 |
Астронет: А. Г. Морозов, А. В. Хоперсков Физика Дисков http://variable-stars.ru/db/msg/1168623/node6.html |
<< 1.2 Газовые диски плоских ... | Оглавление | 1.4 Активные галактические ядра >>
1.3 Особенности крупномасштабной структуры плосктх галактик
1.3.1 Спиральный узор
Уже по классификации Хаббла плоские галактики были разделены на подмножества: SO-галактики без каких-либо четко выраженных структур и, как правило, практически без газа; S -- собственно спиральные галактики и SB -- спиральные галактики с перемычками, в которых два спиральных рукава отходят почти под прямым углом от вращающейся в центре галактики перемычки (бара).
Геометрия спиральных структур поражает своим многообразием. В обычных спиральных галактиках (типа S) чаще всего обнаруживают два глобальных спиральных рукава -- как, например, у M81 [73,90]. Однако нередки и галактики с многочисленными спиральными сегментами (например, M33, NGC 5055 -- см. в книге Воронцова-Вельяминова [3]), многоярусные спирали с различным числом рукавов в различных областях диска по радиусу (NGC 1232, 157), галактики с ветвлением спиральных рукавов (NGC 151, 1288, 2997, 4725, 4736, 5033, 6946, 7412 и дp.), с существованием плотного газового кольца, наложенного на спиральную структуру (NGC 1024, 2223, 3124, 3344, 7329 и дp.), с наличием спиральной структуры в центральной области бара (NGC 1512) и т.д.
По внешнему виду наиболее естественно разделять галактические спиральные структуры на два основных типа. К первому следует относить симметричные относительно центра длинные рукава, образующие глобальный спиральный узор, занимающий практически всю галактику1.7. Во вторую группу можно объединять фрагментарные спиральные структуры, представляющие собой клочковатые, геометрически неправильные волокнистые образования -- короткие обрывки рукавов, которые не создают регулярного спирального узора1.8. По данным наблюдений фрагментарных галактик в четыре раза больше, чем галактик с регулярной структурой [91]. Хотя четкое разграничение между ними провести непросто.
По современным представлениям в большинстве случаев механизмы образования глобального и фрагментарного спиральных узоров имеют разную природу. Первый обусловлен глобальной спиральной волной плотности, распространяющейся по галактическому диску. Во втором случае основной причиной является растягивание областей звездообразования за счет дифференциального галактического вращения в обрывки спиральных рукавов. Важным фактором представляется также возможное распространение процесса звездообразования на соседние области. Следует иметь в виду, что возможно сосуществование в одной галактике регулярного и фрагментарного спиральных узоров.
Как видим, спиральная структура галактик чрезвычайно разнообразна и трудно ожидать наличия единого физического механизма образования спиралей. Отдельные флукулентные спирали могут иметь волновую природу, часть обусловлена приливным взаимодействием. Регулярные галактики весьма сильно различаются своими характеристиками: присутствием газа, наличием спутников и/или бара, кривой вращения, активностью ядер и т.д. Даже у одной и той же галактики одновременно может действовать несколько факторов, приводящих к реально наблюдаемой спиральной структуре.
По-видимому, почти у всех спиральных галактик спиральные ветви являются
отстающими -- концы таких спиралей ориентированы противоположно направлению
вращения вещества диска [92]. Форму спиральных ветвей пытались
аппроксимировать как логарифмическими [93], так и архимедовыми
[94] спиралями. Угловая протяженность подавляющего большинства
спиральных ветвей меньше 
[94]. Возможно, лидиpующие спиpальные
ветви могут возникать в тесных паpах пpи движении спутника пpотив
собственного вpащения галактики [95].
Хорошо различим спиральный узор в галактиках, видимых практически "плашмя". С уменьшением угла наклона плоскости галактики к лучу зрения определение параметров спиральной структуры становится более трудной задачей. Особую сложность представляет выявление геометрических параметров спирального узора Галактики. Было общепринято считать, что она является спиральной галактикой без перемычки. В самое последнее время появились основания для сомнений в справедливости этой точки зрения. Анализ прежде всего кинематики газа в центральной области не исключает наличия бара в Галактике [96].
Как правило, контраст яркости (а следовательно, и плотности)
спирального узора галактик по старым звездам диска (в красной области
спектра) невелик -- в пределах от нескольких процентов до
% от осесимметричного фона1.9. Но по газу перепад плотности от
спирального рукава к межрукавному пространству достигает обычно
величины порядка усредненной в азимутальном направлении плотности
газового диска (не считая области вблизи фронта волны сжатия, где
скачок плотности значительно выше). Молодые звезды ранних спектральных
классов (с высокотемпературной поверхностью) концентрируются к спиральным
ветвям и как наиболее яркие фактически и высвечивают спиральный узор на
общем фоне диска. В целом эти факты говорят о важной роли газовых
подсистем и процессов звездообразования в создании спирального узора
галактик.
1.3.2 Сфероидальные подсистемы
Как уже отмечалось выше, плоские галактики обладают и сферической
подсистемой, объемная плотность которой убывает с удалением от центра
галактики (при этом обычно выделяют внутренний балдж, звездное гало и
темное гало). Дисперсия скоростей звезд этой подсистемы сравнима с их
круговой скоростью [14]. Обычно именно по этому признаку их и выделяют
из общего диска звезд в солнечной окрестности Галактики, относя звезды с
малыми радиальными скоростями к населению диска. По данным [98],
дисперсия звезд гало в Галактике равна
км/с.
Прямое определение объемной плотности звезд сфероидальной
подсистемы Галактики, а следовательно и ее массы затруднено в
связи с тем, что большая, по-видимому, часть звезд этой подсистемы
обладает низкой светимостью. Так, по оценкам Шмидта [99], масса
звезд сфероидальной подсистемы 
в сфере с радиусом солнечной орбиты
не превышает 2-6% от массы звездного диска в той же области. С другой
стороны, в [100] сделан вывод о том, что в сфере радиуса
солнечной орбиты на долю диска приходится не более половины полной
массы Галактики
, а по оценкам
Вольтера [101],
. В модели,
построенной в работе [102], принято, что сфеpоидальные компоненты
массивнее плоских.
Дополнительным аргументом в пользу довольно массивных сфероидальных подсистем
плоских галактик служит и вид их кривых вращения на периферии диска. Если бы
массы сфероидальных подсистем были пренебрежимо малы по сравнению с массой
дисков, то на периферии таких галактик величина
заметно убывала
бы. Количество таких галактик, однако, чрезвычайно мало [6]. В гораздо
большем числе плоских галактик на периферии их дисков (в области
, где звездный диск фактически исчезает)
const или даже несколько возрастает с удалением от центра галактики
[29-31,37]. Ясно, что этот факт требует наличия довольно обширных и массивных
сфероидальных подсистем в плоских галактиках. Так, например, у спиральной
галактики низкой светимости NGC 5585 в пределах измеренной кривой вращения
(
кпк) масса темного гало должна составлять
% полной массы системы [103]. В работе [81] построены
модели 48 конкретных спиральных галактик. Из них только 15 не содержат гало.
В двадцати трех случаях гало маломассивное (
), и 10
моделей включают массивные сфероидальные подсистемы (
).
Имеется и ряд других указаний на существование массивных сферических
подсистем вокруг плоских галактик, которые легко объясняют
динамическое поведение дисков. Так, например, в отсутствие гало
при низкой дисперсии скоростей звезд диска развивается бароподобная
структура в центре, однако не все галактики с динамически
холодным диском относятся к типу SB; отношение величины дисперсии
звезд к круговой скорости
обратно пропорционально отношению
и для объяснения наблюдаемых значений
необходимо
считать 
. Условием длительного существования области
пониженной плотности (депрессии, см. п. 1.1.1) в центральной
части диска также может выступать массивная сфероидальная подсистема.
Наблюдаемые с ребра тонкие галактики с отношением осей 
имеют такую геометрическую толщину, которая может быть
объяснена только при наличии темного массивного гало [104]. Подробнее
вышеперечисленные эффекты обсуждаются в гл. 3.
Обнаруженные не так давно рентгеновские короны
галактик1.10,
существенно превышающие видимые размеры систем, связаны с горячим
газом (
К). Для гравитационного удержания газа, накапливающегося
в процессе эволюции системы, необходима дополнительная массивная компонента,
излучение которой не наблюдается.
Совершенно удивительная галактика А0136-0801 имеет газовое
кольцо на расстоянии приблизительно трех радиусов звездного диска,
которое расположено в плоскости, перпендикулярной диску, и при
этом оно вращается в своей плоскости симметрии со скоростью вращения
периферии звездного диска. Этот феномен не только указывает на
наличие темной подсистемы, но и свидетельствует о сферической симметрии
распределения вещества в невидимой короне. О похожей картине в NGC 2787
сообщает Шостак [105], только кольцо находится на расстоянии двух
оптических размеров галактики (20 кпк) и расположено под углом к
плоскости галактики. Совокупность наблюдений позволяет предположить для
этой системы отношение
в пределах 22 кпк. Скорости
вращения полярных колец и дисков для трех SO галактик NGC 2685,
A0136-0801, NGC 4650A оказываются близкими друг к другу
[106]. Кинематика этих систем свидетельствует в
пользу сферических гало.
Непонятно, что представляет собой это темное вещество вокруг галактик.
Разумеется, недостатка в предположениях нет. Но все
они пока еще относятся к разряду гипотез. Скажем, современная
теория звездообразования и эволюции звезд не позволяет рассчитывать,
что суммарная масса нейтронных звезд, ушедших из диска после
распада проэволюционировавших тесных двойных звездных систем, может
превышать несколько процентов от величины 
. Весьма популярная гипотеза
о том, что темное вещество состоит из электронного нейтрино (
)
с ненулевой массой покоя, является гипотезой в квадрате, поскольку
появляющиеся периодически в печати сообщения об открытии массы покоя у
нейтрино не подтверждаются последующими исследованиями. Возможно, что
массивное гало состоит просто из звезд-карликов малой светимости, но
не ясно, почему их там так много.
Имеются и свидетельства против невидимых сильно протяженных
массивных оболочек вокруг галактик (корон). Дело в том, что у
двойных галактик статистическим путем можно определить массы компонент по
относительным лучевым скоростям. По отдельности массы и светимости
плоских галактик могут различаться от объекта к объекту на несколько
порядков. Но отношение 
для одиночных галактик заключено в
небольшом интервале значений (
)1.11.
Распространяя это и на двойные галактики, можно посмотреть, имеется ли
превышение массы, вычисленной по относительному движению, над массой,
определенной по светимости. Караченцев [107] отмечает, что примерно
до середины 70-х годов считалось общепринятым наличие избытка вириальной
массы, и это расценивалось даже как универсальная закономерность мира
галактик. Однако в настоящее время имеются существенные сомнения в этом.
И по заключению Караченцева [107] данные наблюдений свидетельствуют
против предположения о существовании вокруг двойных галактик массивных
невидимых сильно протяженных корон. Но, по-видимому, делать однозначные
выводы о наличии скрытой массы в двойных системах еще рано [108].
Балдж. У многих плоских галактик имеется ярко выраженное
шарообразное
утолщение в центре -- балдж, размеры которого малы по сравнению с диском
(
и часто
). Балдж состоит прежде
всего из звезд и прекрасно виден. Общая масса балджа 
незначительна
по сравнению с общей массой диска у Sb-, Sc-галактик и может быть
весьма ощутимой у некоторых Sa-галактик. Так, например, по данным [109]
у NGC 4450
. Форма балджа удовлетворительно
представляется сплюснутым эллипсоидом вращения. По степени сплюснутости
наблюдаются как практически сферические, так и сильносплюснутые балджи --
линзы (с отношением полуосей вплоть до 
).
Бар. Примерно у половины спиральных галактик в центральной
области находится яркая сильновытянутая овалоподобная твердотельно
вращающаяся перемычка (бар). Такие звездные системы называют пересеченными
(SB) спиральными галактиками. Длины больших полуосей баров составляют
кпк. Весьма часто бары содержат много газа и пыли,
которые участвуют в достаточно сложном некруговом движении.
<< 1.2 Газовые диски плоских ... | Оглавление | 1.4 Активные галактические ядра >>