---

<< 1. Dannye nablyudenii | Oglavlenie | 1.2 Gazovye diski ploskih ... >>

Razdely

• 1.1.1 Raspredelenie poverhnostnoi plotnosti
• 1.1.2 Struktura diska poperek ego ploskosti
• 1.1.3 Vrashenie diska
• 1.1.4 Dispersiya skorostei zvezd

---

1.1 Zvezdnye diski ploskih galaktik

Bol'shinstvo nablyudaemyh galaktik mogut byt' v sootvetstvii s klassifikaciei Habbla otneseny k ploskim. Eti galaktiki obladayut yarkim i dovol'no tonkim vrashayushimsya diskom s temi ili inymi strukturnymi osobennostyami (spirali, peremychki, kol'ca i t.p.) i sferoidal'noi podsistemoi. Diskovaya podsistema obychno sostoit iz dovol'no massivnogo zvezdnogo diska i sushestvenno menee massivnogo gazovogo. Privedem zdes' neobhodimyi dlya dal'neishego izlozheniya (gl. 2-4) kratkii obzor osnovnyh harakteristik podsistem ploskih galaktik. Bolee podrobnoe izlozhenie dannyh nablyudenii po ploskim galaktikam mozhno naiti, naprimer, v knigah Voroncova-Vel'yaminova [3], Gorbackogo [4], Zasova [5] (sm. takzhe obzor Zasova [6]), a po Galaktike -- v knige Marochnika i Suchkova [7].

1.1.1 Raspredelenie poverhnostnoi plotnosti

Usrednennoe v azimutal'nom napravlenii raspredelenie yarkosti vdol' radial'noi koordinaty v zvezdnyh diskah galaktik, kak pravilo, horosho opisyvaetsya eksponencial'nym zakonom

gde harakternyi masshtab v kazhdoi galaktike prakticheski odinakov v raznyh spektral'nyh diapazonah [8]. Poetomu obychno schitayut, chto i raspredelenie poverhnostnoi plotnosti v zvezdnyh diskah tozhe yavlyaetsya eksponencial'nym

s kpk [9,10]. V chastnosti, v Galaktike po dannym raznyh avtorov kpk [11-16]. V okrestnosti Solnca velichina poverhnostnoi plotnosti sostavlyaet . Eksponencial'nyi harakter diskov legko obnaruzhivaetsya, naprimer, v ramkah modeli obrazovaniya galaktik iz odnorodno vrashayusheisya sfericheskoi sistemy pri ee szhatii s sohraneniem uglovogo momenta [10,17]. Imeyutsya i drugie, vyazkie scenarii evolyucii galaktik, privodyashie k (1.1.2) [18,19].

Otkloneniya ot zakona (1.1.1) obychno imeyut mesto kak v central'nyh chastyah galaktik razmerom [8], tak i na ih periferii. Pervye obuslovleny, po-vidimomu, nalichiem libo yarkogo baldzha ili linzy v central'nyh oblastyah ploskih galaktik [8,20], libo "dyry" v central'noi chasti zvezdnogo diska [21,22] ^1.1. Drugoe otklonenie ot zakona (1.1.1) po dannym fotometrii galaktik, vidimyh s rebra, sostoit v tom, chto v oblasti yarkost' diska ubyvaet zametno bystree, chem po zakonu (1.1.1). Tem samym zvezdnye diski imeyut fakticheski dostatochno rezkuyu granicu v radial'nom napravlenii [25]. Est' osnovaniya schitat', chto vneshnyaya granica zvezdnogo diska Galaktiki nahoditsya na rasstoyanii 14 - 15 kpk ot centra pri kpk [16].

Massy zvezdnyh diskov ploskih galaktik lezhat v predelah (eta velichina dlya Galaktiki sostavlyaet ).

1.1.2 Struktura diska poperek ego ploskosti

Ob'emnaya plotnost' veshestva (zvezd i gaza) v diskah galaktik maksimal'na v ploskosti ih simmetrii . S udaleniem ot etoi ploskosti ubyvanie plotnosti zvezdnoi komponenty diska sudya po raspredeleniyu yarkosti vdol' -koordinaty [25] udovletvoritel'no opisyvaetsya zakonom

gde -- effektivnaya polutolshina zvezdnogo diska^1.2. Zametim, chto pri takoi zavisimosti poverhnostnaya plotnost' zvezdnogo diska . Velichina v bol'shinstve ploskih galaktik lezhit, po-vidimomu, v predelah kpk i slabo zavisit ot radial'noi koordinaty. V chastnosti, approksimaciya dannyh po v okrestnosti Solnca v Galaktike [12,14] funkciei (1.1.3) privodit k ocenke kpk.

Vydelyayut takzhe tolstyi disk, harakterizuemyi vertikal'nym masshtabom kpk; ego ob'emnaya plotnost' v okrestnosti Solnca sostavlyaet okolo 2% ot plotnosti diskovoi sistemy [27]. Sleduet skazat', chto diskovuyu sistemu obychno razdelyayut na staryi disk (zvezdy pozdnih klassov) i ploskuyu podsistemu, kotoraya yavlyaetsya naibolee tonkoi i sostoit iz gaza, pyli i molodyh zvezd.

Iz sravneniya harakternyh masshtabov zvezdnyh diskov ploskih galaktik ( ) yasno, chto ravnovesnyi gravitacionnyi potencial gorazdo rezche izmenyaetsya v -napravlenii, chem v radial'nom. Poetomu v okrestnosti ploskosti estestvenno polagat' i, sledovatel'no, uravnenie Puassona mozhno zapisat' v vide . Otsyuda v prosteishem priblizhenii odnorodnogo po tolshine diska sleduet ocenka chastoty kolebanii zvezdy (ili drugogo ob'ekta) poperek ploskosti diska

1.1.3 Vrashenie diska

Osnovnym dvizheniem ob'ektov kak zvezdnyh, tak i gazovyh diskov galaktik yavlyaetsya ih vrashenie. Haoticheskie dvizheniya zvezd i gazovyh oblakov obychno harakterizuyutsya sushestvenno men'shimi skorostyami, i v pervom priblizhenii imi mozhno prenebrech'. V sootvetstvii s etim centrobezhnaya sila, prihodyashayasya na edinicu massy na zadannom rasstoyanii ot centra diska i kompensiruyushaya gradient obshego gravitacionnogo potenciala, okazyvaetsya prakticheski odinakovoi kak dlya zvezd, tak i dlya gazovyh oblakov. Poetomu skorost' vrasheniya izmeryayut, kak pravilo, po mezhzvezdnomu gazu. I privodimoe nizhe razbienie krivyh vrasheniya na dva tipa v ravnoi mere primenimo kak k zvezdnomu, tak i k gazovomu disku [28].

K nastoyashemu vremeni opublikovany horoshie obzory krivyh vrasheniya bol'shogo chisla spiral'nyh galaktik (sm., naprimer, [29-31]). Imeyutsya podrobnye dannye po krivoi vrasheniya Galaktiki [32-39]. Iz etih rezul'tatov sleduet, chto krivye vrasheniya ploskih galaktik mozhno razdelit' na dva tipa.

Pervyi iz nih harakterizuetsya pochti tverdotel'nym vrasheniem central'noi chasti diska ( ), s udaleniem ot centra diska postepenno perehodyashim v krivuyu vrasheniya tipa "plato" [ const]. Na dal'nei periferii takogo diska velichina mozhet medlenno rasti, ubyvat' ili ostavat'sya priblizhenno postoyannoi (M 33, NGC 157, 300, 681, 1055 i dr. -- sm. ris. 1.1,a). Takie krivye vrasheniya mozhno uslovno nazvat' "odnogorbymi".

Drugoi tip krivyh vrasheniya (v dal'neishem nazyvaemyh "dvugorbymi") harakteren tem, chto v central'noi chasti diska vmesto pologogo uchastka pochti tverdotel'nogo vrasheniya imeet mesto rezkii rost v oblasti kpk, zatem sleduet oblast' ubyvaniya , posle chego vnov' vozrastaet i vyhodit na plato, kak i u galaktik s odnogorbymi krivymi vrasheniya. Ves' vnutrennii "gorb" krivyh vrasheniya etogo tipa kak by nakladyvaetsya na uchastok pochti tverdotel'nogo vrasheniya galaktik s odnogorbymi krivymi (sm. ris. 1.1,b). Pri etom absolyutnaya velichina na vnutrennem gorbe obychno malo otlichaetsya ot urovnya na plato. K etomu tipu mozhno uverenno otnesti krivye vrasheniya Galaktiki [32,35], galaktik M31 [40], M81 [41] i mnogih drugih.

Do nedavnego vremeni pochti vse galaktiki schitalis' obladayushimi odnogorbymi krivymi vrasheniya. Odnako s vozrastaniem razreshayushei sposobnosti nablyudenii v ryade iz nih otchetlivo proyavilas' dvugorbost' krivyh vrasheniya -- naprimer, v galaktikah NGC 1566, 2590, 2608, 2708, 3200, 4321, 1553 i dr. [29,30,42,43]. Deistvitel'no, netrudno videt', chto interval mezhdu centrom diska i vnutrennim gorbom krivoi vrasheniya ( kpk) uzhe na rasstoyanii, bol'shem Mpk, viden pod uglom, men'shim 10 uglovyh sekund. Po etoi prichine vyyavlenie vnutrennih gorbov na krivyh vrasheniya ne ochen' blizkih galaktik predstavlyaet soboi dovol'no slozhnuyu nablyudatel'nuyu zadachu.

V 1986-1992 gg na 6-metrovom teleskope (SAO) byla realizovana nablyudatel'naya programma po issledovaniyu vrasheniya vnutrennih oblastei spiral'nyh galaktik [44-48]. Sredi izuchennyh ob'ektov po krainei mere u poloviny krivaya vrasheniya mozhet imet' lokal'nye ekstremumy.

Prichina dvugorbosti krivyh vrasheniya ploskih galaktik okonchatel'no ne yasna. Ukazhem, odnako, dva varianta ob'yasneniya etogo fenomena. Vo-pervyh, koncentrirovannoe i v to zhe vremya massivnoe central'noe obrazovanie (baldzh) v ne ochen' plotnom diske sozdaet v svoei vneshnei chasti takoi gradient gravitacionnogo potenciala, v kotorom velichina dolzhna ubyvat' [49]. Esli zhe takoi baldzh eshe i splyusnut (tipa linzy), to mozhet ubyvat' bystree, chem po keplerovskomu () zakonu. Na etu vozmozhnost' vpervye bylo ukazano v rabote [50], a podrobnoe ee obsuzhdenie soderzhitsya v monografii Fridmana i Polyachenko [2]. Drugoi variant byl predlozhen Zasovym [21] (sm. takzhe -- [22]) i sostoit v tom, chto plotnyi disk s "dyroi" v central'noi ego chasti pozvolyaet sozdat' dvugorbuyu krivuyu vrasheniya dazhe pri otnositel'no umerennoi koncentracii plotnosti baldzha v centre.

Tipichnye znacheniya maksimal'noi skorosti vrasheniya galaktik lezhat v predelah km/s. Dlya Galaktiki eta velichina sostavlyaet km/s.

Interesnoi osobennost'yu mnogih galaktik yavlyaetsya neubyvanie krivoi vrasheniya na dalekoi periferii ( ), gde plotnost' veshestva diska umen'shaetsya na poryadok i bol'she. Tak, naprimer, u Galaktiki ne obnaruzhivaetsya zametnogo umen'sheniya velichiny vplot' do kpk [51,38], a vozmozhno, i do kpk [39]. Vprochem, krivaya vrasheniya stroitsya po nablyudeniyam gaza, i mozhno postavit' vopros o pravomernosti priravnivaniya skorostei dlya gazovoi i zvezdnoi sostavlyayushih.

Vernemsya teper' k voprosu ob otkloneniyah dvizheniya ob'ektov diska ot chisto krugovyh traektorii, harakterizuemyh radiusom orbity const i uglovoi skorost'yu . Pust' ravnovesnyi gravitacionnyi potencial, sozdavaemyi raspredeleniem vsego veshestva galaktiki v ee ploskosti, est' , a orbital'nyi moment ob'ekta edinichnoi massy . Togda dvizhenie takogo ob'ekta v radial'nom napravlenii proishodit v effektivnom gravitacionnom potenciale [52]. Sootvetstvuyushee uravnenie dvizheniya imeet vid

Odnako v tochke minimuma (krugovaya orbita )

Poetomu pri uravnenie dvizheniya prinimaet vid

otkuda sleduet, chto dvizhenie rassmatrivaemogo ob'ekta v radial'nom napravlenii pri malyh okazyvaetsya garmonicheskim i harakterizuetsya chastotoi

nazyvaemoi epiciklicheskoi. Otmetim, chto v sluchae tverdotel'nogo vrasheniya , dlya keplerovskogo vrasheniya chastoty vrasheniya i epiciklicheskaya sovpadayut, a na uchastkah krivyh vrasheniya tipa "plato" .

Interesno hotya by v pervom priblizhenii ocenit' sootnoshenie chastot kolebanii zvezdy v ploskosti diska (1.1.5) i poperek ee ploskosti (1.1.4). Ochevidno, chto v central'noi chasti diska, gde raspredelenie veshestva s uchetom baldzha blizko k sfericheskomu, eti chastoty sravnimy. Odnako na periferii galaktiki eto ne tak. Deistvitel'no, vnutri sfery radiusom massa eksponencial'nogo diska ravna i, sledovatel'no, po poryadku velichiny

(v etih ocenkah polagaem massu sferoidal'noi podsistemy poryadka ili men'she massy diska). Togda

V chastnosti, po dannym nablyudenii v okrestnosti Solnca v Galaktike [12] . Etot rezul'tat pozvolit nam pri postroenii teorii ravnovesiya i ustoichivosti zvezdnogo diska rassmatrivat' otnoshenie kak malyi parametr.

1.1.4 Dispersiya skorostei zvezd

Zvezdy v diskah ploskih galaktik dvizhutsya, ispytyvaya otkloneniya ot krugovyh orbit. V galaktikah bez bara^1.3 ili vdali ot nego eti otkloneniya neveliki i mogut harakterizovat'sya nalichiem u zvezdy komponent , , pekulyarnoi (za vychetom vrashatel'noi ) skorosti. Raspredelenie zvezd po ostatochnym skorostyam udovletvoritel'no opisyvaetsya shvarcshil'dovskoi funkciei raspredeleniya (maksvellovskie raspredeleniya po kazhdoi iz komponent skorostei s razlichnymi "temperaturami"):

v kotoroi dispersii skorostei , , yavlyayutsya funkciyami koordinaty .

V solnechnoi okrestnosti Galaktiki po dannym Vilena [53,54] v srednem po zvezdam vseh spektral'nyh klassov^1.4 km/s; km/s; km/s ( ). Blizkie rezul'taty soderzhit i rabota Ogorodnikova i Osipkova [55]. Nablyudaemoe sootnoshenie mezhdu i (sm. takzhe [56,57]) blizko k vytekayushemu iz usloviya ravnovesiya diska (sm. gl. 2). Velichina otnosheniya zavisit ot vozrasta zvezd [57]. Dlya naibolee staryh (vozrast kotoryh ne men'she let zvezd diska Galaktiki [53]. Nablyudatel'nye dannye po molodym zvezdam dayut [58-60]. Anizotropiya funkcii raspredeleniya (1.1.6) podcherkivaet besstolknovitel'nost' zvezdnyh diskov galaktik [61] i, sledovatel'no, diktuet sposob opisaniya ih dinamiki s pomosh'yu besstolknovitel'nogo kineticheskogo uravneniya.

Kak otmechalos' vyshe, skorost' vrasheniya veshestva diska sushestvenno prevyshaet velichiny ostatochnyh skorostei zvezd, harakterizuemyh dispersiyami , , (tak, v okrestnosti Solnca km/s). Etot fakt pozvolit nam v dal'neishem vospol'zovat'sya epiciklicheskim priblizheniem (glavnym poryadkom po malomu parametru ).

Iz-za trudnostei nablyudatel'nogo opredeleniya dispersii skorostei zvezd ob'em dannyh po radial'noi zavisimosti velichiny za predelami solnechnoi okrestnosti Galaktiki i v drugih galaktikah nevelik. V celom velichina dispersii ubyvaet s udaleniem ot centra i prakticheski vsegda ubyvanie dispersii s rostom okazyvaetsya bolee medlennym, chem dlya poverhnostnoi plotnosti zvezdnogo diska [62]. S udaleniem ot centra otnoshenie , kak pravilo, umen'shaetsya. Dlya ploskih galaktik v oblasti tipichnye znacheniya parametra sostavlyayut [42,63-67].

V zaklyuchenie razdela upomyanem o tom, chto udalos' vydelit' slabye diski v ekvatorial'noi ploskosti -galaktik. Svetimost' takih diskov sostavlyaet neskol'ko procentov ot obshei svetimosti, i oni yavlyayutsya dostatochno tolstymi ( ot razmera -galaktiki) [68,69].

---

<< 1. Dannye nablyudenii | Oglavlenie | 1.2 Gazovye diski ploskih ... >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura Publikacii so slovami: akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura
Sm. takzhe: Akkrecionnyi disk chernoi dyry: vizualizaciya Dvazhdy iskrivlennyi mir dvoinyh chernyh dyr Spiral'nyi disk vokrug chernoi dyry V centre spiral'noi galaktiki NGC 3521 Massivnaya chernaya dyra razryvaet proletayushuyu zvezdu Ul'trafioletovye kol'ca M31 Blizkaya massivnaya spiral'naya galaktika NGC 2841 Vse publikacii na tu zhe temu >>