19.3 Исследование структуры и вращения галактик

Лекция 19. Галактики

19.3 Исследование структуры и вращения галактик

Изучение структуры и вращения галактик важно как само по себе, так и для сравнения свойств нашей Галактики со свойствами других галактик. К настоящему времени выяснено, что структура спиральных галактик в основных чертах повторяет структуру нашей Галактики. У всех спиральных галактик наблюдается ядро, диск, балдж и гало. Практически у всех галактик диск несколько голубеет от центра к краю, что интерпретируется как следствие существования градиента металличности - содержание тяжелых элементов уменьшается от центра к краю диска. Этот вывод подтверждается и изменением вдоль радиуса свойств областей HII.

В семидесятых годах у эллиптических галактик обнаружена эмпирическая закономерность: чем больше светимость галактики (т.е. ее масса), тем она краснее (т.е. у ее звезд больше "металличность"). Согласно Тинсли эта зависимость имеет вид Z ≈ M^1/4 Позднее зависимость масса-"металличность" была установлена и для других морфологических типов галактик - для спиральных, неправильных и карликовых сфероидальных. Однако впоследствии оказалось, что для эллиптических галактик корректнее говорить о зависимости масса-относительное содержание α-элементов. Действительно, соотношение химических элементов в них такое же, как в звездах гало нашей Галактики, у которых в среднем наблюдается повышенное более чем в два раза по сравнению с солнечным содержание α-элементов относительно железа (см. лекцию 14), поэтому их цвет определяется в основном покровным эффектом от линий поглощения не железа, а α-элементов. Тщательные спектральные наблюдения звезд эллиптических галактик подтвердили правильность этого вывода.

Для эллиптических галактик известна также корреляция, связывающая размер галактики с ее поверхностной яркостью - R_e ∝ I_e^-0.8 ; смысл ее в том, что более массивные эллиптические галактики на вид более <рыхлые>, т.е. обладают более низкой поверхностной яркостью. На этой зависимости построен метод диаметров для определения расстояний до галактик ранних типов.

Для многих галактик проведена поверхностная фотометрия, являющаяся основным методом исследования их структуры. Выяснено, что достаточно универсальными являются законы падения яркости от центра галактики к краю, как у эллиптических, так и у спиральных галактик. Так, для эллиптических галактик и балджей спиральных галактик хорошим приближением является закон Вокулера (1959): где r_e - эффективный радиус, выбираемый таким образом, чтобы в его пределах излучалась половина полной светимости галактики, а I_e - эффективная поверхностная яркость в пределах этого радиуса. Заметим, что так как расстояния до галактик определяются не очень уверенно, обычно используются не линейные, а угловые расстояния от центра галактики.

Сглаженное радиальное распределение поверхностной яркости в дисках спиральных галактик обычно аппроксимируется экспоненциальным законом: где величина r₀ - экспоненциальный масштаб диска, где яркость падает в е раз (обычно находится в интервале 2 - 6 кпк), а I(0) - центральная поверхностная яркость.

Вращение галактик впервые спектрально было обнаружено в 1917-1918 гг. Слайфером и Кэртисом для спиральных галактик. Вскоре выяснилась и незаметность вращения эллиптических галактик. Измерение кривых вращения спиральных галактик производится следующим способом. Щель спектрографа позиционируют так, что она проходит через центр галактики вдоль ее большой оси. При этом, так как один край галактики вследствие ее вращения движется по направлению к наблюдателю, а противоположный край - от наблюдателя, спектральные линии искривляются. Измерение сдвигов длин волн, соответствующих этому искривлению, и дает кривую вращения галактики, точнее - величины V = V_r(r)cosec i, где V_r(r) есть наблюдаемая лучевая скорость, а i - угол между плоскостью галактики и лучом зрения. На рис. 19-3 показан участок спектрограммы одной из галактик с сильной линией, по которой можно построить кривую вращения. Обычно для этого используется несколько линий. Справа находится атмосферная линия, она не искривлена.

Рис. 19-3

Очень трудным оказывается вопрос о направлении вращения галактик, так как непросто понять, какой из краев данной галактики (по малой оси) находится ближе к наблюдателю, а какой - дальше. Именно поэтому имеются трудности в выборе направления закрутки спиральных ветвей. В некоторых случаях, когда галактика расположена особенно удачно по направлению к наблюдателю, этот вопрос можно решить с помощью анализа распределения поглощающей материи.

Угол наклона галактики к лучу зрения можно определить по отношению длин малой и большой осей галактики, которые обычно определяются из данных поверхностной фотометрии как отклонения от формы окружности линий равной поверхностной яркости - изофот.

Кривые вращения галактик наблюдаются как по данным оптической спектроскопии, так и по данным наблюдений нейтрального водорода на волне 21 см. Последний метод в основном применяется к ближайшим галактикам, так как для получения кривой вращения требуется, чтобы разрешающая способность антенны радиотелескопа была существенно выше угловых размеров галактики. В настоящее время наблюдения дают возможность не только получать кривые вращения, но и проводить детальные исследования кинематики газа, например - исследовать влияние волн плотности на движение газа в дисках галактик.

Изучение вращения галактик важно для понимания структуры галактик и определения их масс. В настоящее время построены кривые вращения более чем для двухсот галактик.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Будущие космические эксперименты и перспективы развития звездной астрономии