Вращение и масса
Вращение и масса. Вращение галактики кругом оси, проходящей через центр, приводить к смены продолжительности волны линий в ее спектры: линии от наступающих к нас областей галактики сдвигаются в фиоле-товую часть спектра, а от которых удаляются - в красную (рис. 7). По формуле Доплера, относительная смена продолжительности волны линии складывает / = Vr/c, где c - скорость света, а Vr - лучевая скорость, т.е. компонента скорости источника вдоль луча зрения. Периоды обращения звезд кругом центров галактик складывают сотни миллионов годов, а скорости их орбитального движения достигают 300 км/з. Обычно скорость вращения пластинки достигает максимальной значимости (VM) на некотором расстоянии от центра (rM), а затем уменьшается. В нашей Галактики VM = 230 км/с на расстояния rM = 40 тыс. св. годов от центра:
Линии поглощения и линии излучения в спектрах галактик имеют одинаковую форму, таким образом, звезды и газ в пластинке крутятся с одинаковой скоростью в одном направления. Когда по размещению тем-ных пылевых полос в пластинке получается понять, какой сторона галактики размещенный к нас поближе, мы можем выяс-нить направление закрученности спиральных рукавов: во всех изученных галактиках они отсталые, т.е., удаляясь от центра, рукав загибается в сторону, обратную направления вращения.
Анализ кривой вращения позволяет определить массу галактики. В простейшем случае, приравняв си-лу гравитации к центробежной силы, получим массу галактики внутри орбит звезды: M = rVr2/G, где G - по-стоянная притяжения. Анализ движения периферийных звезд позволяет оценить полную массу. В нашей Галок-тики масса ок. 2 1011 солнечных масс, в Мглистости Андромеды 4 1011, в Большого Магелланова Облака - 15 109. Массы дисковых галактик приблизительно пропорциональные их светимости (L), потому отношение M/L в их почти одинаковое и для светимости в голубых лучах равной M/L 5 в единицах массы и светимо-сти Солнца.
Массу сфероидальной галактики можно оценить таким же образом, взяв вместо скорости вращения пластинки скорость хаотичного движения звезд в галактике ( v), которую измерят по ширине спектральных линий и называют дисперсией скоростей: M R v2/G, где R - радиус галактики (теорема вириала). Дисперсия скоростей звезд в эллиптических галактик обычно от 50 к 300 км/с, а массы от 109 солнечных масс в карли-ковых систем к 1012 в гигантских.
Радиоизлучение Млечного Пути было открыто К.Янским в 1931. Первую радиокарту Млечного Пути получил Г.Ребер в 1945. Это излучение приходить в широком диапазоне продолжительностей волн или частот = c/ , от ни-скольких мегагерц ( 100 м) к десяток гигагерц ( 1 см), и называется “беспрерывным”. За его ответст-венный несколько физических процессов, важнейший с которых - синхротронное излучение межзвездных электронов, которые двигаются почти со скоростью света в слабом межзвездным магнитным поли. В 1950 непрерыв-ною излучение на волны 1,9 м было выявлено Р.Брауном и К.Хазардом (Джодрелл-Бэнк, Англия) от Тумана-ности Андромеды, а затем и от многочисленных других галактик. Нормальные галактики, как наша или М 31, - слабые источники радиоволн. Яны излучают в радиодиапазоне еле ли одну миллионную часть своей оптической мощности. Но в некоторых необычных галактик это излучение значительно крепче. В ближайших “радиогалак-тик” Дева А (M 87), Кентавр А (NGC 5128) и Персей А (NGC 1275) радиосветимость складывает 10-4 10-3 от оптической. А в редких объектов, таких, как радиогалактика Лебедь А, это отношение близко к единицы. Только через несколько годов после открытия этого могучего радиоисточника получилась отыскать слабую галакти-ку, связанную с им. Множество слабых радиоисточников, достоверно, связанных с далекими галактиками, поныне ни отождествлено с оптическими объектами.
Помимо беспрерывного радиоизлучения, галактики выпускают узкие спектральные линии, например на волны 21 см. Эта линия принадлежит межзвездному нейтральному водороду и излучается им, когда электрон в атоме самопроизвольно поворачивает свой спин относительно спина протона. Излучение водорода на волны 21 см было предсказанное в 1944 Х.ван де Хюлстом (Лейденская обсерватория, Нидерланды) и выявлено в 1951 от Млечного Пути, а вскоре и от других галактик. Это очень важная линия, поскольку других спектраль-ных линий в нейтрального водорода нет. Долгие годы она вообще была единственной спектральной линией в радиодиапазоне, давая возможность измерять количество газа в галактике и его движение (по допплеровскому смещению). Очутилась, что в эллиптических галактиках почти нет межзвездного газа, в линзовидных его масс-со ок. 0,1% массы галактики, в спиралях ок. 1-2%, а в неправильных галактиках 5-10% и даже более. На-шлось даже несколько галактик-”призраков”, целиком которые складываются с газа и невидимых в оптике.
Очутилась, что часть межзвездной среды, порой значительная, находиться в плотных и очень ледниках облаках, где большинство атомов объединенной в молекулы (H2, CO, H2O, HCN, NH3 и пр.), располагавшие разнооб-разные спектральные линии. Потому изучение радиоспектров галактик стола очень полезным инструментом для их исследования.