается на трудности. Мы судим о структуре рукавов в основном по аналогии с похожими спиральными галактиками, развёрнутыми к нам плоскостью своего диска, а представление о нескольких рукавах Млечного Пути, особенно расположенных по другую сторону от галактического центра — это экстраполяция и «правдоподобные допущения». О разных попытках картировать хотя бы видимые структуры в Нашей Галактике, используя различные объекты-«прокси» (например, особый класс переменных звёзд — цефеиды — или скопления пыли и газа) можно прочитать в нескольких статьях, ссылки на которые приведены внизу этой заметки. Но со звёздным гало дело обстоит ещё сложнее.
Звёздное гало, в отличие от рукавов — очень диффузный объект. В нём содержится около одного процента массы всех звёзд в Галактике. На сегодня астрономы идентифицировали тысячи звёзд, находящихся именно в гало, в отличие от миллиардов звёзд в диске Млечного Пути. Такие звёзды очень отличаются от звёзд диска своим химическим составом (на основании данных спектроскопии). Ещё одно кардинальное отличие звёзд в гало — их кинематика, то есть расстояния и скорости перемещения в пространстве. Изучая такие звёзды, астрономы пришли к выводу, что они распределены в гало сильно неравномерно. После этого основной целью стало исследование более «густых» участков гало, в частности, звёздных структур в нём, формирующих более плотные скопления или звёздные «рукава».
В новом исследовании использовали два основных набора данных, полученных в последние годы. Первый набор — это информация от спутника Gaia Европейского космического агентства, стартовавшего в 2013 году. Gaia собирает данные по астрометрии, то есть измеряет точные положения, скорости и расстояния до звёзд Млечного Пути. Среди миллионов звёзд Галактики в поле зрения спутника попадают и некоторые ближние звёзды в галактическом гало. Второй набор — это данные обзора H3 (Hectochelle in the Halo at High Resolution). Это данные наземного телескопа обсерватории имени Уиппла в Аризоне (Fred Lawrence Whipple Observatory). H3 собирает информацию по нескольким десяткам тысяч звёзд, находящимся именно в гало и расположенных на слишком больших расстояниях, недоступных для спутника Gaia. Всего астрономы идентифицировали около пяти с половиной тысяч звёзд гало на разных расстояниях до 60 килопарсек (напомним, что расстояние до центра Млечного Пути составляет около 8 килопарсек). Статья об уточнении формы звёздного гало вышла в ноябре 2022 года в Astronomical Journal.
Астрофизики объединили оба набора данных, создав модель для реконструкции формы звёздного гало на основе всех доступных на сегодня данных. Основной вывод — гало не следует считать сферическим образованием. Оно скорее напоминает несколько сплюснутый и наклонённый к плоскости Млечного Пути эллипсоид — примерно как мяч для регби. Более интересно, что такая форма согласуется с другими известными на сегодня данными. В частности, она отвечает самой популярной сейчас теории образования гало Млечного Пути.
Согласно нашим представлениям, звёздное гало сформировалось, когда уединённая карликовая галактика 7—10 миллиардов лет назад столкнулась с Млечным Путём. Эту галактику астрономы иногда неофициально называют GSE — «галактикой Гайя — Сосиска — Энцелад», или просто — «Сосиска Гайи». Гайя — это название космической станции, принёсшей значительную часть информации об этом событии, «сосиска» — это, скорее, отсылка к внешнему виду многих графиков распределения звёзд, которые получаются при нанесении на карту данных «Гайи»; а Энцелад — это греческий мифический гигант, похороненный в горе — так же, как и эта загадочная галактика оказалась «растворённой» в Млечном Пути. Вследствие этого галактического столкновения карликовую галактику разорвало на части, а звёзды из неё разлетелись, собственно и сформировав дисперсное гало Млечного Пути (или его какую-то часть). Эта теория прежде всего удовлетворительно объясняет, почему звёзды в гало так непохожи по своим свойствам на звёзды, рождённые в Млечном Пути.
По форме «мяча» можно определить и подробности взаимодействия Млечного Пути и галактики GSE несколько миллиардов лет назад. Трёхосный эллипсоид, в форме которого сейчас расположены звёзды гало, отражает существование двух отдельных нагромождений звёзд — мест, где плотность звёздной материи больше, чем в среднем в гало. Эти два скопления звёзд предположительно сформировались при двухкратном прохождении GSE сквозь нашу Галактику. Таким образом, GSE дважды замедлялась в своём движении рядом с Млечным Путём в апоцентрах — самых дальних точках её орбиты в поле притяжения Млечного Пути. Эти две остановки ещё больше разметали звёзды в карликовой галактике. А наклон гало (по отношению к плоскости Млечного Пути) указывает, что галактика в своё время врезалась в нашу под косым углом.
Наклон звёздного гало указывает и на то, что гало тёмной материи также может быть наклонено. Если это действительно так, такой наклон может иметь интересные последствия и для наших возможностей наконец поймать частицы тёмной материи на лабораторном детекторе. Если бы «тёмное» гало было полностью изотропным, то его гипотетические частицы можно было бы ожидать с любого направления с равной вероятностью. А несимметричная форма гало предполагает, что с каких-то направлений, где плотность тёмной материи больше, можно ожидать большего их потока. Кроме того, по мере продвижения Солнечной системы по Млечному Пути мы можем проходить через эти участки повышенной плотности, а значит, и шансы зарегистрировать проявления тёмной материи в лаборатории будут в этот момент выше.
Автор: Сергей Шапиро