МЕСТНАЯ ГРУППА ГАЛАКТИК это совокупность нескольких десятков ближайших галактик, окружающих нашу звездную систему – галактику Млечный Путь. Члены Местной группы движутся друг относительно друга, но при этом связаны взаимным тяготением и поэтому длительное время занимают ограниченное пространство размером около 6 млн. световых лет и существуют отдельно от других подобных групп галактик. Считается, что все члены Местной группы имеют общее происхождение и эволюционируют совместно уже около 13 млрд. лет.

Галактики Местной группы представляют особый интерес для астрономии, поскольку многие из них, во-первых, могут быть детально изучены, а во-вторых, заметно влияют на нашу Галактику и сами испытывают ее влияние. Местная группа, как и другие соседние с ней группы галактик и более населенные скопления галактик, входит в грандиозное объединение – Местное сверхскопление галактик. Это уплощенная система диаметром около 100 млн. и толщиной около 35 млн. св. лет. Ее центром служит крупное скопление галактик в Деве, удаленное от нас на 50 млн. св. лет.

Американский астроном Эдвин Хаббл первый обратил внимание, что наша Галактика вместе с несколькими соседними звездными системами образует довольно обособленную группу, которую он назвал Местной группой галактик. В своей книге Мир туманностей (1936) Хаббл писал, что это «типичная небольшая группа туманностей, изолированная в общем поле от остальных звездных систем». Это подтвердили b современные исследования: в Местную группу входит около 35 галактик различного морфологического типа. Доминируют в ней две спиральные системы – Туманность Андромеды (= M31 = NGC 224) и Млечный Путь, расстояние между которыми около 2,5 млн. св. лет. Галактика в Андромеде немного крупнее и приблизительно в полтора раза массивнее нашей Галактики.

Среди прочих членов Местной группы своей массой и светимостью выделяются два – небольшая спираль в Треугольнике (М 33) и неправильная галактика Большое Магелланово Облако (БМО). За ними в порядке уменьшения светимости следуют неправильные галактики Малое Магелланово Облако (ММО), IC 10, NGC 6822, IC 1613 и WLM, а также два сфероидальных спутника Туманности Андромеды – М 32 и NGC 205. Остальные галактики заметно мельче. Половина массы Местной группы заключена в сфере радиусом около 1 млн. св. лет, а граница группы удалена от ее центра примерно на 3 млн. св. лет. Вблизи этой границы расположены три маленьких системы Aquarius, Tucana и Sag DIG, принадлежность которых к Местной группе пока остается под вопросом. Отметим, что не только эти, но и многие другие галактики Местной группы носят имена тех созвездий, в которых они наблюдаются, например, Fornax, Draco, Sculptor, Leo I, Leo II и т. д. Большинство из них имеет и другие обозначения по различным каталогам галактик, но обычно астрономы называют их именно так галактика в Печи (Fornax), система в Драконе (Draco), и т.д.

В пределах Местного скопления маленькие галактики распределены не вполне хаотично: многие из них тяготеют к большим галактикам – к Млечному Пути и к Туманности Андромеды. Эти две часто называют «родительскими», хотя генетическая связь между большими и маленькими галактиками еще не до конца ясна. Не исключено, что именно маленькие звездные системы служат предками для более крупных. Но в данном случае крупную звездную систему называют «родительской галактикой», исходя из бытовой ассоциации: она как детьми окружена более мелкими галактиками-спутниками.

Например, нашу Галактику сопровождают довольно крупные Магеллановы Облака и несколько малых систем Fornax, Draco, Sculptor, Sextans, Carina и др. В свиту Туманности Андромеды входят весьма крупные Мессье 32 и NGC 205, а также небольшие NGC 147, NGC 185, And I, And II, And III и др. Это не является особенностью Местной группы: в мире галактик небольшие спутники часто сопровождают крупного «руководителя». Такие коллективы размером около 1 млн. св. лет принято называть гипергалактиками. Поэтому можно сказать, что основными компонентами Местной группы служат две гипергалактики Млечный Путь и Туманность Андромеды.

Третья по размеру и массе галактика Местной группы спираль М 33 в созвездии Треугольника. По-видимому, она не имеет спутников, хотя некоторые небольшие галактики расположены в проекции на небо ближе к М 33, чем к М 31. Однако Туманность Андромеды (М 31) гораздо массивнее, чем Спираль Треугольника (М 33), поэтому даже далекие спутники М 31 следуют за ней, а не за ее менее массивной соседкой. Население Местной группы не очень разнообразно: в нем представлены спиральные, неправильные и карликовые галактики, что типично для таких небольших и не очень плотных коллективов. В Местной группе отсутствуют крупные эллиптические галактики, которые можно найти в более богатых скоплениях. Единственная настоящая эллиптическая галактика – М 32, близкий спутник Туманности Андромеды. Остальные сфероидальные (тип Sph) и карликовые сфероидальные (dSph) галактики не являются настоящими эллиптическими системами, поскольку они не очень плотны, слабо концентрированы к центру, содержат межзвездный газ и молодые звезды.

Ближайшие соседи Местной группы – такие же небольшие скопления галактик. Одно из них, наблюдаемое в направлении созвездий Насос и Секстант, удалено от центра Местной группы на 5,5 млн. св. лет. Группа небольших галактик в Скульпторе удалена на 8 млн. св. лет, а другая известная группа, включающая крупную спираль М 81 и взаимодействующую с ней галактику с интенсивным звездообразованием М 82, удалена на 11 млн. св. лет. Членов группы Насоса-Секстанта по причине их близости к нам одно время причисляли к Местной группе галактик. Но изучив движение ее главных членов – небольших галактик NGC 3109, Насос, Секстант А и Секстант В, специалисты заключили, что это самостоятельная группа, медленно удаляющаяся от Местной группы.

Подгруппа Млечного Пути. Находясь в недрах своей Галактики, в окружении облаков межзвездного газа и пыли, мы пока не можем точно представить внешний вид своей звездной системы, и даже обнаружить всех ее соседей, особенно тех, которые скрыты за полосой Млечного Пути. Некоторые из спутников Галактики были найдены лишь недавно с помощью инфракрасных телескопов, поскольку длинноволновое излучение звезд легче проходит сквозь межзвездную пыль.

Изучению нашей Галактики очень помогает ее сравнение с близкой и подобной ей спиралью в Андромеде. Правда, у нашей Галактики диск не такой симметричный, как у Туманности Андромеды: спиральные рукава Млечного Пути более «ветвистые и лохматые», и выходят они не из центра галактики, как у Андромеды, а от концов небольшого бара, пересекающего ядро Галактики. К тому же, у нашей звездной системы менее массивное гало и, соответственно, меньше шаровых скоплений. В Галактике пока обнаружено 150 шаровых скоплений; всего же их не более 200, а в Туманности Андромеды не менее 400 шаровых скоплений. Зато в диске нашей Галактики происходит более интенсивный процесс звездообразования: молодые светила формируются в несколько раз чаще, чем в Туманности Андромеды.

Некоторые спутники Галактики находятся в пределах ее гало: диск Галактики имеет радиус около 40 тыс. св. лет, но сферическое гало тянется значительно дальше – до расстояния около 400 тыс. св. лет. Именно в этом объеме распределены шаровые скопления – типичные представители населения гало. А самые заметные жители гало – массивные Магеллановы Облака. Вероятно, в прошлом они были дальше от центра Галактики и составляли связанную пару. Но постепенно Магеллановы Облака приближаются в центру Галактики, теряют связь друг с другом и вещество из своих внешних областей: вдоль орбиты за ними тянется «хвост» из потерянных звезд и газа – Магелланов Поток.

Магеллановы Облака очень богаты газом и молодыми звездами: хотя их суммарная масса раз в 10 меньше, чем у нашей Галактики, межзвездного вещества в них почти столько же. Очень крупные области звездообразования наблюдаются в БМО, причем изучать их там даже легче, чем в запыленном Млечном Пути. В БМО обнаружено множество молодых звездных скоплений с массивными звездами, а также многочисленные следы взрывов сверхновых звезд. Единственная сверхновая, наблюдавшаяся в 20 в. в пределах Местной группы, вспыхнула именно в БМО в 1987.

По неясной пока причине в БМО около 4 млрд. лет назад произошла вспышка звездообразования. Память о ней сохранилась в виде большого количества звездных скоплений именно такого возраста. Не исключено, что причиной этого послужило сближение Облаков друг с другом или с Галактикой. Изучая более далекие двойные галактики, астрономы установили, что их взаимные сближения часто повышают в них интенсивность звездообразования.

Судьба Магеллановых Облаков представляется вполне ясно: совершив еще несколько оборотов вокруг Галактики и приблизившись к ее центру, они будут разорваны приливными силами и «размазаны» вдоль орбиты. Их звезды и звездные скопления войдут в состав Галактики, но еще долго будут двигаться широким потоком, напоминающим об их взаимной генетической связи. Несколько таких потоков уже обнаружено в гало Галактики. Вероятно, это остатки ранее поглощенных спутников, подобных Магеллановым Облакам.

Подгруппа Туманности Андромеды. К сожалению, диск Туманности Андромеды повернут к нам почти ребром: луч нашего зрения составляет с плоскостью диска угол всего в 15°, поэтому изучать структуру спиральных рукавов Андромеды не намного легче, чем структуру Млечного Пути. Впрочем, для астрономов Туманности Андромеды наша Галактика тоже «не подарок»: они видят наш диск под углом всего в 21°.

Как наиболее крупный член Местной группы, туманность Андромеды окружена большой свитой спутников. Вместе с ними и спиралью М 33 она образует подгруппу звездных островов, занимающую созвездия Андромеды, Кассиопеи, Треугольника и Рыб. Известный астроном Харлоу Шепли называл эту область «Архипелагом Андромеды».

Подобно тому, как Магеллановы Облака тесно соседствуют с нашей Галактикой, крупнейшие спутники Андромеды расположены очень близко к ее центру. Правда, сами они совсем не похожи на богатые газом и молодыми звездами Магеллановы Облака. Спутники Андромеды – это сфероидальные галактики, почти не содержащие межзвездного вещества. Среди них выделяется эллиптическая галактика М 32, компактная и очень плотная, с довольно массивным ядром. Она обращается в опасной близости от Туманности Андромеды и подвержена ее сильному гравитационному влиянию, которое уже «ободрало» наружные части этого спутника, а через несколько млрд. лет приведет к его окончательному разрушению.

Немного дальше от спирального «хозяина» движется вытянутый сфероид NGC 205. Он также испытывает приливное влияние массивной Андромеды: его самые наружные части заметно искривлены. В NGC 205 замечены несколько шаровых скоплений, немного межзвездного газа и относительно молодых звезд. Приблизительно таковы же, хотя и менее массивны, два более далеких спутника Андромеды – NGC 147 и NGC 185. По-видимому, они образуют двойную систему и вместе обращаются вокруг спирального «хозяина».

В 2003 у Туманности Андромеды был обнаружен новый спутник (And VIII), наблюдаемый на фоне ее диска, приблизительно там же, где галактика М 32. Этот спутник сложно заметить на обычных фотографиях, поскольку он уже сильно разрушен приливным влиянием главной галактики. Он вытянут почти на 10 кпк. в длину при ширине всего в несколько килопарсек. Его светимость около 200 млн. солнечных; в нем замечено несколько планетарных туманностей и шаровых скоплений, а также около 400 тыс. солнечных масс нейтрального водорода. Такого рода открытия доказывают, что состав Местной группы галактик еще не до конца описан.

По данным разных авторов, изучавших динамику ближайших галактик, полная масса Местной группы галактик составляет от 1,2 до 2,3 ґ 1012 масс Солнца. В любом случае это в несколько раз больше, чем дают прямые подсчеты массы, заключенной в наблюдаемых звездах и межзвездной среде. Следовательно, в Местной группе есть невидимое вещества, так называемая «скрытая масса», скорее всего, сосредоточенная в протяженных гало нашей Галактики и Туманности Андромеды.

Изучение ближайших к нам галактик – членов Местной группы, очень полезно и поучительно для выяснения структуры и истории жизни самых обычных, наиболее распространенных во Вселенной звездных систем.

Таблица. ГЛАВНЫЕ ГАЛАКТИКИ МЕСТНОЙ ГРУППЫ
Галактика

Тип

Расстояние

(млн. св. лет)
Видимые параметры Абсолютные параметры
Угловой диаметр Звездная

величина*
Диаметр

(тыс. св. лет)
Светимость,

млрд. солн. ед.
Млечный Путь S(B)bc 80 ? 14,5 ?
БМО Ir III 0,15 12° 0,4 31 2,75
ММО Ir IV 0,18 2,0 13 0,52
М 31 Sb 2,1 3,4 110 22,9
М 32 E2 2,1 4¢ 8,1 2 0,21
М 33 Sc 2,2 5,9 38 3,63
NGC 205 Sph 2,1 11¢ 8,1 6 0,27
NGC 6822 Ir IV 1,8 20¢ 8,5 7 0,11
IC 1613 Ir V 2,1 20¢ 9,1 10 0,076
Печь dSph 0,75 50¢ 7,3 11 0,019
Скульптор dSph 0,35 45¢ 8,8 5 0,004
* Визуальная звездная величина (в фильтре V).

Владимир Сурдин

ЛИТЕРАТУРА

Воронцов-Вельяминов Б.А. Внегалактическая астрономия. М., 1978
Клыпин А.А., Сурдин В.Г. Крупномасштабная структура Вселенной. М., 1981
Шаров А.С. Туманность Андромеды. М., 1982
Псковский Ю.П. Соседи нашей галактики. М., 1983
Горбацкий В.Г. Введение в физику галактик и скоплений галактик. М., 1986
Шаров А.С. Спиральная галактика Мессье 33. М., 1988
Van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. Cambridge: Cambridge Univ. Press, 2000
Решетников В.П. Поверхностная фотометрия галактик. СПб, 2003