№6, 2004 г.
№6, 2004 г.
© Ефремов Ю.Н.
Звездные сверхскопления
и сверхассоциацииЮ.Н.Ефремов
Юрий Николаевич Ефремов, д.ф.-м.н., проф.,
гл.н.с. отдела изучения Галактики и переменных звезд ГАИ им.П.К.Штернберга МГУКак известно, приставка “сверх” используется в астрономии для объектов, светимость, размеры или масса которых выходят за рамки обычных. Так, термин “сверхскопление” давно употребляется для обозначения скопления скоплений галактик. Казалось бы, звездным сверхскоплением должно называться скопление звездных скоплений (эти редкие образования заметили в самые последние годы). Однако еще раньше данное слово стало применяться для индивидуальных, очень массивных (до 10 млн солнечных масс) молодых звездных скоплений, которые Космический телескоп “Хаббл” начал обнаруживать в центральных областях некоторых одиночных спиральных галактик и во многих взаимодействующих галактиках.
Как группируются звезды: рождение понятий
Классификация звездных группировок сложилась давно и была основана на данных о нашей Галактике, где с середины XIX в. различали рассеянные скопления, состоящие обычно из нескольких сотен или тысяч звезд, и шаровые скопления, включающие сотни тысяч звезд. Рассеянные скопления концентрируются к плоскости Галактики, а шаровые - к ее центру, но встречаются и очень далеко от него, образуя эллипсоидальное гало Галактики. К середине XX в. стало ясно: эти различия объясняются тем, что все шаровые скопления - старейшие объекты Вселенной, их возраст - 10-13 млрд лет, тогда как большинство рассеянных скоплений молодо и их образование продолжается в диске Галактики (где сосредоточены порождающие звезды газовые облака) до сих пор.
Однако в некоторых других галактиках недавно обнаружены объекты столь же массивные (до миллиона солнечных масс, а изредка и больше) и компактные, как шаровые скопления, но с возрастом лишь в несколько миллионов лет. В этих галактиках, стало быть, практически и в наше время налицо условия, позволяющие образовываться столь массивным объектам - такие условия, которые в нашей Галактике имели место лишь в самом начале ее формирования. Следовательно, изучая гигантские молодые скопления в других галактиках, мы можем реконструировать обстановку и события, сопутствующие зарождению галактик. Вот эти гигантские массивные скопления, которые (если не потеряют много своих членов в процессе динамической эволюции) через десять миллиардов лет практически не будут отличаться от нынешних шаровых скоплений Галактики, - и было недавно предложено называть сверхскоплениями. Логичное название “молодые шаровые скопления” не годится, ибо приводит к недоразумениям. В глазах специалистов по шаровым скоплениям “молодыми” считаются скопления с возрастом около 10 миллиардов лет…
Термин же “сверхассоциация” появился еще в 1958 г. для обозначения огромных группировок молодых горячих звезд, намного превышающих по своим размерам обычные звездные ассоциации. Это почти всегда группировки отдельных ассоциаций и молодых звездных скоплений. Чаще всего они располагаются на окраинах галактик.
Вообще говоря, разграничение между различными типами молодых звездных группировок провести нелегко: мешает их иерархическое фрактальное строение, отражающее фрактальную структуру межзвездной среды (можно сказать, что каждая звездная группировка рождается внутри группировки большего размера и старшего возраста). Среди молодых группировок различают рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации. Размеры скоплений никогда не превышают 20 пк (обычно бывают около парсека), а массы - несколько тысяч солнечных; дисперсия скоростей звезд в них не более 1 км/с. Эти характеристики указывают на то, что звезды в скоплениях связаны взаимной гравитацией. Давно были известны и группировки горячих звезд (спектральных классов О и В - молодых голубых звезд) бо?льших размеров, столь разреженные, что в нашей Галактике они обычно незаметны на прямых фотографиях.
В 1947 г. в.А.Амбарцумян [1] ввел для подобных группировок термин “ОВ-ассоциации” и обосновал возможность их гравитационной несвязанности. Размеры ассоциаций были оценены в 30-200 пк. Такие группировки должны быстро распадаться, но, тем не менее, наблюдаются - следовательно, звезды образуются и в настоящее время. Этот факт уже был предсказан теорией термоядерных источников звездной энергии, согласно которой возраст О-звезд не превышает нескольких миллионов лет. Светимость О-звезд столь высока, что запасов водорода, превращение которого в гелий в ядрах звезд служит источником их энергии, на более долгую жизнь просто не хватит.
Очень важно было проверить вывод о молодости звезд высокой светимости с помощью оценок плотности ассоциаций и данных звездной динамики. Когда заключение о быстром распаде звездных ассоциаций было подтверждено наблюдательными данными о расширении некоторых ассоциаций, Амбарцумян стал самым известным на Западе советским астрономом. Однако там и поныне почти никто не знает, что из гравитационной несвязанности ассоциаций он сделал вывод об образовании звезд при взрывном распаде ненаблюдаемых сверхплотных тел.
По его оценке, за срок порядка 10 млн лет ассоциации должны заметным образом растянуться параллельно галактической плоскости, но имевшиеся тогда данные наблюдений этого не показывали. Отсюда Амбарцумян заключил, что звезды ассоциаций уже при рождении получили скорость не менее 1 км/с (иначе влияние дифференциальности галактического вращения - приливных сил Галактики - проявилось бы в растяжении ассоциаций), но и не более 10 км/c (такие большие скорости были бы легко заметны). Так или иначе, ассоциации расширяются, а поскольку конденсация диффузного вещества может дать только устойчивую звездную систему, Амбарцумян был вынужден предположить, что звезды образуются вследствие взрывного распада компактных массивных ненаблюдаемых тел.
Эта гипотеза сопряжена как с физическими, так и с чисто логическими проблемами, что побудило многих астрономов выступить против нее. Представления о самом существовании звездных ассоциаций, их расширении и взрывном образовании звезд из ненаблюдаемых сверхплотных тел часто рассматривались как единое “учение”, что побуждало противников Амбарцумяна оспаривать саму реальность звездных ассоциаций. Б.А.Воронцов-Вельяминов, А.И.Лебединский и Л.Э.Гуревич особенно активно отвергали идею о неведомо как возникших дозвездных “сверхплотных телах”, которые то выбрасывают из себя отдельные звезды, то рождают гравитационно связанные скопления и газовые облака (последние неизменно сопутствуют молодым звездным группировкам) и, будучи бесстолкновительной системой, тем не менее, концентрируются почему-то (как и газ, и молодые звезды) в плоскости Галактики. Битва разгорелась на II совещании по вопросам космогонии в мае 1952 г. и закончилась победой Амбарцумяна. Он и его сторонники заняли господствующие высоты в отечественной астрономии.
Отметим, что сама возможность критиковать “учение о звездных ассоциациях” (а оно было в 1950 г. удостоено Сталинской премии) говорит о том, что моральный климат в отечественной астрономии существенно отличался от такового, скажем, в биологии… Впрочем, в решении этого совещания в отношении Лебединского и Гуревича было высказано пожелание об “учете критики и более полном использовании богатых фактических данных”. В теоретических исследованиях рекомендовалось “еще полнее разоблачать идеалистическую сущность и научную несостоятельность “теорий” физических идеалистов Хойля, Вейцзеккера, Иордана и др.”…
Критики “учения об ассоциациях” (которое позднее стало называться бюраканской концепцией, поскольку Амбарцумян был директором обсерватории в Бюракане) оспаривали реальность существования звездных ассоциаций и их расширение. Как ни странно, роль поступления в окружающую среду энергии, вырабатываемой внутри звезд - в виде звездного ветра и расширяющихся зон ионизованного водорода (HII) вокруг О-звезд, а также при взрывах сверхновых, - тогда в моделях динамической эволюции молодых звездных группировок просто не учитывалась. Правда, чтобы оценить ее влияние в должной мере, необходимы были знания о весьма низкой эффективности звездообразования в большинстве протоскоплений (обычно лишь небольшая доля исходного газового облака превращается в звезды), появившиеся позднее.
Если горячие звезды и взрывы сверхновых достаточно быстро изгоняют большую часть газа, новорожденная звездная группировка остается недостаточно массивной и, следовательно, гравитационно несвязанной; она расширяется и довольно скоро становится разреженной и большой по размерам - и, значит, будет классифицироваться как ассоциация, а не скопление. Возможно, острые дискуссии, сотрясавшие нашу астрономию в начале 50-х годов и возобновившиеся в 70-е годы, и не имели бы места, если бы этот простой механизм расширения и распада ассоциаций был тогда так же общепринят, как сейчас. Он был известен давно, но сведения о низкой эффективности звездообразования, о молекулярных облаках накопились лишь в 80-е годы.
Сейчас проблема, наоборот, состоит в том, как вообще объяснить рождение массивных гравитационно связанных скоплений, ведь в них обязательно должно было быть много О-звезд и сверхновых. Необходимо признать, что массивное скопление может возникнуть лишь при каких-то специальных условиях.
По ступенькам иерархии
С конца 1950-х годов стало появляться все больше данных, что подобно тому, как горячие молодые звезды встречаются обычно не поодиночке, а в скоплениях и ассоциациях, так и сами ОВ-ассоциации образуют группы. Для нашей Галактики это было впервые показано И.М.Копыловым [2].
В 1958 г. в.Бааде, рассказывая в своих Гарвардских лекциях [3] о больших группировках голубых горячих звезд в спутнике нашей Галактики - Большом Магеллановом Облаке, говорил: “Шепли заметил их несколько лет назад и назвал созвездиями; я думаю, что по аналогии с термином “ассоциации” мы можем назвать их сверхассоциациями…” Бааде отметил: “Очень важно осознать, что звездообразование происходит на двух масштабах - в ассоциациях, как их определил Амбарцумян, с диаметрами порядка 10 или 100 пк, и в обширных областях с диаметрами в 500 пк или даже 600 пк”.
Независимо от Бааде термин “сверхассоциация” ввели в употребление Амбарцумян и др. [4] в 1963 г. Авторы [4] нашли, что из 68 исследованных ими галактик 12 имеют сверхассоциации. Границу между сверхассоциациями и яркими ассоциациями они провели у интегральной абсолютной величины (светимости в голубых лучах) МВ = –14.
В 1964 г. С. ван ден Берг [5] выделил в галактике Андромеды (М31), ближайшей спиральной галактике, во многих отношениях похожих на нашу систему Млечного Пути, 188 группировок голубых звезд и оценил их средний диаметр в 480 пк (рис.1). Он счел, что обнаружил ОВ-ассоциации, и заключил: в нашей Галактике размеры ассоциаций в пять раз меньше только потому, что в ней мы способны выделить на звездном фоне лишь более плотные части ассоциаций.
Рис.1. Звездные ассоциации, выделенные ван ден Бергом вдоль спиральных рукавов галактики Андромеды [5]. Большинство из них должны быть классифицированы как звездные комплексы. Сверхассоциация ОВ78 выделяется своей яркостью (граница показана цветом), как и галактика М32, карликовый спутник галактики Андромеды (показан стрелкой).Затем мне удалось обнаружить, что в нашей Галактике в обширных группах (с размером в 0.5-1 кпк) концентрируются не только ОВ-ассоциации, но и цефеиды, пульсирующие с правильной периодичностью звезды-сверхгиганты, значительно более старые, чем О-звезды. Эти группы мы назвали звездными комплексами [6]. Позднее мы заметили, что и в группировках ван ден Берга в М31 концентрируются цефеиды; по этому признаку и по размерам они оказались тождественны звездным комплексам Галактики. Затем мы вместе с Г.Ивановым и Н.Николовым нашли (по крупномасштабным снимкам на 2-метровом телескопе в Родопских горах), что группировки наиболее голубых звезд в галактике Андромеды имеют средний размер около 80 пк (как и ассоциации в Большом Магеллановом Облаке) и при этом 95% из них находятся внутри группировок ван ден Берга. Иными словами, как и в нашей Галактике, в М31 ассоциации находятся внутри звездных комплексов (рис.2 и 3). Итак, звездные комплексы выделяются как группировки сверхгигантов (особенно цефеид), звездных ассоциаций и молодых скоплений. Размеры этих группировок доходят до 1 кпк, а возраст старейших звезд в комплексах составляет 100-150 млн лет. История обнаружения и исследования ассоциаций и звездных комплексов подробно изложена в [7], а в популярном изложении, доведенном до наших дней, - в [8].
Рис.2. Звездный комплекс ОВ21 (в центре) и сверхассоциация ОВ78 (справа, граница показана цветом) в галактике Андромеды. Этот и следующий рисунки - участки снимка, полученного на 2-метровом телескопе обсерватории Рожен (Болгария).О скоротечности периода активного звездообразования в сверхассоциациях свидетельствуют изредка встречающиеся звездные комплексы с большой плотностью звезд высокой светимости и аномально малой дисперсией их возрастов. Так, очень высокая плотность цефеид в одной из областей Большого Магелланового Облака с поперечником около 300 пк сочетается с узким интервалом их периодов и, следовательно, возрастов, поскольку цефеиды подчиняются не только зависимости период-светимость, но и период-возраст. Около ста миллионов лет назад такой комплекс выделялся высокой плотностью О- и В-звезд и был бы классифицирован как сверхассоциация (к нашему времени О-звезды закончили свою эволюцию вспышками сверхновых, а В-звезды превратились в цефеиды). Отметим, что звездные скопления в нем почему-то отсутствуют.
Важно отметить, что все достаточно близкие сверхассоциации всегда можно разбить на отдельные ассоциации (30 Dor в Большом Магеллановом Облаке, например, содержит не менее 19 ассоциаций, собранных в трех группах, три богатых молодых скопления и много небольших скоплений [7]). Самое заметное - очень молодое скопление NGC 2070, которое уже столь массивно, что его можно, если угодно, назвать сверхскоплением (рис.4).
Рис.4. Массивное молодое скопление NGC 2070 вблизи центра области HII 30 Dor,
на краю сверхассоциации, носящей то же имя.Это иерархическое скучивание молодых звезд высокой светимости, очевидно, отражает распределение исходных газовых облаков. Понимание его причин составляет крупнейшую проблему в исследовании крупномасштабных процессов звездообразования [9].
Возвращаясь к истокам
В сверхассоциациях, как правило, много ионизованного водорода, и их часто называют гигантскими облаcтями HII. Компактные голубые (из-за присутствия многочисленных горячих звезд) галактики, содержащие много газа, называют также карликовыми HII-галактиками. Иногда они неотличимы по своим размерам и спектральным свойствам от больших сверхассоциаций и часто рассматриваются как межгалактические сверхгигантские HII-области. Но есть и важное отличие: в этих галактиках почти всегда обнаруживаются признаки наличия старых звезд, с возрастом в несколько миллиардов лет.
Как вероятные реликты строительных блоков больших галактик, дожившие до нашего времени в изоляции, компактные карликовые галактики пользуются все возрастающим вниманием у исследователей космогонии галактик и космологии. Эти галактики часто содержат массивные сверхскопления, которые, как мы уже говорили, могут быть молодыми аналогами классических (старых) шаровых скоплений. Таким образом, они могут рассказать нам об условиях, в которых формировались большие галактики на самых ранних стадиях их эволюции.
Сверхскопления, как показали наблюдения с Космического телескопа “Хаббл”, встречаются еще в двух случаях: близ центра больших спиральных галактик и особенно часто - во взаимодействующих галактиках. Как правило, они создают обширные группировки, в составе которых помимо скоплений много и индивидуальных О-звезд, - т.е. сверхассоциации. Такие группы сейчас чаще называют областями бурного звездообразования.
Столкновения газовых облаков при взаимодействии галактик, вероятно, служат причиной формирования сверхассоциаций и сверхскоплений, поскольку повышение плотности газа - необходимое условие возникновения в нем звезд и скоплений. Особенно ярко это видно на примере гигантского комплекса, который содержит около 40 молодых весьма массивных скоплений; он открыт недавно между почти соприкасающимися галактиками NGC 6621 и NGC 6622 и обнаруживает собственное вращение [10]. Именно такие структуры и следовало бы называть звездными сверхскоплениями (рис.5). Интенсивное звездообразование близ центра галактик часто связано с их взаимодействием, в процессе которого некоторые газовые облака теряют момент количества движения и оседают к центру. Падение быстрых облаков на диск галактики также приводит к повышению плотности газа и появлению областей активного синхронизированного звездообразования (к этой возможности мы вернемся позже).
Рис.5. Взаимодействующие галактики NGC 6621 и NGC 6622, между которыми располагается комплекс (сверхассоциация!) из ~40 молодых массивных скоплений (граница показана цветом).Не исключено и действие эндогенных причин - “приступ” звездообразования может быть результатом столкновения ударных волн (связанных прежде всего со множественными взрывами сверхновых звезд в скоплениях и ассоциациях), распространяющихся в газовом диске галактик от очагов спонтанного звездообразования, которые одновременно действуют по соседству [11]. Поскольку толщина газовых дисков галактик возрастает к их краям, этот механизм может объяснить и преимущественное положение сверхассоциаций на окраинах галактик - в тонком газовом диске ударная волна быстрее выйдет за его пределы и ее энергия развеется во внегалактическом пространстве, прежде чем она столкнется с другой волной.Предположение о том, что массивные гравитационно связанные скопления образуются в условиях высокого давления окружающего газа (которое пропорционально квадрату плотности газа), было обосновано в нашей с Б.Эльмегрином работе [12]. Это давление может привести к сохранению гравитационной связанности скоплений и при наличии в нем О-звезд и сверхновых, в обычных условиях изгоняющих газ из формирующегося скопления, что приводит к его превращению в ассоциацию. Теория нашла подтверждение при изучении молодых массивных скоплений в спиральных галактиках, в первую очередь благодаря систематическому их поиску, проведенному С.Ларсеном и Т.Рихтлером [13] в 21 галактике. Оказалось, что численность таких скоплений, нормированная к светимости содержащей их галактики, возрастает с темпом звездообразования в ней. На продолжение этой зависимости (в сторону более высоких темпов) попадают и сверхскопления, найденные в взаимодействующих галактиках. Воздействие многочисленных горячих звезд на газ создает в нем высокое давление, способствующее формированию сверхскоплений.
В нескольких случаях определена дисперсия скоростей звезд в подобных скоплениях, и по ней можно найти динамическую массу скопления - массу, которую оно должно иметь при условии гравитационной связанности. Получаются огромные величины, до миллиона солнечных масс (а изредка и больше), как у самых массивных классических шаровых скоплений, старейших объектов во всех галактиках. С другой стороны, из светимости и возраста скопления можно установить фотометрическую массу скопления, обеспечивающую нужный поток излучения. Обе массы обычно близки, поэтому в случае универсальности распределения звезд скоплений по массам (в чем почти нет сомнений) скопления гравитационно связаны и, значит, будут жить очень долго.
Однако далеко не всегда наличие в галактике молодого богатого скопления оказывается простым статистическим следствием большого общего числа скоплений и высокого темпа звездообразования в галактике. Как уже говорилось, сверхскопления часто присутствуют в карликовых компактных голубых галактиках, в том числе и изолированных. О причинах этого продолжается дискуссия, обозначающая передний край в изучении образования скоплений, да, пожалуй, и галактик. Некоторые астрономы считают, что такие галактики испытали сближения с другими галактиками в прошлом, но есть мнение, что около 70% компактных голубых галактик всегда были изолированными.
Важно, что эти галактики обычно окружены обширными коронами холодного ненаблюдаемого вещества (cold dark matter), масса которого в несколько раз больше массы звезд и газа галактики, и не исключено, что сверхскопления образуются при его участии, в создаваемой его гравитацией глубокой потенциальной яме. Таинственная скрытая масса, составляющая почти 26% плотности энергии Вселенной, кажется, начинает играть активную роль и в астрономии видимого… (Напомним, около 70% массы Вселенной заключено в плотности энергии космического вакуума, а на долю барионов - звезд и газа - приходится лишь 4%, но это совсем другая история.) Темная масса вне центров галактик, по-видимому, распределена равномерно и поэтому может не учитываться при сравнении динамической и фотометрической масс.
В изолированных спиральных галактиках сверхскопления если и наблюдаются, то только близ их центра. Когда они присутствуют далеко от центра, они должны быть в пределах сверхассоциаций - областей бурного звездообразования. Данное предположение нуждается в проверке, однако уже ясно, что такие скопления имеются далеко не во всех сверхассоциациях, как и не во всех галактиках с активным звездообразованием. Их нет, например, в галактике IC10, ближайшей из находящихся на стадии вспышки звездообразования. Является это случайностью, или помимо высокого давления окружающего газа нужны дополнительные условия, способствующие сохранению гравитационной связанности будущего сверхскопления? Впрочем, известны галактики (IC 1613), в которых почти нет и обычных скоплений, несмотря на достаточно высокий темп звездообразования. Исследование комплексов звезд и комплексов звездных скоплений представляется лучшим способом решения данного вопроса, поставленного совсем недавно.
Загадка NGC 6946
Возможно, решающие данные будут получены при дальнейших исследованиях спиральной галактики NGC 6946. П.Ходж в 1967 г. обнаружил в ней удивительный объект, который много лет спустя независимо переоткрыли Ларсен и Рихтлер [13], описав его как круглое скопление звездных скоплений (рис.6). Внутри него они нашли молодое богатое скопление (еще раньше мы заметили его на снимках отечественного 6-метрового телескопа), самое яркое из всех молодых массивных скоплений в изученных ими двадцати спиральных галактиках. Затем большой международный коллектив, в котором участвую и я, начал всестороннее изучение этого комплекса.
Рис.6. Необычный звездный комплекс (объект Ходжа) на окраине спиральной галактики NGC 6946.
Изображение получил С.Ларсен на 2.5-метровом телескопе на о.Ла Пальма.Наблюдения комплекса Ходжа на Космическом телескопе “Хаббл” [14] выявили в нем около 20 богатых молодых скоплений, вдобавок к известному ранее гигантскому скоплению с возрастом около 15 млн лет, которое, судя по светимости и возрасту, имеет огромную массу - около миллиона солнечных масс (рис.7). На 10-метровом телескопе “Кек-1” (Гавайские о-ва) была определена дисперсия скоростей звезд в нем и найдено, что динамическая масса скопления близка к этому же значению, - следовательно, скопление при стандартном распределении масс его звезд является гравитационно связанным и превратится со временем в классическое шаровое скопление.
Рис.7. Наверху - объект Ходжа, внизу - компактная карликовая галактика NGC 1705. Оба объекта содержат сверхгигантские молодые скопления. Изображения получены на Космическом телескопе “Хаббл”.
У данного комплекса есть странная особенность. В распределении нейтрального водорода (HI) в NGC 6946 наблюдаются два десятка обширных полостей, но ни одна из них комплекс не окружает. Эти полости (сверхоболочки HI) возникают благодаря воздействию на межзвездную среду сверхновых и скоплений горячих звезд либо падению быстрых облаков. Сверхскопление внутри комплекса просто обязано было создать подобную полость. Возникла даже идея, что комплекс на самом деле - компактная голубая галактика, проецирующаяся на диск NGC 6946. Несколько таких галактик - спутников NGC 6946 - действительно обнаружены И.Д.Караченцевым и его сотрудниками в САО РАН. Лучевая скорость комплекса (т.е. скорость вдоль луча зрения, определяемая по смещениям спектральных линий) примерно на 25 км/с больше, чем у окрестных районов NGC 6946, и примерно на столько же больше максимальной скорости галактик в группе NGC 6946 - различия слишком маленькие, чтобы можно было сделать определенные выводы о природе объекта.
Западный край комплекса имеет резкую полукруговую границу (рис.6), однако регулярность исчезает на снимках в ближней ИК-области, в которой поглощение света невелико. Это наводит на мысль, что резкая дуга западной границы обусловлена поглощением света в газово-пылевом облаке, охватывающем комплекс с запада. Естественно предположить: данное облако возникло при быстром движении карликовой галактики сквозь межгалактический газ группы галактик NGC 6946.
В пользу гипотезы о том, что мы имеем дело не с комплексом внутри NGC 6946, а с карликовой компактной галактикой, казалось бы, говорит поразительное сходство объекта Ходжа с галактикой того же типа NGC 1705, которая также содержит сверхскопление и много более слабых скоплений и имеет примерно такие же размеры (рис.7). Возможно, наличие сверхскопления в нормальной галактике NGC 6946 объясняется тем, что на самом деле оно находится в компактной голубой галактике переднего фона. Как уже говорилось, подобные скопления в данных галактиках встречаются очень часто, и причина этого составляет одну из важнейших нерешенных проблем космогонии и космологии.
Лучевые скорости, измеренные по линии Ha на 6-метровом телескопе САО РАН с тремя ориентациями щели спектрографа [15], обнаружили большие возмущения поля скоростей внутри комплекса. Особенно интересен глубокий провал в значении лучевых скоростей, который, как казалось авторам [15], может отражать существование быстро расширяющейся газовой оболочки (скорее, полуоболочки). Однако центр этого провала находится в 200 пк от сверхскопления, источники энергии расширения возможной оболочки неясны, и были сомнения, правильно ли приписывать провал наличию расширяющейся оболочки ионизованного водорода.
Сомнения оказались не напрасными. Новые наблюдения на 6-метровом телескопе, проведенные в.Л.Афанасьевым по нашей инициативе, позволили получить полное поле скоростей ионизованного газа в комплексе. Вместе с еще не опубликованными данными о нейтральном водороде в этой области (любезно сообщенными голландским астрономом Р.Бомсмой) результаты дают основание считать, что провал есть следствие падения на плоскость NGC 6946 высокоскоростного газового облака. Имеется и соответствующая “дыра” в газовом диске галактики. Она невелика и не обнаруживалась в предыдущих исследованиях.
Получается, что если комплекс и является на самом деле карликовой галактикой, то мы ее наблюдаем вскоре после или даже в момент падения на NGC 6946. Такие события известны в мире галактик и даже в нашей собственной Галактике - карликовая галактика в созвездии Стрельца проникла глубоко внутрь системы Млечного Пути. Однако возможно, что и комплекс, и сверхскопление в нем созданы в газовом диске NGC 6946 именно падением высокоскоростного газового облака. Падение шло с востока на запад (для наблюдателя с Земли) по наклонной траектории - это и привело к концентрации газа и пыли в дугообразной области на западе комплекса.
В последнее время накапливается все больше данных о том, что в быстрых облаках HI, известных вокруг нашей Галактики и М31, бо?льшая часть массы приходится на долю все того же “темного вещества”. Исследование объекта, обнаруженного много лет назад в NGC 6946, остается актуальнейшей задачей, возможно, не только для понимания происхождения сверхскоплений.
Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований. Проект 03-02-16288.
Литература
1. Амбарцумян В.А. // Астрон. журн. 1949. Т.26. С.3.
2. Копылов И.М. // Астрон. журн. 1958. Т.35. С.390.
3. Baade W. Evolution of STARs and galaxies. 1963. (рус. пер. - М., 1966; М., 2002).
4. Амбарцумян В.А., Искударян С.Г., Саакян К.А., Шахбазян Р.К. // Бюракан. сообщ. 1963. Т.33. С.3.
5. Bergh S. van den. // Astrophys. J. Suppl. 1964. V.9. P.65.
6. Ефремов Ю.Н. // Письма в “Астрон. журн.”. 1978. Т.4. С.125.
7. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках. М., 1989.
8. Ефремов Ю.Н. Вглубь Вселенной. 4-е изд. М., 2003.
9. Ефремов Ю.Н., Чернин А.Д. // Успехи физ. наук. 2003. Т.173. С.3.
10. Keel W.C., Borne K.D. astro-ph/0307025, 2003.
11. Chernin В.D., Efremov Yu.N., Voinovich P.A. // Mon Not. RAS. 1995. V.275. P.313.
12. Elmegreen B.G., Efremov Yu.N. // Astrophys. J. 1997. V.480. P.235.
13. Larsen S., Richtler T. // Astron. Astrophys. 2000. V.354. P.836.
14. Larsen S.S., Efremov Yu.N., Elmegreen B.G. et al. // Astrophys. J. 2002. V.567. P.896.
15. Efremov Yu.N., Pustilnik S.A., Kniazev В.Yu. et al. // Astron. Astrophys. 2002. V.389. P.855.
