Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

<< sample Bibliography >>

Subsections

Vvedenie

Central'nye peremychki (bary) yavlyayutsya naibolee vydelyayushimisya strukturami na izobrazheniyah galaktik. V klassicheskoi knige Rol'fsa [1] sredi linzovidnyh galaktik dolya s barom ocenena v 30%, sredi spiralei -- tol'ko 16%, a dolya galaktik s peremychkoi sredi vseh diskovyh -- 18%. Za 20 let situaciya zametno izmenilas'. V nastoyashee vremya schitaetsya, chto bol'shinstvo (vozmozhno, 70%) diskovyh galaktik obladaet baropodobnymi strukturami.

Vopros o nalichii bara v konkretnoi galaktike chasto okazyvaetsya dostatochno slozhnym. Analiz fotograficheskih izobrazhenii stradaet ot sub'ektivizma, osobenno esli pomnit' o nizkom razreshenii i zapylennosti central'nyh oblastei galaktik. Bolee nadezhnymi yavlyayutsya infrakrasnye dannye. Kriterii vydeleniya bara, osnovannye na radial'nyh profilyah elliptichnosti i opredelenii pozicionnogo ugla bol'shoi osi, pozvolyayut vydelyat' bar i opredelyat' otnoshenie ego osei [3,4]. Vyyavlenie bar-struktur vozmozhno takzhe s pomosh'yu dannyh o kinematike zvezdnoi i gazovoi komponent. K chislu osobennostei central'nyh oblastei SB-galaktik otnosyatsya povyshennyi temp zvezdoobrazovaniya, sushestvenno bolee vysokaya koncentraciya molekulyarnogo gaza.

Nizhe kratko obsudim nekotorye problemy galaktik s barom, pri reshenii kotoryh vazhnye rezul'taty polucheny metodom chislennogo modelirovaniya dinamiki galakticheskih diskov (sm. [5]).

Galaktiki s aktivnym yadrom

Vazhneishei problemoi aktivnyh galakticheskih yader (AGYa) yavlyaetsya vyyavlenie mehanizma, kotoryi postavlyaet gaz v samyi centr galaktiki, v oblast' gravitacionnogo vliyaniya massivnoi chernoi dyry. Obsheprinyato, chto bary mogut privodit' k sil'nym neosesimmetrichnym dvizheniyam gaza i obespechivat' ''prokachku'' gaza cherez centr (ris. 1). V blizhaishih seifertovskih galaktikah obnaruzheny moshnye nekrugovye dvizheniya gaza, izluchayushego v zapreshennyh liniyah, chto ukazyvaet na vozmozhnoe nalichie udarnyh voln.

Fig.1. Shema struktury techeniya gaza v oblasti bara. Zhirnaya sploshnaya liniya -- polozhenie udarnoi volny Fig.2. Shema polya skorostei (strelki) v oblasti zvezdnogo bara (pokazany izolinii poverhnostnoi plotnosti) po rezul'tatam dinamicheskogo modelirovaniya

Obsuzhdayutsya dve protivopolzhnye tochki zreniya na AGYa: 1) takie galaktiki predstavlyayut soboi osobyi, dovol'no malochislennyi tip galaktik; 2) bol'shinstvo galaktik prohodit dovol'no korotkuyu aktivnuyu fazu (obsuzhdenie etih koncepcii sm.: obzor Dibaya [6]). V pol'zu vtoroi koncepcii govorit tot fakt, chto v celom struktura seifertovskih galaktik (za isklyucheniem aktivnogo yadra) prakticheski ne otlichaetsya ot struktury obychnyh ploskih galaktik i u bol'shinstva blizkih seifertovskih galaktik obnaruzhen bar. V vyborke iz 48 nevzaimodeistvuyushih seifertovskih galaktik 79 $ \pm 7.5\%$ obnaruzhen bar, a dolya SB-galaktik s neaktivnymi yadrami -- $ 59 \pm 9\%$ [3].

Osobennosti kinematiki zvezdnogo diska v oblasti bara

V oblasti bara dvizhenie zvezd yavlyaetsya sushestvenno nekrugovym. Pole skorostei imeet harakternuyu chetyrehsektornuyu strukturu (ris. 2), kotoraya sushestvenno otlichaetsya ot techeniya gazovoi komponenty. Na ris. 3 dlya modeli s otnosheniem osei u bara $ 1:4$ pokazany izolinii radial'noi komponenty skorosti $ U$ (ris. 3,a) i azimutal'noi skorosti $ V$ (ris. 3,b) v ploskosti diska. Funkciya $ V(x,y)$ imeet sedloobraznyi vid.

Fig.3: Raspredelenie komponent skorosti veshestva v oblasti bara po rezul'tatam dinamicheskogo modelirovaniya: a -- radial'naya skorost' $ U$, raznymi ottenkami serogo pokazany oblasti, gde $ U>0$ i $ U<0$; b -- izolinii azimutal'noi skorosti $ V$

Krivaya vrasheniya $ V(r)$ chasto ispol'zuetsya dlya opredeleniya zakona raspredeleniya massy v galaktike. Kak vidim, v oblasti bara, takoi podhod neprimenim, poskol'ku pole skorostei sil'no neodnorodno po azimutal'nomu uglu; imeetsya znachitel'noe radial'noe dvizhenie, i ocenki na osnove balansa gravitacionnoi i centrobezhnoi sil kraine netochny. Profili skorosti vdol' bol'shoi i maloi osei kachestvenno razlichayutsya (ris. 4).

Fig.4: Zavisimost' azimutal'noi komponenty skorosti $ V$ ot rasstoyaniya do centra vdol' bol'shoi i maloi osei bara

Minibary

Vo mnogih galaktikah central'naya chast' vyglyadit kak slozhnaya sistema, sostoyashaya iz neskol'kih vlozhennyh drug v druga komponent (bary, diski, kol'ca, dvoinye yadra). K ih chislu otnosyatsya tak nazyvaemye ''minibary'' -- bol'shaya poluos' $ a_{bar}$ takih struktur lezhit v predelah neskol'kih soten parsek. Primerami galaktik s minibarami yavlyayutsya NGC 4736 s $ a_{bar}=225$ pk [7], NGC 81 ( $ a_{bar}=0.5$ kpk) [8], UGC 5600 [9].

Fig.5: a -- Radial'nye zavisimosti $ \Omega$, $ \Omega^{(2)}$, $ \Omega^{(4)}$ dlya NGC 936; b -- izolinii poverhnostnoi plotnosti v modeli s krivoi vrasheniya, pokazannoi na ris. 5,a. V centre nahoditsya bar promezhutochnogo tipa s uglovoi skorost'yu $ \Omega_{bar}=\Omega_1$

Razmery bara svyazany s uglovoi skorost'yu ego vrasheniya $ \Omega_{bar}$. Na ris. 5,a na primere NGC 936 izobrazheny radial'nye zavisimosti uglovoi skorosti  vrasheniya diska $ \Omega(r)$ i chastot $ \Omega^{(m)}(r)=\Omega-\varkappa/m$ ($ m=2,4$, $ \varkappa$ -- epiciklicheskaya chastota). Imeyutsya tri tipa barov, kotorye razlichayutsya uglovoi skorost'yu vrasheniya i razmerami [10]: 1) bystrye bary s $ \Omega_{bar}> \Omega_1$, 2) medlennye bary s $ \Omega_{bar}< \Omega_1$, 3) promezhutochnye s $ \Omega_{bar}\simeq \Omega_1$. Naprimer, esli by skorost' vrasheniya bara v galaktike NGC 936 sostavlyala $ \Omega_{bar}=30$ km/s/kpk, to bar imel by malen'kie razmery -- $ a_{bar}\leq 0.5$ kpk. Iz nablyudenii $ \Omega_{bar}^{obs}\simeq 60$ km/s/kpk [11], $ a_{bar}^{obs}=4.1$ kpk i bar yavlyaetsya bystrym (sm. ris. 5,a, [12]). V ramkah dinamicheskih modelei udalos' postroit' medlennye bary [13] i bary promezhutochnogo tipa (ris. 5,b).

Dvoinye bary

Po-vidimomu, pervym ob'ektom, zapodozrennym v nalichii dvoinogo bara, stala galaktika NGC 1291 [14]. Osobyi interes k melkomasshtabnym nesimmetrichnym strukturam v centre diskov svyazan s izucheniem fenomena yadernoi galakticheskoi aktivnosti. Vazhnoi problemoi yavlyaetsya vyyavlenie mehanizmov, obespechivayushih pritok gaza v samyi centr k sverhmassivnoi chernoi dyre. Dvoinye bary mogut postavlyat' gaz v aktivnoe yadro ($ \leq 10$ pk) [15]. Spisok kandidatov galaktik s dvoinymi barami vklyuchaet bolee 70 ob'ektov [16]. Pochti vo vseh sluchayah osnovnym argumentom nalichiya vtorogo vnutrennego bara yavlyayutsya fotometricheskie dannye. Klyuchevoi problemoi dvoinyh barov yavlyaetsya vopros o dinamicheskoi ustoichivosti takogo roda sistem.

Chislennoe modelirovanie zvezdnyh diskov metodom $ N$-tel pokazyvaet, chto pri nalichii dostatochno massivnogo baldzha pri opredelennyh nachal'nyh usloviyah vozmozhno obrazovanie struktury tipa ''dvoinogo bara'' (ris. 6). Dlya formirovaniya vneshnei central'noi peremychki nachal'nyi disk dolzhen byt' ne ochen' goryachim, prichem galo ne dolzhno byt' ochen' massivnym po sravneniyu s massoi diska ( $ M_h\leq 2 M_d$ vnutri chetyreh radial'nyh shkal diska $ L$), a shkala yadra baldzha $ a\simeq (1-3)\cdot L $.

Fig.6: Izolinii logarifma poverhnostnoi plotnosti $ \lg(\sigma)$ v modeli s $ M_h=M_d$, $ M_b=0.6M_d$, $ b=0.12L$ v dva razlichnyh momenta vremeni

Na ris. 6,a imeetsya yarko vyrazhennaya struktura tipa dvoinogo bara. V drugoi moment vremeni (sm. ris. 6,b) nablyudaetsya stadiya raspada, kotoraya s uchetom zapylennosti i nedostatochnogo razresheniya mozhet byt' prinyata za dvoinoi bar s orientaciei osei v $ 70^\circ$. Vozmozhny i bolee slozhnye struktury, kogda v central'noi oblasti voznikayut lidiruyushie spiral'nye volny, a ot koncov vneshnego bara othodyat otstayushie spirali (ris. 7).

Fig.7: Izolinii logarifma poverhnostnoi plotnosti v moment nachala formirovaniya dvoinogo bara

Rassmotrim kinematiku central'noi oblasti diska ($ r\leq L$) na stadii dvoinogo bara. Na ris. 8 pokazany raspredeleniya treh komponent dispersii skorostei $ c_r$, $ c_\varphi$, $ c_z$. Izolinii dispersii radial'nyh skorostei $ c_r$ imeyut oval'nuyu strukturu (ris. 8,a), sonapravlennuyu s bol'shoi os'yu vneshnego bara. Velichina $ c_r$ nemonotonna vdol' osei vnutrennego i vneshnego barov. Odnako eta harakternaya osobennost' ne yavlyaetsya priznakom dvoinogo bara, poskol'ku sohranyaetsya posle razrusheniya vnutrennei peremychki [12]. Raspredelenie dispersii azimutal'nyh skorostei $ c_\varphi$ na stadii dvoinogo bara sil'nee otlichaetsya ot sluchaya odinochnogo bara (ris. 8,b). Dispersiya vertikal'nyh skorostei $ c_z$ na stadii dvoinogo bara ochen' sil'no zavisit ot nachal'noi tolshiny diska (poslednyaya opredelyaet razvitie izgibnoi neustoichivosti, kotoraya nakladyvaetsya na formirovanie barov i sushestvenno uslozhnyaet evolyuciyu sistemy). V rezul'tate, vnutrennii bar mozhet kak otrazhat'sya na raspredelenii $ c_z$, tak i ne vliyat' na dispersiyu vertikal'nyh skorostei (ris. 8,v).

Fig.8: Izolinii treh komponent dispersii skorostei $ c_r$, $ c_\varphi$, $ c_z$ v oblasti dvoinogo bara

Vazhnym svidetel'stvom nalichiya vnutrennego bara yavlyaetsya pole skorostei. Na stadii dvoinogo bara imeetsya vytyanutost' izolinii $ V$ vdol' vnutrennego bara. Radial'naya skorost' $ U$ obnaruzhivaet harakternuyu chetyrehsektornuyu strukturu kak dlya vneshnego bara, tak i dlya vnutrennego.

Vertikal'nye izgiby bara i izgibnye neustoichivosti

Vopros o mehanizmah uvelicheniya dispersii sluchainyh skorostei zvezd $ c_z$ ot $ 6-10$ km/s u molodyh zvezd do znachenii $ \sim 30-100$ km/s u starogo naseleniya ostaetsya odnim iz fundamental'nyh v fizike galaktik. Pomimo mehanizmov vertikal'nogo nagreva, svyazannyh s rasseyaniem zvezd na gigantskih molekulyarnyh oblakah i na spiral'nyh volnah plotnosti, vazhnoi predstavlyaetsya vozmozhnost' rosta dispersii $ c_z$ iz-za izgibnyh vozmushenii v diske.

V ramkah modelei $ N$-tel rassmatrivalis' razlichnye aspekty izgibov zvezdnyh galakticheskih diskov. Vazhnye rezul'taty polucheny v modelyah s uchetom prilivnyh vzaimodeistvii [17]. Sputniki rozhdayut izgiby i utolshayut disk, chto soglasuetsya s dannymi nablyudenii izgibov u odinochnyh galaktik i v gruppah [18]. Bylo pokazano formirovanie v central'noi oblasti diska s rebra yashekoobraznyh struktur [19].

Pri uvelichenii otnositel'noi massy galo vertikal'naya shkala diska $ z_0$ umen'shaetsya [20]. Etot effekt lezhit v osnove metoda polucheniya ocenok otnositel'nyh mass diskovoi i sfericheskoi podsistem dlya galaktik, nablyudaemyh s rebra, posredstvom postroeniya dinamicheskih modelei na granice ustoichivosti otnositel'no izgibnyh vozmushenii.

Fig.9: a -- Zavisimost' ot vremeni vertikal'noi shkaly diska v oblasti bara (1) i na periferii diska (2); b -- vertikal'noe smeshenie centra tyazhesti diska $ \xi$ (sploshnaya liniya $ \xi=0$); v -- profil' vertikal'nogo smesheniya $ \xi$

Vozmozhnost' izgibnoi neustoichivosti bara byla pokazana v rabote [21]. Vertikal'nye izgiby bara okazyvayutsya moshnym mehanizmom utolsheniya vsego diska. Na ris. 9,a pokazano uvelichenie vertikal'noi shkaly diska so vremenem na razlichnyh rasstoyaniyah ot centra. Vertikal'naya shkala bara men'she, chem v ostal'nom diske. Na izgib bara nakladyvayutsya spiral'nye izgibnye mody s azimutal'nym chislom $ m=1,2$, izgibayushie ves' disk ris. 9,b. Vdol' bol'shoi osi bara, kak pravilo, ukladyvaetsya dve dliny izgibnoi volny ris. 9,s.

Lopsided-galaktiki

Otlichitel'noi chertoi mnogih galaktik pozdnih morfologicheskih tipov yavlyaetsya smeshenie bara otnositel'no fotometricheskogo i/ili kinematicheskogo centrov diska. Klassicheskim primerom yavlyaetsya Bol'shoe Magellanovo Oblako, u kotorogo centry raspredelenii yarkosti diska, planetarnyh tumannostei, sverhgigantov, $ HI$ i bara ne sovpadayut. Kinematicheskii centr diska smeshen otnositel'no bara v BMO primerno na $ 0.7-1.2$ kpk [22,23]. Takaya kartina yavlyaetsya dostatochno rasprostranennoi u galaktik pozdnego tipa (NGC 55, 925, 1313, 4490, 4618, 4625, 4027, 1744 i dr.). Prichem esli nablyudaetsya dvuhrukavnaya spiral'naya struktura, to ona, kak pravilo, nesimmetrichna -- odna vetv' zametno bolee razvita po sravneniyu s drugoi. Smeshenie centra bara i centra vneshnih izofot vo mnogih sluchayah sostavlyaet sotni parsek.

Formirovanie smeshennyh barov okazyvaetsya vozmozhnym pri nachal'noi asimmetrii protogalaktiki s uchetom osobennostei posleduyushei akkrecii na disk. Prichinoi smesheniya bara mozhet yavlyat'sya sil'noe prilivnoe vozdeistvie libo stolknovenie dvuh galaktik s posleduyushim sliyaniem. Drugoi vozmozhnost'yu yavlyaetsya dominirovanie odnorukavnoi spirali $ m=1$ v sootvetstvii s mehanizmom swing amplification [24].

V rabote [23] s pomosh'yu metoda dinamicheskogo modelirovaniya na primere BMO pokazano, chto formirovanie smeshennyh barov vozmozhno v processe razvitiya gravitacionnoi neustoichivosti global'noi bar-mody v pervonachal'no osesimmetrichnoi sisteme. V osnove fizicheskogo mehanizma smesheniya bara lezhit nelineinaya stadiya sovmestnogo razvitiya bar-mody i odnorukavnoi garmoniki s azimutal'nym chislom $ m=1$. S uvelicheniem massy i/ili umen'sheniem shkaly baldzha usloviya dlya smesheniya bara uhudshayutsya. Naibolee effektivno smeshenie bara proishodit v sluchae malomassivnogo galo, prostranstvennaya shkala u kotorogo sushestvenno prevoshodit radial'nuyu shkalu diska. Na ris. 10 izobrazheny rezul'taty modelirovaniya izolirovannogo pervonachal'no osesimmetrichnogo zvezdnogo diska, v kotorom formiruetsya smeshennyi bar.

Fig.10: Izolinii poverhnostnoi plotnosti v modeli bez sferoidal'noi podsistemy v raznye momenty vremeni. Kinematicheskii centr i centr tyazhesti vsego diska nahodyatsya v centre koordinat (koordinatnye osi izobrazheny punktirnymi liniyami)

Razrushenie barov v koncentrirovannom baldzhe

Modeli, vklyuchayushie baldzh s ochen' kompaktnym i massivnym yadrom, demonstriruyut razrushenie bar-mody, kotoroe obuslovleno rasseyaniem chastic pri prolete vblizi koncentrirovannogo yadra baldzha [23]. Proishodit medlennaya dissipaciya bara, mehanizm kotoroi analogichen deistviyu massivnoi central'noi chernoi dyry [25].

Bar v nashei Galaktike

Central'naya peremychka v nashei Galaktike byla ''otkryta'' tol'ko v seredine 90-h gg. proshlogo veka. Radius bara po dannym raznyh avtorov lezhit v predelah $ r_{bar}= 2-4.5$ kpk, otnoshenie poluosei bara v ploskosti diska ocenivaetsya v $ 1.6-3$, ugol mezhdu bol'shoi os'yu bara i napravleniem na Solnce sostavlyaet $ \varphi_{bar}= 15-35^{\circ}$.

Nalichie dolgozhivushego bara v Galaktike privodit k ryadu ogranichenii na raspredelenie massy v razlichnyh podsistemah. V chastnosti, central'nyi maksimum na krivoi vrasheniya na radiuse $ r\simeq 300$ pk, po-vidimomu, ne mozhet byt' svyazan s ochen' koncentrirovannym massivnym yadrom baldzha. Na ris. 11 pokazana model' Galaktiki s barom, kotoraya nailuchshim obrazom udovletvoryaet sovokupnosti nablyudatel'nyh dannyh.

Fig.11: Raspredelenie v ploskosti diska poverhnostnoi plotnosti $ \sigma$. Zvezdochkoi otmeeno polozhenie Solnca. Ugol mezhdu bol'shoi os'yu bara i pryamoi, prohodyashei cherez centr diska i okrestnost' Solnca, sostavlyaet $ \varphi_{bar}=20^{o}$. Pokazany izolinii dispersii azimutal'nyh skorostei $ c_\varphi$ i dispersii radial'nyh skorostei $ c_r$


<< sample Bibliography >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: galaktika - bar
Publikacii so slovami: galaktika - bar
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mnenie chitatelya [1]
Ocenka: 2.8 [golosov: 49]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya