Витягнутість дискових галактик

Витягнутість дискових галактик
Некруглість дискових галактик

Круглі чи некруглі дискові галактики. Як це визначили?

Дискові галактики – це вид галактик, який найчастіше зустрічається в ближньому Всесвіті. Понад 70% галактик у Всесвіті займають спіральні галактики, ще 15% – лінзоподібні. Головний структурний компонент спіральних і лінзоподібних галактик – це великий зоряний диск.

Що таке диск? Якщо подивитися на диск з ребра, то можна побачити, що це тонка структура, у якій товщина значно менше, ніж радіус. Важливе і ще не вирішене питання, яке відноситься до структури дискових галактик, полягає в тому, наскільки диски галактик круглі, якщо подивитися на них зверху, плазом. Чи є у них якась витягнутість?

Астрофізик О. Сильченко розповіла про структуру зіркових дисків, Слоановський цифровий огляд небесних тіл і виявлених лінзоподібних галактиках.

Це повинно відбиватися на обертанні дисків. Диски такі плоскі саме тому, що в них все швидко обертається – і зірки, і газ. У них є момент обертання, і чим він більший, тим далі від центру обертаються зірки і газ. Ми не знаємо, чи обертаються вони строго по кругових орбітах або ці орбіти витягнуті. Якщо галактики круглі, якщо диски галактик круглі, тобто осесиметричні, значить, саме така форма гравітаційного потенціалу. Тоді орбіти в диску будуть круговими.

Ми спостерігаємо як форму дисків, так і обертання газу і зірок усередині дисків. Про форму диска щось сказати досить складно, тому що диск галактики ми спостерігаємо в проекції на небесну сферу. Галактики у Всесвіті орієнтуються під довільним кутом до нашого променю зору. Якщо ми дивимося на галактику плазом, ми бачимо досить круглий диск. Якщо ми дивимося на галактику з ребра, ми бачимо просто витягнуту структуру на зразок палиці. Але більшість галактик видно під проміжними кутами. І тоді проекція навіть круглого диска на небесну площину (як ще кажуть, на картинну площину) буде виглядати еліпсом.

Витягнутість дискових галактик
Дискові галактики

Еліпс – це структура, яка має дві осі, велику і малу. Якщо диски абсолютно круглі самі по собі, то в проекції ми будемо бачити співвідношення великої і малої осей, що дорівнює косинусу кута нахилу диска галактики до картинної площини. Якщо диски орієнтовані в просторі випадковим чином, то, набравши більшу статистику зображень галактик і прорахувавши ставлення видимих ​​осей еліпса, ми можемо побудувати розподіл. У разі якщо диски абсолютно круглі і нахилені до нашого променю зору випадковим чином, цей розподіл строго відомо – це косинус рівномірно розподіленого кута нахилу. А відхилення від такого розподілу буде говорити про те, що диски не зовсім круглі.

Такі статистичні дослідження неодноразово проводилися, і виходило, що диски в середньому досить круглі: відхилення відносини осей внутрішнього еліпсоїда від абсолютно круглої форми не перевищує 5%. Але це усереднена величина. Коли ми досліджуємо індивідуальні галактики, то тут розбиратися досить складно, і потрібно вже поєднувати дослідження структури, зовнішнього вигляду диска галактики з тим, як всередині цього диска обертаються газ і зірки.

Основні формули для подібних досліджень написав Едвін Хаббл в 1927 році. Тоді ще дослідження спиралися на аналітику, тобто вчені вважали за краще писати формули і розглядати спрощені конфігурації. Хаббл якраз розглядав досить абстрактну конфігурацію, еліпсоїд, дивився на неї під різними кутами. Він вивів основні формули того, як має виглядати розподіл відносин видимих ​​осей зображень галактик при різних внутрішніх формах. Цими формулами досі користуються дослідники.

Основні сучасні успіхи в цій галузі засновані, звичайно, на великих оглядах галактик. В ході Слоановського огляду для чверті небесної сфери були отримані зображення великих майданчиків неба. Для всіх галактик, які попалися на цих майданчиках, ми тепер маємо досить гарні глибокі зображення в різних кольорах. За ним можна вимірювати відносини видимих ​​осей і дисків галактик для великої вибірки – багатьох тисяч близьких галактик. Тоді розподіли виходять досить статистично значущими.

Мені пощастило недавно наштовхнутися на дві лінзовидні галактики (це дискові галактики, найдовший структурний компонент у них – зоряний диск), і я досліджувала, як обертаються зірки всередині цих дисків. У тих двох лінзоподібних галактик немає газового компонента, тому довелося зосередитися на обертанні зірок.

Якщо всередині диска зірки обертаються по колу, подивимося тепер на ці орбіти під кутом. Тоді виявиться, що найбільша проекція швидкості обертання на промінь зору – уздовж великої осі. Швидкість обертання на перетині площині галактики з картинною площиною буде якраз строго дорівнювати швидкості обертання, у всіх інших місцях вона буде менше. Тому, спостерігаючи спектральні галактики, ми намагаємося поставити щілину уздовж великої осі зображення. Я поставила щілину уздовж великої осі зображення і побачила, що швидкості не дуже великі. Тоді я поставила щілину під кутом. Якщо швидкості кругові, то під кутом проекція на промінь зору буде менше, ніж швидкість обертання. У мене виявилося, що проекція швидкості обертання в цій орієнтації щілини більше, ніж у первісній. Тоді я поставила ще під кількома кутами щілину спектрографа і змогла знайти той напрямок щілини, в якому проекція швидкості обертання на промінь зору найбільша. Виявилося, що цей напрямок щілини не збігається з великою віссю еліпса – це вірна ознака того, що зірки всередині диска обертаються не по кругових орбітах, а по витягнутих. Дві такі галактики мені вдалося знайти.

Чому диски можуть бути некруглими? Ми знаємо, що в середньому диски круглі, але у цих двох конкретних галактик вони виявилися еліптичні самі по собі. Причиною цього може бути, наприклад, некулеподібна форма темного гало. У нас зоряні диски обертаються в полі гравітації темного гало, тому кругові орбіти можуть бути в тому випадку, якщо темне гало являє собою кульку, якщо форма гравітаційного потенціалу має строгу центральну симетрію. Якщо ж це не кулька, а триаксиальний еліпсоїд (припустимо, можна привести форму огірка), то всередині такого гравітаційного потенціалу орбіти будуть не кругові, а еліптичні. Саме це ми бачимо в конкретному випадку двох лінзоподібних галактик, описуваних мною.

Витягнутість дискових галактик
NGC 502 – лінзоподібна галактика в сузір’ї Риби

Цей випадок досить рідкісний. Більшість темних гало все-таки досі виходили при дослідженнях досить кулястими. У мене немає пояснення, чому саме у цих галактик темні гало виявилися некулеподібними. Одна з них, NGC 502, являє собою галактику на периферії багатої групи. Я досліджувала і інші галактики в цій групі, які розташовані ближче до її центру, але їх обертання було нормальним. А ось у більш далекій від центру галактики, на яку, здавалося б, найменше повинні впливати приливні гравітаційні сили, виявилося некулеподібне темне гало. Чому так відбувається – невідомо. Розбиратися в таких питаннях краще, коли у нас є велика вибірка, адже два некругових гала – це не статистика. Ми не знаємо, чому саме у цих галактик так вийшло, але якщо ми знайдемо 10-30 таких об’єктів, то далі вже зможемо дивитися, які особливі умови у цих галактик, чому саме у них міг вийти несиметричний потенціал.

Фото: NASA Image and Video Library

Be the first to comment

Leave a Reply

Your email address will not be published.


*