15.4 Sostavnye modeli Galaktiki
Lekciya 15. Postroenie modeli Galaktiki
15.4 Sostavnye modeli Galaktiki
My znaem iz materialov predydushih lekcii, chto Galaktika imeet slozhnuyu strukturu i sostoit iz podsistem s razlichnymi prostranstvenno-kinematicheskimi svoistvami. Pri obsuzhdenii struktury Galaktiki voznikayut sleduyushie voprosy: (1) skol'ko podsistem neobhodimo vydelit' v Galaktike, (2) kakovy ih geometricheskie harakteristiki - forma i harakternye razmery, (3) kakova dolya massy Galaktiki, zaklyuchennaya v etih podsistemah. Sleduyushim shagom mozhno schitat' vyyavlenie raspredeleniya massy v podsistemah i dispersii skorostei zvezd v nih, v chastnosti, zavisimost' dispersii skorostei ot galakticheskih koordinat.
Otvetit' na eti voprosy mozhno s pomosh'yu postroeniya modeli Galaktiki, zadavaya nekotorye harakteristiki podsistem i issleduya, kak eti harakteristiki soglasuyutsya s nablyudatel'nymi dannymi. V kachestve nablyudatel'nyh dannyh ispol'zuetsya krivaya vrasheniya Galaktiki, velichiny dispersii skorostei v podsistemah, velichina plotnosti veshestva v okrestnostyah Solnca, raspredelenie zvezd po z-koordinate, rasstoyanie Solnca ot centra Galaktiki i rezul'taty zvezdnyh podschetov. K nablyudatel'nym dannym mozhno otnesti i harakteristiki podsistem drugih galaktik, v chastnosti izmenenie zvezdnoi plotnosti s rasstoyaniem ot centra galaktiki dlya raznyh podsistem drugih galaktik.
Naibolee tochnoe predstavlenie nablyudatel'nyh dannyh udaetsya s pomosh'yu mnogokomponentnyh modelei Galaktiki, gde otdel'nye komponenty, takie kak baldzh, disk i galo priblizhayutsya szhatymi sferoidami s opredelennym zakonom izmeneniya plotnosti veshestva v nih. Naibolee izvestnoi takoi model'yu yavlyaetsya model' Shmidta, sozdannaya v seredine 60-h godov HH-go veka i horosho priblizhavshaya izvestnuyu v to vremya krivuyu vrasheniya, i sostoyashaya iz neskol'kih szhatyh sferoidov. Model' sozdavalas' sleduyushim obrazom. Sila tyagoteniya vne szhatogo neodnorodnogo sferoida zadaetsya vyrazheniem:
|
Obychnym v nastoyashee vremya naborom podsistem mozhno schitat' yadro, baldzh, galo, disk (kotoryi mozhno otozhdestvit' s tolstym diskom), ploskaya sostavlyayushaya (tonkii disk), i korona. Korona vvoditsya dlya togo, chtoby obespechit' skrytuyu massu, neobhodimuyu dlya polucheniya nablyudaemoi neubyvayushei krivoi lineinyh skorostei vrasheniya do rasstoyanii, bol'shih razmerov vidimogo diska Galaktiki. Krome togo, kak uzhe otmechalos' (sm. 8.4), o nalichii etoi podsistemy svidetel'stvuet nastoyashee mestopolozhenie akkrecirovannyh sharovyh skoplenii. Raspredelenie plotnosti veshestva v galo obychno schitayut sfericheski simmetrichnym i zadayut v vide stepennoi zavisimosti. Takzhe v vide stepennoi zavisimosti zadayut plotnost' v baldzhe, dlya kotorogo, kak i dlya galo, mozhno ispol'zovat' tak nazyvaemyi zakon Vokulera, ustanovlennyi po izmereniyam poverhnostnyh yarkostei galaktik. Radial'nyi hod plotnosti massy v galo mozhno zadat' stepennoi zavisimost'yu takzhe soglasno nablyudeniyam drugih galaktik. Raspredelenie massy v diske obychno zadayut v vide eksponencial'noi zavisimosti ot rasstoyaniya do osi vrasheniya. Takoe vyrazhenie, naprimer, mozhet vyglyadet' sleduyushim obrazom:
|
Parametry, otvechayushie za povedenie potenciala nad ploskost'yu Galaktiki (po z-koordinate) ocenivayutsya po poluchaemomu iz zvezdnyh podschetov hodu plotnosti veshestva v z-napravlenii i po vychisleniyam hoda sily tyagoteniya v z-napravlenii, poluchaemomu iz analiza ostatochnyh skorostei zvezd v etom napravlenii.
Raznymi gruppami issledovatelei bylo sozdano mnogo sostavnyh modelei. Odna iz nih razrabotana v 1979 godu v Tartu gruppoi pod rukovodstvom Einasto. Parametry modeli privedeny v tablice 15-1.
Tablica 15-1. Parametry modeli Galaktiki soglasno Einasto i dr.
Zdes' α0 est' razmer sferoida v ploskosti Galaktiki, M - massa v solnechnyh massah, ε = b0/α0 - splyusnutost' sferoida. Parametry podsistem nahodyatsya putem podbora tak, chtoby vosproizvesti nablyudaemuyu krivuyu vrasheniya i sistemu galakticheskih postoyannyh. Dlya yadra parametry vzyaty po analogii s yadrom tumannosti Andromedy. Radius i massa baldzha opredeleny po pervomu maksimumu krivoi vrasheniya. Radius galo opredelen na osnovanii dannyh o prostranstvennom raspredelenii sharovyh skoplenii, a massa - po dannym o plotnosti i gradiente plotnosti zvezd naseleniya II-go tipa v okrestnostyah Solnca. Pri opredelenii parametrov diska v etoi modeli ne udaetsya vosproizvesti formu krivoi vrasheniya v oblasti minimuma, esli ispol'zovat' eksponencial'noe ubyvanie plotnosti ot centra Galaktiki. Poetomu prihoditsya vvodit' komponenty otricatel'noi massy, otmechennye v tabl.15-1 rimskoi cifroi II. Massa korony naidena v predpolozhenii, chto blizhaishie karlikovye galaktiki - sputniki nashei zvezdnoi sistemy - uderzhivayutsya gravitacionnym polem Galaktiki. Poslednyaya ocenka polnoi massy Galaktiki iz etih soobrazhenii privela k znacheniyu (1.8 - 2.5)•1012•M¤ po rezul'tatam raboty yaponskih astronomov Sakamoto, Chiba i Birsa v 2003g. Po velichine dispersii skorostei etih karlikovyh galaktik s pomosh'yu teoremy viriala vychislyaetsya massa korony, a ee razmery ocenivayutsya kak razmery sistemy etih galaktik. Ogromnaya massa korony trebuetsya ne tol'ko dlya uderzhaniya dovol'no bystro dvigayushihsya sputnikov Galaktiki i ob'yasneniya ploskoi krivoi vrasheniya. Takaya massa trebuetsya dlya stabilizacii diska Galaktiki ot neustoichivosti i bystrogo razrusheniya. Chislennye eksperimenty po resheniyu zadachi N tel (pri N poryadka i bolee 10000) pokazali, chto v zvezdnom diske s nablyudaemoi dispersiei skorostei bystro poyavlyaetsya rastushee vozmushenie plotnosti, napominayushee bar peresechennyh spiral'nyh galaktik. V konce koncov ves' disk sobiraetsya v takoi bar. No eta neustoichivost' podavlyaetsya, esli vvesti koronu, obladayushuyu, pri nizkoi plotnosti, bol'shoi massoi. Vazhneishim voprosom yavlyaetsya: iz chego sostoit temnoe veshestvo korony? Etot vopros ne reshen do nastoyashego vremeni, i v kachestve kandidatov rassmatrivayutsya razlichnye ekzoticheskie ob'ekty i chasticy, a takzhe slabye zvezdy gipoteticheskogo naseleniya III, ih ostatki i korichnevye karliki. Nedavnie nablyudeniya s kosmicheskogo teleskopa imeni Habbla pokazyvayut, chto zametnuyu dolyu nedostayushei massy mogut sostavlyat' starye belye karliki. Sleduet otmetit', chto real'no nablyudaemymi nositelyami nekotoroi, pravda ochen' nebol'shoi, massy korony yavlyayutsya akkrecirovannye ob'ekty - sharovye skopleniya i zvezdy, ostavshiesya ot raspavshihsya pod deistviem prilivnyh sil baldzha i galo karlikovyh galaktik-sputnikov, - o kotoryh uzhe govorilos' v § 8.4, § 11.3 i § 14.3. V nastoyashee vremya osushestvleny obshirnye programmy nablyudeniya mikrolinzirovaniya dlya poiska ob'ektov, sostavlyayushih koronu Galaktiki. V chastnosti, eto programmy MACHO (Massive Compact Halo Objects - massivnye kompaktnye ob'ekty galo) i OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). V ramkah programmy MACHO provodilos' slezhenie za 12 millionami zvezd v napravleniyah Bol'shogo Magellanova oblaka i baldzha Galaktiki v poiskah sobytii mikrolinzirovaniya. Seichas uzhe izvestno, chto v bol'shinstve sluchaev massa linziruyushih ob'ektov nahoditsya v intervale ot 0.15 do 0.9 solnechnyh mass, tak chto eto ob'ekty zvezdnyh mass. Vsego takih ob'ektov v korone dolzhno byt' 2· 1011, prichem zametnyi procent temnoi materii korony mozhet sostoyat' iz holodnyh belyh karlikov. V okrestnostyah Solnca v nastoyashee vremya izvestny 46 belyh karlikov s ostatochnymi skorostyami bolee 250 km/s, kotorye mozhno schitat' belymi karlikami galo Galaktiki. Otmetim, chto svobodnyh parametrov, znacheniya kotoryh podbirayutsya v processe sozdaniya modeli, bolee chem dostatochno dlya tochnoi podgonki vsego nabora nablyudatel'nyh dannyh. Po mere uvelicheniya tochnosti dannyh modeli takzhe budut utochnyat'sya i razvivat'sya. |
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
zvezdnaya astronomiya
Publikacii so slovami: zvezdnaya astronomiya | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
