Rotirea galaxiilor

ROTAȚIA GALAXIILOR. MASELE LOR

Vitezele radiale ale galaxiilor sunt caracterizate printr-o dispersie mare (vezi Tabelul 20). Cu locația fantei spectrografice de-a lungul celei mai mari proporții a nebuloasei neregulate sau spirale, liniile spectrale sunt înclinate în mod vizibil față de axa spectrului. Această pantă indică faptul că o parte a nebuloasă se apropie de noi, iar cealaltă se îndepărtează, adică vedem rotația nebuloasă. Cu excepția părților centrale ale viteza de rotație crește cu distanța față de centrul galaxiei aproximativ liniar, și poate atinge valori de câteva sute de kilometri pe secundă - similar cu ceea ce se observă în galaxia noastră. De exemplu, în galaxia NGC 4594 (vezi Figura 142), viteza y observată la o distanță față de centru este dată de







care oferă la o viteză de rotație de ± 330 km / s. Dar într-o relație liniară de x care indică o rotație rigid (ca solid), este valabilă numai pentru galaxii nucleu; la distanțe mari de la centru, viteza poate scădea la zero, astfel încât să crească din nou cu distanța de la periferie la valori și mai mari. Astfel, de exemplu, M31 viteza maximă de rotație a miezului este de 100 km / s, apoi la o distanță de bază 8 scade la zero și apoi începe să crească și ajunge până la 375 km / s, la o distanță de 100 de centru. Observațiile anterior dat dovezi convingătoare ale direcției de rotație în spirală - dacă aceasta se produce, astfel încât brațele spirale sunt răsucite (cum ar fi un arc de ceas este răsucit din fabrică). Dificultatea constă în faptul că, deși știm care jumătate din nebuloasa este aproape de noi, și ceea ce este îndepărtat, nu știm care parte a discului nebuloasei mai aproape de noi - „de sus“ (în fotografie) sau „inferior“ în raport cu cel mai mare diametru imagine. Distribuția substanței absorbante de lumină pe discul nebuloasă a condus, în acest sens, la concluzii contradictorii. Acum, aceste contradicții sunt eliminate - spiralele sunt răsucite.







Dar rotația galaxiilor poate fi folosită pentru a aproxima masa acesteia. Vom presupune că viteza de rotație observată la o distanță x față de centru este viteza mișcării orbitale medii a stelelor din jurul nucleului galaxiei. Accelerarea gravitațională la miez cu masa este egală cu cea în care există o distanță liniară față de centru. Accelerarea centrifugală la o distanță a este egală cu. Cu presupunerea noastră, trebuie să existe

iar masa nucleului nebuloaselor Andromeda este egală, adică aproape 1010 de mase solare.

Dar nucleul galaxiei spirlate conține doar o mică parte a întregii sale mase. Studiul distribuției vitezei într-o luminozitate galaxie și de suprafață conduce la concluzia că masa de bază este doar câteva procente din masa totală a galaxiilor, care ajunge astfel valoarea de ordinul sau în galaxii gigant și în 1-2-3 ordine sub restul (vezi. Tabelul 20 ). Aceste estimări sunt susținute de măsurători ale vitezelor relative de galaxii ale membrilor individuali din grupele (duble, triple și multiple) și clusterele acestora (a se vedea. On) și oarecum neașteptat dovedit că greutatea medie galaxii eliptice mult mai mare decât masa galaxiilor spirale și neregulate. relație greutate WL luminozitate la prima ajunge la 50, iar a doua - aproximativ 10, în unele cazuri chiar mai puțin, dacă galaxii și L exprimată în unități solare.

Desigur, toate aceste mase derivate din considerente dinamice includ nu numai componenta stelare a galaxiei, dar praful-gaz, a căror prezență este evident din spirala si galaxii neregulate. În galaxiile eliptice, gazul și praful sunt rare. In Andromeda cunoscute nu mai puțin de cinci nebuloase, cum nebuloasa Orion și nebuloasa gazos față de Tarantul LMC Orion nebuloasa poate fi numit un gigant. Mărimea sa stelară absolută. Emisia de [OII], care nu necesită excitații mari, este cea mai ușoară în galaxii; în special, este cunoscută numai pentru multe galaxii eliptice. Câmpurile de hidrogen sunt observate mai rar, ele sunt situate de-a lungul ramurilor spiralelor, astfel încât structura spirală din razele lui Ha apare deseori subliniată. Un număr mic de galaxii Sa și Sb emisie (galaxiile Seifert) sunt observate în nucleu, este relativ foarte mic și luminos. Aceste emisii se aseamănă cu spectrul nebuloaselor planetare, ceea ce indică o excitare ridicată. Lățimea liniilor de emisie din spectrul de nuclee (ca nebuloasele planetare opus) este foarte mare, și corespunde vitezei de deplasare a maselor de gaz în exces de 4000 km / s în ambele direcții.







Articole similare

Pagina anterioară

Pagina următoare

Trimiteți-le prietenilor: