stringtranslate.com

Чечевицеобразная галактика

Галактика Веретено ( NGC 5866), линзовидная галактика в созвездии Дракона . Это изображение показывает, что линзовидные галактики могут удерживать значительное количество пыли в своем диске. Газа практически нет, и поэтому они считаются дефицитными в межзвездном веществе .

Чечевицеобразная галактика (обозначается S0) — это тип галактики, промежуточный между эллиптической (обозначается E) и спиральной галактикой в ​​схемах морфологической классификации галактик . [1] Он содержит крупномасштабный диск, но не имеет крупномасштабных спиральных рукавов. Линзообразные галактики — это дисковые галактики , которые израсходовали или потеряли большую часть своего межзвездного вещества и, следовательно, в них очень мало продолжающегося звездообразования . [2] Однако они могут сохранять значительное количество пыли на своих дисках. В результате они состоят в основном из стареющих звезд (как и эллиптические галактики). Несмотря на морфологические различия, линзовидные и эллиптические галактики имеют общие свойства, такие как спектральные характеристики и масштабные отношения. Обе можно считать галактиками раннего типа, которые пассивно развиваются, по крайней мере, в локальной части Вселенной. Галактики E с галактиками S0 соединяют галактики ES с дисками промежуточного масштаба. [3]

Морфология и структура

Классификация

NGC 2787 — пример линзовидной галактики с видимым поглощением пыли. Хотя эта галактика была классифицирована как галактика S0, можно увидеть сложность различения спиральных, эллиптических и линзовидных галактик. 1 кредит
NGC 1387 имеет большое ядерное кольцо. Эта галактика входит в скопление Печи .
Сетка, показывающая расположение галактик раннего типа (включая линзовидные галактики S0) относительно спиральных галактик позднего типа. По горизонтальной оси показан морфологический тип, обусловленный, прежде всего, природой спиральных рукавов.
Процент галактик с определенным соотношением осей (малое/большое) в выборке линзовидных и спиральных галактик. Вставка представляет собой визуальное представление профиля любого из указанных соотношений малой (b) и большой (а) осей. [4]

Линзовидные галактики уникальны тем, что у них есть видимый дисковый компонент, а также заметный балджный компонент. Они имеют гораздо более высокое отношение балджа к диску, чем типичные спирали, и не имеют канонической структуры спиральных рукавов галактик позднего типа [примечание 1] , но могут иметь центральную перемычку. [4] Это доминирование балджа можно увидеть в распределении отношения осей (т.е. соотношения между наблюдаемой малой и большой осью дисковой галактики) выборки линзовидной галактики. Распределение линзовидных галактик устойчиво возрастает в диапазоне от 0,25 до 0,85, тогда как распределение спиралей в этом же диапазоне практически плоское. [5] Большие отношения осей можно объяснить, наблюдая за дисковыми галактиками, обращенными лицом к лицу, или имея выборку сфероидальных галактик (с преобладанием балджа). Представьте себе, что вы смотрите на две дисковые галактики с ребра: одну с балджем, а другую без балджа. Галактика с выраженным балджем будет иметь большее соотношение осей с ребра по сравнению с галактикой без балджа, исходя из определения соотношения осей. Таким образом, в выборке дисковых галактик с выраженными сфероидальными компонентами будет больше галактик с большими отношениями осей. Тот факт, что распределение линзовидных галактик увеличивается с увеличением наблюдаемого отношения осей, означает, что в линзовидных галактиках преобладает центральный балджный компонент. [4]

Чечевицеобразные галактики часто считаются плохо изученным переходным состоянием между спиральными и эллиптическими галактиками, что приводит к их промежуточному положению в последовательности Хаббла . Это происходит из-за того, что линзы имеют как выраженные дисковые, так и выпуклые компоненты. Дисковый компонент обычно не имеет особенностей, что исключает систему классификации, подобную спиральным галактикам. Поскольку балджный компонент обычно имеет сферическую форму, классификация эллиптических галактик также непригодна. Таким образом, линзовидные галактики делятся на подклассы в зависимости от количества присутствующей пыли или выраженности центральной полосы. Классы линзовидных галактик без перемычки: S0 1 , S0 2 и S0 3 , где индексы указывают на количество поглощенной пыли в дисковом компоненте; соответствующие классы для двояковыпуклых линз с центральной перемычкой — SB0 ​​1 , SB0 2 и SB0 3 . [4]

Разложение Серсика

Профили поверхностной яркости линзовидных галактик хорошо описываются суммой модели Серсика для сфероидального компонента плюс экспоненциально спадающей модели (индекс Серсика n ≈ 1) для диска и часто третьего компонента для бара. [6] Иногда наблюдается усечение профилей поверхностной яркости линзовидных галактик на ~ 4 масштабах диска. [7] Эти особенности согласуются с общей структурой спиральных галактик. Однако балджный компонент линзовидных галактик более тесно связан с эллиптическими галактиками с точки зрения морфологической классификации. Эта сфероидальная область, которая доминирует во внутренней структуре линзовидных галактик, имеет более крутой профиль поверхностной яркости (индекс Серсика обычно находится в диапазоне от n = 1 до 4) [8] [9] , чем дисковый компонент. Образцы линзовидных галактик можно отличить от бездисковой (исключая малые ядерные диски) популяции эллиптических галактик посредством анализа профилей их поверхностной яркости. [10]

Бары

Как и спиральные галактики, линзовидные галактики могут иметь структуру центрального стержня. В то время как система классификации нормальных линзовидных галактик зависит от содержания пыли, линзовидные галактики с перемычкой классифицируются по выступающему центральному перемычку. Галактики SB0 1 имеют наименее выраженную стержневую структуру и классифицируются как имеющие слегка повышенную поверхностную яркость только вдоль противоположных сторон центрального балджа. Яркость полосы увеличивается с увеличением индексного номера, поэтому галактики SB0 3 , такие как NGC 1460 , имеют очень четко выраженные полосы, которые могут проходить через переходную область между балджем и диском. [4] NGC 1460 на самом деле является галактикой с одной из самых больших перемычек среди линзовидных галактик. К сожалению, свойства перемычек в линзовидных галактиках детально не исследованы. Понимание этих свойств, а также понимание механизма формирования перемычек поможет прояснить историю формирования или эволюции линзовидных галактик. [7]

Линзовидные галактики с перемычкой по классификации

Выпуклости в форме коробки

NGC 1375 и NGC 1175 — примеры линзовидных галактик, имеющих так называемые коробчатые балджи. Они классифицируются как SB0 pec. В галактиках, видимых с ребра, наблюдаются балджи коробчатой ​​формы, преимущественно спиральные, реже линзовидные. [ нужна цитата ]

Содержание

Хаббловское изображение ESO 381-12 [11]

Во многих отношениях состав линзовидных галактик подобен составу эллиптических галактик . Например, обе они состоят преимущественно из более старых и, следовательно, более красных звезд. Считается, что все их звезды старше примерно миллиарда лет, что соответствует их смещению по соотношению Талли-Фишера (см. Ниже). Помимо этих общих звездных свойств, шаровые скопления чаще встречаются в линзовидных галактиках, чем в спиральных галактиках аналогичной массы и светимости. У них также практически нет молекулярного газа (следовательно, отсутствует звездообразование) и нет значительного альфа-излучения водорода или 21-сантиметрового излучения. Наконец, в отличие от эллиптических моделей, они все еще могут содержать значительное количество пыли. [4]

Кинематика

Трудности и методы измерения

NGC 4866 — линзовидная галактика, расположенная в созвездии Девы. [12]

Линзовидные галактики имеют общие кинематические свойства как со спиральными, так и с эллиптическими галактиками. [13] Это связано со значительной выпуклостью и дисковой природой чечевицеобразных линз. Компонент балджа похож на эллиптические галактики тем, что он поддерживается давлением за счет дисперсии центральной скорости . Эта ситуация аналогична воздушному шару, где в движениях частиц воздуха (звезд в случае балджа) преобладают хаотичные движения. Однако в кинематике линзовидных галактик доминирует вращающийся диск. Поддержка вращения подразумевает, что за стабильность галактики отвечает среднее круговое движение звезд в диске. Таким образом, кинематика часто используется, чтобы отличить линзовидные галактики от эллиптических галактик. Определение различия между эллиптическими галактиками и линзовидными галактиками часто основывается на измерениях дисперсии скоростей (σ), скорости вращения (v) и эллиптичности (ε). [13] Чтобы отличить двояковыпуклые линзы от эллиптических, обычно смотрят на соотношение v/σ для фиксированного ε. Например, грубым критерием различия линзовидных и эллиптических галактик является то, что эллиптические галактики имеют v / σ < 0,5 при ε = 0,3. [13] Основанием для этого критерия является то, что линзовидные галактики имеют заметные компоненты балджа и диска, тогда как эллиптические галактики не имеют дисковой структуры. Таким образом, линзовидные галактики имеют гораздо большее соотношение v/σ, чем эллиптические, из-за их немалой скорости вращения (из-за дискового компонента), а также из-за отсутствия такого заметного компонента балджа по сравнению с эллиптическими галактиками. Однако этот подход с использованием одного отношения для каждой галактики проблематичен из-за зависимости отношения v/σ от радиуса, до которого оно измеряется в некоторых галактиках ранних типов. Например, галактики ES, соединяющие галактики E и S0 с их дисками промежуточного масштаба, имеют высокое отношение v/σ на промежуточных радиусах, которое затем падает до низкого отношения на больших радиусах. [14] [15]

Кинематика дисковых галактик обычно определяется эмиссионными линиями Ha или 21 см , которые обычно отсутствуют в линзовидных галактиках из-за общего отсутствия в них холодного газа. [7] Таким образом, кинематическая информация и приблизительные оценки массы линзовидных галактик часто получаются из звездных линий поглощения, которые менее надежны, чем измерения эмиссионных линий. Также существуют значительные трудности с определением точных скоростей вращения линзовидных галактик. Это комбинированный эффект линз, имеющих сложные измерения наклона, эффектов проекции в области интерфейса выпуклости и диска и случайных движений звезд, влияющих на истинные скорости вращения. [16] Эти эффекты значительно затрудняют кинематические измерения линзовидных галактик по сравнению с обычными дисковыми галактиками.

Смещение соотношения Талли – Фишера

Этот график иллюстрирует соотношение Талли-Фишера для выборки спиральной галактики (черный), а также выборки линзовидной галактики (синий). [17] Можно увидеть, чем линия наилучшего соответствия для спиральных галактик отличается от линии наилучшего соответствия для линзовидных галактик. [18]

Кинематическая связь между спиральными и линзовидными галактиками наиболее ясна при анализе соотношения Талли-Фишера для спиральных и линзовидных выборок. Если линзовидные галактики являются развитой стадией спиральных галактик, то они должны иметь аналогичное соотношение Талли-Фишера со спиралью, но со смещением оси светимость / абсолютная величина. Это могло бы произойти из-за того, что в звездном населении линзовидных звезд доминируют более яркие и красные звезды. Пример этого эффекта можно увидеть на соседнем графике. [7] Ясно видно, что линии наилучшего соответствия для данных спиральной галактики и линзовидной галактики имеют одинаковый наклон (и, следовательно, подчиняются одному и тому же соотношению Талли-Фишера), но смещены на ΔI ≈ 1,5. Это означает, что линзовидные галактики когда-то были спиральными галактиками, но сейчас в них преобладают старые красные звезды.

Теории формации

Морфология и кинематика линзовидных галактик в определенной степени предполагают способ формирования галактик . Их дискообразный, возможно, пыльный вид позволяет предположить, что они происходят из тусклых спиральных галактик , черты рукавов которых исчезли. Однако некоторые линзовидные галактики ярче спиральных галактик, что позволяет предположить, что они не являются просто блеклыми остатками спиральных галактик. Чечевицеобразные галактики могут возникнуть в результате слияния галактик , которое увеличивает общую звездную массу и может придать вновь слившейся галактике дискообразный вид без рук. [7] Альтернативно, было предложено [19] , что они вырастили свои диски посредством событий аккреции (газовых и небольших слияний). Ранее предполагалось, что эволюция светящихся линзовидных галактик может быть тесно связана с эволюцией эллиптических галактик, тогда как более слабые линзовидные галактики могут быть более тесно связаны со спиральными галактиками, лишенными напорного давления, [20] , хотя этот последний сценарий преследования галактик с тех пор был рассмотрен. вопрос запрошен в связи с существованием [21] чрезвычайно изолированных линзовидных галактик низкой светимости, таких как LEDA 2108986 .

Выцветшие спирали

Отсутствие газа, наличие пыли, отсутствие недавнего звездообразования и поддержка вращения — все это атрибуты, которые можно ожидать от спиральной галактики, которая израсходовала весь свой газ на образование звезд. [7] Эта возможность еще больше усиливается существованием бедных газом или «анемичных» спиральных галактик . Если бы спиральный узор затем рассеялся, образовавшаяся галактика была бы похожа на многие линзовидные галактики. [22] Мур и др. также документально подтверждено, что приливное воздействие – гравитационное воздействие других, соседних галактик – может способствовать этому процессу в плотных регионах. [23] Однако самым очевидным подтверждением этой теории является их приверженность слегка измененной версии соотношения Талли-Фишера, обсуждавшейся выше.

Статья 2012 года, в которой предлагается новая система классификации, впервые предложенная канадским астрономом Сидни ван ден Бергом , для линзовидных и карликовых сфероидальных галактик (S0a-S0b-S0c-dSph), которая параллельна последовательности Хаббла для спиральных и неправильных галактик (Sa-Sb- Sc-Im) подтверждает эту идею, показывая, насколько спирально-неправильная последовательность очень похожа на эту новую для двояковыпуклых и карликовых эллиптических тел. [24]

Слияния

Мессье 85 — слившаяся галактика.

Анализы Бурштейна [25] и Сэндиджа [26] показали, что линзовидные галактики обычно имеют поверхностную яркость, намного большую, чем другие спиральные классы. Также считается, что линзовидные галактики имеют большее соотношение балджа к диску, чем спиральные галактики, и это может быть несовместимо с простым исчезновением из спирали. [27] [28] Если бы S0 образовались в результате слияния других спиралей, эти наблюдения были бы адекватными и также объясняли бы увеличение частоты шаровых скоплений. Однако следует отметить, что усовершенствованные модели центральной выпуклости, которые включают как общий профиль Серсика, так и перемычку, указывают на меньшую выпуклость [29] и, следовательно, на меньшую несогласованность. Слияния также не могут объяснить смещение от соотношения Талли-Фишера, не предполагая, что слившиеся галактики сильно отличались от тех, которые мы видим сегодня.

Рост диска за счет аккреции

Создание дисков, по крайней мере, в некоторых линзовидных галактиках в результате аккреции газа, а также в малых галактиках вокруг ранее существовавшей сфероидальной структуры было впервые предложено в качестве объяснения сопоставления компактных массивных сфероидальных галактик с высоким красным смещением с такими же компактные массивные балджи, наблюдаемые в близлежащих массивных линзовидных галактиках. [30] В сценарии «уменьшения размера» сначала могли быть построены более крупные линзовидные галактики – в более молодой Вселенной, когда было доступно больше газа – а галактики с меньшей массой могли медленнее притягивать материал для построения своего диска, как в случай изолированной галактики раннего типа LEDA 2108986 . Внутри скоплений галактик удаление газа под действием напорного давления удаляет газ и предотвращает аккрецию нового газа, который мог бы способствовать развитию диска.

Примеры

Галерея

Смотрите также

Викискладе есть медиафайлы, связанные с линзовидными галактиками .

Примечания

  1. ^ Галактики слева от схемы классификации Хаббла иногда называют «ранним типом», а галактики справа — «поздним типом».

Рекомендации

  1. ^ Р. Дж. Бута; Х. Г. Корвин-младший; СК Одеван (2007-е). Атлас галактик де Вокулёра . Кембридж: Кембриджский университет. ISBN 978-0521820486.
  2. ^ ДеГрааф, Регина Барбер; Блейксли, Джон П.; Мёрер, Герхардт Р.; Путман, Мэри Э. (декабрь 2007 г.). «Галактика в переходном периоде: структура, шаровые скопления и расстояние звездообразующей галактики S0 NGC 1533 в Дорадо». Астрофизический журнал . 671 (2): 1624–1639. arXiv : 0710.0893 . Бибкод : 2007ApJ...671.1624D. дои : 10.1086/523640. S2CID  14312626.
  3. ^ Лиллер, М.Х. (1966), Распределение интенсивности в эллиптических галактиках скопления Девы. II
  4. ^ abcdef Бинни и Меррифилд (1998). Галактическая астрономия . Издательство Принстонского университета. ISBN 0-691-02565-7.
  5. ^ Ламбас, Д.Г.; С. Дж. Мэддокс и Дж. Лавдей (1992). «Об истинных формах галактик». МНРАС . 258 (2): 404–414. Бибкод : 1992MNRAS.258..404L. дои : 10.1093/mnras/258.2.404.
  6. ^ Лаурикайнен, Эйя; Сало, Хейкки; Бута, Рональд (2005), Многокомпонентный распад выборки галактик S0
  7. ^ abcdef Блэнтон, Майкл; Джон Мустакас (2009). «Физические свойства и окружение близлежащих галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 47 (1): 159–210. arXiv : 0908.3017 . Бибкод : 2009ARA&A..47..159B. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101734. S2CID  16543920.
  8. ^ Андредакис, Ю.К.; Пелетье, РФ; Балселлс, М. (2016), Форма профилей светимости балджей спиральных галактик
  9. ^ Алистер В. Грэм и Клэр К. Уорли (2016), Параметры галактик с поправкой на наклон и пыль: соотношение выпуклости к диску и соотношение размера и светимости
  10. ^ ГАД Саворнан и Г.В. Грэм (2016), Сверхмассивные черные дыры и их сфероиды-хозяева. I. Разбор галактик
  11. ^ «Галактика в цвету» . Проверено 13 июля 2015 г.
  12. ^ «Незнакомец в толпе». Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 21 июля 2013 г.
  13. ^ abc Моран, Шон М.; Бун Лян Ло; Ричард С. Эллис; Томмазо Треу; Кевин Банди; Лорен Макартур (20 августа 2007 г.). «Динамическое различие между эллиптическими и линзовидными галактиками в далеких скоплениях: дополнительные доказательства недавнего происхождения галактик S0». Астрофизический журнал . 665 (2): 1067–1073. arXiv : astro-ph/0701114 . Бибкод : 2007ApJ...665.1067M. дои : 10.1086/519550. S2CID  8602518.
  14. ^ Алистер В. Грэм и др. (2017), Последствия для происхождения карликовых галактик раннего типа: детальный взгляд на изолированную вращающуюся карликовую галактику раннего типа LEDA 2108986 (CG 611), Разветвления кинематического масштабирования SK2 фундаментальной плоскости и диаграмму спин-эллиптичности
  15. ^ Сабина Беллстедт и др. (2017), Исследование SLUGGS: следы галактик SLUGGS на модифицированной диаграмме спин-эллиптичности.
  16. ^ Бедрегал, АГ; А. Арагон-Саламанка; г-н Меррифилд; Б. Милванг-Йенсен (октябрь 2006 г.). «Галактики S0 в Форнаксе: данные и кинематика». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 (4): 1912–1924. arXiv : astro-ph/0607434 . Бибкод : 2006MNRAS.371.1912B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10829.x. S2CID  6872442.
  17. ^ Бедрегал, АГ; А. Арагон-Саламанка; М-Р Меррифилд (декабрь 2006 г.). «Соотношение Талли-Фишера для галактик S0». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 373 (3): 1125–1140. arXiv : astro-ph/0609076 . Бибкод : 2006MNRAS.373.1125B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11031.x. S2CID  9274153.
  18. ^ Курто, Стефан; Аарон А. Даттон; Фрэнк К. ван ден Бош; Лорен А. Макартур; Авишай Декель; Дэниел Х. Макинтош; Дэниел А. Дейл (10 декабря 2007 г.). «Масштабные отношения спиральных галактик». Астрофизический журнал . 671 (1): 203–225. arXiv : 0708.0422 . Бибкод : 2007ApJ...671..203C. дои : 10.1086/522193. S2CID  15229921.
  19. ^ Грэм, Алистер В.; Дулло, Билилин Т.; Саворньян, Джулия А.Д. (2015), Скрываясь на виду: изобилие компактных массивных сфероидов в локальной вселенной
  20. ^ Сидни ван ден Берг (2012). «Светимость галактик S0 с перемычкой и без перемычки». Астрофизический журнал . 754 (1): 68. arXiv : 1205.6183 . Бибкод : 2012ApJ...754...68В. дои : 10.1088/0004-637X/754/1/68. S2CID  118629605.
  21. ^ Янц и др. (2017), Последствия происхождения карликовых галактик раннего типа - открытие вращения в изолированных маломассивных галактиках раннего типа.
  22. ^ Элмегрин, Дебра; Брюс Дж. Элмегрин; Джей А. Фрогель; Пол Б. Эскридж; Ричард В. Погге; Эндрю Галлахер; Джоэл Ямс (2002). «Структура рукавов в анемичных спиральных галактиках». Астрономический журнал . 124 (2): 777–781. arXiv : astro-ph/0205105 . Бибкод : 2002AJ....124..777E. дои : 10.1086/341613. S2CID  7757634.
  23. ^ Мур, Бен; Джордж Лейк; Нил Кац (1998). «Морфологическая трансформация в результате преследования галактики». Астрофизический журнал . 495 (1): 139–151. arXiv : astro-ph/9701211 . Бибкод : 1998ApJ...495..139M. дои : 10.1086/305264. S2CID  1429279.
  24. ^ Корменди, Джон; Ральф Бендер (2012). «Пересмотренная морфологическая классификация галактик с параллельными последовательностями: структура и формирование S0 и сфероидальных галактик». Приложение к астрофизическому журналу . 198 (1): 2. arXiv : 1110.4384 . Бибкод : 2012ApJS..198....2K. дои : 10.1088/0067-0049/198/1/2. S2CID  118326756.
  25. ^ Бурштейн, Д; Хо ЛК; Хухра Дж.П.; Макри Л.М. (2005). «Светимость галактик в K-диапазоне: происходят ли S0 из спиральных галактик?». Астрофизический журнал . 621 (1): 246–55. Бибкод : 2005ApJ...621..246B. дои : 10.1086/427408 .
  26. ^ Сэндидж, А (2005). «КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК: ранняя история и продолжающееся развитие». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 581–624. Бибкод : 2005ARA&A..43..581S. doi : 10.1146/annurev.astro.43.112904.104839.
  27. ^ Дресслер, А; Гилмор, Дайан М. (1980). «Об интерпретации соотношения морфология-плотность галактик в скоплениях». Астрофизический журнал . 236 : 351–65. Бибкод : 1991ApJ...367...64W. дои : 10.1086/169602.
  28. ^ Кристлейн, Д; Заблудов А.И. (2004). «Могут ли галактики раннего типа возникнуть в результате затухания дисков галактик позднего типа?». Астрофизический журнал . 616 (1): 192–98. arXiv : astro-ph/0408036 . Бибкод : 2004ApJ...616..192C. дои : 10.1086/424909. S2CID  13813083.
  29. ^ Лаурикайнен, Эйя; Хейкки Сало; Рональд Бута (октябрь 2005 г.). «Многокомпонентные разложения выборки галактик S0». МНРАС . 362 (4): 1319–1347. arXiv : astro-ph/0508097 . Бибкод : 2005MNRAS.362.1319L. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09404.x. S2CID  15159305.
  30. ^ Грэм, Алистер В. (2013), Структура эллиптической и дисковой галактики и современные законы масштабирования
  31. ^ «Жадный гигант». www.spacetelescope.org . Проверено 7 декабря 2016 г.
  32. ^ «Выделиться из толпы». www.spacetelescope.org . Проверено 12 сентября 2016 г.
  33. ^ "Занятые пчелы" . Проверено 16 мая 2016 г.
  34. ^ «Элегантность скрывает богатое событиями прошлое» . Проверено 18 апреля 2016 г.
  35. ^ «В центре камертона» . Проверено 2 ноября 2015 г.
  36. ^ "Увлекательное ядро" . Проверено 8 июня 2015 г.
  37. ^ «Третий путь галактик». www.spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 12 января 2015 г.