Linssimainen galaksi

Linssimäinen galaksi  on Hubblen luokituksessa elliptisen ja spiraalin välissä oleva galaksi . Linssimäiset galaksit ovat kiekkogalakseja (kuten esimerkiksi spiraali galakseja), jotka ovat kuluttaneet tai menettäneet tähtienvälisen kaasunsa ja siksi tähtien muodostumistaajuus niissä vähenee [1] . Ne voivat silti säilyttää merkittäviä määriä pölyä levyilleen. Tämän seurauksena ne koostuvat enimmäkseen vanhoista tähdistä. Tapauksissa, joissa galaksi on tarkkailijaa päin, on usein vaikea erottaa selkeästi linssimäisiä ja elliptisiä galakseja linssimäisen galaksin spiraalihaarojen epäselvyyden vuoksi. Hubblen luokituksen mukaan linssimäiset galaksit kuuluvat S0 -luokkaan .

Morfologia ja rakenne

Linssimäisissä galakseissa sekä kiekkokomponentti että pullistuma ilmaistaan ​​. Verrattuna spiraaligalakseihin linssimäisissä galakseissa pullistumat ovat selvempiä, ja päinvastoin, käsivarsia ei ole, mutta pylväs voi olla olemassa [2] .

Pullistuman vakavuuden mitta voidaan arvioida galaksin näkyvän kiekon pää- ja sivuakselien suhteena. Tällä parametrilla alueella 0,25–0,85 linssimäisten galaksien määrä kasvaa, kun taas spiraaligalaksien määrä pysyy muuttumattomana [3] . Huolimatta siitä, että tämä parametri ei aina liity galaksin todelliseen muotoon (esimerkiksi jos galaksia tarkkailtiin kasvot vastakkain, suhde on joka tapauksessa lähellä yhtä), yleinen trendi on näkyvissä.

Vaikka linssimäisillä galakseilla on yhtäläisyyksiä sekä spiraali- että elliptisten galaksien kanssa, elliptisten tai spiraaligalaksien luokittelu ei koske niitä. Käytetään erillistä luokitusjärjestelmää: kiekon pölymäärästä riippuen galaksilla on luokka S0 1 , S0 2 tai S0 3 [2] .

Barred galakseissa voi olla myös eri määrä pölyä, ne luokitellaan palkin vakavuuden mukaan: linssimäisten galaksien luokat on merkitty SB0 1 , SB0 2 ja SB0 3 [2] . Joissakin galakseissa, kuten NGC 1375 , havaitaan kaksi risteävää palkkia, mutta syitä tähän ei tiedetä.

Linssimäisten galaksien pinnan kirkkautta kuvaa hyvin Sersicin laki , jos sitä sovelletaan erikseen levykomponenttiin, pullistumaan ja jos se on olemassa, palkkiin [4] . Galaksien kirkkausprofiilien tutkiminen mahdollistaa elliptisten galaksien erottamisen linssimäisistä [5] .

Tähtikoostumukseltaan linssimäiset galaksit ovat samanlaisia ​​kuin elliptiset galaksit - molemmat näistä tyypeistä koostuvat pääasiassa vanhemmista ja punaisista tähdistä, ja pallomaisia ​​tähtijoukkoja on myös niissä yleisempiä kuin spiraaligalakseissa, joilla on samanlaiset parametrit. Päinvastoin, niissä on vähän kaasua jäljellä, mikä voidaan päätellä neutraalin vetylinjan havainnoista . Mutta toisin kuin elliptiset galaksit, linssimäiset galaksit voivat sisältää huomattavan määrän pölyä [2] .

Kinematiikka

Kinemaattisten ominaisuuksien suhteen linssimäisillä galakseilla on yhtäläisyyksiä sekä spiraali- että elliptisten galaksien kanssa [6] . Vaikka pullistuma ei välttämättä pyöri, mutta säilyttää muotonsa nopeusdispersion vuoksi , kuten elliptinen galaksi, kiekko välttämättä pyörii, kuten spiraaligalaksi. Se auttaa myös erottamaan elliptiset ja linssimäiset galaksit: yleensä tarkastellaan galaksin pyörimisnopeuden ja nopeusdispersion suhdetta siinä (v/σ) sekä litteyttä (ε). Esimerkiksi, kun ε = 0,3, katsotaan, että jos v/σ < 0,5, galaksi on elliptinen. Linssimäisillä galakseilla on edelleen pyörivä kiekko, ja siten v/σ-suhde on keskimäärin suurempi kuin elliptisten galaksien. Tämä menetelmä ei kuitenkaan ole kovin tarkka [6] .

Pyörimisnopeuden määrittämistä vaikeuttaa myös se, että linssimäisissä galakseissa ei juuri ole neutraalin vedyn pilviä, joiden linjasiirtymästä on kätevää mitata nopeus Doppler-ilmiön avulla [7] . Siksi nopeudet on määritettävä tähtien absorptioviivojen havaintojen perusteella, mikä on yleensä vähemmän luotettavaa.

Tully-Fisher-suhde linssigalakseille on sama kuin spiraaligalakseille, mutta samalla valovoimalla (tai massalla) linssimäiset galaksit pyörivät nopeammin [7] .

Muodostaminen

Linssimäisten galaksien muodostumista voidaan arvioida tuntemalla niiden morfologia ja kinematiikka. On olemassa erilaisia ​​versioita:

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E. Galaksi siirtymävaiheessa: Doradossa sijaitsevan tähtiä muodostavan S0-galaksin NGC 1533 rakenne, pallomaiset joukot ja etäisyys  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - Joulukuu ( nide 671 , nro 2 ). - s. 1624-1639 . - doi : 10.1086/523640 . - .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Binney & Merrifield. Galaktinen tähtitiede. - 1998. - ISBN 0-691-02565-7 .
  3. ↑ Lambas, DG; S. J. Maddox ja J. Loveday. Galaksien todellisista muodoista  (englanniksi)  // MNRAS  : Journal. - 1992. - Voi. 258 , nro. 2 . - s. 404-414 . - doi : 10.1093/mnras/258.2.404 . - .
  4. ↑ Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald (2005), Multicomponent decompositions for the sample of S0 galaxes Arkistoitu 7. elokuuta 2019 Wayback Machinessa
  5. ↑ Guilia AD Savorgnan ja Alister W. Graham (2016), Supermassive Black Holes and Their Host Spheroids. I. Galaksien purkaminen
  6. ↑ 1 2 Moran, Sean M.; Boon Liang Loh; Richard S. Ellis; Tommaso Treu; Kevin Bundy; Lauren MacArthur. Dynaaminen ero elliptisten ja linssimäisten galaksien välillä kaukaisissa klustereissa: lisätodisteita S0-galaksien viimeaikaisesta alkuperästä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2007. - 20. elokuuta ( nide 665 , nro 2 ). - s. 1067-1073 . - doi : 10.1086/519550 . - . - arXiv : astro-ph/0701114 .
  7. ↑ 1 2 3 4 Blanton, Michael; John Moustakas. Lähigalaksien fyysiset ominaisuudet ja ympäristöt  // Tähtitieteen ja astrofysiikan  vuosikatsaus  : päiväkirja. - 2009. - Vol. 47 , nro. 1 . - s. 159-210 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101734 . — . - arXiv : 0908.3017 .
  8. ↑ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia AD (2015), Piilossa näkyvissä: Paikallisen maailmankaikkeuden kompaktien massiivisten pallojen runsaus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa