Determinarea masei de galaxii
Rotația galaxii este cheia pentru determinarea masei lor în fiecare galaxie la o forță centrifugă provocată de rotație și mai, este echilibrată de forța centripetă, cauzată de atracția centrului galaxiei, și puterea de atracție depinde de distribuția masei în galaxie-n locale. Prin urmare, de-a lungul curbei de viteză radială, se poate determina modul în care se schimbă densitatea materiei în galaxie și se estimează masa totală a galaxiei.
Aceasta este o realizare importantă a astronomiei extragalactice, deoarece masa sistemului stelar este una din principalele sale caracteristici.
Din păcate, pentru galaxiile eliptice și galaxiile pitic II, este imposibil să se construiască o curbă de viteză. Aceste galaxii se rotesc mai încet. In plus, ele sunt compuse din populația stelare de tip II, nu au giganți fierbinți și supergigantii nori hidrogen care formează tufe strălucitoare de materie care ar putea avea viteze radiale să fie măsurate. Prin urmare, pentru căpușele galactice E și I II, a fost necesară o altă metodă, mai puțin precisă, dar care să permită încă estimarea masei. Se bazează pe faptul că în sistemele stelare care nu se rotesc sau se rotesc foarte încet, stelele se mișcă în aceeași măsură sau aproape în mod egal în toate direcțiile. De exemplu, moleculele de aer muta și ne înconjoară: în fiecare volum mic, la fiecare moment este o moleculă care se mișcă vertical în sus, o moleculă care se mișcă vertical în jos și moleculele se deplasează în toate direcțiile Dru-GIM.
Într-un sistem stelat nonrotating, viteza medie a stelelor poate fi determinată prin metoda spectrală. Orice locație a sistemului stelar a fost indusă de o fantă
spectrograful, în acest loc vor exista stele care se îndreaptă spre noi, iar stelele se vor deplasa de la noi, iar stelele se vor mișca în toate celelalte direcții. Toate aceste stele sunt viteza radială față de noi este diferit, iar dacă am putea obține spectrele fiecăreia dintre stelele separat, din cauza deplasarea Doppler a liniilor în spectrele efectului ar fi fost diferit. Dar spectrul galaxiei este spectrul total, compozit al tuturor stelelor incluse în el. Dacă combinăm toate spectrele cu poziții diferite datorită vitezelor radiale diferite, atunci liniile din spectrul compușilor vor fi extinse. În acest caz, extinderea liniilor va fi mai puternică, cu atât mai mult va fi viteza stelelor din galaxie.
Observațiile arată că liniile spectrale din sistemele stelare care nu se rotesc sau încet rotesc sunt într-adevăr extinse. Măsurând această expansiune, putem determina viteza medie a stelelor din sistem.
Între masa unei galaxii fără rotire, volumul ei și viteza medie a stelelor care se deplasează în ea pe toate direcțiile, există o dependență. Dacă există mai multă masă pentru un sistem de stele, atunci trebuie să existe mai multe stele, altfel sub influența unei atracții mai mari sistemul de stele cu o masă mai mare ar începe să se contracteze. Dependența dintre masa, volum și viteza medie a stelelor a fost investigată teoretic. Prin urmare, dacă două dintre aceste trei cantități sunt măsurate cumva, apoi folosind o relație între ele, putem calcula a treia. Volumul galaxiei E sau I II poate fi obținut prin măsurarea dimensiunilor sale unghiulare și determinarea distanței. Viteza medie a stelelor poate fi calculată de la extinderea liniilor spectrale. Apoi este masa galaxiei.
Tabelul prezintă rezultatele determinării masei de galaxii de la curbele de viteză de rotație sau de la extinderea liniilor spectrale. Cele mai multe dintre aceste rezultate au fost obținute de astronomii americani Burbidge.
Masa extrem de mică a galaxiilor pitic II este izbitoare. Una dintre ele are o masă de numai 2 milioane de litri, cealaltă are 20 de milioane de mase solare. Masa satelitului eliptic NGC 221 al nebuloasei Andromeda este de asemenea foarte mică. Toate celelalte galaxii sunt fără coloane. Se poate observa că masele cresc în medie, dacă mergem de la galaxiile de tip II la Sc și apoi la Sb și Sa.
Campionul masiv masiv în rândul galaxiilor cu mase măsurate este galaxia eliptică NGC 4466 de tip E0. adică nu are o contracție aparentă.
Masa sa este egală cu o mie de miliarde de mase solare. NGC 4486 este, de asemenea, remarcabil pentru sistemul său bogat de clustere globulare. În acest sens, este un campion printre galaxii, din moment ce numărul de clustere globulare depășește 4000. Multe dintre ele sunt atât de luminoase, care sunt vizibile în mod clar și sunt, împreună cu NGC 4486 mare, vedere uluitoare. Trebuie amintit faptul că în galaxiile supergiene - nebuloasa Andromeda și sistemul nostru de stele - au fost găsite aproximativ 300 și 132 de grupări globulare.
În ultima coloană a tabelului, sunt date rapoartele masei de galaxii cu luminozitatea lor, ambele fiind reflectate în masele și luminozitățile soarelui. Din compararea valorilor arată că masa de NGC 4486 este de trei ori mai mare decât masa nebuloasa Andromeda (NGC 224), dar luminozitatea sa dă luminozitatea nebuloasa Andromeda.
În galaxiile eliptice, masele sunt mari și, în plus, dimensiunile și volumele sunt relativ mici. Prin urmare, densitatea lor este mult mai mare decât densitatea de galaxii spirala, ha-, a sugerat recent G.R.Berbidzh cosmogonie-agenție „explicație a absenței observate în reprezentanții eliptic galaxii-matic ale populației stelare de tip I. Burbidge aderă ipoteza umană O stea-TION de materie din gazul, și consideră că o densitate ridicată a materiei în galaxii eliptice indicatoare este faptul că acestea au fost mai pluta și etapa protogalaxy, adică înainte de a fi blocați în stele se formează. Cu cât densitatea materiei este mai mare în protogalaxie, cu atât este mai amical și mai intens formarea stelelor în ea. Putem presupune că rata de formare a stelelor în masă este proporțională cu pătratul densității materiei. De aceea, în galaxii eliptice Schiul practice la începutul întregii materie skondensirova de gaz-las în stele și toate stelele aveau să treacă o evoluție lungă, care le-au condus la acel tip, pe care o numim populația stelar de tip II. galaxii spirala, The protogalaxy n-etapa a avut, ca și acum, o formațiune de densitate relativ scăzută, stea în ele atât de încet și durează până în prezent, astfel încât să vedem în aceste stele tinere, inclusiv giganți calde și supergigante.
În aceste galaxii există încă o cantitate de materie gazoasă, care poate servi ca material pentru formarea ulterioară a stelelor. Cu toate acestea, după cum am arătat deja, o cantitate mică de materie gazoasă în Galaxie, aproximativ 2% din masa totală, nu este de acord cu formarea intensă a stelelor din Galaxie. Între timp, ultimul arată un număr mare de giganți și superiori fierbinți.
Vă invităm să discutați această publicație în forumul nostru despre spațiu.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: