Скорость вращениягалактик
Скорость вращениягалактик
Под скоростью вращения галактики подразумевается скорость вращения различныхкомпонентов галактики вокруг её центра. Данная скорость — это суммарнаяскорость, приобретённая в ходе различных процессов. Скорость вращения галактикиследует отличать от круговой скорости Vc, которая обусловлена толькосилой гравитации и равна, по определению, необходимой скорости тела,движущегося по кругу под действием силы притяжения к центру. Скорость жевращения в общем случае обусловлена также радиальным градиентом давления Pмежзвёздного газа.
/>
Здесь Φ — гравитационный потенциал, а ρg — плотностьгаза.
Для разных компонентов галактики скорость вращения оцениваетсяпо-разному. Для газа — по доплеровскому смещению эмиссионных линий. Для звёзд —по доплеровскому смещению абсорбционных линий звёзд. Схема получения скоростивращения следующая.
Непосредственно получаемая из наблюдений скорость — это сумма скоростидвижения галактики как целого и скорости внутреннего движения. Обычно скоростьгалактики в целом (V0) отождествляется со скоростью движенияцентральной области. Для далёких галактик эта скорость обусловлена хаббловскимрасширением Вселенной, собственная скорость пренебрежимо мала.
Скорость, получившаяся после учёта скорости движения галактики какцелого, — скорость по лучу зрения (Vr), и чтобы вычислить скоростьвращения галактики на данном расстоянии, необходимо учесть эффекты проекции.Для этого необходимо знать угол наклона оси галактики к лучу зрения i, а такжеугол φ между большой осью галактики и прямой, проходящей через центргалактики и наблюдаемую точку. Таким образом, чтобы перейти от Vr кVφ, необходимо знать пять параметров: скорость движениягалактики V0, углы i и φ, две координаты центра галактики(относительно любой точки изображения).
Если галактика выглядит асимметричной, то задача упрощается, так как углыориентации и положения центра можно вычислить по распределению яркости диска. Иесли щель спектрографа расположить вдоль её большой оси, можно получить:
/>
где l — расстояние от центра галактики вдоль щели.
Однако наиболее полную информацию о движении в галактике даёт анализ поляскоростей — совокупности измерений лучевых скоростей для большого числа точекпо диску галактики. Для получения поля скоростей применяют двумерную спектроскопию.Обычно применяется либо многоканальный приёмник, либо интерферометр Фабри —Перо. Радионаблюдения газа в линиях H I также позволяют получить двумернуюкартину распределения скоростей в галактике. Движение газа извёзд
Так как звёзды расположены далеко друг от друга и вероятность ихстолкновения мала, звёзды, как в галактиках, так и в скоплениях, представляютсобой бесстолкновительную среду. Это легко показать. Будем называтьстолкновением двух звёзд случай, когда две звезды при сближении под действиемсилы гравитации изменят направление движения, сохранив при этом полную энергию.Тогда рассмотрим это сближение относительно центра масс звёзд. Для упрощениярасчётов будем считать, что массы звёзд равны, и их скорости на началосближения (формально на бесконечно большом расстоянии) тоже. Для первой оценкиэто вполне допустимое приближение. Запишем закон сохранения механическойэнергии:
/>,
где V — текущая скорость звёзд (скорости должны быть одинаковы из-засоображений симметрии), r — расстояние между звёздами, V0— скоростьна бесконечности до взаимодействия, а G — гравитационная постоянная. Будемсчитать, что звёзды испытали столкновение, если в момент их сближения кинетическаяэнергия удвоилась.
Тогда, подставив значение прицельного параметра d в уравнение, написанноевыше, получим:
/>.
Тогда диаметр сечения столкновения тел и, соответственно, площадь сечениявзаимодействия равны:
/>,
/>.
Оценим характерное время столкновения для звёзд окрестностей Солнца (n =3×10−56 см−3, а относительная скоростьдвижения 20 км/с). Получим:
/>.
Полученное время больше времени жизни Вселенной на три порядка. И даже взвёздных скоплениях, где концентрация звёзд на три порядка больше, ситуация неулучшается. Заметим, что можно было бы провести более точный расчёт, с учётом законасохранения импульса и т. д., но результаты получились бы схожими. Избесстолкновительности среды напрашивается вывод о неравновесности системы ираспределении случайных скоростей звёзд не максвелловским образом. Характерноевремя его установления должно быть много большим времени свободного пробегазвезды. Однако в действительности всё оказалось гораздо сложнее.
Измерения показали, что звёзды, за исключением самых молодых,представляют собой частично «прорелаксировавшую» систему: распределениеслучайных скоростей звёзд максвелловское, но с различными дисперсиями поразличным осям. Более того, в одном и том же объёме пространства наблюдаетсясистематический, хотя и замедляющийся, рост случайных скоростей для старыхзвёзд. Таким образом, можно утверждать, что звёздный диск со временемнагревается
Данная проблема не решена окончательно, по-видимому, решающую роль играютвсё же столкновения, но не со звёздами, а с массивными газовыми облаками.