о чем говорит вид кривой вращения галактики

О чем говорит вид кривой вращения галактики

Применение метода Камма можно разбить на следующие этапы:

Отметим попутно, что подходящим образом сглаженная функция Камма может служить для определения постоянной Оорта А путем численного дифференцирования, что является более обоснованным методом получения оценки постоянной Оорта, так как оценивание по формуле (10-13) позволяет определить эту величину лишь как коэффициент приближающего наблюдаемое поле скоростей полинома.

Характерными особенностями кривой вращения, выделяющимися на рис. 10-3, являются резкий минимум вблизи галактического центра, острый максимум на расстоянии около 1 кпк от центра, затем вторичный минимум и вновь небольшой максимум, после которого наблюдается небольшое убывание в окрестности солнечного радиуса орбиты и, как минимум, отсутствие убывания на периферии Галактики . Такое сложное поведение кривой вращения определяется сложным распределением масс в Галактике, а также тем фактом, что Галактика, как мы знаем из предыдущих параграфов, состоит из подсистем с разными кинематическими свойствами. Очевидно, что на большом расстоянии от центра Галактики кривая вращения должна иметь кеплеровский убывающий характер, однако наблюдения показывают, что там, где есть наблюдаемое светящееся вещество, кривая вращения возможно даже не достигает максимума.

Кривая вращения, совместно с другими данными, дает возможность построить модель распределения масс в Галактике. Этот вопрос будет рассмотрен в 15-й лекции.

Источник

Кривая вращения галактики

Необходимо проверить качество перевода и привести статью в соответствие со стилистическими правилами Википедии.

Ротационная кривая галактики может быть представлена графиком, на котором отображена зависимость орбитальной скорости звёзд и газа в галактике (ось y) от расстояния до центра галактики (ось x). Звёзды вращаются вокруг центра галактики с постоянной скоростью в большом диапазоне расстояний от центра галактики. Таким образом, звёзды вращаются гораздо быстрее, чем ожидалось, если бы они находились в свободном потенциале Ньютона. Проблема вращения галактик — это несоответствие между наблюдаемыми скоростями вращения материи в дисковых частях спиральных галактик и предсказаниями кеплеровской динамики, учитывающими только видимую массу. В настоящий момент считается, что это несоответствие выдаёт присутствие «тёмной материи», которая пронизывает галактику и простирается до галактического гало.

Содержание

История и описание проблемы

В 1959 году Луис Волдерс (Louise Volders) показал, что спиральная галактика М33 (Галактика Треугольника) не вращается так, как ожидалось в соответствии с кеплеровской динамикой, [1] в 70-х годах [2] полученный результат был распространён на многие другие спиральные галактики. В соответствии с этой моделью, вещество (такое как звёзды или газ) в дисковой части спирали должно вращаться вокруг центра галактики аналогично тому, как планеты в солнечной системе вращаются вокруг Солнца, то есть в соответствии с механикой Ньютона. Основываясь на этом, можно было ожидать, что средняя орбитальная скорость объекта на определённом расстоянии от наибольшего распределения массы будет уменьшаться обратно пропорционально квадратному корню от радиуса орбиты (штрихованная линия на Рис. 1). Во времена открытия несоответствия считалось, что большая часть массы галактики должна находиться в галактическом балдже, около центра галактики.

Однако, наблюдения ротационной кривой спиралей не подтвердили этого. Наоборот, кривая не уменьшается обратно пропорционально квадратному корню, а является «плоской» — снаружи от центрального балджа скорость является практически постоянной функцией от радиуса (сплошная линия на Рис. 1). Объяснение, которое требует наименьшего изменения в физических законах вселенной — в том, что существует значительное количество материи на большом расстоянии от центра галактики, которая не излучает свет в таком же отношении «масса-к-свету», как центральный балдж. Астрономы предполагают, что эта дополнительная масса появляется благодаря «тёмной материи» внутри галактического гало. Существование гало первый раз было постулировано Фрицем Цвикки (Fritz Zwicky) сорока годами раньше в его трудах о массах скоплений галактик. В настоящий момент, существует большое количество наблюдаемых свидетельств существования «холодной тёмной материи» и её присутствие является значительной особенностью современной Лямбда-CDM модели, которая описывает космологию Вселенной.

Дальнейшие исследования

Являясь важным элементом убеждения людей в существовании «тёмной материи», новейший труд о кривых вращения галактик также бросает ей один из самых больших вызовов. Дальнейшее исследование кривых вращения галактик с низкой поверхностной яркостью (LSB галактик) в 1990 годах [3] и их позиции в соотношении Талли-Фишера [4] показало, что они не ведут себя так, как ожидалось. В этих галактиках тёмная материя должна была бы преобладать в удивительной манере. Однако, такие карликовые галактики с преобладанием тёмной материи могут являться ключом к решению «проблемы карликовых галактик» и «проблемы формирования структуры».

Ещё больший вызов теории тёмной материи, или, по крайней мере, её самой популярной форме — холодной тёмной материи (CDM) бросает анализ центров галактик с низкой поверхностной яркостью. Множественные моделирования, основанные на «холодной тёмной материи» дали предсказания формы кривых вращения в центрах систем с преобладанием тёмной материи, таких как эти галактики. Наблюдения фактических кривых вращения не показали предсказанной формы. [5] Эта так называемая «проблема порогового гало» (cuspy halo problem) тёмной холодной материи считается теоретическими космологами «послушной проблемой».

Эти теории тёмной материи продолжают поддерживаться, как объяснение кривых вращения галактики, потому что свидетельства существования тёмной материи получены не только из этих кривых вращения. Они также были уникально успешны в моделировании формирования крупномасштабной структуры в распределении галактик и в объяснении динамики групп и скоплений галактик (как первоначально предложено Цвикки). Тёмная материя также правильно предсказывает результаты наблюдения «гравитационной фокусировки» (гравилинзирования). [источник не указан 1035 дней]

Альтернативы тёмной материи

Есть небольшое количество попыток найти альтернативные тёмной материи объяснения кривым вращения галактик. Одна из самых обсуждаемых альтернатив — теория MoND (модифицированная ньютоновская динамика). Изначально предложенная ещё в 1983 году как феменологическое объяснение, но которая как теперь видно имела и предсказательную силу для кривых вращения галактик с низкой поверхностной яркостью. Эта теория утверждает, что физика гравитации изменяется при больших масштабах, но до недавнего времени она не была релятивистской теорией. Однако, с развитием тензорно-скалярно-векторной гравитации (TeVeS) теории это изменилось. Более успешная альтернатива — это модифицированная гравитация Моффата (MOG), такая как, например, скалярно-тензорно-векторная гравитация (STVG). Джоэл Бронштейн и Джон Моффат приложили MOG к проблеме ротационных кривых галактик и показали её пригодность для выборки из более чем 100 LSB, HSB и карликовых галактик. Каждая из представленных кривых вращения галактик подходила без необходимости в скрытой массе, используя только доступные фотометрические данные (звёздное вещество и видимый газ).

Источник

Скрытая масса. Что это такое?

Ответ на этот вопрос может в корне изменить наши представления о вселенной.

Б.М. Шустов, доктор физико-математических наук

Институт астрономии РАН, г. Москва

Идея скрытой массы, состоящая в том, что мы живем во Вселенной, в которой доминирует ненаблюдаемая нами материя, природа которой по большей части неясна и, может быть, весьма необычна, большинством астрономов воспринимается как нечто не очень понятное, но бесспорно установленное. Поскольку в литературе используются различные и не всегда согласующиеся определения этой ненаблюдаемой материи и её компонентов, мы будем использовать здесь наиболее логичное с нашей точки зрения определение:

Составляющие скрытой массы:

Физики и астрономы обсуждают очень широкий набор возможностей для объяснения физической природы носителей скрытой массы – от элементарных частиц до звезд-карликов и черных дыр. Массы кандидатов на эту роль различаются более чем на 70 порядков величины, т.е. на множитель 1000………000 (число с семьюдесятью нулями)! Как мы увидим далее, гипотетическое темноё вещество начинает проявлять себя только на больших масштабах расстояний, сравнимых или превышающих размеры Галактики. Барионное же вещество – это то самое обычное вещество, из которого состоим и мы сами и окружающий нас мир. Природа и многие свойства его изучены, в частности (если говорить об астрономических объектах), методами наблюдения. Мы наблюдаем это вещество с помощью разнообразных инструментов – прежде всего телескопов наземного и космического базирования, но всё же его значительная доля пока ещё скрыта от нас. Именно эту долю и называют барионное тёмное вещество.

В этой заметке кратко рассказывается о состоянии проблемы скрытой массы, о наметившихся в последние годы изменениях в подходе к её решению, по крайней мере, на масштабах нашей Галактики и ее окрестностей. Особо подчеркивается роль внеатмосферных обсерваторий ультрафиолетового диапазона в обнаружении и раскрытии свойств пока еще скрытого от нас барионного вещества во Вселенной.

Наблюдательные свидетельства существования скрытой массы

Наиболее убедительными свидетельствами существования скрытой массы считаются:

К первой группе относятся знаменитые исследования, выполненные швейцарским астрономом Цвикки, опубликованные еще в 30-х годах 20-го века. В работе [1] Цвики, используя законы небесной механики, определил массу всех галактик в скоплении Coma. Он также оценил и количество излучаемой ими энергии. Оказалось что отношение массы к излучаемой энергии в 600 раз больше чем для Солнца! К этому времени уже сложились основы физики звезд, согласно которым в нормальном звездном мире такого не могло быть. Поэтому Цвикки сделал вывод, что либо в галактиках либо в пространстве между ними присутствует некий очень массивный компонент, который не светится, т.е. «темный».

Измерения кривых вращения галактик, т.е. зависимости скорости вращения от расстояния до центра галактики, считается наиболее убедительным свидетельством существования скрытой массы в галактиках. Построенные на основе доплеровских наблюдений кривые вращения галактик, точнее их центральных частей, в целом соответствовали распределению массы светящегося вещества. Однако открытие огромных, состоящих из нейтрального водорода дисков вокруг оптически наблюдаемых спиральных галактик, увеличивающих размеры этих галактик в несколько раз, сильно изменили наши представления о распределении массы в галактиках (см., например, [2]). Оказалось, что на большом протяжении линейная скорость вращения остается постоянной. На рис.1 показана кривая вращения галактики NGC 3198 [2]. Кривая вращения, полученная по наблюдениям нейтрального водорода на длине волны 21 см (нижняя панель) разложена на три составляющие. Кривая, помеченная как «диск», – ожидаемая кривая вращения модели галактики, у которой распределение звёзд по радиусу соответствует (пропорционально) распределению яркости. Газ в галактике, масса которого оценивается из радионаблюдений, также дает свой вклад в кривую вращения (компонент «газ»). Видно, что совместный вклад газа и звезд недостаточен для объяснения наблюдений кривой вращения. Приходится добавлять компонент «гало», состоящий из ненаблюдаемого темного вещества. На больших расстояниях от центра галактики вклад этого гало (иногда используют название «темное гало» – dark halo) является доминирующим.

Рис.1. Кривая вращения галактики NGC

Такая ситуация, т.е. существование обширного и слабо концентрированного к центру массивного гало, характерна практически для всех спиральных галактик, для которых удалось пронаблюдать периферийные области (состоящие из нейтрального водорода). Похожая картина наблюдается и для карликовых неправильных галактик и галактик с низкой поверхностной яркостью, хотя для последних степень концентрации темного вещества к центру может быть ещё более низкой.

Интересно, что согласно последним данным, наблюдения кривых вращения не самых массивных эллиптических галактик не дают убедительных свидетельств существования в них тёмных гало.

Скрытая масса несомненно присутствует в гигантских эллиптических галактиках а также в богатых скоплениях галактик. Важнейшим инструментом для изучения скрытой массы в этих объектах считаются наблюдения горячего газа, излучающего в рентгеновском диапазоне (см. рис. 2). Как показывают результаты работ многих исследователей (см., например, обзор [3]), во внутренних областях гигантских эллиптических галактик превалирует обычное (барионное) вещество, но на периферии уже доминирует тёмное вещество.

Рис.2. Скопление галактик MACSJ1423.8+2404. Оптическое изображение (дано голубоватым цветом) получено Эбелингом на телескопе Subaru. Рентгеновское (красный цвет) – получено Алленом и др. на космическом рентгеновском телескопе Chandra

Еще одним способом обнаружения скрытой массы являются наблюдения событий микролинзирования. Суть этого метода состоит в том, что гравитационное поле невидимого нам компактного тела, находящегося близ луча зрения между удаленным источником излучения (звездой из другой галактики, квазаром и т.д.) и наблюдателем, действует на излучение источника как линза, и при близком прохождении от луча зрения даёт заметное усиление яркости источника – вспышку (см. рис. 3). Объекты, вызывающие микролинзирование находятся недалеко от нас по сравнению с внегалактическими объектами. В связи с этим угловые скорости их движения перпендикулярные лучу зрения наблюдателя сравнительно велики. Поэтому эффект каждой микролинзы можно наблюдать всего несколько десятков суток. В мире проводится ряд экспериментов по обнаружению такого рода вспышек. Уже зарегистрированы многие тысячи событий.

Рис.3. Усиление блеска звезды BUL_SC3 91382 вследствие микролинзирования (из банка данных эксперимента OGLE)

Темное вещество и космология

Космологические модели не дают сведений о конкретной природе носителей темного вещества, но накладывают на свойства этих носителей некоторые ограничения. Например, тёмное вещество должно быть холодным. Только в таком веществе возможен рост мелкомасштабных неоднородностей, зародышей будущих галактик и скоплений галактик. Здесь имеется в виду мелкомасштабность по сравнению со всей Вселенной. Масса самых малых структур составляет миллионы масс Солнца!.

Выдвигались и выдвигаются разнообразные, часто весьма экзотические кандидаты в носители темного вещества. Гипотезы основаны на самых современных теориях из области физики элементарных частиц. Каждая из них требует, естественно, экспериментальной проверки. На проведение таких экспериментов тратятся значительные силы и средства, в том числе используются внеатмосферные аппараты. Хороший пример – российско-итальянский проект ПАМЕЛА. Однако пока что ни в одном из экспериментов ни одна из гипотез подтверждения не получила.

Итак, согласно принятым космологическим теориям, большую часть гравитирующего вещества во Вселенной составляет темное вещество.

Скрытая масса в Галактике и окрестностях: темное вещество?

Темное вещество в Галактике и в ее окрестностях было предметом многих исследований. По их результатам опубликованы тысячи научных работ. В целом их можно суммировать так:

Масса гало, как это следует из анализа кривой вращения Галактики и анализа движения шаровых скоплений, составляет примерно 2 триллиона масс Солнца. Это почти в 10 раз превосходит суммарную массу наблюдаемого нами галактического вещества.

Весьма важным вопросом остается выяснение параметров распределения темного вещества. Согласно результатам моделирования образования и эволюции (скоплений) галактик, наиболее важным процессом, предшествующим образованию протогалактик, является рост изначальных флуктуаций распределения плотности, обусловленной главным образом существованием холодного темного вещества (CDM – Cold Dark Matter). Процесс роста флуктуаций описывают как скучивание (кластеризацию) темного вещества. Кластеризация приводит к образованию ячеистой структуры со сгущениями в узлах. Эти сгущения называются гало темного вещества (dark matter halo или просто dark halo). Они массивные, в тысячи раз массивнее нашей Галактики и гравитационно управляют структуризацией барионного вещества (газа), которое скапливается во внутренних областях этих гало. Из этого газа и образуются впоследствии скопления галактик.

Рис.4. Модель развития структур во Вселенной. Кластеризация темного вещества (показано голубым цветом) приводит к образованию сгустков (гало), которые в свою очередь стягивают барионное вещество (показано желтым). Слева направо показаны «фотографии» некоторого объема Вселенной в моменты, когда её возраст был чуть менее 1 миллиарда лет (соответствует значению космологического фактора z = 6), 3.5 млрд. лет (z = 2) и в нашу эпоху (z = 0).

Согласно результатам моделирования, гало темного вещества не обязательно сферичны. Их характерная сплюснутость (отношение малой и большой осей)

0.5. Такая оценка делается на основе анализа распределения горячего рентгеновского газа в эллиптических галактиках, анализа орбит захваченных галактиками маломассивных спутников и определения толщины газового диска.

Моделирование образования и эволюции галактик в CDM-моделях выявило и ряд проблем. Прежде всего – эти модели дают слишком концентрированное к центру распределение темного вещества. Еще более критичным является то что, согласно численным эволюционным сценариям, темное гало образуется путем слияния множества субгало. Наблюдаемое же число карликовых галактик, которые должны «отслеживать» эти субгало, в окрестностях Галактики на несколько порядков ниже предсказываемого.

Как будет показано в разделе «Где искать темное барионное вещество?», частичную альтернативу тёмному веществу в галактическом гало может составить темное барионное вещество.

Барионное вещество во Вселенной

Итак, плотность барионного вещества во Вселенной оценивается примерно в 4% от полной плотности. Такая оценка для выбранной космологической модели может быть сделана из анализа процесса первичного нуклеосинтеза, а также проверена по измерениям относительного содержания первичного дейтерия и водорода (т.е отношения D/H). Поскольку часть барионов сконцентрировалась в галактики, оценка 4% является верхней для определения плотности межгалактического вещества.

Но даже из этих 4% барионов наблюдается лишь небольшая доля. В работе [7] Carr оценил распределение светящейся (т.е. наблюдаемой) массы во Вселенной и получил, что плотность наблюдаемого вещества во Вселенной составляет всего лишь 10 – 30% от общего количества барионов. Поиск пока скрытого от наблюдателей барионного вещества во Вселенной – одна из самых важных задач фундаментальной науки.

Где искать темное барионное вещество?

Естественно, что исследователей будоражит вопрос – где и в какой форме существует темное барионное вещество? В ответ на этот вопрос наиболее часто предлагаются различные формы ненаблюдаемых объектов: звезды малой массы, чёрные дыры, тела с массами порядка планетных или кометных, небольшие газовые облачка и т.д.

Согласно работам ряда авторов (см., например, [8]) барионное вещество во Вселенной может быть разделено на четыре фазы в соответствии с их плотностью и температурой.

Относительная доля этих компонентов менялась в ходе эволюции Вселенной (см. рис. 5). Согласно этим данным, значительная доля темного барионного вещества может быть обнаружена именно в фазах 3 и 4.

Рис.5. Относительный вклад фаз барионного вещества в процесс космологической эволюции.

Наблюдения холодных газовых межгалактических облаков, поглощающих энергичные кванты в излучении систем (диффузная фаза 3) возможно проводить с наземными телескопами в линии Лайман-альфа, но только для наиболее удалённых облаков. Дело в том, что длина волны линии Лайман-альфа лежит в дальней ультрафиолетовой области спектра, в которой атмосфера Земли совершенно непрозрачна. Из-за так называемого космологического красного смещения, для удаленных объектов длина волны линии Лайман-альфа в спектре, регистрируемом наблюдателем, смещается в красную, т.е. более длинноволновую сторону. Для очень далеких объектов она смещается в видимый участок спектра и может быть зарегистрирована наземным инструментом. Но на таких расстояниях можно наблюдать только крупные облака. Меньшие облака, которые гораздо более многочисленны и, возможно содержат основную массу барионного компонента в фазе 3, наблюдать нельзя. Поскольку получение из наблюдений спектра масс межгалактических облаков, включая самые малые облака – очень важная научная задача, было бы естественно сосредоточиться на более близких объектах. Но в ближней Вселенной, для которой космологический фактор z не превышает значение 2, и которая, хотя и «ближняя», содержит около 80% объема Вселенной, наблюдать межгалактические облака в линии Лайман-альфа можно только с космическими телескопами ультрафиолетового (УФ) диапазона.

Таким образом, космический УФ-телескоп позволяет существенно увеличить эффективность решения задачи поиска темного барионного вещества в диффузной фазе.

Рис. 6. Участок спектра квазара QSO H1821+643. Хорошо видны линии поглощения OVI (пятикратно ионизованного кислорода).

Есть также свидетельства того, что много барионов может находиться в пустотах, то есть не быть связанными с галактиками. В связи с этим чрезвычайно важны будущие возможности спектроскопии высокого разрешения в УФ-диапазоне с тем, чтобы уточнить массу барионного компонента Вселенной и его химический состав.

Рис. 7. Карта облаков высокоионизованного кислорода в окрестностях нашей Галактики, полученная на аппарате FUSE. Направления наблюдений показаны кружками, причем размер кружка соответствует величине поглощения (т.е. количеству ионов OVI на луче зрения).

вращение галактик

Макс. скорости вращения СГ 200-250 км/с (иногда до 400 км/с), они значительно (в 5-10 раз) превосходят случайные скорости звёзд в дисках СГ. В ЭГ, напротив, скорости вращения редко превосходят значения 100 км/с и, как правило, меньше (часто в 3-5 раз) случайных скоростей звёзд. В изученных балджах СГ 0,7 . В. г. определяется по наклону узких линий поглощения (излучения) в оптич. спектре галактики (при расположении щели спектрографапоперёк диска галактики) или по доплеровскому смещению радиолинии атомарного водорода 21 см. Оптич. определения кривой вращения более надёжны, но радиометоды позволяют в ряде случаев продвинуться за пределы области, видимой в оптич. излучении. Если известен наклон диска к лучу зрения, то по наблюдаемым лучевым скоростямразных частей галактики можно рассчитать истинную кривую вращения.

В свою очередь, вид кривой вращения позволяет определить распределение массы галактики по радиусу. Приравнивая центробежную силу и силу тяготения для звезды, движущейся на расстоянии r от центра галактики с круговой скоростью , можно оценить массу галактики внутри сферы радиусом r:

Если плотность вещества в галактике убывает с ростом радиуса быстрее, чем , то const и должна наблюдаться характерная кеплеровская зависимость на достаточно больших расстояниях r. Однако для мн. галактик эта зависимость не наблюдается: либо не убывает с ростом радиуса, либо убывает слишком медленно. Это свидетельствует о существовании у мн. галактик мощных невидимых корон (см.Скрытая масса), масса к-рых часто превосходит видимую массу галактик (звёздного компонента и газа). Согласно ряду наблюдений, внутри галактик тоже может существовать скрытая масса, но не превосходящая по плотности видимый компонент.

С др. стороны, анализ устойчивости быстро вращающегося галактич. диска также приводит к выводу, что значит. часть массы галактик должна быть заключена в сферич. составляющей. Этот вывод согласуется с характером кривых вращения ряда галактик, у к-рых макс. скорость вращения диска коррелирует со светимостью балджа. С быстрым вращением СГ связывают существование у них массивных, сильно сплющенных дисков и характерной спиральной структуры (см. Спиральные галактики).

Эллиптич. галактики вращаются значительно медленнее спиральных. Кроме того, в них вращение маскируется случайным движением звёзд. Поэтому вращение ЭГ изучено значительно хуже вращения СГ. Тем не менее найдено, что вращение многих ЭГ происходит настолько медленно, что их наблюдаемая эллиптичность не связана с вращением, а обусловлена сильной анизотропией распределения случайных скоростей звёзд. По-видимому, эти галактики образовались при слиянии двух (или нескольких) галактик меньшей массы. В то же время для мн. галактик наблюдаемое вращение хорошо согласуется с видимой формой галактики. Это согласие отмечается и для всех изученных балджей СГ.

Проблема происхождения В. г. подробно обсуждалась в 70-е гг. 20 в. в связи с разл. теориями образования крупномасштабной структуры Вселенной. По-видимому, популярная в прошлом гипотеза обмена галактик угл. моментом при их близком пролёте (за счёт действия приливных сил) не согласуется с данными наблюдений. В.г. связано, скорее всего, с их образованием из сильно турбулизованного газа. Турбулизация газа на догалактич. стадии эволюции Вселенной могла произойти под воздействием сильных ударных волн, возникающих при образовании «блинов» (из к-рых формируются затем скопления галактик) или при ядерных взрывах звёзд первого поколения. Анализ ряда численных моделей образования галактик показывает, что существ. влияние на В. г. могло оказать слияние галактик в ходе эволюции структуры Вселенной. В целом проблема происхождения В. г. ещё не решена.

Лит.: Тейлер P. Дж., Галактики: строение и эволюция, пер. с англ., M., 1981; Засов А. В., Кязумов Г. А., Кривые вращения нормальных галактик, «Астров, ж.», 1983, т. 60, с. 656; Davies R. L. и др., The kinematic properties of faint elliptical galaxies, «Astrophys. J.», 1983, v. 266, p. 41.

1.1 Звездные диски плоских галактик

1.1.1 Распределение поверхностной плотности

Усредненное в азимутальном направлении распределение яркости вдоль радиальной координаты в звездных дисках галактик, как правило, хорошо описывается экспоненциальным законом

Массы звездных дисков плоских галактик лежат в пределах (эта величина для Галактики составляет).

1.1.2 Структура диска поперек его плоскости

Объемная плотность вещества (звезд и газа) в дисках галактик максимальна в плоскости их симметрии . С удалением от этой плоскости убывание плотности звездной компоненты диска судя по распределению яркости вдоль -координаты [25] удовлетворительно описывается законом

Выделяют также толстый диск, характеризуемый вертикальным масштабом кпк; его объемная плотность в окрестности Солнца составляет около 2% от плотности дисковой системы [27]. Следует сказать, что дисковую систему обычно разделяют на старый диск (звезды поздних классов) и плоскую подсистему, которая является наиболее тонкой и состоит из газа, пыли и молодых звезд.

Из сравнения характерных масштабов звездных дисков плоских галактик ( ) ясно, что равновесный гравитационный потенциал гораздо резче изменяется в -направлении, чем в радиальном. Поэтому в окрестности плоскости естественно полагать и, следовательно, уравнение Пуассона можно записать в виде. Отсюда в простейшем приближении однородного по толщине диска следует оценка частоты колебаний звезды (или другого объекта) поперек плоскости диска

1.1.3 Вращение диска

Основным движением объектов как звездных, так и газовых дисков галактик является их вращение. Хаотические движения звезд и газовых облаков обычно характеризуются существенно меньшими скоростями, и в первом приближении ими можно пренебречь. В соответствии с этим центробежная сила, приходящаяся на единицу массы на заданном расстоянии от центра диска и компенсирующая градиент общего гравитационного потенциала, оказывается практически одинаковой как для звезд, так и для газовых облаков. Поэтому скорость вращения измеряют, как правило, по межзвездному газу. И приводимое ниже разбиение кривых вращения на два типа в равной мере применимо как к звездному, так и к газовому диску [28].

К настоящему времени опубликованы хорошие обзоры кривых вращения большого числа спиральных галактик (см., например, 31). Имеются подробные данные по кривой вращения Галактики 39. Из этих результатов следует, что кривые вращения плоских галактик можно разделить на два типа.

Другой тип кривых вращения (в дальнейшем называемых «двугорбыми») характерен тем, что в центральной части диска вместо пологого участка почти твердотельного вращения имеет место резкий рост в области кпк, затем следует область убывания , после чего вновь возрастает и выходит на плато, как и у галактик с одногорбыми кривыми вращения. Весь внутренний «горб» кривых вращения этого типа как бы накладывается на участок почти твердотельного вращения галактик с одногорбыми кривыми (см. рис. 1.1,б). При этом абсолютная величина на внутреннем горбе обычно мало отличается от уровня на плато. К этому типу можно уверенно отнести кривые вращения Галактики [32,35], галактик М31 [40], М81 [41] и многих других.

В 1986-1992 гг на 6-метровом телескопе (САО) была реализована наблюдательная программа по исследованию вращения внутренних областей спиральных галактик 44. Среди изученных объектов по крайней мере у половины кривая вращения может иметь локальные экстремумы.

Типичные значения максимальной скорости вращения галактик лежат в пределах км/с. Для Галактики эта величина составляет км/с.

Интересной особенностью многих галактик является неубывание кривой вращения на далекой периферии ( ), где плотность вещества диска уменьшается на порядок и больше. Так, например, у Галактики не обнаруживается заметного уменьшения величины вплоть до кпк [51,38], а возможно, и до кпк [39]. Впрочем, кривая вращения строится по наблюдениям газа, и можно поставить вопрос о правомерности приравнивания скоростей для газовой и звездной составляющих.

Вернемся теперь к вопросу об отклонениях движения объектов диска от чисто круговых траекторий, характеризуемых радиусом орбиты const и угловой скоростью . Пусть равновесный гравитационный потенциал, создаваемый распределением всего вещества галактики в ее плоскости, есть , а орбитальный момент объекта единичной массы. Тогда движение такого объекта в радиальном направлении происходит в эффективном гравитационном потенциале [52]. Соответствующее уравнение движения имеет вид

Интересно хотя бы в первом приближении оценить соотношение частот колебаний звезды в плоскости диска (1.1.5) и поперек ее плоскости (1.1.4). Очевидно, что в центральной части диска, где распределение вещества с учетом балджа близко к сферическому, эти частоты сравнимы. Однако на периферии галактики это не так. Действительно, внутри сферы радиусом масса экспоненциального диска равна и, следовательно, по порядку величины

1.1.4 Дисперсия скоростей звезд

Звезды в дисках плоских галактик движутся, испытывая отклонения от круговых орбит. В галактиках без бара 1.3 или вдали от него эти отклонения невелики и могут характеризоваться наличием у звезды компонент , , пекулярной (за вычетом вращательной ) скорости. Распределение звезд по остаточным скоростям удовлетворительно описывается шварцшильдовской функцией распределения (максвелловские распределения по каждой из компонент скоростей с различными «температурами»):

В солнечной окрестности Галактики по данным Вилена [53,54] в среднем по звездам всех спектральных классов 1.4 км/с; км/с; км/с ( ). Близкие результаты содержит и работа Огородникова и Осипкова [55]. Наблюдаемое соотношение между и (см. также [56,57]) близко к вытекающему из условия равновесия диска (см. гл. 2). Величина отношения зависит от возраста звезд [57]. Для наиболее старых (возраст которых не меньше лет звезд диска Галактики [53]. Наблюдательные данные по молодым звездам дают 58. Анизотропия функции распределения (1.1.6) подчеркивает бесстолкновительность звездных дисков галактик [61] и, следовательно, диктует способ описания их динамики с помощью бесстолкновительного кинетического уравнения.

Как отмечалось выше, скорость вращения вещества диска существенно превышает величины остаточных скоростей звезд, характеризуемых дисперсиями , , (так, в окрестности Солнца км/с). Этот факт позволит нам в дальнейшем воспользоваться эпициклическим приближением (главным порядком по малому параметру ).

Из-за трудностей наблюдательного определения дисперсий скоростей звезд объем данных по радиальной зависимости величины за пределами солнечной окрестности Галактики и в других галактиках невелик. В целом величина дисперсии убывает с удалением от центра и практически всегда убывание дисперсии с ростом оказывается более медленным, чем для поверхностной плотности звездного диска [62]. С удалением от центра отношение , как правило, уменьшается. Для плоских галактик в области типичные значения параметра составляют [42,63-67].

В заключение раздела упомянем о том, что удалось выделить слабые диски в экваториальной плоскости -галактик. Светимость таких дисков составляет несколько процентов от общей светимости, и они являются достаточно толстыми ( от размера -галактики) [68,69].

Источник