Что такое диск? Если мы посмотрим на диск с ребра, то мы увидим, что это тонкая структура, у которой толщина значительно меньше, чем радиус. Важный и еще не решенный вопрос, который относится к структуре дисковых галактик, заключается в том, насколько диски галактик круглые, если посмотреть на них сверху, плашмя. Действительно ли они совершенно круглые, как тарелка, или у них есть какая-то вытянутость?
Это должно отражаться на вращении дисков. Диски такие плоские именно потому, что в них все быстро вращается — и звезды, и газ. У них есть момент вращения, и чем он больше, тем дальше от центра вращаются звезды и газ. Мы не знаем, вращаются ли они строго по круговым орбитам или эти орбиты вытянутые. Если галактики круглые, если диски галактик круглые, то есть осесимметричные, значит, именно такова форма гравитационного потенциала. Тогда орбиты в диске будут круговыми.
Мы наблюдаем как форму дисков, так и вращение газа и звезд внутри дисков. О форме диска что-либо сказать довольно сложно, потому что диск галактики мы наблюдаем в проекции на небесную сферу. Галактики во Вселенной ориентируются под произвольным углом к нашему лучу зрения. Если мы смотрим на галактику плашмя, мы видим достаточно круглый диск. Если мы смотрим на галактику с ребра, мы видим просто вытянутую структуру вроде палки. Но большинство галактик видны под промежуточными углами. И тогда проекция даже круглого диска на небесную плоскость (как еще говорят, на картинную плоскость) будет выглядеть эллипсом.
Эллипс — это структура, у которой есть две оси, большая и малая. Если диски совершенно круглые сами по себе, то в проекции мы будем видеть соотношение большой и малой осей, равное косинусу угла наклона диска галактики к картинной плоскости. Если диски ориентированы в пространстве случайным образом, то, набрав большую статистику изображений галактик и посчитав отношение видимых осей эллипса, мы можем построить распределение. В случае если диски абсолютно круглые и наклонены к нашему лучу зрения случайным образом, это распределение строго известно — это косинус равномерно распределенного угла наклона. А отклонение от такого распределения будет говорить о том, что диски не совсем круглые.
Такие статистические исследования неоднократно производились, и получалось, что диски в среднем достаточно круглые: отклонение отношения осей внутреннего эллипсоида от абсолютно круглой формы не превышает 5%. Но это усредненная величина. Когда мы исследуем индивидуальные галактики, то тут разбираться достаточно сложно, и нужно уже сочетать исследования структуры, внешнего вида диска галактики с тем, как внутри этого диска вращаются газ и звезды.
Основные формулы для подобных исследований написал Эдвин Хаббл в 1927 году. Тогда еще исследования опирались на аналитику, то есть ученые предпочитали писать формулы и рассматривать упрощенные конфигурации. Хаббл как раз рассматривал достаточно абстрактную конфигурацию, эллипсоид, смотрел на нее под разными углами. Он вывел основные формулы того, как должно выглядеть распределение отношений видимых осей изображений галактик при различных внутренних формах. Этими формулами до сих пор пользуются исследователи.
Основные современные успехи в этой области основаны, конечно, на больших обзорах галактик. В ходе Слоановского обзора для четверти небесной сферы были получены изображения больших площадок неба. Для всех галактик, которые попались на этих площадках, мы теперь имеем достаточно хорошие глубокие изображения в разных цветах. По ним можно измерять отношения видимых осей и дисков галактик для большой выборки — многих тысяч близких галактик. Тогда распределения получаются достаточно статистически значимыми.
Мне посчастливилось недавно наткнуться на две линзовидные галактики (это дисковые галактики, самый протяженный структурный компонент у них — звездный диск), и я исследовала, как вращаются звезды внутри этих дисков. У тех двух линзовидных галактик нет газового компонента, поэтому пришлось сосредоточиться на вращении звезд.
Если внутри диска звезды вращаются по кругу, посмотрим теперь на эти орбиты под углом. Тогда окажется, что наибольшая проекция скорости вращения на луч зрения — вдоль большой оси. Скорость вращения на пересечении плоскости галактики с картинной плоскостью будет как раз строго равна скорости вращения, во всех остальных местах она будет меньше. Поэтому, наблюдая спектральные галактики, мы стараемся поставить щель вдоль большой оси изображения. Я поставила щель вдоль большой оси изображения и увидела, что скорости не очень большие. Тогда я поставила щель под углом. Если скорости круговые, то под углом проекция на луч зрения будет меньше, чем скорость вращения. У меня оказалось, что проекция скорости вращения в этой ориентации щели больше, чем в первоначальной. Тогда я поставила еще под несколькими углами щель спектрографа и смогла найти то направление щели, в котором проекция скорости вращения на луч зрения наибольшая. Оказалось, что это направление щели не совпадает с большой осью эллипса — это верный признак того, что звезды внутри диска вращаются не по круговым орбитам, а по вытянутым. Две такие галактики мне удалось найти.
Почему диски могут быть некруглыми? Мы знаем, что в среднем диски круглые, но у этих двух конкретных галактик они оказались эллиптические сами по себе. Причиной этого может быть, например, нешарообразная форма темного гало. У нас звездные диски вращаются в поле гравитации темного гало, поэтому круговые орбиты могут быть в том случае, если темное гало представляет собой шарик, если форма гравитационного потенциала имеет строгую центральную симметрию. Если же это не шарик, а триаксиальный эллипсоид (допустим, можно привести форму огурца), то внутри такого гравитационного потенциала орбиты будут не круговые, а эллиптические. Именно это мы видим в конкретном случае двух линзовидных галактик, описываемом мной.
Этот случай довольно редок. Большинство темных гало все-таки до сих пор получались при исследованиях достаточно шарообразными. У меня нет объяснения, почему именно у этих галактик темные гало оказались нешарообразными. Одна из них, NGC 502, представляет собой галактику на периферии богатой группы. Я исследовала и другие галактики в этой группе, которые располагались ближе к ее центру, но их вращение было нормальным. А вот у более далекой от центра галактики, на которую, казалось бы, меньше всего должны влиять приливные гравитационные силы, оказалось нешарообразное темное гало. Почему так происходит — неизвестно. Разбираться в таких вопросах лучше, когда у нас есть большая выборка, ведь два некруглых гало — это не статистика. Мы не знаем, почему конкретно у этих галактик так получилось, но если мы найдем 10–30 таких объектов, то дальше уже сможем смотреть, какие особые условия у этих галактик, почему именно у них мог получиться несимметричный потенциал.
