ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 6

ОБЕРТАННЯ І РОЗМІРИ ГАЛАКТИК

6.7.Криві обертання спіральних та неправильних галактик

Велике значення в дослідженні галактик, перш за все, спіральних, мають так звані криві обертання, тобто залежності швидкості обертання зоряного населення або газу від відстані до видимого центру. За кривими обертання вивчають кінематику галактик, можливу взаємодію. За відхиленням кривої обертання від теоретичної (кеплерівської) її форми за межами оптичного зображення (плоскі або навіть зростаючі криві) робляться висновки про розподіл у галактиці темної матерії. Порівнюючи криві обертання далеких і близьких галактик, отримують уявлення про еволюцію їхньої структури. Криві обертання, виведені за емісійними оптичними лініями та радіолініями, дають змогу знайти досить точно розподіл мас населення типу I у дисках галактик за рахунок малої дисперсії швидкостей (~10 км/с) порівняно зі швидкістю обертання.

Сучасні засоби вимірювань дають можливість отримувати двовимірне (в картинній площині) поле швидкостей галактик. Однак це стало можливим порівняно недавно, і відповідні методи є високозатратними у сенсі часу спостережень. Тому більшість визначень кривих обертання є одновимірними. Для спіралей визначають швидкість обертання, асоційовану з положенням на великій осі галактики.

Перші методи визначення обертання галактик за лініями поглинання були чутливими лише до яскравих центральних областей порівняно близьких об’єктів. Так у 1916—1917 роках Піз досліджував обертання М 31 довгощілинним спектрографом на 60" телескопі обсерваторії Маунт-Уілсон. Лінії поглинання простежувалися лише на 1,5' від ядра, що становило 2 % оптичної великої осі галактики. При цьому час експозиції був ~80 год. Нахил ліній встановлювався інтегрально, як усереднена міра обертання в тій області, що попадає в щілину спектрографа. Простежити, як змінюється швидкість з віддаллю від центру, було складно. Але навіть за таких умов спостережень Піз помітив, що швидкість швидко зростає у разі віддалення від ядра.

У кінці 1930-х років у практику були введені методи роботи з емісійними лініями, що сприяло виявленню кінематики поза- центрових областей галактик, перш за все М 31 та М 33. Так, у 1939 році X. Бебкок простежував швидкість обертання М 31 вже

на віддалі 2° від ядра. Отримані ним швидкості обертання у зовнішніх областях галактики були неочікувано великими, що свідчило про велике значення відношення маси до світності.

Кроком вперед у оптичних дослідженнях кривих обертання є праці Т. Пейджа (1952) та, особливо, М. Бербідж та Д. Бербіджа (1960), які почали використовувати нові фотопластинки, чутливі до червоних променів. Це дало змогу проводити спостереження в лініях Ηαта [N II], які утворюються в областях Η II всередині дисків галактик. Протягом десяти років криві обертання були побудовані для декількох десятків галактик, причому більшість з них виявляла початкове майже лінійне зростання швидкості (твердотільне обертання) та початок «повороту» кривої. Поведінку кривої обертання за «поворотом» у багатьох випадках прослідкувати було важко. Але таку можливість дали радіоспостереження в лінії 21 см, оскільки нейтральний водень прослідковується далі від ядра ніж видиме зображення (іноді в 3—4 рази далі).

Ранні радіоспостереження в лінії водню 21 см виявили слабке спадання кривої обертання у М 31 (Хюлст Х.К. ван де, 1957) та плоску криву обертання у М 33 (Волдерс Л., 1959). Двовимірне поле швидкостей вперше було отримано для М 31 (Аргіл Е., 1965). Волдерс з’ясував проблему: криві обертання не спадають, як того потребували закони Кеплера (якщо вважати, що вся маса зосереджена там, де і світло). Пізніше плоскі криві обертання були знайдені й для інших галактик (Рогстед Д. та Шостек Дж., 1972), однак деякий час припускались чисто технічні причини цього факту (вплив бокових пелюстків діаграми спрямованості антени). Але у 1970—1980 роках після серії праць Рубін зі співавторами, у яких були побудовані криві обертання (здебільшого за оптичними даними) для низки галактик, зникли сумніви, що плоскі криві є прямим наслідком динаміки та структури галактик (рис. 6.6).

Сучасні спостереження для побудови кривої обертання традиційно виконують в оптичних емісійних лініях (Ηα, [N II], [S II]), радіолінії 21 см, лініях мікрохвильового діапазону (лінії СО 2,6- і 1,3-міліметрові, внутрішні частини галактик), а іноді в інфрачервоних лініях (наприклад, у лінії Si IV спостерігалась сейфертівська галактика NGC1068 (Текса М. та ін., 2000).

На підставі накопичення даних спостережень кривих обертання було створено їхні каталоги. Зокрема, у 2000 році було укладено каталог кривих обертання плоских галактик, спостережуваних із ребра. Усього було вибрано 908 північних спіральних галактик (з каталогу RFGC) з відношенням осей, більшим за 8, кутовим діаметром, меншим за 2', що знаходяться поза зоною телескопа Аресібо. Медіанне значення радіальної швидкості у вибірці дорівнювало 7800 км/с. Показано, що амплітуда на кривій обертання, побудованій за Ηαспостереженнями, тісно корелює з шириною радіолінії 21 см. Підтверджено формулу W50 ≈ 2Vmax. Точність визначення Vmax становила 12 км/с; в середному, для цієї вибірки галактик Vmax = 137 км/с. Спостереження проводили на 6-метровому телескопі в Спеціальній астрофізичній обсерваторії РАН.

Рис. 6.6. Приклади кривих обертання деяких спіральних галактик

Рис. 6.7. Приклади На-кривих обертання плоских галактик. Світлі та темні кружечки відповідають точкам вимірювання швидкості обертання по різні боки від центру. Цифри на рисунках відповідають номерам галактик за каталогом RFGC






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.