Pullistuma

Pullo ( englannin  kielestä pullistuma - pullistuma, turvotus) - tähtien  pallomainen sinetti galaksin keskustassa . Pullo on galaksin pallomaisen osajärjestelmän kirkkain osa ja yksi galaksin kahdesta päärakennekomponentista levyn ohella. Pullo koostuu pääasiassa vanhoista II populaation tähdistä, jotka liikkuvat pitkänomaisilla kiertoradoilla.

Pullon suhteellinen vakavuus vaihtelee suuresti eri galakseilla ja toimii yhtenä tärkeimmistä galaksien luokittelukriteereistä: esimerkiksi elliptiset galaksit koostuvat vain pallomaisesta osajärjestelmästä eikä niissä ole kiekkoa, kun taas epäsäännöllisissä galakseissa pallomainen galaksi. alajärjestelmä päinvastoin on erittäin heikko. Sersicin laki kuvaa hyvin galaksien pullistuman kirkkautta .

Pullistumat voivat olla rakenteita, joilla on olennaisesti erilaiset ominaisuudet ja erilaiset luonteet. On olemassa kolmenlaisia ​​pullistumia: klassisia pullistumia, kiekon muotoisia pullistumia ( englanniksi  disc-like tai disky ) ja laatikon muotoisia / maapähkinämäisiä pullistumia ( englanniksi  boxy / maapähkinä ), kahta viimeistä tyyppiä kutsutaan joskus pseudobulgeiksi.

Linnunradalta puuttuu klassinen pullistuma, mutta siinä on kiekon ja laatikon muotoisia pullistumia. Suurin osa galaksimme pullistuman tähdistä on vanhoja, yli 7 miljardia vuotta vanhoja, mutta on myös 1–5 miljardia vuotta vanhoja ja alle 500 miljoonan vuoden ikäisiä tähtiä, ja havaitaan myös nuoria ja kirkkaita tähtijoukkoja , kuten esim. Arches - klusteri .

Kuvaus ja ominaisuudet

Pullo ( englannin  kielestä pullistuma - pullistuma, turvotus) - tähtien  pallomainen sinetti galaksin keskustassa . Pullo on galaksin pallomaisen osajärjestelmän kirkkain osa : se sisältää myös ulomman, himmeämmän galaktisen halon . Näiden osien välinen raja on ehdollinen, tyypillisen pullistuman koko on sadoista parsekeista useisiin kiloparsekkeihin [1] . Pullo ja kiekko  ovat galaksien rakenteen kaksi pääkomponenttia, ja niiden suhteellinen kirkkaus vaihtelee suuresti eri galakseilla (katso alla ) [2] [3] . Galaksien pullistumat ovat ominaisuuksiltaan samanlaisia ​​kuin samankokoiset elliptiset galaksit [4] .

Pullossa olevat tähdet pyörivät erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla: niissä olevien tähtien nopeusdispersio on suuri, kun taas pullistumien pyörimisnopeus on pieni. Pulloissa, kuten halossa, tähdet ovat pääosin vanhoja ja kuuluvat populaatioon II , mutta pullistumissa on myös nuorempia I populaation tähtiä , mikä viittaa viimeaikaiseen tähtien muodostumiseen pullistumissa. Pulloisilla tähdillä on paljon korkeampi metallisuus kuin halotähdillä, lisäksi tällä indikaattorilla on suurempi arvoalue pullistuville tähdille [1] [5] .

Galaksien luokitus

Pullon esiintyminen ja suhteellinen vakavuus on yksi galaksien luokittelukriteereistä . Siten elliptiset galaksit koostuvat vain pallomaisesta osajärjestelmästä eikä niissä ole kiekkoa, linssi- ja spiraaligalakseissa sekä pullistuma että kiekko ilmaistaan ​​jossain määrin, ja epäsäännöllisissä galakseissa pallomainen osajärjestelmä on erittäin heikko [2] [ 3] .

Spiraaligalaksit on jaettu alatyyppeihin - aikaisemmasta myöhempään - Sa, Sb, Sc ja Sd väliarvoilla S0a, Sab, Sbc, Scd. Galaksi luokitellaan mihin tahansa näistä alatyypeistä useiden kriteerien mukaan, mukaan lukien pullistuman vakavuus - keskimäärin mitä myöhempi spiraaligalaksi on, sitä pienempi on pullistuman suhteellinen valoisuus ja sitä avoimemmat ja repaleisemmat sen spiraalihaaret . [3] [6] . Linssimäisillä galakseilla, joita merkitään S0:lla, ei ole spiraalihaaroja, mutta niiden pullistumat ovat keskimäärin selvempiä kuin spiraaligalakseissa [7] .

Pinnan kirkkaus

Pinnan kirkkauden riippuvuutta etäisyydestä keskustasta galaksin eri komponenteille kuvaa Sersicin laki [8] :

Tässä kaavassa  on pinnan kirkkaus keskellä, ja  se on ominaissäde. Sopii useimpiin pullistumiin ja kasvaa keskimäärin kohoaman kirkkauden kasvaessa. Sersicin laki at siirtyy eksponentiaaliseen jakaumaan ja kuvaa pullistumia, joilla on pieni valoisuus, ja kirkkaimpiin pullistumiin sekä elliptisiin galakseihin sopii , jossa Sersicin laki muuttuu de Vaucouleurin laiksi [8] [9] .

Pullotyypit

Pullistumat voivat olla rakenteita, joilla on olennaisesti erilaiset ominaisuudet ja joilla on erilainen luonne [7] . On olemassa kolmenlaisia ​​pullistumia: klassisia pullistumia, kiekon muotoisia pullistumia ( englanniksi  disc-like tai disky ) ja laatikon muotoisia / maapähkinämäisiä pullistumia ( englanniksi  boxy / peanut ) [10] . Joskus kahta viimeistä pullistumatyyppiä kutsutaan pseudobulgeiksi [11] . Yhdessä galaksissa voidaan havaita samanaikaisesti erityyppisiä pullistumia [12] .

Klassiset pullistumat

Klassiset pullistumat muistuttavat ominaisuuksiltaan eniten elliptisiä galakseja . Tällaiset pullistumat ovat yleisimpiä varhaisen tyypin galakseissa, kuten Sombrero-galaksissa , ja ne harvinaistuvat myöhemmän tyypin galakseissa (katso yllä ). Klassisten pullistumien kirkkausprofiilit kuvataan de Vaucouleursin lailla [7] .

Uskotaan, että nämä esineet muodostuvat galaksin ilmaantumisen yhteydessä tapahtuvan painovoiman romahtamisen aikana , jopa ennen kiekon muodostumista tai galaksien fuusioiden aikana . Fuusioiden numeerisissa malleissa toistetaan pullistumia, joiden kirkkausprofiili vastaa de Vaucouleursin lakia [8] [7] . Tällaisten pullistumien muodostuminen tapahtuu erittäin nopean tähtien muodostumisen aikana, joten pullistumien tähdet ovat erittäin rikastuneet alfaprosessista syntyvillä alkuaineilla [ comm. 1] [12] .

Kiekon muotoiset pullistumat

Kiekon muotoiset pullistumat erottuvat myös kirkkaudeltaan levyn yläpuolella, jonka kirkkausjakauma on eksponentiaalinen , mutta ovat itse levymäisiä eri ominaisuuksiltaan. Niitä hallitsee pikemminkin pyöriminen kuin nopeusdispersio , niillä on lähes sama litteä muoto - akselien suhde voi olla pieni, jopa 0,3. Niiden kirkkausjakauma voi myös olla lähellä eksponentiaalista. Niissä havaitaan usein pölyä , nuoria tähtiä, ja tähtien muodostuminen voi tapahtua melko nopeasti [8] . Muotonsa vuoksi kiekon muotoisia pullistumia on vaikea havaita reunagalakseissa [7] [10] .

Uskotaan, että kiekon muotoiset pullistumat muodostuvat pääasiassa galaksien maallisen evoluution seurauksena , kun levyssä on epävakautta, kuten tankoja tai spiraalivarsia . Nämä rakenteet jakavat kulmamomentin uudelleen galaksin sisällä, minkä ansiosta galaksin tähdet ja kaasu keskittyvät sen kiekon keskelle ja muodostuu pullistuma, joka säilyttää joitain kiekon kinemaattisia ominaisuuksia [7] [10] . Aktiivisen tähtienmuodostuksen ansiosta pullistuma muodostuu varsin tehokkaasti - muutamassa miljardissa vuodessa voi muodostua miljardin aurinkomassan massainen pullistuma [14] .

Laatikon muotoiset pullistumat

Laatikon muotoiset pullistumat, joita kutsutaan myös laatikon tai maapähkinän muotoisiksi, ovat luonteeltaan ja parametriltaan tankoja , jotka ovat olleet olemassa useille galaksin kierroksille ja joita havaitaan reunagalakseissa [12] . Samanaikaisesti samat rakenteet, joita ei havaittu levyn tasosta, näyttävät tavallisilta tankoilta. Laatikon muotoisilla pullistumilla on lisääntynyt kirkkaus puolittajia pitkin niiden muotoa kuvaavalle ellipsin suurelle ja pienelle akselille, joten ne voivat näyttää maapähkinöiltä , ​​olla suorakaiteen tai jopa X:n muotoisia, mikä johtaa niiden nimeen [11] [ 15] [16] . Tällaisten esineiden luonteesta johtuen joskus uskotaan, että on virhe kutsua niitä pullistumaksi [10] .

Muutaman galaksin kierroksen palkin ilmestymisen jälkeen siinä olevat tähdet saavat nopeuskomponentin, joka on kohtisuorassa kiekon tasoon nähden, minkä seurauksena palkki paksunee. Reunagalakseissa tällaiset palkit näyttävät keskellä olevalta pullistumalta ja ovat samanlaisia ​​kuin pullistumat. Vaikka laatikon muotoisen pullistuman ilmaantumiseen voi liittyä tähtien muodostumisen lisääntyminen , tällaiset rakenteet sisältävät pääasiassa tähtiä, jotka muodostuivat kauan ennen pullistuman ilmestymistä [11] [12] [17] .

Linnunradan pullistuma

Meidän Galaxyssamme ei ole klassista pullistumaa, mutta siinä on kaksi pseudopulssia - laatikon muotoinen ja kiekon muotoinen. Ensimmäinen on tanko (katso yllä ), jota tarkkaillaan melkein päästä – tangon akselin ja siihen suuntautuvan suunnan välinen kulma on 25° [7] . Koska etäisyys maapallosta palkin lähi- ja kaukaisiin päihin vaihtelee merkittävästi, se näyttää epäsymmetriseltä. Toinen on pieni kiekon muotoinen pullistuma, jonka sisällä tapahtuu tähtien muodostumista ja joka sijaitsee ensimmäisen sisällä [11] .

Suurin osa pullistuman tähdistä on vanhoja, yli 7 miljardia vuotta vanhoja, mutta on myös 1–5 miljardin vuoden ikäisiä ja alle 500 miljoonan vuoden ikäisiä tähtiä, ja havaitaan myös nuoria ja kirkkaita tähtijoukkoja , kuten Arches -joukko. [5] . Pullo on 3,5 kiloparsekkia . Linnunradan pullistuman tähtien metallisuus vaihtelee välillä −1,8 - 0,2, ja se on rikastettu alfa-alkuaineilla [7] [11] .

Kiekon muotoisen pullistuman massa on 3 % galaksin tähtimassasta ja sen ominaispaksuus on 45 parsekkia, laatikon muotoisella luvut ovat 28 % ja 200 parsekkia. Pulloparametreilla ja rakenteella yleensä Linnunrata on samanlainen kuin galaksit NGC 4565 ja NGC 5746 [11] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Alfa-elementtejä tuotetaan pääasiassa massiivisissa tähdissä, jotka ovat nopeasti lopettamassa kehitystään - tähtienvälinen väliaine alkaa rikastua niillä 10 miljoonaa vuotta tähtien muodostumisen puhkeamisen jälkeen , mikä on hyvin lyhyt galaksien prosessien kestoon verrattuna. Muut kemialliset alkuaineet , kuten rauta , palaavat tähtienväliseen väliaineeseen paljon pidemmäksi ajaksi, joten lyhyessä tähtienmuodostuspurskeessa syntyvillä tähdillä on aikaa rikastua alfa-alkuaineilla, mutta ei raudalla ja joillakin muilla alkuaineilla [13 ]

Lähteet

  1. ↑ 1 2 Zasov A.V. Galaksin pullistuma . Astronetti . Haettu 30. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 30. lokakuuta 2021.
  2. ↑ 1 2 Silchenko O. K. Baldzh . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 30. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. lokakuuta 2021.
  3. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , s. 342-344.
  4. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 375-376.
  5. ↑ 12 pullistumaa . _ Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 30. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 7. maaliskuuta 2022.
  6. ↑ Hodge PW Galaxy : Muut luokitusjärjestelmät ja galaksityypit  . Encyclopedia Britannica . Haettu 2. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. lokakuuta 2021.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Freeman KC Galactic pullistumat: yleiskatsaus . - 01-07-2008 - T. 245 . - s. 3-10 . - doi : 10.1017/S1743921308017146 .
  8. ↑ 1 2 3 4 Zasov, Postnov, 2011 , s. 345-346.
  9. ↑ Pinnan kirkkausprofiilit . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 1. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 1. marraskuuta 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Gadotti DA Galaxyn pullistumat ja elliptiset galaksit - Luentomuistiinpanot: Pullotyypit . ned.ipac.caltech.edu . Haettu 2. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2020.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kormendy J., Bender R. Linnunradan galaksin rakenteelliset analogit: tähtipopulaatiot NGC 4565:n ja NGC 5746: n laatikkopullistuksissa  //  The Astrophysical Journal. - 2019-02-14. — Voi. 872 , iss. 1 . - s. 106 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/aafdff . Arkistoitu alkuperäisestä 5. marraskuuta 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Athanassoula E. pullistumien luonteesta yleensä ja erityisesti laatikko-/pähkinäpullistumista: N-body simulaatioiden syöttö  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005-04. - T. 358 , no. 4 . - S. 1477-1488 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x .
  13. ↑ Surdin et ai., 2017 , s. 336-337.
  14. ↑ Surdin et ai., 2017 , s. 323-325.
  15. ↑ Surdin et ai., 2017 , s. 227.
  16. ↑ Pähkinä galaksin keskustassa . Suosittu mekaniikka . Haettu 2. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 2. marraskuuta 2021.
  17. ↑ Pérez I., Martínez-Valpuesta I., Ruiz-Lara T., de Lorenzo-Caceres A., Falcón-Barroso J. Havaintorajoitukset boxy/peanut pullistuman muodostumisaikaan  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. – 01.06.2017. - T. 470 . — S. L122–L126 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/slx087 .

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa