вращение галактик

ВРАЩЕНИЕ ГАЛАКТИК - существование у галактики в целом момента кол-ва движения, обнаружено спектроскопически (по наклону спектральных линий) первоначально у спиральных галактик в 1913-15 В. Слайфером (V. Slipher). K 1985 с разной степенью подробности изучены кривые вращения (зависимость орбитальной скорости вращения от радиуса) примерно для 150 спиральных (СГ) и неправильных (НГ) галактик, а также примерно для 60 эллиптич. галактик (ЭГ). Кроме того, изучено отдельно вращение восьми балджей СГ (звёздных сгущений в их центр. части). Кол-во исследованных объектов быстро растёт.

Макс. скорости вращения СГ 200-250 км/с (иногда до 400 км/с), они значительно (в 5-10 раз) превосходят случайные скорости звёзд в дисках СГ. В ЭГ, напротив, скорости вращения редко превосходят значения 100 км/с и, как правило, меньше (часто в 3-5 раз) случайных скоростей звёзд. В изученных балджах СГ 0,7 . В. г. определяется по наклону узких линий поглощения (излучения) в оптич. спектре галактики (при расположении щели спектрографа поперёк диска галактики) или по доплеровскому смещению радиолинии атомарного водорода 21 см. Оптич. определения кривой вращения более надёжны, но радиометоды позволяют в ряде случаев продвинуться за пределы области, видимой в оптич. излучении. Если известен наклон диска к лучу зрения, то по наблюдаемым лучевым скоростям разных частей галактики можно рассчитать истинную кривую вращения.

Среди СГ и НГ по виду кривой вращения выделяются три типа объектов: тип I - галактики, у к-рых в пределах оптич. диска происходит монотонный рост скорости вращения с увеличением расстояния г от центра вращения; тип II - галактики, у к-рых в наблюдаемой области асимптотически стремится к пределу; тип III - галактики, у к-рых начинает убывать с ростом r. Частично отнесение галактики к тому или иному типу зависит от исследованной области кривой вращения, поскольку достигает максимума на расстояниях кпк при среднем кпк (рис.).

В свою очередь, вид кривой вращения позволяет определить распределение массы галактики по радиусу. Приравнивая центробежную силу и силу тяготения для звезды, движущейся на расстоянии r от центра галактики с круговой скоростью , можно оценить массу галактики внутри сферы радиусом r:

(G - ньютоновская гравитационная постоянная ).Однако для определения плотности галактик по известной зависимости M(r)требуются дополнит. модельные предположения (сферич. симметрия, суперпозиция сферич. и плоской составляющих и др.).

Если плотность вещества в галактике убывает с ростом радиуса быстрее, чем , то const и должна наблюдаться характерная кеплеровская зависимость на достаточно больших расстояниях r. Однако для мн. галактик эта зависимость не наблюдается: либо не убывает с ростом радиуса, либо убывает слишком медленно. Это свидетельствует о существовании у мн. галактик мощных невидимых корон (см. Скрытая масса), масса к-рых часто превосходит видимую массу галактик (звёздного компонента и газа). Согласно ряду наблюдений, внутри галактик тоже может существовать скрытая масса, но не превосходящая по плотности видимый компонент.

Кривые вращения спиральных галактик: I тип - NGC 701, NGC 3495; II тип - NGC 3672, NGC 801, NGC 753; тип III - М51.

С др. стороны, анализ устойчивости быстро вращающегося галактич. диска также приводит к выводу, что значит. часть массы галактик должна быть заключена в сферич. составляющей. Этот вывод согласуется с характером кривых вращения ряда галактик, у к-рых макс. скорость вращения диска коррелирует со светимостью балджа. С быстрым вращением СГ связывают существование у них массивных, сильно сплющенных дисков и характерной спиральной структуры (см. Спиральные галактики).

Эллиптич. галактики вращаются значительно медленнее спиральных. Кроме того, в них вращение маскируется случайным движением звёзд. Поэтому вращение ЭГ изучено значительно хуже вращения СГ. Тем не менее найдено, что вращение многих ЭГ происходит настолько медленно, что их наблюдаемая эллиптичность не связана с вращением, а обусловлена сильной анизотропией распределения случайных скоростей звёзд. По-видимому, эти галактики образовались при слиянии двух (или нескольких) галактик меньшей массы. В то же время для мн. галактик наблюдаемое вращение хорошо согласуется с видимой формой галактики. Это согласие отмечается и для всех изученных балджей СГ.

Проблема происхождения В. г. подробно обсуждалась в 70-е гг. 20 в. в связи с разл. теориями образования крупномасштабной структуры Вселенной. По-видимому, популярная в прошлом гипотеза обмена галактик угл. моментом при их близком пролёте (за счёт действия приливных сил) не согласуется с данными наблюдений. В.г. связано, скорее всего, с их образованием из сильно турбулизованного газа. Турбулизация газа на догалактич. стадии эволюции Вселенной могла произойти под воздействием сильных ударных волн, возникающих при образовании "блинов" (из к-рых формируются затем скопления галактик) или при ядерных взрывах звёзд первого поколения. Анализ ряда численных моделей образования галактик показывает, что существ. влияние на В. г. могло оказать слияние галактик в ходе эволюции структуры Вселенной. В целом проблема происхождения В. г. ещё не решена.

Лит.: Тейлер P. Дж., Галактики: строение и эволюция, пер. с англ., M., 1981; Засов А. В., Кязумов Г. А., Кривые вращения нормальных галактик, "Астров, ж.", 1983, т. 60, с. 656; Davies R. L. и др., The kinematic properties of faint elliptical galaxies, "Astrophys. J.", 1983, v. 266, p. 41.

А. Г. Дорошкевич.

   <<      Предметный указатель      >>