Швидкість обертання галактик

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

 

Швидкість обертання галактик


Швидкість обертання галактик

 

Під швидкістю обертання галактики мається на увазі швидкість обертання різних компонентів галактики навколо її центру. Дана швидкість - це сумарна швидкість, придбана в ході різних процесів. Швидкість обертання галактики слід відрізняти від кругової швидкості V c, яка обумовлена ​​тільки силою гравітації і дорівнює, за визначенням, необхідної швидкості тіла, що рухається по колу під дією сили тяжіння до центра. Швидкість же обертання в загальному випадку обумовлена ​​також радіальним градієнтом тиску P міжзоряного газу.
V ^ 2 = R \ left (\ frac {\ partial \ Phi} {\ partial R} + \ frac {\ nabla P} {\ rho_g} \ right) = V_c ^ 2 + R \ frac {\ nabla P} { \ rho_g}
Тут Φ - гравітаційний потенціал, а ρ g - щільність газу.
Для різних компонентів галактики швидкість обертання оцінюється по-різному. Для газу - за доплеровскому зміщення емісійних ліній. Для зірок - по доплеровскому зміщення абсорбційних ліній зірок. Схема отримання швидкості обертання наступна.
Безпосередньо отримується з спостережень швидкість - це сума швидкості руху галактики як цілого і швидкості внутрішнього руху. Зазвичай швидкість галактики в цілому (V 0) ототожнюється зі швидкістю руху центральній області. Для далеких галактик ця швидкість обумовлена ​​хаббловскім розширенням Всесвіту, власна швидкість пренебрежимо мала.
Швидкість, що вийшла, після врахування швидкості руху галактики як цілого, - швидкість по променю зору (V r), і щоб обчислити швидкість обертання галактики на даному відстані, необхідно врахувати ефекти проекції. Для цього необхідно знати кут нахилу осі галактики до променя зору i, а також кут φ між великою віссю галактики і прямої, що проходить через центр галактики і точку спостереження. Таким чином, щоб перейти від V r до V φ, необхідно знати п'ять параметрів: швидкість руху галактики V 0, кути i і φ, дві координати центру галактики (щодо будь-якої точки зображення).
Якщо галактика виглядає асиметричною, то завдання спрощується, оскільки кути орієнтації і положення центру можна обчислити за розподілом яскравості диска. І якщо щілину спектрографа розташувати уздовж її великої осі, можна отримати:
~ V_ {\ phi} (R) = \ frac {| V_0 - V_r (l) |} {\ sin {i}}
де l - відстань від центру галактики уздовж щілини.
Однак найбільш повну інформацію про рух в галактиці дає аналіз поля швидкостей - сукупності вимірів променевих швидкостей для великої кількості точок по диску галактики. Для отримання поля швидкостей застосовують двовимірну спектроскопію. Зазвичай застосовується або багатоканальний приймач, або інтерферометр Фабрі - Перо. Радіоспостереження газу в лініях HI також дозволяють отримати двовимірну картину розподілу швидкостей в галактиці.

 

Рух газу і зірок

Так як зірки розташовані далеко один від одного і ймовірність їх зіткнення мала, зірки, як в галактиках, так і в скупченнях, представляють собою бесстолкновітельную середу. Це легко показати. Будемо називати зіткненням двох зірок випадок, коли дві зірки при зближенні під дією сили гравітації змінять напрямок руху, зберігши при цьому повну енергію. Тоді розглянемо це зближення щодо центру мас зірок. Для спрощення розрахунків будемо вважати, що маси зірок рівні, і їх швидкості на початок зближення (формально на нескінченно великій відстані) теж. Для першої оцінки це цілком припустиме наближення. Запишемо закон збереження механічної енергії:
mV ^ 2-G \ frac {m ^ 2} {r} = mV_0 ^ 2 ,
де V - поточна швидкість зірок (швидкості повинні бути однакові з міркувань симетрії), r - відстань між зірками, V 0 - швидкість на нескінченності до взаємодії, а G - гравітаційна постійна. Будемо вважати, що зірки випробували зіткнення, якщо в момент їх зближення кінетична енергія подвоїлася.
Тоді, підставивши значення прицільного параметра d в ​​рівняння, написане вище, отримаємо:
G \ frac {m ^ 2} {d} = mV_0 ^ 2 .
Тоді діаметр перетину зіткнення тіл і, відповідно, площа перерізу взаємодії рівні:
d = \ frac {Gm} {V_0 ^ 2} ,
S_c = \ frac {\ pi d ^ 2} {4} = \ frac {\ pi G ^ 2m ^ 2} {4V_0 ^ 4} .

Оцінимо характерний час зіткнення для зірок поблизу Сонця (n = 3Ч10 -56 см -3, а відносна швидкість руху 20 км / с). Отримаємо:
t_c = (nV_0S_c) ^ {-1}> 5 \ cdot 10 ^ {21} c .
Одержаний час більше часу життя Всесвіту на три порядки. І навіть у зоряних скупченнях, де концентрація зірок на три порядки більше, ситуація не поліпшується. Зауважимо, що можна було б провести більш точний розрахунок, з урахуванням закону збереження імпульсу і т. д., але результати вийшли б схожими. З бесстолкновітельності середовища напрошується висновок про нерівноважності системи та розподіл випадкових швидкостей зірок не максвеллівським чином. Характерне час його встановлення повинно бути багато великим часу вільного пробігу зірки. Однак насправді все виявилося набагато складніше.
Вимірювання показали, що зірки, за винятком самих молодих, є частково «прорелаксіровавшую» систему: розподіл випадкових швидкостей зірок максвеллівський, але з різними дисперсіями по різних осях. Більш того, в одному і тому ж обсязі простору спостерігається систематичний, хоча і сповільнюється, зростання випадкових швидкостей для старих зірок. Таким чином, можна стверджувати, що зоряний диск з часом нагрівається
Дана проблема не вирішена остаточно, мабуть, вирішальну роль відіграють все ж зіткнення, але не з зірками, а з масивними газовими хмарами.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Стаття
13.6кб. | скачати


Схожі роботи:
Фазова швидкість групова швидкість і швидкість переносу енергії
Швидкість утворення витрачання компонента та швидкість реакції
Еволюція галактик 2
Еволюція галактик
Світ галактик
Будова галактик
Просторовий розподіл галактик
Просторовий розподіл галактик
Початок всесвіту Народження галактик
© Усі права захищені
написати до нас