Диски галактик
Ди́ски гала́ктик (галактические диски), звёздно-газовые компоненты галактик, имеющие форму диска и вращающиеся вокруг центра галактики. Дисками обладает большинство галактик различных морфологических типов, за исключением эллиптических галактик и галактик очень малой массы. В основном диски галактик состоят из звёзд различного возраста и разрежённой межзвёздной газово-пылевой среды. При этом диски не имеют резких границ, их плотность и поверхностная яркость постепенно уменьшаются с удалением от центра, так что у массивных спиральных галактик они могут прослеживаться до расстояний во многие десятки тысяч световых лет.
Структура и состав дисков галактик
Два основных компонента диска галактики – это звёздный диск и газово-пылевой диск (или слой), расположенный, как правило, внутри звёздного диска вблизи его плоскости.
Рис. 1. Основные структурные компоненты дисковой галактики.Звёздные диски нередко содержат основную часть звёзд в галактиках и имеют массы от миллиарда до нескольких сотен миллиардов масс Солнца. В массивных галактиках часто выделяются тонкий звёздный диск с характерной толщиной порядка 1–2 тыс. световых лет и толстый диск, толщина которого в несколько раз больше (рис. 1). Лучше всего эта двухдисковая структура видна у галактик, где диски наблюдаются «с ребра» или почти «с ребра» (рис. 2). Резкой границы между тонким и толстым дисками нет, зачастую диск в целом можно рассматривать как однокомпонентный. Толстый звёздный диск более разрежен и, как правило, менее массивен. Скорость его вращения немного ниже, а дисперсия скоростей звёзд выше, чем у тонкого диска.
История формирования этих двух составляющих звёздного диска различна. Звёзды, образующие толстый диск, относятся к очень старому звёздному населению. Они возникли тогда, когда в природе было ещё очень мало химических элементов тяжелее гелия (эти элементы ещё не успели образоваться в звёздах). Поэтому в атмосферах этих звёзд наблюдается значительно меньше таких элементов, как углерод, кислород и (особенно) железо, чем в звёздах тонкого диска, химический состав которых ближе к солнечному.
Рис. 2. Линзовидная галактика NGC 4762 с диском, наблюдаемым «с ребра». Отчётливо видно разделение диска на тонкий и толстый. Красные пятна – яркие звёзды фона, принадлежащие нашей Галактике. Фото: обзор неба SDSS. Адаптация: БРЭ.В нашей Галактике звёздный диск также разделяется на тонкий и толстый. В отличие от толстого диска Галактики, возраст звёзд в котором превышает 10 млрд лет, её тонкий диск содержит звёзды самых разных возрастных групп – от недавно родившихся до звёзд с возрастом несколько миллиардов лет. Почти все звёзды, которые видны на небе невооружённым глазом или в небольшой телескоп, относятся к тонкому, наиболее массивному звёздному диску Галактики.
В центральной части многих галактик (в том числе нашей) звёздный диск утолщается, образуя псевдобалдж. Его образование, предположительно, связано с «динамическим нагревом» звёздного диска (т. е. с возрастанием дисперсии скоростей звёзд), что может быть либо следствием гравитационного воздействия бара галактики на движение звёзд диска, либо результатом концентрации газа к центру диска на ранней стадии его формирования с последующим превращением газа в звёзды.
Газовые, или газово-пылевые, диски (слои) включают в себя основную часть межзвёздной среды в галактиках. Газ в дисках состоит в основном из атомарного и молекулярного водорода и гелия с небольшой примесью более тяжёлых элементов и пыли (масса последней составляет около 1 % от массы газа в гигантских галактиках, а в карликовых галактиках – ещё меньше). Находясь в гравитационном поле звёздного диска галактик, газ концентрируется там, где его потенциальная энергия минимальна, т. е. вблизи плоскости звёздного диска, и образует слой с толщиной, как правило, в несколько раз меньшей, чем у тонкого звёздного диска (хотя наиболее горячие и разрежённые компоненты газа располагаются более широким слоем). На периферии звёздного диска галактики создаваемое им гравитационное поле становится слабым и, как следствие, слой газа может сильно расширяться. Газ в диске очень неоднороден по плотности и температуре. Выше всего плотность газа вблизи плоскости диска, где в холодных молекулярных облаках происходит формирование новых поколений звёзд.
Рис. 3. Спиральная галактика NGC 7814, диск которой наблюдается «с ребра». Отчётливо видна тёмная полоса, связанная с непрозрачным газово-пылевым слоем. Фото: обзор неба SDSS.У спиральных галактик, плоскость диска которых наклонена под небольшим углом к лучу зрения, газово-пылевой слой непрозрачен, и на фотографиях галактик он выглядит как тёмная, иногда очень неровная полоса (рис. 3). В линзовидных галактиках, где холодного газа и пыли очень мало, в большинстве случаев виден лишь звёздный диск (рис. 2). Однако в некоторых галактиках этого типа наблюдается также кольцо газа, иногда с признаками слабого звездообразования, расположенное либо внутри звёздного диска (внутреннее кольцо), либо на его периферии (внешнее кольцо).
Важной структурной особенностью дисков большинства наблюдаемых галактик является наличие спиральных ветвей. По этому признаку такие галактики относят к классу спиральных галактик. Спиральный узор охватывает значительную часть диска, но на больших расстояниях от центра теряет свою чёткость. К спиральным ветвям галактик сильнее всего концентрируются газ и молодые звёзды, а также связанные с ними яркие области ионизованного газа (рис. 4). Чаще всего именно благодаря этому спиральный узор выделяется по яркости на фоне звёздного диска.
Рис. 4. Структура диска спиральной галактики М83. Розовые вкрапления – области горячего газа, связанные с молодыми звёздами. Фото: космический телескоп «Хаббл».К плоскости звёздного диска концентрируются также межзвёздное магнитное поле, связанное с межзвёздным газом, и космические лучи, т. е. потоки релятивистских протонов и электронов, распространяющиеся в магнитных полях галактики. Несмотря на небольшое значение магнитной индукции (~10–9 Тл), энергия магнитных полей вблизи плоскости галактических дисков сопоставима с энергией турбулентных движений газа. Магнитное поле не может сильно влиять на вращение газового диска в целом, но играет большую роль в динамике газа в локальных областях диска. При этом на движение звёзд магнитное поле не влияет.
Динамика дисков галактик
Важнейшая особенность галактических дисков – их сильная сплюснутость – связана с их вращением. Звёзды и газ, составляющие диск, помимо скоростей вращения характеризуются также дисперсией (случайным разбросом) скоростей, от величины которой зависит толщина диска: чем больше дисперсия скоростей звёзд, тем дальше они могут отходить от плоскости диска в своем движении и тем толще оказывается звёздный диск. Скорость вращения диска вокруг центра галактики определяется гравитационным полем (а точнее, градиентом потенциала гравитационного поля), создаваемым галактикой на данном расстоянии от центра. Линейная скорость вращения возрастает с удалением от центра во внутренней области галактики, но начиная с расстояния в несколько тысяч световых лет замедляет рост и, как правило, остаётся почти постоянной на большом интервале радиальных расстояний. Максимальная скорость вращения диска зависит от массы, или светимости, галактики (чем больше масса, тем выше скорость вращения) и обычно составляет 50–150 км/с у неправильных галактик и 150–300 км/с (изредка – выше) у спиральных и линзовидных галактик. Существует хорошо выраженная зависимость скорости вращения от массы (светимости) галактик, которую можно использовать для оценки расстояния до них (зависимость Талли – Фишера).
Система старых звёзд диска вращается немного медленнее, чем межзвёздный газ в плоскости диска или система молодых звёзд, что связано с более высокой дисперсией скоростей звёзд большого возраста. Иногда вращение вокруг центра галактики имеет более сложный характер. Так, в области звёздного бара скорости газа и звёзд могут сильно отличаться от скоростей кругового движения, траектории их движения похожи на вытянутые эллипсы. Наблюдаемое движение газа в галактических дисках часто сильно возмущено в спиральных ветвях и в областях активного звездообразования.
Анализ измеренных скоростей звёзд и межзвёздного газа на различных расстояниях от центра используется для расчёта динамических моделей галактик, описывающих распределение плотности вещества в них.
Вращение дисков отражает большой момент импульса того первичного газа, гравитационное сжатие которого сформировало диск и запустило в нём процесс образования звёзд. Момент импульса галактических дисков и их масса являются важнейшими динамическими характеристиками галактик, во многом определяющими их наблюдаемые свойства.
Протяжённые диски низкой поверхностной яркости
В 1980–1990 гг. были открыты гигантские галактики, диски которых обладают необычно низкой яркостью, или плотностью звёздного населения. Наблюдаемая поверхностная яркость дисков даже в их центральных областях оказывается ниже, чем яркость ночного безлунного неба (хотя галактики могут иметь более яркие балджи). При этом диаметры дисков бывают очень большими. Рекордным размером обладает диск галактики низкой поверхностной яркости Malin-1 (рис. 5), слабое свечение которого прослеживается на контрастных изображениях галактики до расстояния более чем в 300 тыс. световых лет от центра.
Рис. 5. Галактика низкой поверхностной яркости Malin‑1 с диском, слабое свечение которого прослеживается до расстояния более чем в 300 тыс. световых лет (> 90 кпк) от центра. Фото из статьи: Boissier S. [et al.]. The properties of the Malin‑1 galaxy giant disk // Astronomy & Astrophysics. 2016. Vol. 593, № A126. P. 1–22. Адаптация: БРЭ.Подобные диски низкой яркости состоят в основном из газа, а не из звёзд. Но даже в некоторых галактиках, вполне обычных по своим оптическим характеристикам, звёздно-газовый диск переходит на большом расстоянии от центра в протяжённый внешний диск низкой поверхностной яркости. Звездообразование в дисках низкой яркости или очень слабое, или вообще отсутствует. Протяжённые внешние диски галактик, как и диски гигантских галактик низкой яркости, обладают очень большим моментом импульса. Предполагается, что их происхождение связано с интенсивной аккрецией потоков межгалактического газа с большим моментом импульса на формирующуюся или уже сформировавшуюся галактику.
Галактики с двумя дисками
В некоторых галактиках помимо основного диска наблюдается ещё один диск (газовый или звёздно-газовый), динамически обособленный от основного и имеющий иное направление оси вращения. Часто такие «дополнительные» диски ориентированы под большим углом к основному, что хорошо заметно на фотоизображениях галактик. В этом случае эти диски обычно называют полярными. 
Рис. 6. Пекулярная галактика с полярным кольцом NGC 4650A, расположенная в созвездии Кентавр на расстоянии 130–165 млн световых лет от Земли. Фото: космический телескоп «Хаббл».Иногда полярный диск имеет вид кольца вокруг галактики (рис. 6) или охватывает только её центральную часть. Но наиболее интересны случаи, когда «дополнительный» газовый или звёздно-газовый диск располагается в плоскости основного диска и при этом вращается в противоположном направлении, хотя с той же скоростью, что и основной диск.
Очевидно, что при формировании галактики у неё не могли одновременно образоваться диски, вращающиеся в противоположных направлениях или в разных плоскостях. Во всех перечисленных случаях наличие динамически обособленных газовых дисков (или колец) рассматривается как результат аккреции газовых потоков на уже сформировавшуюся галактику или падения на неё галактик-спутников с их последующим разрушением.