Спиральный рукав

Галактика Водоворот (M51) имеет ярко выраженную спиральную структуру.

Спиралевидные области повышенной яркости внутри галактического диска в спиральных галактиках

Спиральные рукава являются определяющей чертой спиральных галактик . Они проявляются как спиралевидные области повышенной яркости внутри галактического диска . Обычно спиральные галактики демонстрируют два или более спиральных рукава. Совокупная конфигурация этих рукавов называется спиральным узором или спиральной структурой галактики.

Внешний вид спиральных рукавов весьма разнообразен. Спиральные галактики грандиозного дизайна демонстрируют симметричный и отчетливый рисунок, включающий два спиральных рукава, которые простираются по всей галактике. Напротив, спиральная структура флоккулентных галактик включает многочисленные мелкие фрагменты рукавов, которые не связаны друг с другом. Внешний вид спиральных рукавов варьируется по всему электромагнитному спектру .

Помимо повышенной яркости, спиральные рукава характеризуются повышенной концентрацией межзвездного газа и пыли , яркими звездами и звездными скоплениями , активным звездообразованием , более синим цветом и повышенной напряженностью магнитного поля в галактиках. Вклад спиральных рукавов в общую светимость галактик может достигать 40–50% для некоторых галактик. Характеристики спиральных рукавов коррелируют с другими свойствами галактик, например, угол закручивания спиральных рукавов связан с такими параметрами, как масса сверхмассивной черной дыры в центре и вклад балджа в общую светимость.

Для объяснения происхождения спиральных рукавов предложены две основные теории: стохастическая модель самораспространяющегося звездообразования и теория волн плотности . Эти теории описывают различные варианты спиральной структуры и не исключают друг друга. Помимо этих теорий существуют и другие теории, которые могут объяснить появление спиральной структуры в некоторых случаях.

Спиральная структура была впервые обнаружена в 1850 году лордом Россом в галактике M51 . Природа спиральной структуры в галактиках оставалась неразрешенной в течение значительного периода времени.

Общая характеристика

NGC 1300 — спиральная галактика с ярко выраженной перемычкой.

Спиральные рукава ^[1] являются определяющей чертой структурного состава спиральных галактик , которые расположены внутри дисков и демонстрируют повышенную яркость по сравнению с окружающей их средой. ^[2] Такие структуры принимают форму спиралей , которые в галактиках без перемычки обычно берут начало в области вблизи центра галактики, тогда как в галактиках с перемычкой они берут начало на концах перемычки. ^[3] Спиральные рукава не простираются по всему радиусу диска и заканчиваются на расстоянии, на котором диск все еще можно различить. ^[4] Галактика обычно состоит из двух или более спиральных рукавов. ^[5] Совокупная конфигурация этих рукавов внутри галактики называется спиральным узором или спиральной структурой. ^[6]

Около двух третей всех массивных галактик являются спиральными галактиками. ^[7] Спиральные рукава наблюдались в галактиках при красных смещениях до , а иногда даже на больших расстояниях, что соответствует времени, когда возраст Вселенной был меньше половины нынешнего. Это говорит о том, что спиральная структура является долгоживущим явлением. ^[8] ${\displaystyle z\approx 1}$

Спиральные рукава демонстрируют значительные различия в своем внешнем виде. ^[5] В целом, они характеризуются повышенной концентрацией газа и пыли , активным звездообразованием и большей распространенностью звездных скоплений , областей H II и ярких звезд, чем в остальной части диска. ^[2] Хотя спиральные рукава в первую очередь идентифицируются из-за их молодого звездного населения, в них также наблюдается повышенная концентрация старых звезд. ^{[4] [7]}

Изображения M 51 в SDSS в трех фотометрических диапазонах : слева направо — диапазоны u ( ультрафиолетовый ), r ( видимый ) и z ( инфракрасный ).

Внешний вид и выражение спиральных ветвей в галактике могут различаться в зависимости от части электромагнитного спектра , в которой она наблюдается. В синей и ультрафиолетовой частях спектра спиральные рукава хорошо выражены из-за присутствия синих сверхгигантов . В красной и ближней инфракрасной областях более старые звезды вносят больший вклад, что делает спиральные рукава более гладкими, но менее контрастными. Излучение межзвездной пыли делает спиральные рукава яркими в дальнем инфракрасном диапазоне, в то время как излучение нейтрального водорода и молекул делает их яркими в радиодиапазоне . Наибольший контраст и количество мелких деталей в спиральных рукавах можно увидеть при наблюдении в эмиссионных спектральных линиях, создаваемых эмиссионными туманностями , а также в полиароматических углеводородных линиях, создаваемых холодными газовыми облаками. ^[9]

Появление спиральных рукавов является одним из критериев морфологической классификации галактик . Например, в схеме классификации Хаббла спиральные галактики делятся на типы Sa, Sb, Sc. Спиральные галактики с перемычкой делятся на типы SBa, SBb и SBc. Спиральные рукава галактик ранних типов Sa и SBa плотно закручены и гладкие, тогда как у галактик поздних типов Sc и SBc они узловатые и свободно закрученные. Типы Sb и SBb демонстрируют промежуточные характеристики. ^{[10] [11]}

• Спиральные галактики разных морфологических типов в SDSS ^[12]
• 
  NGC 4314 (SBa)
• 
  M95 (СБб)
• 
  NGC 3367 (SBc)

Морфология

Спиральная структура галактик демонстрирует значительное разнообразие внешнего вида. Спиральные галактики грандиозного дизайна демонстрируют симметричный и четкий рисунок, состоящий из двух спиральных рукавов, которые простираются по всей галактике. Они составляют 10% от общего числа спиральных галактик. Напротив, спиральная структура флоккулентных галактик состоит из многочисленных небольших фрагментов рукавов, которые не связаны друг с другом. Среди спиральных галактик доля таких галактик равна 30%. ^{[4] [13]}

Остальные галактики относятся к промежуточному типу, называемому «многорукавными», ^[14], которые демонстрируют свойства как флоккулентных, так и галактик большого дизайна. Например, они могут казаться галактиками большого дизайна, но при этом иметь более двух рукавов. С другой стороны, они могут демонстрировать более упорядоченную двухрукавную структуру внутри, которая становится нерегулярной на периферии. ^{[15] [16] [17]} Тем не менее, почти во всех случаях оба типа структуры присутствуют в спиральной структуре. Даже галактики большого дизайна имеют детали, которые не вписываются в спиральный узор. ^[4] Кроме того, есть галактики, которые демонстрируют различные типы спиральной структуры при наблюдении в различных спектральных диапазонах. ^[18] Различие между двумя основными типами спиральных рукавов, по-видимому, связано с фундаментальными физическими различиями между ними. ^[19]

• Галактики с различной морфологией спиральной структуры ^[20]
• 
  M81 — грандиозная спиральная галактика
• 
  M101 — многорукавная спиральная галактика
• 
  NGC 2841 , флоккулентная спиральная галактика

Кроме того, спиральные рукава подразделяются на две категории: массивные и нитевидные. В первом случае спиральные рукава широкие, диффузные и не контрастируют существенно с пространством между ними. Напротив, во втором случае спиральные рукава узкие и четко очерченные. ^[21]

• Галактики с различной морфологией спиральной структуры ^[22]
• 
  M101 имеет нитевидные руки
• 
  У M33 массивное оружие

Форма и угол наклона

Угол наклона спирального рукава ${\displaystyle \mu }$

Форма рукава обычно параметризуется углом закрутки . Угол закрутки — это угол между касательной к спиральному рукаву в данной точке и перпендикуляром к радиусу, проведенному в эту точку. В большинстве спиральных галактик средний угол закрутки лежит в диапазоне от 5° до 30°. ^{[13] [23]} Спиральные рукава с малым углом закрутки называются плотно закрученными, а рукава с большим углом закрутки называются открытыми. ^[24] ${\displaystyle \mu }$

Форма спиральных рукавов часто описывается упрощенно как логарифмическая спираль . Однако спиральные рукава также могут быть описаны как архимедова или гиперболическая спираль . В случае логарифмической спирали угол наклона постоянен. Он уменьшается с увеличением расстояния от центра в архимедовой спирали и увеличивается в гиперболической спирали. Измерения углов закрутки в галактиках показывают, что только меньшинство спиральных галактик имеют углы наклона рукавов, которые близки к постоянным. Более двух третей галактик имеют углы наклона, которые различаются более чем на 20%. Обнаружено, что средний угол закрутки коррелирует с рядом различных параметров галактик. Например, спиральные рукава галактик с более яркими выпуклостями , как правило, закручены плотнее. ^[24]

• Несколько галактик, для которых были сделаны измерения угла питча, снимки SDSS (полученные значения приведены в скобках) ^[25] ${\displaystyle \mu }$
• 
  NGC 4977 ( ) ${\displaystyle \mu =7{,}3^{\circ }}$
• 
  NGC 2649 ( ) ${\displaystyle \mu =12{,}6^{\circ }}$
• 
  NGC 4195 ( ) ${\displaystyle \mu =25{,}7^{\circ }}$
• 
  NGC 2575 ( ) ${\displaystyle \mu =29{,}7^{\circ }}$
• 
  NGC 2532 ( ) ${\displaystyle \mu =45{,}1^{\circ }}$

Спиральные рукава галактики NGC 4622 наклонены в разных направлениях, что указывает на наличие как ведущих, так и отстающих спиральных рукавов. ^[26]

Спиральные рукава могут быть дополнительно классифицированы как отстающие или ведущие. В случае отстающих спиральных рукавов их внешние концы указывают в направлении, противоположном направлению вращения галактики. В случае ведущих рукавов их внешние концы указывают в том же направлении, в котором вращается галактика. На практике сложно определить, являются ли рукава данной галактики ведущими или отстающими. Чтобы наблюдать спиральную структуру, галактика не должна быть чрезмерно наклонена к плоскости изображения. Однако для определения направления вращения необходим небольшой наклон. Кроме того, необходимо определить сторону галактики, которая ближе к наблюдателю. Обзор наблюдательных данных показывает, что большинство галактик демонстрируют отстающие спиральные рукава, при этом ведущие рукава встречаются относительно редко. Например, среди двухсот галактик, изученных таким образом, только две могут иметь ведущие рукава. В некоторых случаях галактики демонстрируют как ведущие, так и отстающие спиральные рукава, как это показано на примере NGC 4622. Численное моделирование показало, что ведущие спиральные рукава могут возникать при определенных обстоятельствах . Одним из таких случаев является вращение гало темной материи в направлении, противоположном вращению галактического диска. ^{[26] [27]}

Ширина спиральных рукавов в большинстве галактик увеличивается с увеличением расстояния от центра. Галактики Grand Design демонстрируют наибольшую ширину спиральных рукавов. ^[28]

Яркость и цвет

NGC 4921 — анемичная галактика

Отношение светимости спиральной структуры к светимости всей галактики является наибольшим для спиральных галактик с грандиозным дизайном. Для этих галактик это отношение в среднем составляет 21%, а для некоторых достигает 40-50%. Для флоккулентных и многорукавных галактик это отношение составляет 13% и 14% соответственно. Кроме того, доля спиральных рукавов в общей светимости увеличивается в более поздних морфологических типах. Для галактик типа Sa эта пропорция составляет в среднем 13%, а для галактик типа Sc — в среднем 30%. ^[28]

Цвет спиральных рукавов становится все более синим для галактик поздних морфологических типов. Показатель цвета gr для галактик типа Sc составляет приблизительно 0,3–0,4 ^m , а для галактик типа Sa — 0,5–0,6 ^m . ^[28]

Кроме того, существуют анемичные галактики (анемичные спирали). ^[29] Эти галактики отличаются диффузным, слабым спиральным узором, который объясняется уменьшенным количеством газа и, следовательно, уменьшенной скоростью звездообразования по сравнению с обычными спиральными галактиками того же морфологического типа. Анемичные галактики более распространены в скоплениях галактик . По-видимому, галактики в этих скоплениях подвержены давлению лобовой силы , что приводит к быстрой потере газа. Предполагается, что этот тип галактик может находиться между спиральными и линзовидными галактиками. ^{[30] [31]}

Магнитное поле

В спиральных рукавах наблюдаются более сильные магнитные поля , чем в остальной части галактики. Среднее значение магнитных полей в спиральных галактиках составляет 10 микрогаусс , тогда как в их спиральных рукавах оно составляет 25 микрогаусс . В галактиках с ярко выраженным спиральным узором магнитные поля ориентированы вдоль рукавов. Однако в некоторых случаях магнитное поле может образовывать отдельную спиральную структуру, которая проходит в пространстве между видимыми спиральными рукавами. И наоборот, магнитные поля могут влиять на движение газа внутри галактики и способствовать образованию спиральных рукавов. ^{[32] [33]} Однако они недостаточно сильны, чтобы играть доминирующую роль в формировании спиральных рукавов. ^[34]

Корреляция между параметрами спирального рукава и другими свойствами галактики

Параметры спиральных рукавов коррелируют с другими свойствами галактик. Например, установлено, что галактики с большим углом наклона обычно демонстрируют меньшую массу сверхмассивной черной дыры в своем центре ^[35] и меньшую массу галактики в целом. Кроме того, их балдж вносит меньший вклад в общую светимость, они имеют меньшую дисперсию скоростей в центре, а их кривые вращения кажутся более возрастающими. ^[36] Однако эти зависимости не особенно выражены. ^[37] Хотя угол наклона спиральных рукавов изначально был введен в морфологическую классификацию галактик как один из критериев классификации, последующий анализ показал, что эта величина коррелирует с морфологическим типом в меньшей степени, чем, например, показатель цвета спиральных рукавов. ^[28] Корреляция между углом наклона и вышеупомянутыми параметрами может быть теоретически объяснена. Описанные величины связаны с распределением массы внутри галактики, что влияет на способ распространения волны плотности внутри галактического диска. ^[38]

В более массивных галактиках с более упорядоченной структурой спиральные рукава выглядят более выраженными и контрастными. ^[28] Кроме того, контраст между спиральными рукавами более выражен в галактиках с выраженной перемычкой , хотя эта корреляция относительно слаба. ^[39] В целом, флоккулентные галактики имеют меньшую массу и более поздний морфологический тип, чем галактики с большим дизайном. ^[40]

Спиральная структура Млечного Пути

Модель Млечного Пути. Желтая точка указывает положение Солнца, красные точки — положение вложенных кластеров , которые служат индикаторами спиральной структуры.

Сложно определить наличие спиральных рукавов в диске нашей галактики с помощью оптических наблюдений, учитывая, что Солнце находится в плоскости диска Млечного Пути, а свет поглощается межзвездной пылью . Тем не менее, спиральные рукава можно наблюдать, например, при картировании распределения нейтрального водорода или молекулярных облаков . ^[41]

Точное местоположение, длина и количество спиральных рукавов остаются неопределенными. ^{[1] [42]} Однако преобладающее мнение заключается в том, что Млечный Путь содержит четыре основных спиральных рукава: два основных — рукава Щита-Центавра и Персея , и два второстепенных — рукава Нагорья и Стрельца . ^[43] Их угол наклона составляет приблизительно 12°, а их ширина оценивается в 800 парсеков . ^[44] Помимо больших рукавов, различают также более мелкие, похожие образования, такие как рукав Ориона . ^[45]

Теории происхождения спиральной структуры

Распространенность спиральных галактик указывает на то, что спиральная структура является долгоживущим явлением. Однако, поскольку сами галактики вращаются дифференциально, а не как твердые тела, любая структура в диске должна значительно искривляться и исчезать примерно за один-два оборота. Два наиболее распространенных решения этой проблемы — стохастическая модель самораспространяющегося звездообразования (SSPSF) и теория волн плотности , которые описывают разрозненные варианты спиральной структуры. Первое объяснение постулирует, что спиральные рукава постоянно формируются и рассеиваются без достаточного времени для значительного скручивания — такие спиральные рукава обозначаются как материальные рукава. Теория волн плотности утверждает, что спиральный узор представляет собой волну плотности, тем самым вращаясь независимо от диска как твердое тело. Следовательно, спиральные рукава обозначаются как волновые рукава. Возможно, что эти типы спиральных рукавов могут возникать одновременно в одной и той же галактике. ^{[19] [46]}

Приливные хвосты, наблюдаемые во взаимодействующих галактиках, также считаются материальными спиральными рукавами. Из-за низкой скорости материи на расстоянии от галактики приливные хвосты, по-видимому, сохраняются в течение длительного периода времени. ^[47]

Модель SSPSF

Появление спиральных рукавов в модели SSPSF

Модель SSPSF постулирует, что спиральные рукава возникают, когда в области галактики активизируется звездообразование . Присутствие молодых, ярких звезд в этой области оказывает влияние на окружающую межзвездную среду . Например, взрыв сверхновой генерирует ударную волну в газе, тем самым способствуя распространению звездообразования по галактическому диску. ^[48] За период менее 100 миллионов лет самые яркие звезды в этой области успевают погаснуть. Это меньше времени, необходимого для одного оборота галактики. Дифференциальное вращение этой области позволяет ей растянуться в короткую дугу. Учитывая, что звездообразование является непрерывным процессом, происходящим в разных областях диска, существует множество таких дуг в разное время по всему диску, которые можно наблюдать как хлопьевидный спиральный узор. ^{[49] [50]} Учитывая, что такие спиральные рукава видны только из-за молодых звезд, они оказывают минимальное влияние на распределение массы внутри галактики и редко наблюдаются в инфракрасном диапазоне . ^[47]

Теория волн плотности

Схематическое изображение градиентов цвета в спиральных рукавах, если они представляют собой волны плотности

В контексте теории волн плотности спиральные рукава считаются возникающими, когда внутри диска происходят механические колебания , вызывающие волну плотности — звезды движутся внутри диска таким образом, что сходятся в определенных областях и становятся более концентрированными. Волна плотности оказывает определяющее влияние не только на звезды, но и на газ, тем самым способствуя более активному звездообразованию в областях, где концентрация звезд выше. Одновременно в различные моменты времени внутри спирального рукава возникают разные звезды, в результате чего волна плотности движется с другой скоростью, чем звездный диск. Следовательно, волна плотности не подвержена скручиванию. Влияние этого механизма приводит к образованию крупномасштабной упорядоченной спиральной структуры, которая также наблюдается в инфракрасном диапазоне. ^{[51] [52] [53]} Концентрация звезд в спиральном рукаве увеличивается всего на 10–20%, однако это относительно скромное изменение гравитационного потенциала оказывает глубокое влияние на динамику газа. Газ ускоряется, и в нем могут возникать ударные волны, проявляющиеся в виде темных пылевых полос в рукавах. ^[6]

На практике сложно подтвердить наличие волны плотности. Однако это возможно сделать, например, путем обнаружения определенного радиуса коротации , который представляет собой область, где спиральный рукав движется с той же скоростью, что и звезды. Его можно определить, наблюдая цветовые градиенты внутри рукавов. Поскольку звездная популяция формируется внутри рукава и впоследствии краснеет с течением времени, цветовой градиент должен наблюдаться поперек рукава, если его скорость отличается от скорости рукава. ^{[54] [55]} Предполагается, что волны плотности создаются и поддерживаются перемычками галактик или приливной силой их спутников . ^[6]

Теория волн плотности постулирует, что стабильны только отстающие спиральные рукава, и что любая ведущая структура должна в какой-то момент перейти в отстающую. Одновременно сама структура усиливается в течение периода после трансформации, что называется усилением колебания. ^[56]

• Влияние дифференциального вращения на структуру спиральных рукавов (анимация)
• «Материальные» спиральные рукава сильно закручиваются за короткий промежуток времени
• Волны плотности создают рукава, которые не скручиваются со временем

Альтернативные теории

Некоторые теории предлагают альтернативные механизмы появления спиральных рукавов, которые отличаются от теории волн плотности и модели SSPSF. Эти теории не предназначены для полной замены вышеупомянутых теорий, а скорее для объяснения появления спиральных рукавов в конкретных случаях. Например, теория многообразий применима только к спиральным галактикам с перемычкой . Согласно этой теории, гравитационное влияние перемычки заставляет орбиты звезд располагаться определенным образом, создавая спиральные рукава и двигаясь вдоль них. Название теории связано с тем, что в этой модели звезды, движущиеся в спиральных рукавах, образуют многообразие в фазовом пространстве . В отличие от теории волн плотности, теория многообразий не постулирует возникновение цветовых градиентов в спиральных рукавах, которые фактически наблюдаются во многих галактиках. Тот факт, что в галактиках с перемычкой спиральные рукава берут начало из области, близкой к перемычке, может предполагать корреляцию между этими структурами и теорией многообразий. Однако это не единственная теория, которая объясняет генезис рукавов из-за перемычек. ^{[57] [58]}

История исследования

Эскиз трассы М51, выполненный лордом Россом

Спиральные рукава были впервые обнаружены в галактике Водоворот (M51), в которой лорд Росс идентифицировал спиральную структуру в 1850 году. ^[42]

В 1896 году была сформулирована проблема скручивания. Если бы спиральные рукава были материальными сущностями, из-за дифференциального вращения они бы очень быстро скручивались до точки, где их было бы невозможно наблюдать. Следовательно, вопрос о природе спиральной структуры оставался нерешенным в течение значительного периода времени. С 1927 года этим вопросом занимался Бертил Линдблад , который в 1961 году правильно заключил, что спиральные рукава возникают из-за гравитационного взаимодействия между звездами в диске. Впоследствии, в 1964 году, Чиа-Чиао Линь и Фрэнк Шу предложили теорию , согласно которой спиральные рукава можно концептуализировать как волны плотности. ^{[52] [59]} Модель SSPSF была впервые предложена в 1978 году, хотя концепция взрыва сверхновой, стимулирующего звездообразование в соседних регионах, была впервые предложена Эрнстом Опиком еще в 1953 году. Это наблюдение легло в основу последующей теории. ^{[60] [61]}

В 1953 году расстояния до различных звездных ассоциаций в нашей галактике были измерены с высокой степенью точности. Это позволило обнаружить спиральную структуру в Млечном Пути. ^[41]

Классификация галактик на категории флоккулентных, многорукавных и грандиозных конструкций выведена из более сложной морфологической схемы классификации, включающей 10 классов, которые описывают тип спирального узора. Схема классификации была разработана Деброй и Брюсом Элмегрин в 1987 году. Впоследствии они предложили упрощенную схему, которая и используется в настоящее время. ^{[62] [63]}

Несмотря на значительные успехи теории волн плотности, физическая природа спиральных рукавов остается предметом споров, и пока не достигнуто четкого консенсуса. ^{[64] [65]}

Ссылки

1. Ефремов, Ю.Н. "ГАЛА́КТИКА". Большая российская энциклопедия . Том. 6. С. 298–301. Архивировано из оригинала 1 января 2023 г.
2. Засов, А.В. «Спиральные ветви галактики». Астронет . Архивировано из оригинала 18 августа 2018 г. Проверено 3 декабря 2022 г.
3. Карттунен и др. (2016, стр. 389–390)
4. Засов и Постнов (2011, стр. 382)
5. "Spiral Arm". astronomy.swin.edu.au . Технологический университет Суинберна . Архивировано из оригинала 2023-02-03 . Получено 2022-12-03 .
6. Марочник, Л.С. «Спиральная структура галактики». Астронет . Архивировано из оригинала 28 ноября 2021 г. Проверено 24 января 2023 г.
7. Díaz-García, S.; Salo, H.; Knapen, JH; Herrera-Endoqui, M. (2019-11-01). "Формы спиральных рукавов в обзоре S4G и их связь со звездными перемычками". Astronomy and Astrophysics . 631 . Les Ulis: EDP Sciences : A94. arXiv : 1908.04246 . Bibcode :2019A&A...631A..94D. doi :10.1051/0004-6361/201936000. ISSN  0004-6361. Архивировано из оригинала 2023-02-20.
8. Сейгар (2017, стр. 31–32)
9. Засов и Постнов (2011, стр. 382–384).
10. Карттунен и др. (2016, стр. 388–391)
11. Бинни и Меррифилд (1998, стр. 153–154)
12. Бута (2011, стр. 129, 167)
13. "Звёздная астрономия в лекциях. 17.1 Наблюдательные данные о спиральной скорости". Астронет . Архивировано из оригинала 07 января 2020 г. Проверено 1 января 2023 г.
14. "Физика галактик и галактических ядер". Астронет . Архивировано из оригинала 03 января 2023 г. Проверено 3 января 2023 г.
15. Бута (2011, стр. 11, 34)
16. Ann, HB; Lee, HR. (2013-06-01). «Морфология спиральных рукавов соседних галактик». Журнал Корейского астрономического общества . 46 (3). Сеул : Корейское астрономическое общество: 141–149. Bibcode : 2013JKAS...46..141A. doi : 10.5303/JKAS.2013.46.3.141. ISSN  1225-4614. Архивировано из оригинала 2023-01-03.
17. Биттнер, А.; Гадотти, ДА; Элмегрин, Б.Г.; Атанассула, Э.; Элмегрин, Д.М.; Босма, А.; Муньос-Матеос, Дж. (01.01.2020). Валлури, М.; Селлвуд, Дж.А. (ред.). «Последовательность классов спиральных рукавов: наблюдательные признаки устойчивых спиральных волн плотности в галактиках грандиозного дизайна». Галактическая динамика в эпоху больших обзоров . 353. NY: Cambridge University Press : 140–143. arXiv : 1910.01139 . Bibcode : 2020IAUS..353..140B. doi : 10.1017/S1743921319008160. Архивировано из оригинала 03.01.2023.
18. Shu, FH (2016-09-01). «Шесть десятилетий теории спиральных волн плотности». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54. San Mateo: Annual Reviews : 686–687. Bibcode : 2016ARA&A..54..667S. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023426. ISSN  0066-4146. Архивировано из оригинала 2023-06-18.
19. Засов и Постнов (2011, стр. 384–386).
20. Энн, Х. Б.; Ли, Х. Р. (2013-06-01). «Морфология спиральных рукавов соседних галактик». Журнал Корейского астрономического общества . 46 (3). Сеул : Корейское астрономическое общество: 141–149. Bibcode : 2013JKAS...46..141A. doi : 10.5303/JKAS.2013.46.3.141. ISSN  1225-4614.
21. Бута (2011, стр. 34)
22. Бута (2011, стр. 34)
23. "Спиральная структура". База данных NASA/IPAC Extragalactic . Caltech . Архивировано из оригинала 2022-10-12 . Получено 2023-01-01 .
24. Савченко, СС (2013-12-01). "Изменения угла питча в спиральных галактиках". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (2). Oxf.: Wiley-Blackwell : 1074–1083. arXiv : 1309.4308 . Bibcode : 2013MNRAS.436.1074S. doi : 10.1093/mnras/stt1627 . ISSN  0035-8711.
25. Shields, D.; Boe, B.; Pfountz, C.; Davis, BL; Hartley, M.; Miller, R.; Slade, Z.; Abdeen, MS; Kennefick D., D.; Kennefick J. (2022-10-01). "Спиральность: новый способ измерения угла наклона спиральных рукавов". Galaxies . 10 (5). Basel: MDPI : 100. arXiv : 1511.06365 . Bibcode : 2022Galax..10..100S. doi : 10.3390/galaxies10050100 . ISSN  2075-4434.
26. Lieb E.; Collier, A.; Madigan, A.-M. (2022-01-01). «Ведущие спиральные рукава, управляемые перемычками, в гало темной материи, вращающемся в противоположных направлениях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 509 (1). Oxf.: Wiley-Blackwell : 685–692. arXiv : 2110.02149 . Bibcode : 2022MNRAS.509..685L. doi : 10.1093/mnras/stab2904 . ISSN  0035-8711.
27. Capozziello, S.; Lattanzi, A. (2006-01-01). «Спиральные галактики как хиральные объекты?». Astrophysics and Space Science . 301 (1–4). NY: Springer : 189–193. arXiv : astro-ph/0509487 . Bibcode : 2006Ap&SS.301..189C. doi : 10.1007/s10509-006-1984-6. ISSN  0004-640X.
28. Савченко, С.; Марчук, А.; Мосенков, А.; Гришунин, К. (2020-03-01). «Многоволновое исследование спиральной структуры галактик. I. Общие характеристики в оптическом диапазоне». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (1). Oxf.: Wiley-Blackwell : 390–409. arXiv : 2001.09110 . Bibcode : 2020MNRAS.493..390S. doi : 10.1093/mnras/staa258 . ISSN  0035-8711.
29. Сурдин (2017, стр. 224–225)
30. Бута (2011, стр. 36)
31. Дарлинг, Д. "Спиральная галактика". Интернет-энциклопедия науки . Архивировано из оригинала 2022-06-16 . Получено 2022-06-07 .
32. Бек, Р. (2007-08-17). "Галактические магнитные поля". Scholarpedia . 2 (8): 2411. Bibcode : 2007SchpJ...2.2411B. doi : 10.4249/scholarpedia.2411 . ISSN  1941-6016.
33. Бек, Р. (2015-12-01). "Магнитные поля в спиральных галактиках". Astronomy and Astrophysics Review . 24. NY: Springer : 4. arXiv : 1509.04522 . Bibcode : 2015A&ARv..24....4B. doi : 10.1007/s00159-015-0084-4. ISSN  0935-4956. Архивировано из оригинала 2022-10-13.
34. Сейгар (2017, стр. 81)
35. Davis, BL; Graham, AW; Seigar, MS (2017-10-01). «Обновление соотношения (масса сверхмассивной черной дыры)-(угол наклона спирального рукава): сильная корреляция для галактик с псевдобалджами». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (2). Oxf.: Wiley-Blackwell : 2187–2203. arXiv : 1707.04001 . Bibcode : 2017MNRAS.471.2187D. doi : 10.1093/mnras/stx1794 . ISSN  0035-8711.
36. Seigar, MS; Bullock, JS; Barth, AJ; Ho, LC (2006-07-01). «Ограничение профилей гало темной материи и моделей формирования галактик с использованием морфологии спиральных рукавов. I. Схема метода». The Astrophysical Journal . 645 (2). Bristol: IOP Publishing : 1012–1023. arXiv : astro-ph/0603622 . Bibcode : 2006ApJ...645.1012S. doi : 10.1086/504463. ISSN  0004-637X. Архивировано из оригинала 2022-06-16.
37. Yu, S.-Y.; Ho, LC (2019-02-01). «О связи между углом наклона спирального рукава и свойствами галактики». The Astrophysical Journal . 871 (2). Bristol: IOP Publishing : 194. arXiv : 1812.06010 . Bibcode : 2019ApJ...871..194Y. doi : 10.3847/1538-4357/aaf895 . ISSN  0004-637X.
38. Сейгар (2017, стр. 108–123)
39. Биттнер, А.; Гадотти, Д.А.; Элмегрин Б.Г.; Афанассула, Э.; Элмегрин, DM; Босма, А.; Муньос-Матеос, Ж.-К. (01.10.2017). «Как контрасты спиральных рукавов связаны с перемычками, разрывами дисков и другими фундаментальными свойствами галактик?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (1). Оксф.: Уайли-Блэквелл : 1070–1087. arXiv : 1706.09904 . Бибкод : 2017MNRAS.471.1070B. дои : 10.1093/mnras/stx1646 . ISSN  0035-8711.
40. Sarkar, S.; Narayanan, G.; Banerjee, A.; Prakash, P. (2023-01-01). «Идентификация Grand-design и Flocculent spirals из SDSS с использованием глубокой сверточной нейронной сети». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 518 (1). Oxf.: Wiley-Blackwell : 1022–1040. arXiv : 2205.08733 . Bibcode : 2023MNRAS.518.1022S. doi : 10.1093/mnras/stac3096 . ISSN  0035-8711.
41. Hodge, PW "Milky Way Galaxy". Encyclopedia Britannica . Архивировано из оригинала 2022-01-19 . Получено 2022-01-19 .
42. Xu, Y.; Hou, L.; Wu, Y. (2018-12-01). "Спиральная структура Млечного Пути". Research in Astronomy and Astrophysics . 18 (12). Bristol: IOP Publishing : 146. arXiv : 1810.08819 . Bibcode : 2018RAA....18..146X. doi : 10.1088/1674-4527/18/12/146. ISSN  1674-4527. Архивировано из оригинала 24.01.2022.
43. Валле, Дж. П. (2016-02-09). «Начало спирального рукава Стрельца (происхождение Стрельца) и начало спирального рукава Нормы (происхождение Нормы): модельно-вычисленные и наблюдаемые касательные рукавов на галактических долготах −20° < l < +23°». The Astronomical Journal . 151 (3). Бристоль: IOP Publishing : 55. arXiv : 1602.02183 . doi : 10.3847/0004-6256/151/3/55 . ISSN  1538-3881.
44. Валле, Дж. П. (2014-07-01). «Спиральные рукава Млечного Пути: относительное расположение каждого отдельного трассера рукава в пределах типичной ширины спирального рукава». The Astronomical Journal . 148 (1). Бристоль: IOP Publishing : 5. Bibcode : 2014AJ....148....5V. doi : 10.1088/0004-6256/148/1/5. ISSN  0004-6256. Архивировано из оригинала 04.04.2023.
45. Сурдин (2017, стр. 172—175, 199, 202—207)
46. Сейгар (2017, стр. 40–44, 94–104)
47. Засов и Постнов (2011, стр. 385–386).
48. Сейгар (2017, стр. 94–104)
49. Юнгвирт, Б.; Палус, Дж. (1994-07-01). «Стохастическое самораспространяющееся звездообразование с анизотропным распределением вероятностей». Астрономия и астрофизика . 287. Les Ulis: EDP Sciences : 55–67. Bibcode : 1994A&A...287...55J. ISSN  0004-6361.
50. Галлахер, Дж. С. III.; Хантер, ДА «Структура и эволюция неправильных галактик. 4.3 SSPSF: Возможная модель». База данных внегалактических объектов NASA/IPAC . Калтех . Архивировано из оригинала 17.01.2023 . Получено 17.01.2023 .
51. Засов и Постнов (2011, стр. 385–387).
52. Shu, FH (2016-09-01). «Шесть десятилетий теории спиральных волн плотности». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54. Pato Alto: Annual Reviews : 667–724. Bibcode : 2016ARA&A..54..667S. doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023426. ISSN  0066-4146. Архивировано из оригинала 2023-06-18.
53. Peterken, TG; Merrifield, MR; Aragón-Salamanca, A.; Drory, N.; Krawczyk, CM; Masters, KL; Weijmans, A.-M.; Westfall, KB (февраль 2019 г.). «Прямая проверка теории волн плотности в спиральной галактике грандиозного дизайна». Nature Astronomy . 3 (2). NY: Nature Portfolio : 178–182. arXiv : 1809.08048 . Bibcode : 2019NatAs...3..178P. doi : 10.1038/s41550-018-0627-5. ISSN  2397-3366. Архивировано из оригинала 2023-01-17.
54. Бекман, Дж. Э.; Фонт, Дж.; Борлафф, А.; Гарсия-Лоренцо, Б. (2018-02-26). «Точное определение радиусов коротации в дисках галактик: Тремейн–Вайнберг против Фонта–Бекмана для NGC 3433». The Astrophysical Journal . 854 (2). Бристоль: IOP Publishing : 182. arXiv : 1801.07476 . Bibcode : 2018ApJ...854..182B. doi : 10.3847/1538-4357/aaa965 . ISSN  1538-4357.
55. Мартинес-Гарсия, Э. Э.; Гонсалес-Лопеслира, Р. А.; Брусуаль-А., Г. (01.03.2009). «Вызов спиральной волны плотности звездообразования в галактиках SA и SAB». The Astrophysical Journal . 694 (1). Бристоль: IOP Publishing . 512–545. arXiv . 0812.3647 . Bibcode . 2009ApJ...694..512M. doi . 10.1088/0004-637X/694/1/512. ISSN  0004-637X. Архивировано из оригинала 21.06.2022.
56. Сейгар (2017, стр. 53–54)
57. Сейгар (2017, стр. 78–84)
58. Efthymiopoulos, C.; Harsoula, M.; Contopoulos, G. (2020-04-01). "Manifold spirals in barred galaxies with multiple pattern speeds". Astronomy and Astrophysics . 636. Les Ulis: EDP Sciences . A44. arXiv. : 1910.06653 . Bibcode . 2020A&A...636A..44E. doi . 10.1051/0004-6361/201936871. ISSN  0004-6361. Архивировано из оригинала 24.01.2023.
59. Lin, CC; Shu, FH (1964-08-01). "О спиральной структуре дисковых галактик". The Astrophysical Journal . 140. Bristol: IOP Publishing : 646. Bibcode : 1964ApJ...140..646L. doi : 10.1086/147955. ISSN  0004-637X. Архивировано из оригинала 2023-02-04.
60. Gerola, H.; Seiden, PE (1978-07-01). «Стохастическое звездообразование и спиральная структура галактик». The Astrophysical Journal . 223. Bristol: IOP Publishing : 129–139. Bibcode : 1978ApJ...223..129G. doi : 10.1086/156243. ISSN  0004-637X. Архивировано из оригинала 24.01.2023.
61. Сейгар (2017, стр. 36–40, 94–98)
62. Elmegreen, DM; Elmegreen, BG (1987-03-01). "Классификации рукавов спиральных галактик". The Astrophysical Journal . 314. Bristol: IOP Publishing : 3. Bibcode : 1987ApJ...314....3E. doi : 10.1086/165034. ISSN  0004-637X. Архивировано из оригинала 2022-03-03.
63. Бута (2011, стр. 33–37)
64. Shields, D.; Boe, B.; Pfountz, C.; Davis, BL; Hartley, M.; Miller, R.; Slade, Z.; Abdeen, MS; Kennefick, D.; Kennefick, J. (2022-10-01). "Спиральность: новый способ измерения угла наклона спиральных рукавов". Galaxies . 10 (5). Basel: MDPI : 100. arXiv : 1511.06365 . Bibcode : 2022Galax..10..100S. doi : 10.3390/galaxies10050100 . ISSN  2075-4434.
65. Сейгар (2017, стр. 126–129)

Библиография

• Сурдин, В.Г. (2017). Галактики [ Galaxies ] (на русском языке) (2-е изд. и доп. изд.). Москва : Физматлит. ISBN 978-5-9221-1726-5.

• Засов, А.В.; Постнов, К.А. (2011). Общая астрофизика [ Общая астрофизика ] (2-е, переработанное и дополненное изд.). Фрязино: Век 2. ISBN 978-5-85099-188-3.

• Карттунен, Х.; Крогер, П.; Оджа, Х.; Путанен, М.; Доннер, К.Дж. (2016). Фундаментальная астрономия (6-е изд.). Берлин ; Гейдельберг ; Нью-Йорк : Спрингер . ISBN 978-3-662-53045-0.

• Бинни, Дж.; Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия. Принстон : Princeton University Press . ISBN 978-0-691-23332-1.

• Seigar, MS (2017). Спиральная структура в галактиках. Сан-Рафаэль, Калифорния: IOP Publishing . ISBN 978-1-6817-4609-8. OCLC  994877317.

Внешние ссылки

• Buta, RJ (2011). Oswalt, TD; Keel, WC (ред.). "Морфология галактики". Планеты, звезды и звездные системы . 6. NY: Springer Reference. arXiv : 1102.0550 . doi : 10.1007/978-94-007-5609-0. ISBN 978-94-007-5609-0.