Baari (tähtitiede)

Bar , myös astronomian hyppääjä , on pitkänomainen tähtien ja kaasun rakenne galaktisessa levyssä . Pylväs voi esiintyä kiekkogalakseissa - linssimäisessä , kierteisessä ja epäsäännöllisessä . Puolella kahteen kolmasosaan kiekkogalakseista, mukaan lukien Linnunrata , on palkki. Palkin esiintyminen ja vakavuus on yksi galaksien luokittelukriteereistä .

Pylväs muodostuu, kun galaksin ohuessa kiekossa esiintyy gravitaatioepävakautta . Tämä edellyttää joko riittävän suurta kiekon pyörimisnopeutta tai pientä pyörimisnopeutta ja tähtien suuria radiaalinopeuksia. Palkeilla on huomattava vaikutus isäntägalakseihin, ja ne ovat yksi sisäisen maallisen evoluution päätekijöistä – galaksissa tapahtuvista muutoksista pitkän ajan kuluessa, sen ympäristöstä riippumatta.

Kuvaus ja ominaisuudet

Tanko, jota kutsutaan myös tangoksi, on pitkänomainen rakenne galaktisen kiekon tasossa , joka on tähtien ja kaasun tiivistys . Useimmiten palkin keskipiste sijaitsee samassa paikassa kuin kiekon keskipiste, mutta pienimassaisissa galakseissa niiden sijainti ei välttämättä ole sama. Barred spiraaligalakseissa spiraalivarret eivät ala galaksin keskustasta, vaan palkin päistä. Kiekkogalakseissa voidaan havaita pylväs - linssimäinen , spiraalimainen ja epäsäännöllinen [1] [2] [3] . Joissakin galakseissa voi olla useampi kuin yksi pylväs: tunnetaan galakseja, joissa on kaksi ja jopa kolme pylvästä [4] .

Pylväs on vakaa muodostuma, joka esiintyy yhdessä galaksissa useiden kierrosten ajan. Tanko pyörii kokonaisuudessaan, samaan suuntaan kuin kiekko, mutta yleensä hieman pienemmällä kulmanopeudella. Samanaikaisesti palkin muodostavat tähdet eivät ole siinä koko ajan, toisin kuin esimerkiksi pullistumasta . Tähdet tulevat jatkuvasti sisään ja lähtevät tangosta, mutta niiden lisääntynyt keskittyminen tangon alueella säilyy, joten palkin ulkonäkö ei muutu - samoin spiraalivarret näkyvät tiheysaaltoteoriassa [1] [2] .

Kaikista galakseista noin kolmanneksella on pylväs, mukaan lukien Linnunrata , ja kiekkogalakseista eri arvioiden mukaan puolet kahteen kolmasosaan [1] . Palkkien tähdet ovat enimmäkseen vanhoja ja punaisia, joten useimmat palkit eivät näy ultraviolettialueella . Keskimäärin palkin kirkkaus on 10 % koko galaksin valoisuudesta, mutta se voi nousta jopa 30 %:iin [5] , nykyaikaisen maailmankaikkeuden galakseissa noin 15 % tähtien massasta on pylväissä. Yleisesti ottaen galakseissa, joissa on pylväitä, verrattuna galakseihin, joissa ei ole palkkia, väri ja metallisuus vaihtelevat vähemmän säteen mukaan ja kaasu keskittyy voimakkaammin kohti keskustaa [6] .

Palkin esiintyminen ja vakavuus on yksi galaksien luokittelukriteereistä . Joten Hubble-järjestelmän spiraaligalaksit on jaettu normaaleihin , merkitty S:llä, jossa pylväs puuttuu, ja ylitettyihin , merkitty SB, missä se on. De Vaucouleurs -järjestelmässä normaalien (SA) ja ristikkäisten spiraaligalaksien (SB) lisäksi erotetaan siirtymävaiheen spiraaligalakseja , joita kutsutaan nimellä SAB. Tässä kaaviossa spiraaligalaksien lisäksi myös linssimäiset ja epäsäännölliset galaksit luokitellaan palkin vakavuuden mukaan [7] [8] [9] .

Parametrisointi

Tangon ja sen isofottien muotoa kuvaavat hyvin yleistetut ellipsit [6] [10] :

missä ja ovat suuret ja pienet puoliakselit , ja ovat pää- ja sivuakselien koordinaatit. Se on parametri, joka määrittää yleisen ellipsin muodon. Tämä kaava at muuttuu ellipsiyhtälöksi . Yleensä se sopii parhaiten kuvaamaan tangon muotoa , mutta käytetään myös [6] [10] .

Palkin pinnan kirkkauden jakauma mallinnetaan usein modifioidulla Ferrers - funktiolla . Kirkkauden jakautumista varten palkin pääakselia pitkin sillä on seuraava muoto [11] :

Tässä kaavassa on pinnan kirkkaus palkin keskellä, on etäisyys palkin rajasta, jonka jälkeen pinnan kirkkautta pidetään nollana. Parametrit ja vastaavat kirkkauden vähenemisnopeudesta palkin reunalla ja keskellä [11] .

Sersicin lakia , jota käytetään usein kuvaamaan pullistumia ja kiekkoja , voidaan käyttää myös tangoille - niille se on yleensä välillä 0,5 - 1 [6] [10] .

Palkkien syntyminen

Pylväs muodostuu, kun galaksin ohuessa kiekossa esiintyy gravitaatioepävakautta . Tangon muodostumiseen on ainakin kaksi mekanismia: tangon muodostumisen epävakaus ja pidentyneiden kiertoradan epävakaus [12] .

Tangonmuodostusepävakaus eli tankomoodi muodostaa tangon, jos kiekon pyörimisnopeus on riittävän suuri, jolloin tangon muodostuminen tulee energeettisesti suotuisaksi. Kvantitatiivisesti epävakauskriteeri ilmaistaan ​​levyn pyörimisenergialla ja sen potentiaalienergialla : jos suhde on suurempi kuin 0,14–0,20 (tarkka arvo riippuu mallin parametreista), pylväs ilmestyy 1–2 kierrokselle. galaksi. Samanlainen tilanne syntyy kokoonpuristumattomien itsegravitoituvien kappaleiden mekaniikassa: riittävän suurilla pyörimisenergioilla ne muuttuvat litteästä Maclaurin-ellipsoidista pyöreäksi Jacobin ellipsoidiksi .. Riittävän suuri nopeusdispersio galaksissa ja galaksin massiivinen pallomainen osajärjestelmä : pullistuma tai tumma halo voivat estää palkin muodostumisen . Ilmeisesti tällä tavalla muodostuu suuria tankoja [12] .

Pitkänomaisten kiertoratojen epävakaus syntyy päinvastoin, kun kiekko pyörii hitaasti ja tähdillä on korkeat radiaaliset nopeudet. Jos tähdet liikkuvat tiiviillä, pitkänomaisilla kiertoradoilla, niin niiden välisen gravitaatiovuorovaikutuksen vuoksi kiertoradat precessoivat ja lähestyvät entisestään ja muodostuu myös pylväs. Tällainen sauvanmuodostusmekanismi on tehoton heikosti pitkänomaisilla kiertoradoilla, joten sen pitäisi näkyä pääasiassa kiekon keskialueilla, joissa tähtien nopeuksien säteittäinen hajonta on suuri. Lisäksi tällä tavalla muodostettavilla tankoilla on oltava alhainen pyörimisnopeus [12] .

Vaikutus galakseihin

Palkeilla on huomattava vaikutus isäntägalakseihin, ja ne ovat yksi sisäisen maallisen evoluution päätekijöistä – galaksissa tapahtuvista muutoksista pitkän ajan kuluessa, sen ympäristöstä riippumatta. Koska palkit eivät ole symmetrisiä galaksin akselin suhteen, ne jakavat uudelleen tähtien ja kaasun kulmamomentin , mikä johtaa galaktisen rakenteen muutokseen [6] [13] .

Tangot liikuttavat kaasua siten, että se muodostaa kierrevarsia ja renkaita , paine siinä kasvaa ja atomista se muuttuu molekyylimäiseksi , tähtien muodostuminen alkaa siinä . Palkin ulkopuolella olevilta alueilta kaasu siirtyy galaksin laitamille ja palkin säteellä olevalta alueelta aivan keskustaan. Tämä johtaa metallisuusgradienttien tasoittumiseen ja kaasun keskipitoisuuden kasvuun, mikä havaitaan galakseissa, joissa on pylväitä (katso yllä ). Kaasun keskittyminen keskustassa voi puolestaan ​​johtaa galaktisen ytimen aktiivisuuteen , mutta galakseissa, joissa on aktiivinen ydin, palkkeja ei havaita useammin kuin galakseissa, joissa ei ole aktiivista ydintä [6] [13] .

Palkit vaikuttavat myös tähtien liikkeisiin. Palkin kautta kulmamomentti jakautuu uudelleen tähtikiekon ja tumman halon välillä, minkä ansiosta tähdet myös keskittyvät voimakkaammin kohti keskustaa. Lisäksi palkin vaikutuksesta tähtien kiertoradat voivat muuttua ja poistua galaksin kiekon tasosta, minkä vuoksi galaksin pallomainen komponentti kasvaa ajan myötä - erityisesti pullistuma . Aktiivinen tähtienmuodostus huomioon ottaen pullistuma muodostuu varsin tehokkaasti - muutamassa miljardissa vuodessa voi muodostua miljardin aurinkomassan massainen pullistuma . Tällä tavalla muodostuneet pullistumat säilyttävät osittain levyn dynaamiset ominaisuudet ja niitä kutsutaan pseudopulloiksi. Lähiuniversumissa tällaisia ​​ovat monien galaksien pullistumat, ehkä jopa useimmat, mukaan lukien Linnunrata [6] [13] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 123 baaria . _ _ Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 15. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 16. maaliskuuta 2022.
  2. ↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , s. 377.
  3. ↑ Surdin V. G. Galaksin baari . Astronetti . Haettu 19. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. lokakuuta 2021.
  4. ↑ Erwin P. Kaksipalkoiset galaksit. I. Luettelo galakseista, joissa on tähtitaivoja ja sisäkiekkoja  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2004. - 1. maaliskuuta ( nide 415 ). — s. 941–957 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20034408 .
  5. ↑ Gadotti DA Tähtien pylväiden maallinen evoluutio ja rakenteelliset ominaisuudet galakseissa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1. elokuuta ( nide 415 ). — s. 3308–3318 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18945.x . Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2022.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gadotti DA Barred Galaxies: an Observer's Perspective // ​​​​Kaaos tähtitieteessä / toimittanut G. Contopoulos, PA Patsis. - N. Y .: Springer , 2009. - Voi. 8. - s. 159. - 497 s. — (Astrophysics and Space Science Proceedings). — ISBN 3-540-75826-7 . - ISBN 978-3-540-75826-6 . - doi : 10.1007/978-3-540-75826-6_15 . Arkistoitu 19. joulukuuta 2021 Wayback Machinessa
  7. ↑ Hagen-Thorn V.A. Galaxies . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 19. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2021.
  8. ↑ Hodge PW Galaxy . Muut luokitusjärjestelmät ja  galaksityypit . Encyclopedia Britannica . Haettu 19. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. lokakuuta 2021.
  9. ↑ Keel WC -galaksit ja universumi - galaksiluokitus . Tähtitiede . Alabaman yliopisto . Haettu 19. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 23. lokakuuta 2021.
  10. ↑ 1 2 3 Kim T., Sheth K., Gadotti DA, Lee MG, Zaritsky D. Tankojen massaprofiili ja muoto Galaksien tähtirakenteen Spitzer-tutkimuksessa ( S4G): Etsi pylväiden ikäindikaattoria   // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2015. - 1. tammikuuta ( nide 799 ). - s. 99 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/799/1/99 .
  11. ↑ 1 2 Blázquez-Calero G., Florido E., Pérez I., Zurita A., Grand RJJ Barred galaksien rakenteelliset ja fotometriset ominaisuudet Aurigan kosmologisista simulaatioista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2020. - 1. tammikuuta ( nide 491 ). — P. 1800–1819 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stz3125 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2022.
  12. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , s. 378-380.
  13. ↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , s. 323-325.

Kirjallisuus