Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу 		 

<< sample Bibliography >>

Subsections

Введение

Центральные перемычки (бары) являются наиболее выделяющимися структурами на изображениях галактик. В классической книге Рольфса [1] среди линзовидных галактик доля с баром оценена в 30%, среди спиралей -- только 16%, а доля галактик с перемычкой среди всех дисковых -- 18%. За 20 лет ситуация заметно изменилась. В настоящее время считается, что большинство (возможно, 70%) дисковых галактик обладает бароподобными структурами.

Вопрос о наличии бара в конкретной галактике часто оказывается достаточно сложным. Анализ фотографических изображений страдает от субъективизма, особенно если помнить о низком разрешении и запыленности центральных областей галактик. Более надежными являются инфракрасные данные. Критерии выделения бара, основанные на радиальных профилях эллиптичности и определении позиционного угла большой оси, позволяют выделять бар и определять отношение его осей [3,4]. Выявление бар-структур возможно также с помощью данных о кинематике звездной и газовой компонент. К числу особенностей центральных областей SB-галактик относятся повышенный темп звездообразования, существенно более высокая концентрация молекулярного газа.

Ниже кратко обсудим некоторые проблемы галактик с баром, при решении которых важные результаты получены методом численного моделирования динамики галактических дисков (см. [5]).

Галактики с активным ядром

Важнейшей проблемой активных галактических ядер (АГЯ) является выявление механизма, который поставляет газ в самый центр галактики, в область гравитационного влияния массивной черной дыры. Общепринято, что бары могут приводить к сильным неосесимметричным движениям газа и обеспечивать ''прокачку'' газа через центр (рис. 1). В ближайших сейфертовских галактиках обнаружены мощные некруговые движения газа, излучающего в запрещенных линиях, что указывает на возможное наличие ударных волн.

Fig.1. Схема структуры течения газа в области бара. Жирная сплошная линия -- положение ударной волны Fig.2. Схема поля скоростей (стрелки) в области звездного бара (показаны изолинии поверхностной плотности) по результатам динамического моделирования

Обсуждаются две противополжные точки зрения на АГЯ: 1) такие галактики представляют собой особый, довольно малочисленный тип галактик; 2) большинство галактик проходит довольно короткую активную фазу (обсуждение этих концепций см.: обзор Дибая [6]). В пользу второй концепции говорит тот факт, что в целом структура сейфертовских галактик (за исключением активного ядра) практически не отличается от структуры обычных плоских галактик и у большинства близких сейфертовских галактик обнаружен бар. В выборке из 48 невзаимодействующих сейфертовских галактик 79 $ \pm 7.5\%$ обнаружен бар, а доля SB-галактик с неактивными ядрами -- $ 59 \pm 9\%$ [3].

Особенности кинематики звездного диска в области бара

В области бара движение звезд является существенно некруговым. Поле скоростей имеет характерную четырехсекторную структуру (рис. 2), которая существенно отличается от течения газовой компоненты. На рис. 3 для модели с отношением осей у бара $ 1:4$ показаны изолинии радиальной компоненты скорости $ U$ (рис. 3,а) и азимутальной скорости $ V$ (рис. 3,б) в плоскости диска. Функция $ V(x,y)$ имеет седлообразный вид.

Fig.3: Распределение компонент скорости вещества в области бара по результатам динамического моделирования: а -- радиальная скорость $ U$, разными оттенками серого показаны области, где $ U>0$ и $ U<0$; б -- изолинии азимутальной скорости $ V$

Кривая вращения $ V(r)$ часто используется для определения закона распределения массы в галактике. Как видим, в области бара, такой подход неприменим, поскольку поле скоростей сильно неоднородно по азимутальному углу; имеется значительное радиальное движение, и оценки на основе баланса гравитационной и центробежной сил крайне неточны. Профили скорости вдоль большой и малой осей качественно различаются (рис. 4).

Fig.4: Зависимость азимутальной компоненты скорости $ V$ от расстояния до центра вдоль большой и малой осей бара

Минибары

Во многих галактиках центральная часть выглядит как сложная система, состоящая из нескольких вложенных друг в друга компонент (бары, диски, кольца, двойные ядра). К их числу относятся так называемые ''минибары'' -- большая полуось $ a_{bar}$ таких структур лежит в пределах нескольких сотен парсек. Примерами галактик с минибарами являются NGC 4736 с $ a_{bar}=225$ пк [7], NGC 81 ( $ a_{bar}=0.5$ кпк) [8], UGC 5600 [9].

Fig.5: а -- Радиальные зависимости $ \Omega$, $ \Omega^{(2)}$, $ \Omega^{(4)}$ для NGC 936; б -- изолинии поверхностной плотности в модели с кривой вращения, показанной на рис. 5,а. В центре находится бар промежуточного типа с угловой скоростью $ \Omega_{bar}=\Omega_1$

Размеры бара связаны с угловой скоростью его вращения $ \Omega_{bar}$. На рис. 5,а на примере NGC 936 изображены радиальные зависимости угловой скорости  вращения диска $ \Omega(r)$ и частот $ \Omega^{(m)}(r)=\Omega-\varkappa/m$ ($ m=2,4$, $ \varkappa$ -- эпициклическая частота). Имеются три типа баров, которые различаются угловой скоростью вращения и размерами [10]: 1) быстрые бары с $ \Omega_{bar}> \Omega_1$, 2) медленные бары с $ \Omega_{bar}< \Omega_1$, 3) промежуточные с $ \Omega_{bar}\simeq \Omega_1$. Например, если бы скорость вращения бара в галактике NGC 936 составляла $ \Omega_{bar}=30$ км/с/кпк, то бар имел бы маленькие размеры -- $ a_{bar}\leq 0.5$ кпк. Из наблюдений $ \Omega_{bar}^{obs}\simeq 60$ км/с/кпк [11], $ a_{bar}^{obs}=4.1$ кпк и бар является быстрым (см. рис. 5,а, [12]). В рамках динамических моделей удалось построить медленные бары [13] и бары промежуточного типа (рис. 5,б).

Двойные бары

По-видимому, первым объектом, заподозренным в наличии двойного бара, стала галактика NGC 1291 [14]. Особый интерес к мелкомасштабным несимметричным структурам в центре дисков связан с изучением феномена ядерной галактической активности. Важной проблемой является выявление механизмов, обеспечивающих приток газа в самый центр к сверхмассивной черной дыре. Двойные бары могут поставлять газ в активное ядро ($ \leq 10$ пк) [15]. Список кандидатов галактик с двойными барами включает более 70 объектов [16]. Почти во всех случаях основным аргументом наличия второго внутреннего бара являются фотометрические данные. Ключевой проблемой двойных баров является вопрос о динамической устойчивости такого рода систем.

Численное моделирование звездных дисков методом $ N$-тел показывает, что при наличии достаточно массивного балджа при определенных начальных условиях возможно образование структуры типа ''двойного бара'' (рис. 6). Для формирования внешней центральной перемычки начальный диск должен быть не очень горячим, причем гало не должно быть очень массивным по сравнению с массой диска ( $ M_h\leq 2 M_d$ внутри четырех радиальных шкал диска $ L$), а шкала ядра балджа $ a\simeq (1-3)\cdot L $.

Fig.6: Изолинии логарифма поверхностной плотности $ \lg(\sigma)$ в модели с $ M_h=M_d$, $ M_b=0.6M_d$, $ b=0.12L$ в два различных момента времени

На рис. 6,а имеется ярко выраженная структура типа двойного бара. В другой момент времени (см. рис. 6,б) наблюдается стадия распада, которая с учетом запыленности и недостаточного разрешения может быть принята за двойной бар с ориентацией осей в $ 70^\circ$. Возможны и более сложные структуры, когда в центральной области возникают лидирующие спиральные волны, а от концов внешнего бара отходят отстающие спирали (рис. 7).

Fig.7: Изолинии логарифма поверхностной плотности в момент начала формирования двойного бара

Рассмотрим кинематику центральной области диска ($ r\leq L$) на стадии двойного бара. На рис. 8 показаны распределения трех компонент дисперсии скоростей $ c_r$, $ c_\varphi$, $ c_z$. Изолинии дисперсии радиальных скоростей $ c_r$ имеют овальную структуру (рис. 8,а), сонаправленную с большой осью внешнего бара. Величина $ c_r$ немонотонна вдоль осей внутреннего и внешнего баров. Однако эта характерная особенность не является признаком двойного бара, поскольку сохраняется после разрушения внутренней перемычки [12]. Распределение дисперсии азимутальных скоростей $ c_\varphi$ на стадии двойного бара сильнее отличается от случая одиночного бара (рис. 8,б). Дисперсия вертикальных скоростей $ c_z$ на стадии двойного бара очень сильно зависит от начальной толщины диска (последняя определяет развитие изгибной неустойчивости, которая накладывается на формирование баров и существенно усложняет эволюцию системы). В результате, внутренний бар может как отражаться на распределении $ c_z$, так и не влиять на дисперсию вертикальных скоростей (рис. 8,в).

Fig.8: Изолинии трех компонент дисперсии скоростей $ c_r$, $ c_\varphi$, $ c_z$ в области двойного бара

Важным свидетельством наличия внутреннего бара является поле скоростей. На стадии двойного бара имеется вытянутость изолиний $ V$ вдоль внутреннего бара. Радиальная скорость $ U$ обнаруживает характерную четырехсекторную структуру как для внешнего бара, так и для внутреннего.

Вертикальные изгибы бара и изгибные неустойчивости

Вопрос о механизмах увеличения дисперсии случайных скоростей звезд $ c_z$ от $ 6-10$ км/с у молодых звезд до значений $ \sim 30-100$ км/с у старого населения остается одним из фундаментальных в физике галактик. Помимо механизмов вертикального нагрева, связанных с рассеянием звезд на гигантских молекулярных облаках и на спиральных волнах плотности, важной представляется возможность роста дисперсии $ c_z$ из-за изгибных возмущений в диске.

В рамках моделей $ N$-тел рассматривались различные аспекты изгибов звездных галактических дисков. Важные результаты получены в моделях с учетом приливных взаимодействий [17]. Спутники рождают изгибы и утолщают диск, что согласуется с данными наблюдений изгибов у одиночных галактик и в группах [18]. Было показано формирование в центральной области диска с ребра ящекообразных структур [19].

При увеличении относительной массы гало вертикальная шкала диска $ z_0$ уменьшается [20]. Этот эффект лежит в основе метода получения оценок относительных масс дисковой и сферической подсистем для галактик, наблюдаемых с ребра, посредством построения динамических моделей на границе устойчивости относительно изгибных возмущений.

Fig.9: а -- Зависимость от времени вертикальной шкалы диска в области бара (1) и на периферии диска (2); б -- вертикальное смещение центра тяжести диска $ \xi$ (сплошная линия $ \xi=0$); в -- профиль вертикального смещения $ \xi$

Возможность изгибной неустойчивости бара была показана в работе [21]. Вертикальные изгибы бара оказываются мощным механизмом утолщения всего диска. На рис. 9,а показано увеличение вертикальной шкалы диска со временем на различных расстояниях от центра. Вертикальная шкала бара меньше, чем в остальном диске. На изгиб бара накладываются спиральные изгибные моды с азимутальным числом $ m=1,2$, изгибающие весь диск рис. 9,б. Вдоль большой оси бара, как правило, укладывается две длины изгибной волны рис. 9,с.

Lopsided-галактики

Отличительной чертой многих галактик поздних морфологических типов является смещение бара относительно фотометрического и/или кинематического центров диска. Классическим примером является Большое Магелланово Облако, у которого центры распределений яркости диска, планетарных туманностей, сверхгигантов, $ HI$ и бара не совпадают. Кинематический центр диска смещен относительно бара в БМО примерно на $ 0.7-1.2$ кпк [22,23]. Такая картина является достаточно распространенной у галактик позднего типа (NGC 55, 925, 1313, 4490, 4618, 4625, 4027, 1744 и др.). Причем если наблюдается двухрукавная спиральная структура, то она, как правило, несимметрична -- одна ветвь заметно более развита по сравнению с другой. Смещение центра бара и центра внешних изофот во многих случаях составляет сотни парсек.

Формирование смещенных баров оказывается возможным при начальной асимметрии протогалактики с учетом особенностей последующей аккреции на диск. Причиной смещения бара может являться сильное приливное воздействие либо столкновение двух галактик с последующим слиянием. Другой возможностью является доминирование однорукавной спирали $ m=1$ в соответствии с механизмом swing amplification [24].

В работе [23] с помощью метода динамического моделирования на примере БМО показано, что формирование смещенных баров возможно в процессе развития гравитационной неустойчивости глобальной бар-моды в первоначально осесимметричной системе. В основе физического механизма смещения бара лежит нелинейная стадия совместного развития бар-моды и однорукавной гармоники с азимутальным числом $ m=1$. С увеличением массы и/или уменьшением шкалы балджа условия для смещения бара ухудшаются. Наиболее эффективно смещение бара происходит в случае маломассивного гало, пространственная шкала у которого существенно превосходит радиальную шкалу диска. На рис. 10 изображены результаты моделирования изолированного первоначально осесимметричного звездного диска, в котором формируется смещенный бар.

Fig.10: Изолинии поверхностной плотности в модели без сфероидальной подсистемы в разные моменты времени. Кинематический центр и центр тяжести всего диска находятся в центре координат (координатные оси изображены пунктирными линиями)

Разрушение баров в концентрированном балдже

Модели, включающие балдж с очень компактным и массивным ядром, демонстрируют разрушение бар-моды, которое обусловлено рассеянием частиц при пролете вблизи концентрированного ядра балджа [23]. Происходит медленная диссипация бара, механизм которой аналогичен действию массивной центральной черной дыры [25].

Бар в нашей Галактике

Центральная перемычка в нашей Галактике была ''открыта'' только в середине 90-х гг. прошлого века. Радиус бара по данным разных авторов лежит в пределах $ r_{bar}= 2-4.5$ кпк, отношение полуосей бара в плоскости диска оценивается в $ 1.6-3$, угол между большой осью бара и направлением на Солнце составляет $ \varphi_{bar}= 15-35^{\circ}$.

Наличие долгоживущего бара в Галактике приводит к ряду ограничений на распределение массы в различных подсистемах. В частности, центральный максимум на кривой вращения на радиусе $ r\simeq 300$ пк, по-видимому, не может быть связан с очень концентрированным массивным ядром балджа. На рис. 11 показана модель Галактики с баром, которая наилучшим образом удовлетворяет совокупности наблюдательных данных.

Fig.11: Распределение в плоскости диска поверхностной плотности $ \sigma$. Звездочкой отмеено положение Солнца. Угол между большой осью бара и прямой, проходящей через центр диска и окрестность Солнца, составляет $ \varphi_{bar}=20^{o}$. Показаны изолинии дисперсии азимутальных скоростей $ c_\varphi$ и дисперсии радиальных скоростей $ c_r$


<< sample Bibliography >>

Публикации с ключевыми словами: галактика - бар
Публикации со словами: галактика - бар
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнение читателя [1]
Оценка: 2.8 [голосов: 49]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования