Tully-Fisher-suhde

Tully-Fisher-relaatio on empiirisesti johdettu suhde, joka yhdistää  spiraaligalaksin massan tai sisäisen valoisuuden sen pyörimisnopeuteen tai spektrin emissioviivojen leveyteen. Sen julkaisivat ensimmäisen kerran vuonna 1977 Richard Tully ja James Fisher [1] . Galaksin kirkkaus määritetään näennäisen suuruuden ja galaksin etäisyyden tiedoista, spektriviivojen leveys mitataan pitkän rakospektroskopialla .

Tästä riippuvuudesta on useita muunnelmia. Tully ja Fisher tarkastelivat valoisuutta spektrin optisella alueella , mutta myöhemmät tutkimukset ovat osoittaneet, että riippuvuus on lähempänä spektrin mikroaalto- ( K-kaista ) ja infrapuna - alueita havainnoista, joissa arvioitiin tähtikomponentin massaa. galakseista saadaan. Valon ja suurimman pyörimisnopeuden välinen suhde on seuraavanlainen:

ja eksponentti riippuu säteilyalueesta :

Suurempi riippuvuus tulee, kun otetaan huomioon galaksin kokonaisbaryonimasso valoisuuden sijaan [2] . Tällaista riippuvuutta kutsutaan Tully-Fisher-baryonirelaatioksi (riippuvuus), jonka mukaan galaksin baryonin kokonaismassa on verrannollinen pyörimisnopeuteen potenssiin 3,5-4 [3] .

Tätä riippuvuutta voidaan käyttää spiraaligalaksien etäisyyden määrittämiseen, koska sen avulla voidaan arvioida galaksin valoisuus (ja absoluuttinen suuruus ) spektrin viivojen leveystietojen perusteella. Etäisyys voidaan sitten määrittää vertaamalla absoluuttista ja näennäistä tähtien suuruutta. Siksi Tully-Fisher-suhde on osa tähtitieteen etäisyysasteikkoa .

Pimeän aineen paradigman puitteissa galaksin pyörimisnopeus (ja siten spektrilinjojen leveys) määräytyy suurelta osin sen pimeän aineen halon massasta, johon galaksi on upotettu, minkä seurauksena Tully-Fisher-riippuvuus osoittaa muun muassa näkyvän ja pimeän aineen massojen välisen suhteen. Modifioidussa Newtonin dynamiikassa (MOND) Tully-Fisher-baryonirelaatio, jonka eksponentti on täsmälleen yhtä suuri kuin 4, on suora seuraus gravitaatiovoiman laista, joka pätee pienillä kiihtyvyyksillä [4] .

Linssimäisten galaksien osalta myös suhde täyttyy, mutta samalla massalla (tai luminositeetilla) linssimäiset galaksit pyörivät nopeammin kuin spiraaligalaksit [5] . Tämän riippuvuuden analogi elliptisille galakseille on Faber-Jackson-relaatio .

Muistiinpanot

  1. ↑ Tully, RB, Fisher, JR, "Uusi menetelmä galaksien etäisyyksien määrittämiseksi". (pdf) Astronomy and Astrophysics , voi. 54, nro. 3. helmikuuta 1977, s. 661-673. (abs) .
  2. ↑ SS McGaugh, JM Schombert, GD Bothun, WJG de Blok (2000), "The Baryonic Tully-Fisher Relation", arXiv : astro-ph/0003001 .
  3. ↑ S. Torres-Flores, B. Epinat, P. Amram, H. Plana, C. Mendes de Oliveira (2011), "GHASP: an H α kinemaattinen tutkimus spiraali- ja epäsäännöllisistä galakseista - IX. NIR, tähti- ja baryoniset Tully-Fisher-suhteet", arXiv : 1106.0505 .
  4. ↑ S. McGaugh (2011), "The Baryonic Tully-Fisher Relation of Gas-Rich Galaxies as a Test of ΛCDM and MOND", ApJ, arXiv : 1107.2934 .
  5. ↑ 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 .

Linkit