ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 6

ОБЕРТАННЯ І РОЗМІРИ ГАЛАКТИК

6.2.Визначення швидкості обертання

Обертання галактик знаходять за диференціальним ефектом доплерівського зсуву спектральних ліній на певній відстані від ядра галактики відносно зсуву у місці розташування ядра. Зрозуміло, що у випадку орієнтації спіральної галактики пласом (face-on) визначити обертання неможливо. Найточніше визначається швидкість обертання при орієнтації з ребра (edge-on) (рис. 6.1).

Рис. 6.1. Приклади зображень галактик, видимих із ребра, з огляду POSS та їхніх спектрів із нахиленими спектральними лініями Ηα

Якщо і — кут між віссю обертання та променем зору, то швидкість обертання V знаходять так:

де V0 — швидкість обертання, що визначається зі спектра. Якщо направити щілину спектрографа вздовж великої осі галактик, то спостережувані у спектрі лінії будуть нахиленими. Кут нахилу χ — міра швидкості обертання, тоді

Тут Δλ — зсув краю лінії відносно центру; δ — той саме зсув в одиницях довжини; d — половина довжини лінії; к — стала дифракційної системи. Було виявлено, що поблизу ядра зображення щілини майже не вигинається, тобто поблизу ядра галактики виконується лінійна залежність між швидкістю обертання та відстанню до ядра:

Це означає, що поблизу ядра ми маємо твердотільне обертання.

У табл. 6.1 наведені значення швидкостей обертання для деяких яскравих галактик. У третьому стовпчику подано швидкість обертання, визначену за зоряною компонентою, у четвертому — за газовою компонентою (за шириною радіолінії 21 см). У п’ятому стовпчику для порівняння наведено значення кореня квадратичного з дисперсії швидкостей зір у центральній частині галактики.

З цієї таблиці зрозуміла така загальна тенденція. Спіральні галактики пізніх класів обертаються набагато повільніше, ніж спіральні галактики ранніх класів Sa, Sb та лінзоподібні галактики. (На перший погляд, варто було очікувати протилежного, якщо вважати, що стиснутість галактики визначається швидкістю обертання.) Взагалі, швидкості руху газу та зір становлять від декількох десятків кілометрів у секунду в карликових системах до 200—300 км/с (в окремих випадках — до 400 км/с) у гігантських спіральних галактиках.

У різних складових спіральних галактик різні швидкості обертання. Найповільніше обертаються зоряний балдж та зоряне гало, однак швидкості обертання балджу все-таки перевищують швидкості обертання Е-галактик. Відношення швидкості обертання балджу до дисперсії швидкостей в ньому становить приблизно 0,5, стільки, скільки потребує гідродинамічно модель, запропонована Корменді (1984). Зорі та газ у галактичному диску обертаються швидше, їхні швидкості більш упорядковані, вони рухаються переважно в одному напрямку. Найбільша швидкість у хмар газу та молодих зір. їхні орбіти близькі до колових.

Таблиця 6.1. Значення швидкостей обертання галактик (з бази даних LEDA)

Галактика

Тип

Vrot, км/с

Vgas, км/с

σcors, км/с

M 31

Sb

250 ± 7

244 ± 6

170

М 51 (Вир)

Sbc

140 ± 7

70 ± 2

96 ± 9

М 81

Sab

234 ± 10

192 ± 6

162

M 33

Sc

100 ± 3

82 ± 2

37 ± 16

NGC 2683

Sc

203 ± 6

201 ± 6

116

М 104 (Сомбреро)

Sa

359 ± 11

352 ± 9

241

NGC 7640

SBc

108 ± 2

108 ± 2

NGC 4559

SBc

113 ± 3

103 ± 2

NGC 3115

E-S0

107 ± 6

106 ± 6

252

M 102

S0-a

~160

159 ± 10

M 84

E

178 ± 14

120 ± 9

281 ± 3

М 87

E(cD)

~20

332 ± 5

NGC 1600

E

5 ± 8

336 ± 8

Орбітальний період збільшується в разі віддалення від ядра. Зорі та газ можуть мати різні швидкості обертання, навіть якщо вони знаходяться на одній відстані від центру.

Неправильні (Irr) галактики — це системи, що обертаються повільно. Як і в дисках спіральних галактик, швидкості обертання зір та хмар газу близькі до колових. На відміну від Е-галактик, низька швидкість обертання у Irr-галактиках є наслідком їхніх малих мас. Швидкості зір в еліптичних галактиках тим більші, чим масивніша (або більш світна) галактика (див. п. 5.14), однак швидкості мають хаотичний характер, тому в кожному локальному об’ємі середнє значення швидкості є невеликим. Тоді обертання галактики як цілого небесного об’єкта є досить повільним (декілька десятків кілометрів у секунду). Виявилося, що ступінь стиснення галактики, всупереч інтуїтивним очікуванням, не пов’язаний зі швидкістю її обертання: вона може однаково повільно обертатися, будучи і кульоподібною, і сплющеною. Бендер (1988) з’ясував, що Е-галактики з дисковими ізофотами обертаються швидше, ніж з ящикоподібними.

Обертання еліптичних галактик звичайно помічають лише у невеликій приядерній області, воно в середньому повільніше за обертання спіральних галактик ранніх класів S0, Sa. Простежується також тенденція, що відношення колективної швидкості обертання зір до їх середньоквадратичної випадкової швидкості в ядерній області для спіралей набагато більше, ніж для еліптичних та лінзоподібних галактик. Для еліптичних галактик це відношення за деякими оцінками становить приблизно 20 %. Отже, якщо динамічна рівновага спіралей у більшій мірі підтримується обертанням, то в еліптичних галактиках — тепловими рухами.

Така ситуація з обертанням свідчить про неможливість еволюційних переходів від одного габблівського типу до іншого, тобто підтверджує думку Оорта про нееволюційність морфологічної класифікації (якщо не враховувати взаємодію та злипання галактик).

Оцінювання швидкостей зір та хмар газу в галактиках має таку особливість: об’єкти, швидкості яких визначають, зазвичай не спостерігаються окремо один від одного, тому вимірюваннями отримано деякі усереднені значення в певному місці. При цьому в кожної окремої зорі або хмари газу може бути швидкість, що суттєво відрізняється від середньої. Отже, наведені оцінки швидкостей потрібно розуміти як середні значення в певній області галактики для об’єктів даного типу (хмар газу, молодих зір, старих зір тощо).






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.