Темные гало галактик играют важную роль при формировании не только аккреционных кольцевых структур, но и протяженных приливных образований. Группа американских астрономов недавно показала, что морфологические характеристики приливных “хвостов” взаимодействующих галактик, в частности их протяженность, определяются помимо параметров пролета еще и массой и распределением скрытого вещества.
Этот вывод был подкреплен и нашим исследованием: на примере знаменитой двойной взаимодействующей системы “Мышки” (NGC 4676 на рис. 3) мы продемонстрировали, что морфологию и кинематику протяженного, почти прямолинейного “хвоста” нельзя объяснить без привлечения массивных гало, окружающих обе участвующие во взаимодействии галактики.
На 6-метровом телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН (пос. Нижний Архыз, Карачаево-Черкесия) были получены уникальные спектральные данные, согласно которым на протяжении более 40 кпк от ядра галактики лучевые скорости излучающего газа в “хвосте” остаются очень большими (примерно 300 км/с по отношению к ядру). С помощью численного моделирования мы нашли, что согласия с данными наблюдений можно достичь только в том случае, если допустить наличие у галактик системы массивных темных гало (с отношением массы гало к массе галактики в пределах оптического размера “хвоста”, равным примерно четырем).
Как уже упоминалось, в близкой к нам области Вселенной в состав взаимодействующих систем входит лишь 5-10 % галактик. Предполагается однако, что в прошлом их концентрация могла быть значительно больше (хотя бы из-за того, что средняя плотность Вселенной была выше, и, следовательно, средние расстояния между галактиками были меньше). Рост темпа взаимодействий галактик — количество их тесных сближений за единицу времени в единице объема — с увеличением красного смещения z предсказывается и современными теориями образования галактик.
В рамках теории расширяющейся Вселенной величина красного смещения z (относительное увеличение длин волн линий в спектре движущегося источника по сравнению с эталонным спектром из-за эффекта Доплера) характеризует расстояние до объекта. В настоящее время обнаружены галактики с z = 5–6. Их “видимый” возраст составляет лишь несколько процентов от современного возраста Вселенной.
Так, например, в рамках теории иерархического скучивания галактики образуются за счет множественных слияний объектов меньших масс. Следовательно, непосредственное измерение темпа взаимодействий и слияний галактик при разных z — это очень важный тест для проверки справедливости современных представлений.
Мы решили сравнить в локальной Вселенной (z < 0.05) и при z ~ 1 (при этом красном смещении объекты видны такими, какими были 7 млрд. лет назад, т. е. когда Вселенная была примерно вдвое моложе) долю галактик, которые были бы легко узнаваемы и структура которых очевидным образом объяснялась бы процессами взаимодействия или слияния. В качестве таких объектов мы решили рассмотреть галактики с протяженными приливными “хвостами” (см. для примера NGC 4038/9, NGC 4676, NGC 7252 на рис. 2–4). Известно, что “хвосты” образуются при тесных сближениях галактик сравнимых масс, и поэтому их наличие — надежный индикатор недавнего гравитационного возмущения. Приливные структуры имеют очень низкие поверхностные яркости, но, как показали простые оценки, они могут наблюдаться современными методами по крайней мере до z ~ 1.
Чтобы проанализировать, как часто попадаются галактики с приливными структурами, мы рассмотрели Глубокие Поля (ГП) — северное и южное, — которые недавно наблюдались Космическим телескопом им. Хаббла. ГП — это хранящиеся в Институте космического телескопа и открытые для свободного использования (рис. 9) изображения сверхдалеких объектов на двух небольших площадках, находящихся в Северном и Южном полушариях. В настоящее время ГП — самые глубокие наши “проколы” во Вселенную. Кроме того, внеатмосферные наблюдения позволили увидеть внегалактические объекты в ГП с угловым разрешением -0.1”, что также в несколько раз превышает лучшие наземные возможности.
Рис. 9. Так французский астроном Ж.Патюрель изобразил специфику современной астрономии. Наблюдения, проводимые на крупнейших наземных и космических инструментах, хранятся в специальных электронных архивах, где они доступны по компьютерным сетям всем астрономам. Поэтому “наблюдать” на лучших телескопах можно, сидя за компьютером