![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
Nov. 2nd, 2017
Задумчивое
Nov. 2nd, 2017 10:27 amНу, вот... На новом месте с новыми мыслями...
Вся база - на diary. Годами копившаяся. С постами и ссылками. Захочешь перенести что-нибудь душе приятное, а другим полезное - например, инструкцию для заблудившихся в путешествии - а не получится. Там ссылки на посты в diary...
Проблема... :)
Вся база - на diary. Годами копившаяся. С постами и ссылками. Захочешь перенести что-нибудь душе приятное, а другим полезное - например, инструкцию для заблудившихся в путешествии - а не получится. Там ссылки на посты в diary...
Проблема... :)
Инструкция путешественникам
Nov. 2nd, 2017 11:15 amРаз уж так сложилось, и почти все мы тут путешественники - для подъема духа перенесу сюда пост из своего дневника на diary.
Если Вы, путешествуя, оказались в незнакомом месте, не знаете, куда попали и не видите родного дома, Вам не стоит преждевременно впадать в отчаяние.
Вначале осмотритесь вокруг и внимательно изучите местность, обращая внимание на окрестные галактики:
- если вокруг Вас много крупных голубоватых и неярких галактик - стало быть, Вы попали в богатое скопление галактик. Это хорошо, потому что в подобном месте можно надеяться на то, что здесь водится множество обитателей - а значит, легче найти временный приют, и местное население, скорее всего, поможет Вам отыскать дорогу домой (возможно - даже с радостью и удовольствием). Если при этом неподалеку Вы заметите большую галактику с красной сердцевиной и ярко-голубой периферией, то постарайтесь ее избежать - скорее всего, там Вы никого не найдете.
- если Вы видите вокруг себя яркие спиральные голубые галактики, значит, Вы находитесь в бедном скоплении. Не расстраивайтесь - жизненный опыт показывает, что в таких скоплениях подчас водится смышленый и доброжелательный народ, так что для Вас ничего не потеряно.
- если спиральные галактики, которые Вы видите вокруг себя, имеют красный цвет, и Вы не можете заметить ни одной голубой даже вдали - призадумайтесь, не слишком ли долго Вы путешествовали. По крайней мере, это намекает на то, что за время Вашего путешествия возраст Вселенной увеличился на несколько миллиардов лет.
Но в любом случае помните - если Вы паче чаяния заметите неподалеку хотя бы несколько гигантских или сверхгигантских эллиптических галактик голубого цвета, то впадать в отчаяние, безусловно, стоит, и в подобной ситуации это окажется самой разумной реакцией. Это означает, что Вы оказались в далеком прошлом, когда разумной жизни во Вселенной еще не было, а стало быть, на помощь рассчитывать не стоит, и Ваш дом, к тому же, еще не успел появиться.
Если Вы, путешествуя, оказались в незнакомом месте, не знаете, куда попали и не видите родного дома, Вам не стоит преждевременно впадать в отчаяние.
Вначале осмотритесь вокруг и внимательно изучите местность, обращая внимание на окрестные галактики:
- если вокруг Вас много крупных голубоватых и неярких галактик - стало быть, Вы попали в богатое скопление галактик. Это хорошо, потому что в подобном месте можно надеяться на то, что здесь водится множество обитателей - а значит, легче найти временный приют, и местное население, скорее всего, поможет Вам отыскать дорогу домой (возможно - даже с радостью и удовольствием). Если при этом неподалеку Вы заметите большую галактику с красной сердцевиной и ярко-голубой периферией, то постарайтесь ее избежать - скорее всего, там Вы никого не найдете.
- если Вы видите вокруг себя яркие спиральные голубые галактики, значит, Вы находитесь в бедном скоплении. Не расстраивайтесь - жизненный опыт показывает, что в таких скоплениях подчас водится смышленый и доброжелательный народ, так что для Вас ничего не потеряно.
- если спиральные галактики, которые Вы видите вокруг себя, имеют красный цвет, и Вы не можете заметить ни одной голубой даже вдали - призадумайтесь, не слишком ли долго Вы путешествовали. По крайней мере, это намекает на то, что за время Вашего путешествия возраст Вселенной увеличился на несколько миллиардов лет.
Но в любом случае помните - если Вы паче чаяния заметите неподалеку хотя бы несколько гигантских или сверхгигантских эллиптических галактик голубого цвета, то впадать в отчаяние, безусловно, стоит, и в подобной ситуации это окажется самой разумной реакцией. Это означает, что Вы оказались в далеком прошлом, когда разумной жизни во Вселенной еще не было, а стало быть, на помощь рассчитывать не стоит, и Ваш дом, к тому же, еще не успел появиться.
Ситуацией с diary навеянное
Nov. 2nd, 2017 02:18 pmИ вспомнилась классика:
USER. You don't care. I know you don't care. You wouldn't care if we are dead. We are nothing to you - not so much as them slippers.
ADMIN. [thundering] THOSE slippers.
USER. [with bitter submission] Those slippers. I didn't think it made any difference now.
A pause. User hopeless and crushed. Admin a little uneasy.
USER. You don't care. I know you don't care. You wouldn't care if we are dead. We are nothing to you - not so much as them slippers.
ADMIN. [thundering] THOSE slippers.
USER. [with bitter submission] Those slippers. I didn't think it made any difference now.
A pause. User hopeless and crushed. Admin a little uneasy.
Если Вы когда-нибудь наткнетесь на фразу типа "Телескоп "Хаббл" сфотографировал ископаемую галактику возрастом три миллиарда лет" - не пугайтесь, не удивляйтесь и не браните журналиста... :)
Она вовсе не означает, что по мысли ее автора, где-нибудь в пустыне Гоби палеонтологи вырыли окаменелую галактику и привлекли "Хаббл" к фотографированию ее останков... Тут переплелись воедино астрономия и лингвистика...
Начнем издалека. Мы знаем, что галактики объединены в скопления галактик (они же кластеры) - обычно в них доминирует одна-две крупных галактики (реже - больше), имеют также место несколько галактик поменьше, а вокруг крутится множество карликовых галактик-спутников, окружающих более крупные. Все это, в сущности - лишь пена, делающая видимым грандиозное структурированное скопление темной материи. Скопления (кластеры) в свою очередь объединяются в сверхскопления (суперкластеры) - но это уже другая история.
Расчеты и наблюдения показывают, что будущность кластеров достаточно четко определена. Галактики-гиганты захватывают галактики поменьше (скорее всего, они сами образовались в процессе подобных слияний), этот процесс идет по нарастающей, в конце концов сливаются и гигантские галактики - и от бывшего кластера остается сверхгигантская эллиптическая галактика, окруженная сверхмассивным гало темной материи. Такую галактику - бывший кластер - легко опознать не только по размеру, но и по тому факту, что в ней надолго сохраняется после финальных слияний очень горячий межзведный газ, а следовательно, она обладает повышенным рентгеновским излучением.
Собственно, мы в настоящий момент являемся не только свидетелями но и непосредственными участниками этого процесса. Грядущее столкновение нашей Галактики с галактикой Андромеды, которое начнется спустя четыре миллиарда лет а завершится примерно через шесть миллиардов лет, будет одним из завершающих (и самым эффектным) явлением этого процесса применительно к нашему собственному кластеру (Местной группе галактик). И результатом его станет почти завершенный в своей эволюции кластер - гигантская эллиптическая галактика, которая сосредоточит в себе практически всю массу Местной группы.
Интересно то, что предварительные расчеты показывают, что характерное время такого процесса для среднестатистического кластера должно было бы превосходить нынешний возраст Вселенной. Вместе с тем уже известны примеры кластеров завершивших свое существование, превратившись в сверхгигантскую эллиптическую галактику повышенной рентгеновской светимости. Причиной такой ускоренной эволюции кластера является эффект, именуемый динамическим трением (хотя к трению он не имеет никакого отношения), заключающийся в том, что в системе из гравитационно взаимодействующих тел вследствие этого самого гравитационного взаимодействия кинетическая энергия перераспределяется между телами, выравнивая их скорости. А следовательно, относительная скорость движения гравитирующих тел (их скорость друг относительно друга) падает, что приводит к тому, что они начинают медленно и по спирали приближаться к центру кластера. Поэтому их слияние с образованием одной гигантской галактики, которая начинает пожирать своих более мелких соседей, происходит гораздо быстрее, чем без этого эффекта.
И вот теперь возвращаемся в начало поста - и констатируем, что в англоязычной номенклатуре такие далеко проэволюционировавшие скопления галактик слившиеся в одну колоссальную эллиптическую галактику, носят очаровательное название: fossil galaxy clusters. Или fossil galaxy groups. Или, с учетом того, что кластерами они являются, формально говоря, лишь в прошедшем времени - просто fossil galaxies.
Вот и переведите этот термин на русский язык. Ископаемый кластер... Ископаемая галактика...
А как Вы бы его перевели?
А вот как выглядит последняя стадия жизни скопления перед его превращением в ископаемый кластер:
Мы видим, как гигантская эллиптическая галактика готовится поглотить последние галактики скопления, уступающие ей по массе почти на два порядка.
Это - компактная группа галактик HCG48. Доминирующая галактика - IC 2597, крупные, еще пока не съеденные галактики (между прочим, не очень уступающие размерами нашей Галактике) - PGC 31580, PGC 31577 и PGC 31588 (она же ESO 501-59).
Если захотите узнать, кто есть кто - вот они в подписанном виде:
Она вовсе не означает, что по мысли ее автора, где-нибудь в пустыне Гоби палеонтологи вырыли окаменелую галактику и привлекли "Хаббл" к фотографированию ее останков... Тут переплелись воедино астрономия и лингвистика...
Начнем издалека. Мы знаем, что галактики объединены в скопления галактик (они же кластеры) - обычно в них доминирует одна-две крупных галактики (реже - больше), имеют также место несколько галактик поменьше, а вокруг крутится множество карликовых галактик-спутников, окружающих более крупные. Все это, в сущности - лишь пена, делающая видимым грандиозное структурированное скопление темной материи. Скопления (кластеры) в свою очередь объединяются в сверхскопления (суперкластеры) - но это уже другая история.
Расчеты и наблюдения показывают, что будущность кластеров достаточно четко определена. Галактики-гиганты захватывают галактики поменьше (скорее всего, они сами образовались в процессе подобных слияний), этот процесс идет по нарастающей, в конце концов сливаются и гигантские галактики - и от бывшего кластера остается сверхгигантская эллиптическая галактика, окруженная сверхмассивным гало темной материи. Такую галактику - бывший кластер - легко опознать не только по размеру, но и по тому факту, что в ней надолго сохраняется после финальных слияний очень горячий межзведный газ, а следовательно, она обладает повышенным рентгеновским излучением.
Собственно, мы в настоящий момент являемся не только свидетелями но и непосредственными участниками этого процесса. Грядущее столкновение нашей Галактики с галактикой Андромеды, которое начнется спустя четыре миллиарда лет а завершится примерно через шесть миллиардов лет, будет одним из завершающих (и самым эффектным) явлением этого процесса применительно к нашему собственному кластеру (Местной группе галактик). И результатом его станет почти завершенный в своей эволюции кластер - гигантская эллиптическая галактика, которая сосредоточит в себе практически всю массу Местной группы.
Интересно то, что предварительные расчеты показывают, что характерное время такого процесса для среднестатистического кластера должно было бы превосходить нынешний возраст Вселенной. Вместе с тем уже известны примеры кластеров завершивших свое существование, превратившись в сверхгигантскую эллиптическую галактику повышенной рентгеновской светимости. Причиной такой ускоренной эволюции кластера является эффект, именуемый динамическим трением (хотя к трению он не имеет никакого отношения), заключающийся в том, что в системе из гравитационно взаимодействующих тел вследствие этого самого гравитационного взаимодействия кинетическая энергия перераспределяется между телами, выравнивая их скорости. А следовательно, относительная скорость движения гравитирующих тел (их скорость друг относительно друга) падает, что приводит к тому, что они начинают медленно и по спирали приближаться к центру кластера. Поэтому их слияние с образованием одной гигантской галактики, которая начинает пожирать своих более мелких соседей, происходит гораздо быстрее, чем без этого эффекта.
И вот теперь возвращаемся в начало поста - и констатируем, что в англоязычной номенклатуре такие далеко проэволюционировавшие скопления галактик слившиеся в одну колоссальную эллиптическую галактику, носят очаровательное название: fossil galaxy clusters. Или fossil galaxy groups. Или, с учетом того, что кластерами они являются, формально говоря, лишь в прошедшем времени - просто fossil galaxies.
Вот и переведите этот термин на русский язык. Ископаемый кластер... Ископаемая галактика...
А как Вы бы его перевели?
А вот как выглядит последняя стадия жизни скопления перед его превращением в ископаемый кластер:
Мы видим, как гигантская эллиптическая галактика готовится поглотить последние галактики скопления, уступающие ей по массе почти на два порядка.
Это - компактная группа галактик HCG48. Доминирующая галактика - IC 2597, крупные, еще пока не съеденные галактики (между прочим, не очень уступающие размерами нашей Галактике) - PGC 31580, PGC 31577 и PGC 31588 (она же ESO 501-59).
Если захотите узнать, кто есть кто - вот они в подписанном виде:
О скоплениях галактик - 1
Nov. 2nd, 2017 03:35 pmСкопления галактик подразделяют на три типа - по доминирующим галактикам скопления.
Скопление типа I - это скопление галактик, в котором есть доминирующая сверхгигантская эллиптическая или линзовидная галактика. Такая галактика имеет диаметр в миллионы световых лет и превосходит Млечный путь по массе на несколько порядков. Фактически, скопление типа I - это завершающий этап перед превращением в ископаемый кластер (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html)
Скопление типа II содержит доминирующую галактику, но ее масса и яркость по отношению к массе и яркости кластера не столь значительны, и она не относится к числу сверхгигантских. Это - не столь глубоко проэволюционировавший кластер.
И, наконец, скопление типа III не содержит выдающихся доминирующих галактик, намного превосходящих остальные по размерам и яркости. Предполагается, что это - ранний этап эволюции скопления. К этому типу относится наша родная Местная группа галактик.
Но стоит сказать, что кроме классификации по доминирующим галактикам есть еще классификации скоплений по численности и форме.
По численности (строго говоря - по концентрации) скопления подразделяют на богатые (с высокой плотностью галактик) и бедные (с низкой плотностью, а соответственно - с небольшим количеством галактик).
По форме (морфологическая классификация) скопления подразделяют на правильные (имеющие близкую к сферической или хотя бы, эллипсоидальной) форму с более или менее заметной концентрацией плотности галактик к центру. Неправильные скопления этими свойствами не обладают (наше скопление, к примеру - классический пример неправильного, оно вообще состоит из нескольких разбросанных групп). Выделяют еще промежуточный вариант полуправильных скоплений.
Все варианты классификации скоплений обладают определенной взаимосвязью. Практически всегда правильные (регулярные) скопления являются богатыми скоплениями и в большинстве своем относятся к типу I. А неправильные скопления обычно относятся к типу III и чаще бывают бедными.
Причины нетрудно понять - с одной стороны, именно в богатом концентрированном скоплении высока вероятность мерджингов (слияний и/или поглощений галактик) а следовательно, формирования в центральной части сверхгигантской доминирующей галактики. С другой стороны, именно в таком, весьма тесном скоплении выше динамическое трение (о динамическом трении см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html), а следовательно, опять же, гораздо меньше времени уходит на установление правильного распределения частиц (галактик) с их концентрацией к центру, формирование центральной доминирующей галактики и начало образования ископаемого кластера.
Еще одним интересным обстоятельством, причины которого, призадумавшись, можно понять, является то, что разные типы скоплений населены преимущественно разными типами галактик. И это относится не только к наличию в богатых правильных скоплениях I типа сверхгигантских эллиптических галактик типов D и cD (о них - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html). Если вспомнить, что в концентрированном (богатом) скоплении галактики взаимодействуют между собой намного чаще, чем в рассеянном и неплотном, понятно, что и не самых больших эллиптических галактик dE, E и gE (там же, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html), являющихся продуктами столкновения небольших спиральных и неправильных галактик, а также больших спиральных галактик, в таких скоплениях намного больше (собственно, существуют богатые скопления, на 80% состоящие из эллиптических галактик), в то время как в бедных скоплениях и вне их эллиптические галактики встречаются лишь в виде исключения. По той же причине в богатых скоплениях гораздо чаще, чем вне их, встречаются линзовидные галактики.
Еще одним видом населения, характерным для богатых скоплений, являются галактики низкой поверхностной яркости (LSBG, см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3492.html). Причина этого тоже ясна - в древности высокая интенсивность взаимодействий с другими галактиками приводила к интенсивному зведообразованию, так что в наши времена в этих галактиках исчерпаны запасы свободного газа, звездообразование давно завершилось, и они населены старыми и достаточно тусклыми красными звездами. Кстати, интересно то, что LSBG часто встречаются также и в очень рассеянных скоплениях и вне их - причем по диаметрально противоположной причине, см там же, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3492.html. Эти LSBG от LSBG скоплений отличаются существенно меньшей металличностью (содержанием всех элементов, кроме водорода и гелия - в астрофизике все, что не водород и не гелий именуется металлами), потому что звездообразование в их истории никогда не было интенсивным и их звезды относятся к более ранним поколениям.
А вот "классические" спиральные галактики - самый распространенный тип крупных галактик в современной Вселенной - в богатых скоплениях встречаются намного реже, чем вне их. С одной стороны, в этих скоплениях многие спиральные галактики вследствие многочисленных мерджингов давно эволюционировали в эллиптические, а с другой стороны, частые приливные взаимодействия существенно искажают форму галактик, так что сохранить в таких условиях классическую спиральную структуру им оказывается достаточно сложно. При этом, как несложно понять, в богатых скоплениях спиральные галактики рассредотачиваются по периферийным областям, где интенсивность взаимодействий и больших мерджингов ниже, а гигантские эллиптические и линзовидные галактики концентрируются в центральной части скоплений. Косвенно (но весьма убедительно) это доказывает, что именно эллиптические и линзовидные галактики ("ранние" типы по традиционной классификации) происходят от спиральных галактик ("поздних" типов), а не наоборот.
Некоторые иллюстрации расположения галактик различных типов в богатых скоплениях, иллюстрирующие сказанное:
Кластер А2056 сверскопления Северной Короны:
Кластер А3128 сверхскопления Часов
Кластер Персея А426 сверхскопления Персея-Рыб
Кластер А3558 сверхскопления Шепли
Кластер Дева - центральный кластер нашего сверскопления
Именно это различие между населениями тесных скоплений галактик и остального пространства приводит к тому, что в астрономии часто выделяются "галактики скопления" - высокометалличные (в них когда-то было интенсивное звездообразование!) галактики, характеризующиеся всем выше сказанным, локализованные в достаточно богатых скоплениях и отличающиеся тем, что их история сопровождалась многочисленными взаимодействиями с другими галактиками - и "галактики поля", обладающие меньшей металличностью, в значительном количестве относящиеся к спиральным, сохраняющие большие запасы свободного газа и, возможно, формировавшиеся дольше (и, соответственно, сформировавшиеся позже), чем галактики скопления.
Скопление типа I - это скопление галактик, в котором есть доминирующая сверхгигантская эллиптическая или линзовидная галактика. Такая галактика имеет диаметр в миллионы световых лет и превосходит Млечный путь по массе на несколько порядков. Фактически, скопление типа I - это завершающий этап перед превращением в ископаемый кластер (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html)
Скопление типа II содержит доминирующую галактику, но ее масса и яркость по отношению к массе и яркости кластера не столь значительны, и она не относится к числу сверхгигантских. Это - не столь глубоко проэволюционировавший кластер.
И, наконец, скопление типа III не содержит выдающихся доминирующих галактик, намного превосходящих остальные по размерам и яркости. Предполагается, что это - ранний этап эволюции скопления. К этому типу относится наша родная Местная группа галактик.
Но стоит сказать, что кроме классификации по доминирующим галактикам есть еще классификации скоплений по численности и форме.
По численности (строго говоря - по концентрации) скопления подразделяют на богатые (с высокой плотностью галактик) и бедные (с низкой плотностью, а соответственно - с небольшим количеством галактик).
По форме (морфологическая классификация) скопления подразделяют на правильные (имеющие близкую к сферической или хотя бы, эллипсоидальной) форму с более или менее заметной концентрацией плотности галактик к центру. Неправильные скопления этими свойствами не обладают (наше скопление, к примеру - классический пример неправильного, оно вообще состоит из нескольких разбросанных групп). Выделяют еще промежуточный вариант полуправильных скоплений.
Все варианты классификации скоплений обладают определенной взаимосвязью. Практически всегда правильные (регулярные) скопления являются богатыми скоплениями и в большинстве своем относятся к типу I. А неправильные скопления обычно относятся к типу III и чаще бывают бедными.
Причины нетрудно понять - с одной стороны, именно в богатом концентрированном скоплении высока вероятность мерджингов (слияний и/или поглощений галактик) а следовательно, формирования в центральной части сверхгигантской доминирующей галактики. С другой стороны, именно в таком, весьма тесном скоплении выше динамическое трение (о динамическом трении см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html), а следовательно, опять же, гораздо меньше времени уходит на установление правильного распределения частиц (галактик) с их концентрацией к центру, формирование центральной доминирующей галактики и начало образования ископаемого кластера.
Еще одним интересным обстоятельством, причины которого, призадумавшись, можно понять, является то, что разные типы скоплений населены преимущественно разными типами галактик. И это относится не только к наличию в богатых правильных скоплениях I типа сверхгигантских эллиптических галактик типов D и cD (о них - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html). Если вспомнить, что в концентрированном (богатом) скоплении галактики взаимодействуют между собой намного чаще, чем в рассеянном и неплотном, понятно, что и не самых больших эллиптических галактик dE, E и gE (там же, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html), являющихся продуктами столкновения небольших спиральных и неправильных галактик, а также больших спиральных галактик, в таких скоплениях намного больше (собственно, существуют богатые скопления, на 80% состоящие из эллиптических галактик), в то время как в бедных скоплениях и вне их эллиптические галактики встречаются лишь в виде исключения. По той же причине в богатых скоплениях гораздо чаще, чем вне их, встречаются линзовидные галактики.
Еще одним видом населения, характерным для богатых скоплений, являются галактики низкой поверхностной яркости (LSBG, см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3492.html). Причина этого тоже ясна - в древности высокая интенсивность взаимодействий с другими галактиками приводила к интенсивному зведообразованию, так что в наши времена в этих галактиках исчерпаны запасы свободного газа, звездообразование давно завершилось, и они населены старыми и достаточно тусклыми красными звездами. Кстати, интересно то, что LSBG часто встречаются также и в очень рассеянных скоплениях и вне их - причем по диаметрально противоположной причине, см там же, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3492.html. Эти LSBG от LSBG скоплений отличаются существенно меньшей металличностью (содержанием всех элементов, кроме водорода и гелия - в астрофизике все, что не водород и не гелий именуется металлами), потому что звездообразование в их истории никогда не было интенсивным и их звезды относятся к более ранним поколениям.
А вот "классические" спиральные галактики - самый распространенный тип крупных галактик в современной Вселенной - в богатых скоплениях встречаются намного реже, чем вне их. С одной стороны, в этих скоплениях многие спиральные галактики вследствие многочисленных мерджингов давно эволюционировали в эллиптические, а с другой стороны, частые приливные взаимодействия существенно искажают форму галактик, так что сохранить в таких условиях классическую спиральную структуру им оказывается достаточно сложно. При этом, как несложно понять, в богатых скоплениях спиральные галактики рассредотачиваются по периферийным областям, где интенсивность взаимодействий и больших мерджингов ниже, а гигантские эллиптические и линзовидные галактики концентрируются в центральной части скоплений. Косвенно (но весьма убедительно) это доказывает, что именно эллиптические и линзовидные галактики ("ранние" типы по традиционной классификации) происходят от спиральных галактик ("поздних" типов), а не наоборот.
Некоторые иллюстрации расположения галактик различных типов в богатых скоплениях, иллюстрирующие сказанное:
Кластер А2056 сверскопления Северной Короны:
Кластер А3128 сверхскопления Часов
Кластер Персея А426 сверхскопления Персея-Рыб
Кластер А3558 сверхскопления Шепли
Кластер Дева - центральный кластер нашего сверскопления
Именно это различие между населениями тесных скоплений галактик и остального пространства приводит к тому, что в астрономии часто выделяются "галактики скопления" - высокометалличные (в них когда-то было интенсивное звездообразование!) галактики, характеризующиеся всем выше сказанным, локализованные в достаточно богатых скоплениях и отличающиеся тем, что их история сопровождалась многочисленными взаимодействиями с другими галактиками - и "галактики поля", обладающие меньшей металличностью, в значительном количестве относящиеся к спиральным, сохраняющие большие запасы свободного газа и, возможно, формировавшиеся дольше (и, соответственно, сформировавшиеся позже), чем галактики скопления.
О галактиках
Nov. 2nd, 2017 03:51 pmРешил я классификацию галактик помянуть...
В данном случае - морфологическую.
Галактики по своей форме, в принципе, подразделяются на три большие группы - эллиптические (обозначаются индексом E), дисковидные S и неправильные Irr. В группе дисковидных выделяют линзовидные и спиральные.
Более подробное деление:
E - эллиптические галактики, имеют относительно равномерное распределение звёзд без явно видимого и выраженного внешне ядра (на самом деле, ядро в них есть - правда, не все с ним просто). В зависимости от эксцентриситета имеют цифровые индексы от Е0 до Е7 (Е0 - сферические, далее цифра возрастает по мере роста отношения большой оси эллипса к малой). Их примерно 20% от общего числа больших галактик. Классификация эллиптических галактик - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html
S0 - линзовидные галактики. Как и все дисковидные галактики, имеют шарообразное гало из старых тусклых звезд и шаровидных зведных скоплений, яркий диск, содержащий молодые звезды, газ и пыль, и балдж - сферическое или эллиптическое уплотнение в центре галактики, напоминающее небольшую эллиптическую галактику, "встроенную" внутрь дискообразной (хотя по некоторым признакам от эллиптических галактик балджи отличаются). В сущности, S0 - галактики, подобные спиральным, но без наблюдаемых рукавов. Их тоже среди больших галактик достаточно много - почти 20%.
Sa, Sb, Sc, Sd - спиральные галактики, состоящие из гало, балджа и диска, содержащего, в отличие от линзовидных, спиральные рукава. Буква показывает, насколько плотно расположены и закручены по диску рукава (наименее тесно расположенные - Sd, а Sa, соответственно, наоборот - наиболее тесно расположенные и многочисленные).
SBa, SBb, SBc, SBd - аналогично предыдущим, спиральные галактики с баром (перемычкой). У этих галактик центральный балдж в плоскости диска пересекает яркий бар (перемычка), от концов которого отходят спиральные рукава. Наша галактика относится именно к этому типу.
Общее число спиральных галактик среди крупных - 55%, большинство из них имеют бар. О рукавах и барах - см. http://alef0.diary.ru/p164271156.htm
Irr - неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. Галактики типа IrrI содержат остатки спиральной структуры, а IrrII имеют неправильную форму без структурных элементов.
Недавно был введен также класс UDG - ультрадиффузные галактики. По звездной массе они являются карликовыми, а по физическому размеру и массе - большими. Фактически, в таких галактиках содержание барионной материи в общей массе более, чем на порядок уступает количеству барионной материи у других больших галактик, поэтому количество звезд и газа составляет величину порядка процентов (а то и долей процента) от количества звезд в обычной галактике той же массы.
Существуют также пекулярные галактики, которые изуродованы по внутренним и внешним причинам настолько, что их просто некуда отнести. К ним, в частности, относят кольцеобразные галактики.
Вообще, существуют и другие классификации галактик, но эта является самой популярной. И следует повторить, что это - морфологическая классификация, описывающая лишь форму галактик. Для описания яркости уровня звездообразования и особенностей излучения существуют другие классификации.
В центрах крупных (и не только) галактик находятся сверхмассивные черные дыры массами в сотни тысяч (редко), миллионы (часто), а иногда - и миллиарды масс Солнца.
В ряде случаев, взаимодействие черной дыры с окружающей ее материей (звездами и облаками газа и пыли) в ядре вызывает целый ряд процессов, некоторые из которых носят грандиозный и катастрофический характер. При наблюдении это может проявляться в мощном излучении, исходящем от центра галактики и превышающем излучение звезд, которые могли бы его сформировать; колебаниях мощности этого излучения, которое подчас может превышать мощность излучения всей остальной галактики; выбросах газа с большими, иногда релятивистскими скоростями, причем в экстремальных случаях длина струй выброшенного газа (джетов) может превышать размер галактики.
Все это безобразие именуется галактикой с активным ядром.
Галактики с активными ядрами делятся на четыре категории: сейфертовские (или галактики Сейферта), радиогалактики, квазары и блазары (лацертиды).
Галактики Сейферта -- это галактики, у которых спектр излучения ядра показывает наличие мощных выбросов газа со скоростями порядка тысяч километров в секунду. Как правило, сейфертовскими являются спиральные или неправильные галактики. Примерно один процент спиральных галактик относятся к сейфертовским.
Радиогалактики - галактики с очень мощной светимостью в радиодиапазоне (иногда большей, чем в оптической области), не опровождающейся аномально высокой оптической светимостью. Радиоизлучение таких галактик имеет синхротронное происхождение - масса выбрасываемого из ядра заряженного газа тормозится мощным магнитным полем ядра, генерируя радиоволны.
Квазары... Ну, про квазары говорить можно многое - и все это сказано до нас... :) Похоже, это чуть ли не самый популярный астрономический объект... Квазар - мощнейший источник оптического и радиоизлучения (а также рентгеновского и прочего), который может затмить (и подчас легко это делает) всю галактику, ядром которой он является. Судя по всему, источником чудовищного излучения квазара является падающая на него материя, которая, втягиваясь в черную дыру, формирует аккреционный диск, в котором движется с колоссальной скоростью, нагревается до миллиардов градусов, а подчас выбрасывается вдоль полюсов дыры, формируя колоссальные джеты. В таких случаях до двадцати-тридцати процентов массы падающего вещества могут переходить в излучение, что вполне может, если квазар пожирает звезды, обеспечить его светимость , в десятки миллиардов раз большую, чем у Солнца.
Блазары (лацертиды) - очень интересные объекты, про которые я уже писал. Они могут изменять свою чудовищную яркость в десятки раз за короткое время, но самое интересное в них - это то, что излучаемый ими свет не носит теплового характера. То есть, он излучается не нагретым газом. Этот свет - синхротронный, то есть возникает от того, что заряженные частицы, разогнанные черной дырой до околосветовых скоростей, тормозятся чудовищно мощным магнитным полем черной дыры, излучая уже не радиоволны, а видимый (а иногда и ультрафиолетовый и дальше) свет.
Блазар (лацертида) - это бывший квазар, черная дыра таких колоссальных размеров, что ее тяготение слабо изменяется на расстояниях порядка диаметра звезды, так что, в отличие от квазара, захватываемая блазаром звезда не разрывается на части, а глотается им почти целиком. Правда, при этом определенная часть звезды в черную дыру не падает, а со скоростью, близкой к скорости света, "выстреливается" вдоль полюса блазара, формируя в его магнитном поле непредставимо мощное излучение.
В данном случае - морфологическую.
Галактики по своей форме, в принципе, подразделяются на три большие группы - эллиптические (обозначаются индексом E), дисковидные S и неправильные Irr. В группе дисковидных выделяют линзовидные и спиральные.
Более подробное деление:
E - эллиптические галактики, имеют относительно равномерное распределение звёзд без явно видимого и выраженного внешне ядра (на самом деле, ядро в них есть - правда, не все с ним просто). В зависимости от эксцентриситета имеют цифровые индексы от Е0 до Е7 (Е0 - сферические, далее цифра возрастает по мере роста отношения большой оси эллипса к малой). Их примерно 20% от общего числа больших галактик. Классификация эллиптических галактик - https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html
S0 - линзовидные галактики. Как и все дисковидные галактики, имеют шарообразное гало из старых тусклых звезд и шаровидных зведных скоплений, яркий диск, содержащий молодые звезды, газ и пыль, и балдж - сферическое или эллиптическое уплотнение в центре галактики, напоминающее небольшую эллиптическую галактику, "встроенную" внутрь дискообразной (хотя по некоторым признакам от эллиптических галактик балджи отличаются). В сущности, S0 - галактики, подобные спиральным, но без наблюдаемых рукавов. Их тоже среди больших галактик достаточно много - почти 20%.
Sa, Sb, Sc, Sd - спиральные галактики, состоящие из гало, балджа и диска, содержащего, в отличие от линзовидных, спиральные рукава. Буква показывает, насколько плотно расположены и закручены по диску рукава (наименее тесно расположенные - Sd, а Sa, соответственно, наоборот - наиболее тесно расположенные и многочисленные).
SBa, SBb, SBc, SBd - аналогично предыдущим, спиральные галактики с баром (перемычкой). У этих галактик центральный балдж в плоскости диска пересекает яркий бар (перемычка), от концов которого отходят спиральные рукава. Наша галактика относится именно к этому типу.
Общее число спиральных галактик среди крупных - 55%, большинство из них имеют бар. О рукавах и барах - см. http://alef0.diary.ru/p164271156.htm
Irr - неправильные галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из перечисленных классов. Галактики типа IrrI содержат остатки спиральной структуры, а IrrII имеют неправильную форму без структурных элементов.
Недавно был введен также класс UDG - ультрадиффузные галактики. По звездной массе они являются карликовыми, а по физическому размеру и массе - большими. Фактически, в таких галактиках содержание барионной материи в общей массе более, чем на порядок уступает количеству барионной материи у других больших галактик, поэтому количество звезд и газа составляет величину порядка процентов (а то и долей процента) от количества звезд в обычной галактике той же массы.
Существуют также пекулярные галактики, которые изуродованы по внутренним и внешним причинам настолько, что их просто некуда отнести. К ним, в частности, относят кольцеобразные галактики.
Вообще, существуют и другие классификации галактик, но эта является самой популярной. И следует повторить, что это - морфологическая классификация, описывающая лишь форму галактик. Для описания яркости уровня звездообразования и особенностей излучения существуют другие классификации.
В центрах крупных (и не только) галактик находятся сверхмассивные черные дыры массами в сотни тысяч (редко), миллионы (часто), а иногда - и миллиарды масс Солнца.
В ряде случаев, взаимодействие черной дыры с окружающей ее материей (звездами и облаками газа и пыли) в ядре вызывает целый ряд процессов, некоторые из которых носят грандиозный и катастрофический характер. При наблюдении это может проявляться в мощном излучении, исходящем от центра галактики и превышающем излучение звезд, которые могли бы его сформировать; колебаниях мощности этого излучения, которое подчас может превышать мощность излучения всей остальной галактики; выбросах газа с большими, иногда релятивистскими скоростями, причем в экстремальных случаях длина струй выброшенного газа (джетов) может превышать размер галактики.
Все это безобразие именуется галактикой с активным ядром.
Галактики с активными ядрами делятся на четыре категории: сейфертовские (или галактики Сейферта), радиогалактики, квазары и блазары (лацертиды).
Галактики Сейферта -- это галактики, у которых спектр излучения ядра показывает наличие мощных выбросов газа со скоростями порядка тысяч километров в секунду. Как правило, сейфертовскими являются спиральные или неправильные галактики. Примерно один процент спиральных галактик относятся к сейфертовским.
Радиогалактики - галактики с очень мощной светимостью в радиодиапазоне (иногда большей, чем в оптической области), не опровождающейся аномально высокой оптической светимостью. Радиоизлучение таких галактик имеет синхротронное происхождение - масса выбрасываемого из ядра заряженного газа тормозится мощным магнитным полем ядра, генерируя радиоволны.
Квазары... Ну, про квазары говорить можно многое - и все это сказано до нас... :) Похоже, это чуть ли не самый популярный астрономический объект... Квазар - мощнейший источник оптического и радиоизлучения (а также рентгеновского и прочего), который может затмить (и подчас легко это делает) всю галактику, ядром которой он является. Судя по всему, источником чудовищного излучения квазара является падающая на него материя, которая, втягиваясь в черную дыру, формирует аккреционный диск, в котором движется с колоссальной скоростью, нагревается до миллиардов градусов, а подчас выбрасывается вдоль полюсов дыры, формируя колоссальные джеты. В таких случаях до двадцати-тридцати процентов массы падающего вещества могут переходить в излучение, что вполне может, если квазар пожирает звезды, обеспечить его светимость , в десятки миллиардов раз большую, чем у Солнца.
Блазары (лацертиды) - очень интересные объекты, про которые я уже писал. Они могут изменять свою чудовищную яркость в десятки раз за короткое время, но самое интересное в них - это то, что излучаемый ими свет не носит теплового характера. То есть, он излучается не нагретым газом. Этот свет - синхротронный, то есть возникает от того, что заряженные частицы, разогнанные черной дырой до околосветовых скоростей, тормозятся чудовищно мощным магнитным полем черной дыры, излучая уже не радиоволны, а видимый (а иногда и ультрафиолетовый и дальше) свет.
Блазар (лацертида) - это бывший квазар, черная дыра таких колоссальных размеров, что ее тяготение слабо изменяется на расстояниях порядка диаметра звезды, так что, в отличие от квазара, захватываемая блазаром звезда не разрывается на части, а глотается им почти целиком. Правда, при этом определенная часть звезды в черную дыру не падает, а со скоростью, близкой к скорости света, "выстреливается" вдоль полюса блазара, формируя в его магнитном поле непредставимо мощное излучение.
Об эллиптических галактиках
Nov. 2nd, 2017 03:53 pmО классификации галактик я рассказывал здесь: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2200.html
Теперь мне подумалось немного рассказать дополнительно про классификацию эллиптических галактик.
Про классификацию по форме (от E0 до E7) я рассказал. Но, чтобы не перегружать разговор, не упомянул о других тонкостях.
Тонкость первая: эллиптические галактики по диапазону характеристик, в первую очередь, размеров и масс, являются самой широкой группой галактик: в сущности, к этому типу принадлежат и самые маленькие галактики (крошечная Segue 2) и самые большие (колоссальная IC 1101 с диаметром в шесть миллионов световых лет, в которую поместилась бы вся Местная группа галактик с Млечным путем, Галактикой Андромеды и галактикой Треугольника).
Тонкость вторая: немудрено, что при таком диапазоне характеристик эллиптические галактики являются полифилетической группой - это объекты разной природы и разного происхождения. Самые маленькие из них явно первичны по происхождению, они такими и родились и сформированы компактными скоплениями темной материи - а вот крупнейшие эллиптические галактики явно происходят в результате множественных больших мерджингов (слияний и/или поглощений) гигантских спиральных галактик.
В результате обычно выделяют такие группы эллиптических галактик (в порядке роста средних размеров):
BCD - голубые компактные карликовые галактики. Это весьма небольшие компактные галактики интенсивно голубого цвета, что означает, очевидно, наличие в них молодых крупных звезд, а следовательно, активного звездообразования. Показатель цвета (B-V) таких галактик (о показателе цвета см.https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html) может доходить до нуля (как у Сириуса!) - следовательно, практически вся их светимость определяется белыми и голубыми звездами классов О, А и В (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3951.html и hhttps://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4191.html) возрастом несколько миллионов или десятков (максимум - лишь немногих сотен) миллионов лет.
dSph - карликовые сферические галактики. Очень тусклые, обычно старые и красные галактики с весьма высоким содержанием темной материи. Это - очень древние первичные галактики, сформированные на заре времен вокруг скоплений темной материи и счастливо избежавшие поглощения со стороны крупных собратьев.
dE - карликовые эллиптические галактики. Они не столь уж малы сравнительно со средним размером разных галактик (до тридцати тысяч световых лет), но являются существенно меньшими, чем их большие собратья. В сущности, это - некрупные галактики, скорее всего, сформированные мерджингом малых галактик, в которых по тем или иным причинам не сформировалась дисковидная структура.
Е - промежуточные эллиптические галактики. Эллиптические галактики достаточно крупного размера, сравнимые с большими спиральными галактиками. "Собраны" в результате мерджингов галактик относительно небольшого, точнее, среднего размера.
gE - гигантские эллиптические галактики. Как правило, заметно превосходят по размерам гигантские спиральные галактики, такие, как Млечный путь. Они образуются при мерджинге гигантских галактик.
D - очень большие эллиптические галактики, намного превосходящие любую спиральную. Продукт множественных больших мерджингов. Кроме размеров, они отличаются от gE-галактик более размытыми краями (имеют диффузное гало из звезд, образованное из захваченных гигантом и разрушенных приливными взаимодействиями галактик). Как правило, это - центральные галактики скоплений типа II или даже I (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2002.html).
cD - самые большие галактики. Колоссальные эллиптические галактики, являющиеся ископаемыми кластерами (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html), оставшимися от крупных скоплений галактик, завершивших эволюцию (аббревиатуру иногда расшифровывают как central dominant galaxies).
Теперь мне подумалось немного рассказать дополнительно про классификацию эллиптических галактик.
Про классификацию по форме (от E0 до E7) я рассказал. Но, чтобы не перегружать разговор, не упомянул о других тонкостях.
Тонкость первая: эллиптические галактики по диапазону характеристик, в первую очередь, размеров и масс, являются самой широкой группой галактик: в сущности, к этому типу принадлежат и самые маленькие галактики (крошечная Segue 2) и самые большие (колоссальная IC 1101 с диаметром в шесть миллионов световых лет, в которую поместилась бы вся Местная группа галактик с Млечным путем, Галактикой Андромеды и галактикой Треугольника).
Тонкость вторая: немудрено, что при таком диапазоне характеристик эллиптические галактики являются полифилетической группой - это объекты разной природы и разного происхождения. Самые маленькие из них явно первичны по происхождению, они такими и родились и сформированы компактными скоплениями темной материи - а вот крупнейшие эллиптические галактики явно происходят в результате множественных больших мерджингов (слияний и/или поглощений) гигантских спиральных галактик.
В результате обычно выделяют такие группы эллиптических галактик (в порядке роста средних размеров):
BCD - голубые компактные карликовые галактики. Это весьма небольшие компактные галактики интенсивно голубого цвета, что означает, очевидно, наличие в них молодых крупных звезд, а следовательно, активного звездообразования. Показатель цвета (B-V) таких галактик (о показателе цвета см.https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html) может доходить до нуля (как у Сириуса!) - следовательно, практически вся их светимость определяется белыми и голубыми звездами классов О, А и В (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3951.html и hhttps://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4191.html) возрастом несколько миллионов или десятков (максимум - лишь немногих сотен) миллионов лет.
dSph - карликовые сферические галактики. Очень тусклые, обычно старые и красные галактики с весьма высоким содержанием темной материи. Это - очень древние первичные галактики, сформированные на заре времен вокруг скоплений темной материи и счастливо избежавшие поглощения со стороны крупных собратьев.
dE - карликовые эллиптические галактики. Они не столь уж малы сравнительно со средним размером разных галактик (до тридцати тысяч световых лет), но являются существенно меньшими, чем их большие собратья. В сущности, это - некрупные галактики, скорее всего, сформированные мерджингом малых галактик, в которых по тем или иным причинам не сформировалась дисковидная структура.
Е - промежуточные эллиптические галактики. Эллиптические галактики достаточно крупного размера, сравнимые с большими спиральными галактиками. "Собраны" в результате мерджингов галактик относительно небольшого, точнее, среднего размера.
gE - гигантские эллиптические галактики. Как правило, заметно превосходят по размерам гигантские спиральные галактики, такие, как Млечный путь. Они образуются при мерджинге гигантских галактик.
D - очень большие эллиптические галактики, намного превосходящие любую спиральную. Продукт множественных больших мерджингов. Кроме размеров, они отличаются от gE-галактик более размытыми краями (имеют диффузное гало из звезд, образованное из захваченных гигантом и разрушенных приливными взаимодействиями галактик). Как правило, это - центральные галактики скоплений типа II или даже I (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2002.html).
cD - самые большие галактики. Колоссальные эллиптические галактики, являющиеся ископаемыми кластерами (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html), оставшимися от крупных скоплений галактик, завершивших эволюцию (аббревиатуру иногда расшифровывают как central dominant galaxies).
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, связывающая цвет и светимость звезд, широко известна - цвет звезд и количество излучаемой ими энергии не являются совершенно независимыми.
Куда менее известен тот факт, что цвет и светимость галактик также не являются независимыми, и для галактик существует своя диаграмма "цвет-светимость".
Вот она какова.
По горизонтальной оси отложена абсолютная звездная величина (светимость) галактик, по вертикальной - показатель цвета (снизу вверх - от голубого к красному). Об абсолютной звездной величине и показателе цвета - см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html
Таким образом, чем выше на диаграмме находится галактика, тем выше ее показатель цвета (тем более она является красной), а чем ниже - тем он меньше (она является более голубой). Чем правее на диаграмме галактика - тем она ярче (выше ее светимость).
И, подобно звездам, галактики тоже занимают на диаграмме только лишь определенные области
Только вот если звезды на диаграмме "цвет-светимость" занимают несколько ветвей, причем большая их часть - главную последовательность, то галактики распределяются в трех областях, получивших броские названия: красная последовательность, голубое облако и зеленая долина.
Красная последовательность расположена сверху и занимает всю верхнюю часть диаграммы. Видно, что ей принадлежат и галактики невысокой яркости, и галактики средней яркости, и самые яркие галактики - и все они объединены тем, что они являются красными, причем с ростом светимости их показатель цвета растет (об этом - следующий пост, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2954.html). Это - преимущественно (а для галактик большой светимости - практически исключительно) эллиптические галактики, в которых зведообразование давно прекратилось или его интенсивность очень низка.
Голубое облако - более компактная область голубых галактик, в которых существет достаточно много газа и процессы звездообразования идут достаточно (а иногда и весьма) интенсивно - неправильные карликовые и (для центральной и правой части облака) спиральные галактики.
Промежуток между красной последовательностью и голубым облаком называется поэтично - зеленая долина. Он весьма слабо заселен, и его составляют преимущественно редко встречающиеся т.н. красные спиральные галактики.
Диаграмма, что нетрудно понять и подтверждено наблюдениями удаленных галактик, постепенно эволюционирует со временем и за последние миллиарды лет несколько изменила форму. Со временем правая часть красной последовательности постепенно поднимается, а голубое облако "расплывается", к тому же все больше галактик растут и дрейфуют вправо и вверх по диаграмме.
Следует отметить одно важное обстоятельство. Для звезды ее свойства практически полностью определяются положением на диаграмме "цвет-светимость" - а для галактик это вовсе не так.
Куда менее известен тот факт, что цвет и светимость галактик также не являются независимыми, и для галактик существует своя диаграмма "цвет-светимость".
Вот она какова.
По горизонтальной оси отложена абсолютная звездная величина (светимость) галактик, по вертикальной - показатель цвета (снизу вверх - от голубого к красному). Об абсолютной звездной величине и показателе цвета - см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html
Таким образом, чем выше на диаграмме находится галактика, тем выше ее показатель цвета (тем более она является красной), а чем ниже - тем он меньше (она является более голубой). Чем правее на диаграмме галактика - тем она ярче (выше ее светимость).
И, подобно звездам, галактики тоже занимают на диаграмме только лишь определенные области
Только вот если звезды на диаграмме "цвет-светимость" занимают несколько ветвей, причем большая их часть - главную последовательность, то галактики распределяются в трех областях, получивших броские названия: красная последовательность, голубое облако и зеленая долина.
Красная последовательность расположена сверху и занимает всю верхнюю часть диаграммы. Видно, что ей принадлежат и галактики невысокой яркости, и галактики средней яркости, и самые яркие галактики - и все они объединены тем, что они являются красными, причем с ростом светимости их показатель цвета растет (об этом - следующий пост, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2954.html). Это - преимущественно (а для галактик большой светимости - практически исключительно) эллиптические галактики, в которых зведообразование давно прекратилось или его интенсивность очень низка.
Голубое облако - более компактная область голубых галактик, в которых существет достаточно много газа и процессы звездообразования идут достаточно (а иногда и весьма) интенсивно - неправильные карликовые и (для центральной и правой части облака) спиральные галактики.
Промежуток между красной последовательностью и голубым облаком называется поэтично - зеленая долина. Он весьма слабо заселен, и его составляют преимущественно редко встречающиеся т.н. красные спиральные галактики.
Диаграмма, что нетрудно понять и подтверждено наблюдениями удаленных галактик, постепенно эволюционирует со временем и за последние миллиарды лет несколько изменила форму. Со временем правая часть красной последовательности постепенно поднимается, а голубое облако "расплывается", к тому же все больше галактик растут и дрейфуют вправо и вверх по диаграмме.
Следует отметить одно важное обстоятельство. Для звезды ее свойства практически полностью определяются положением на диаграмме "цвет-светимость" - а для галактик это вовсе не так.
Хорошая вещь - научный язык...
Nov. 2nd, 2017 04:06 pm"Очевидно, что покраснение эллиптических галактик с ростом их светимости и обрезание наблюдаемого распределения их звезд по металличности на высоких значениях однозначно подтверждают зависимость интенсивности галактического ветра в эллиптических галактиках от их массы".
Ну, и возражение:
"Указанный факт на самом деле не столь очевиден, поскольку как наблюдаемая для эллиптических галактик зависимость "цвет-светимость", так и обрезание распределения звезд на высоких значениях металличности могут определяться ранними событиями сухого мерджинга, характерными для массивных галактик".
Просто и изящно. Если понять, что сказано... :)
Очевидно же! :)
В общем, в переводе на человеческий язык, сказано в диалоге следующее:
Известно, что эллиптические галактики обладают интересным свойством - с ростом их абсолютной светимости их показатель цвета также растет. То есть, чем ярче эллиптические галактики, тем в среднем они являются более красными.
Также известно, что изначально во Вселенной существовали практически только водород и гелий, а более тяжелые элементы (металлы) образовывались заметно позже, после образования звезд и в результате их эволюции. Звезды первого поколения в начале жизни металлов в составе не имели, звезды второго поколения, образовывавшиеся из материала, обогащенного остатками жизнедеятельности звезд первого поколения, имели металлов немного, а звезды последующих поколений имели металлов больше.
У эллиптических галактик большой светимости отмечается обрезание звезд по металличности - практически все звезды имеют металличность (содержание элементов тяжелее гелия) не выше некоторого порогового значения, варьирующегося в зависимости от массы галактики, а звезды большей металличности практически отсутствуют.
Что это все означает...
Изначально в галактике могут рождаться звезды разных масс. Мы знаем, что, чем звезда больше по массе, тем она является более яркой. Но это еще не все - маленькие звезды являются более красными, а большие - более голубыми, то есть, показатель цвета звезды падает с ростом ее массы. Таким образом, учитывая, что именно большие яркие голубые и белые звезды вносят основной вклад в светимость (хотя их и меньше), изначально объект, в котором только что произошло или происходит звездообразование, является и выглядит ярким и голубым.
Однако продолжительность жизни звезды существенным образом зависит от ее массы и с ростом массы быстро падает. Массивные голубые звезды массами выше пятидесяти солнечных с показателем цвета B-V, равным -1 и менее, живут несколько миллионов лет, бело-голубые с показателями цвета в районе от нуля до -1 - несколько десятков миллионов лет, белые с показателем цвета нуль и несколько более - несколько сотен миллионов лет, а желтые (как наше Солнце) с показателями цвета более 0,5 - несколько миллиардов лет. Таким образом, если звездообразование в галактике прекратилось, то в дальнейшем галактика начинает краснеть за счет того, что в ней умирают голубые и белые звезды, а остаются лишь желтые и красные. И чем дольше времени прошло со времени прекращения звездообразования, тем более красной является галактика - в ней начинают умирать еще и желтые звезды.
Таки образом, покраснение эллиптических галактик с ростом их светимости означает, что чем выше светимость галактики (определяемая количеством звезд в ней), тем раньше в ней закончилось звездообразование. Казалось бы, парадоксальный вывод - интуитивно ожидаешь, что все должно быть наоборот: чем больше звезд в галактике, тем дольше они образовывались... А все обстоит наоборот - чем больше звезд в эллиптической галактике, тем раньше в ней прекратилось звездообразование (в самых массивных - не один миллиард лет назад).
Может возникнуть вопрос - а вдруг речь идет не о прекращении звездообразования, а о снижении его темпов. Тогда, казалось бы, должно наблюдаться то же явление - новые звезды образуются, но темп рождения массивных белых и голубых звезд ниже, чем темп их смерти. Или, скажем, по какой-то причине в массивных галактиках образуются только маленькие красные звезды. Тогда тоже, чем массивнее галактика тем она была бы краснее.
А вот тут вспоминаем вторую посылку первой фразы - про металличность. Последующие поколения звезд должны бы были иметь более высокую металличность, и в спектре галактики были бы видны линии металлов. А раз наблюдается отсутствие звезд высокой металличности - значит, начиная с некоторого поколения, новые звезды в галактике (пусть даже красные) не образовывались.
Таким образом, начало первой переводимой фразы ("покраснение эллиптических галактик с ростом их светимости и обрезание наблюдаемого распределения их звезд по металличности на высоких значениях" ) в переводе на человеческий язык означает, что чем больше эллиптическая галактика, тем в более древние времена в ней прекратилось образование новых звезд.
Далее, размышляем о возможных причинах прекращения звездообразования в массивных эллиптических галактиках.
В принципе, казалось бы, причина одна - газ кончился. И логика есть - она потому массивная, что быстро израсходовала весь газ, образовала из него много звезд и стала большой. А другие, более экономные, газ израсходовать не успели.
Однако все не так просто. Во-первых, другие, более экономные, казалось бы, должны были израсходовать газ попозже, но все равно стать большими - так что наблюдались бы эллиптические галактики большой светимости разных цветов, и зависимости показателя цвета от светимости галактики не было бы.
Во-вторых, газ в галактике - не бензин в баке, он мгновенно кончиться не может. Он должен был бы заканчиваться постепенно, темп звездообразования тоже падал бы плавно, так что никакого обрезания звезд по металличности не было бы - наблюдалось бы не отсутствие звезд поздних поколений, а плавный и постепенный спад их количества.
Таким образом, появляется вывод - в массивных галактиках образование звезд прекращалось не потому, что газ заканчивался сам по себе, а потому, что существовал фактор, прерывающий звездообразование. И этим фактором был галактический ветер - течения в межзвездном газе, "выдувающие" его из галактики, которые были тем более сильными, чем более массивной была галактика. Собственно, галактическому ветру даже не нужно выдувать весь газ - достаточно снизить его концентрацию до того состояния, при котором плотность тепловой энергии превосходит плотность гравитационной энергии - при этом газ уже не сможет сжиматься, образовывая газовые облака, фрагментирующие на протозвезды.
Откуда берется галактический ветер? От взрывов сверхновых. Взрыв сверхновой выбрасывает потоки газа во все стороны на огромной скорости - и если эти взрывы происходят достаточно часто (а мы знаем, что при очень интенсивной вспышке звездообразования взрывы сверхновых в галактике могут происходить даже несколько раз в год), то в результате создаются мощные потоки газа (галактический ветер), который буквально выдувает газ вначале из центра галактики к периферии, а потом и из периферии - в межгалактическое пространство.
Таким образом, вторая часть первой фразы означает следующее: чем массивнее была некогда эллиптическая галактика, тем чаще в ней взрывались сверхновые, которые в результате выбросили газ из галактики, навсегда прервав образование звезд в ней.
А вся первая фраза в целом окончательно интерпретируется таким образом: чем больше эллиптическая галактика, тем в более древние времена в ней закончилось звездообразование, и объясняется это тем, что рождение самых массивных эллиптических галактик происходило в древние времена и сопровождалось мощнейшей и очень кратковременной вспышкой звездообразования, при которой родилось много массивных звезд, взорвавшихся в течение короткого времени как сверхновые, породившие галактический ветер, выдувший из галактик газ и прекративший процесс образования новых звезд, а менее массивные эллиптические галактики формировались с менее интенсивным звездообразованием, и звезды в них образовывались в течение более продолжительного времени.
Все действительно просто.
Теперь о второй фразе - возражении на первую.
Мы знаем, что большие галактики в большинстве своем окружены малыми галактиками - спутниками. Более того, мы знаем, что крупные галактики во многом формировались за счет каннибализма - поглощения большими галактиками малых, а эллиптические галактики - еще и за счет слияния крупных спиральных. Процесс поглощения большой галактикой меньшего собрата, вернее, инкорпорации галактики или скопления звезд в другую галактику, именуется мерджингом.
Кроме этого, мы знаем, что гравитационное взаимодействие между галактиками может привести к интенсивному звездообразованию в них.
Самый близкий пример - Большое Магелланово облако.
В результате, если галактика-спутник приближается к гигантской галактике, в ней может произойти такая вспышка звездообразования, что весь газ в ней быстро израсходуется, в результате чего к моменту поглощения спутника гигантской галактикой газа в спутнике уже не останется - одни звезды ("сухой мерджинг" - поглощение галактики, не содержащей газа).
Таким образом, возражение переводится на человеческий язык так:
Если в древние времена крупные галактики интенсивно поглощали много галактик-спутников, предварительно провоцируя в них звездообразование, в результате будет наблюдаться именно то, что наблюдается - а именно, сверхгигантские эллиптические галактики в которых уже давно не происходит звездообразование (в поглощенных сухим мерджингом остатках, сформировавших за короткое время основную массу галактики, новым звездам просто не из чего было образовываться).
И действительно, просто... :)
Ну, и возражение:
"Указанный факт на самом деле не столь очевиден, поскольку как наблюдаемая для эллиптических галактик зависимость "цвет-светимость", так и обрезание распределения звезд на высоких значениях металличности могут определяться ранними событиями сухого мерджинга, характерными для массивных галактик".
Просто и изящно. Если понять, что сказано... :)
Очевидно же! :)
В общем, в переводе на человеческий язык, сказано в диалоге следующее:
Известно, что эллиптические галактики обладают интересным свойством - с ростом их абсолютной светимости их показатель цвета также растет. То есть, чем ярче эллиптические галактики, тем в среднем они являются более красными.
Также известно, что изначально во Вселенной существовали практически только водород и гелий, а более тяжелые элементы (металлы) образовывались заметно позже, после образования звезд и в результате их эволюции. Звезды первого поколения в начале жизни металлов в составе не имели, звезды второго поколения, образовывавшиеся из материала, обогащенного остатками жизнедеятельности звезд первого поколения, имели металлов немного, а звезды последующих поколений имели металлов больше.
У эллиптических галактик большой светимости отмечается обрезание звезд по металличности - практически все звезды имеют металличность (содержание элементов тяжелее гелия) не выше некоторого порогового значения, варьирующегося в зависимости от массы галактики, а звезды большей металличности практически отсутствуют.
Что это все означает...
Изначально в галактике могут рождаться звезды разных масс. Мы знаем, что, чем звезда больше по массе, тем она является более яркой. Но это еще не все - маленькие звезды являются более красными, а большие - более голубыми, то есть, показатель цвета звезды падает с ростом ее массы. Таким образом, учитывая, что именно большие яркие голубые и белые звезды вносят основной вклад в светимость (хотя их и меньше), изначально объект, в котором только что произошло или происходит звездообразование, является и выглядит ярким и голубым.
Однако продолжительность жизни звезды существенным образом зависит от ее массы и с ростом массы быстро падает. Массивные голубые звезды массами выше пятидесяти солнечных с показателем цвета B-V, равным -1 и менее, живут несколько миллионов лет, бело-голубые с показателями цвета в районе от нуля до -1 - несколько десятков миллионов лет, белые с показателем цвета нуль и несколько более - несколько сотен миллионов лет, а желтые (как наше Солнце) с показателями цвета более 0,5 - несколько миллиардов лет. Таким образом, если звездообразование в галактике прекратилось, то в дальнейшем галактика начинает краснеть за счет того, что в ней умирают голубые и белые звезды, а остаются лишь желтые и красные. И чем дольше времени прошло со времени прекращения звездообразования, тем более красной является галактика - в ней начинают умирать еще и желтые звезды.
Таки образом, покраснение эллиптических галактик с ростом их светимости означает, что чем выше светимость галактики (определяемая количеством звезд в ней), тем раньше в ней закончилось звездообразование. Казалось бы, парадоксальный вывод - интуитивно ожидаешь, что все должно быть наоборот: чем больше звезд в галактике, тем дольше они образовывались... А все обстоит наоборот - чем больше звезд в эллиптической галактике, тем раньше в ней прекратилось звездообразование (в самых массивных - не один миллиард лет назад).
Может возникнуть вопрос - а вдруг речь идет не о прекращении звездообразования, а о снижении его темпов. Тогда, казалось бы, должно наблюдаться то же явление - новые звезды образуются, но темп рождения массивных белых и голубых звезд ниже, чем темп их смерти. Или, скажем, по какой-то причине в массивных галактиках образуются только маленькие красные звезды. Тогда тоже, чем массивнее галактика тем она была бы краснее.
А вот тут вспоминаем вторую посылку первой фразы - про металличность. Последующие поколения звезд должны бы были иметь более высокую металличность, и в спектре галактики были бы видны линии металлов. А раз наблюдается отсутствие звезд высокой металличности - значит, начиная с некоторого поколения, новые звезды в галактике (пусть даже красные) не образовывались.
Таким образом, начало первой переводимой фразы ("покраснение эллиптических галактик с ростом их светимости и обрезание наблюдаемого распределения их звезд по металличности на высоких значениях" ) в переводе на человеческий язык означает, что чем больше эллиптическая галактика, тем в более древние времена в ней прекратилось образование новых звезд.
Далее, размышляем о возможных причинах прекращения звездообразования в массивных эллиптических галактиках.
В принципе, казалось бы, причина одна - газ кончился. И логика есть - она потому массивная, что быстро израсходовала весь газ, образовала из него много звезд и стала большой. А другие, более экономные, газ израсходовать не успели.
Однако все не так просто. Во-первых, другие, более экономные, казалось бы, должны были израсходовать газ попозже, но все равно стать большими - так что наблюдались бы эллиптические галактики большой светимости разных цветов, и зависимости показателя цвета от светимости галактики не было бы.
Во-вторых, газ в галактике - не бензин в баке, он мгновенно кончиться не может. Он должен был бы заканчиваться постепенно, темп звездообразования тоже падал бы плавно, так что никакого обрезания звезд по металличности не было бы - наблюдалось бы не отсутствие звезд поздних поколений, а плавный и постепенный спад их количества.
Таким образом, появляется вывод - в массивных галактиках образование звезд прекращалось не потому, что газ заканчивался сам по себе, а потому, что существовал фактор, прерывающий звездообразование. И этим фактором был галактический ветер - течения в межзвездном газе, "выдувающие" его из галактики, которые были тем более сильными, чем более массивной была галактика. Собственно, галактическому ветру даже не нужно выдувать весь газ - достаточно снизить его концентрацию до того состояния, при котором плотность тепловой энергии превосходит плотность гравитационной энергии - при этом газ уже не сможет сжиматься, образовывая газовые облака, фрагментирующие на протозвезды.
Откуда берется галактический ветер? От взрывов сверхновых. Взрыв сверхновой выбрасывает потоки газа во все стороны на огромной скорости - и если эти взрывы происходят достаточно часто (а мы знаем, что при очень интенсивной вспышке звездообразования взрывы сверхновых в галактике могут происходить даже несколько раз в год), то в результате создаются мощные потоки газа (галактический ветер), который буквально выдувает газ вначале из центра галактики к периферии, а потом и из периферии - в межгалактическое пространство.
Таким образом, вторая часть первой фразы означает следующее: чем массивнее была некогда эллиптическая галактика, тем чаще в ней взрывались сверхновые, которые в результате выбросили газ из галактики, навсегда прервав образование звезд в ней.
А вся первая фраза в целом окончательно интерпретируется таким образом: чем больше эллиптическая галактика, тем в более древние времена в ней закончилось звездообразование, и объясняется это тем, что рождение самых массивных эллиптических галактик происходило в древние времена и сопровождалось мощнейшей и очень кратковременной вспышкой звездообразования, при которой родилось много массивных звезд, взорвавшихся в течение короткого времени как сверхновые, породившие галактический ветер, выдувший из галактик газ и прекративший процесс образования новых звезд, а менее массивные эллиптические галактики формировались с менее интенсивным звездообразованием, и звезды в них образовывались в течение более продолжительного времени.
Все действительно просто.
Теперь о второй фразе - возражении на первую.
Мы знаем, что большие галактики в большинстве своем окружены малыми галактиками - спутниками. Более того, мы знаем, что крупные галактики во многом формировались за счет каннибализма - поглощения большими галактиками малых, а эллиптические галактики - еще и за счет слияния крупных спиральных. Процесс поглощения большой галактикой меньшего собрата, вернее, инкорпорации галактики или скопления звезд в другую галактику, именуется мерджингом.
Кроме этого, мы знаем, что гравитационное взаимодействие между галактиками может привести к интенсивному звездообразованию в них.
Самый близкий пример - Большое Магелланово облако.
В результате, если галактика-спутник приближается к гигантской галактике, в ней может произойти такая вспышка звездообразования, что весь газ в ней быстро израсходуется, в результате чего к моменту поглощения спутника гигантской галактикой газа в спутнике уже не останется - одни звезды ("сухой мерджинг" - поглощение галактики, не содержащей газа).
Таким образом, возражение переводится на человеческий язык так:
Если в древние времена крупные галактики интенсивно поглощали много галактик-спутников, предварительно провоцируя в них звездообразование, в результате будет наблюдаться именно то, что наблюдается - а именно, сверхгигантские эллиптические галактики в которых уже давно не происходит звездообразование (в поглощенных сухим мерджингом остатках, сформировавших за короткое время основную массу галактики, новым звездам просто не из чего было образовываться).
И действительно, просто... :)
А мы говорим, слияние, поглощение...
Nov. 2nd, 2017 04:12 pmА у галактик это называется мерджинг.
И бывают мерджинги всякие: малые и большие; двойные и множественные; мокрые, влажные, сухие, смешанные.
Малый (minor) мерджинг - это поглощение. Одна галактика намного больше другой (других) и, стало быть, просто ее (их) поглощает. Малым мерджингом уже не первый миллиард лет регулярно промышляет наш родной Млечный путь.
Большой (major) мерджинг - это слияние. Сливаются две (а то и больше) галактики, достаточно близкие по размерам. Рано или поздно произойдет большой мерджинг Млечного пути и галактики Андромеды.
В двойном мерджинге участвуют две галактики. Во множественном - не две. :)
Мокрый (welt) мерджинг - слияние (или поглощение) богатых газом (голубых) галактик, при котором газа достаточно для запуска сверхактивного звездообразования. Такой мерджинг может, к примеру, приводить к формированию эллиптических галактик со звездообразованием во всем объеме, которые на начальном этапе после слияния могут относиться к классам LIRG (яркие инфракрасные галактики), ULIRG (ультраяркие инфракрасные галактики) и даже HLIRG (гиперяркие инфракрасные галактики), а также может провоцировать существенную активизацию ядра (ядер) галактики (например, вызывать образование квазара).
Обещанное столкновение Млечного пути с галактикой Андромеды произойдет именно по типу мокрого мерджинга.
Влажный (damp) мерджинг - слияние (или поглощение) галактик, менее обогащенных газом. Запускает менее активное зведообразование, которое при этом не приводит к существенным морфологическим изменениям.
Сухой (dry) мерджинг - слияние (или поглощение) бедных газом (красных) галактик, не приводящее к существенному повышению темпа звездообразования.
Смешанный (mixed) мерджинг - слияние галактик с различным количеством газа - голубой и красной.
Кстати, стоит помнить одно обстоятельство.
При большом мокром или влажном мерджинге запускается активное звездообразование - большое количество газа в сливающихся галактиках при гравитационных возмущениях начинает активно формировать звезды.
При сухом мерджинге, разумеется, ничего не запускается, ибо отсутствует материал для звездообразования.
А вот при малом мокром или влажном мерджинге активное звездообразование тоже запускается, но, как правило, своеобразно: только у большого (поглощающего) компонента. А вот в малом компоненте мерджинг звездообразование в конечном счете подавляет - и в принципе, можно понять, почему.
И бывают мерджинги всякие: малые и большие; двойные и множественные; мокрые, влажные, сухие, смешанные.
Малый (minor) мерджинг - это поглощение. Одна галактика намного больше другой (других) и, стало быть, просто ее (их) поглощает. Малым мерджингом уже не первый миллиард лет регулярно промышляет наш родной Млечный путь.
Большой (major) мерджинг - это слияние. Сливаются две (а то и больше) галактики, достаточно близкие по размерам. Рано или поздно произойдет большой мерджинг Млечного пути и галактики Андромеды.
В двойном мерджинге участвуют две галактики. Во множественном - не две. :)
Мокрый (welt) мерджинг - слияние (или поглощение) богатых газом (голубых) галактик, при котором газа достаточно для запуска сверхактивного звездообразования. Такой мерджинг может, к примеру, приводить к формированию эллиптических галактик со звездообразованием во всем объеме, которые на начальном этапе после слияния могут относиться к классам LIRG (яркие инфракрасные галактики), ULIRG (ультраяркие инфракрасные галактики) и даже HLIRG (гиперяркие инфракрасные галактики), а также может провоцировать существенную активизацию ядра (ядер) галактики (например, вызывать образование квазара).
Обещанное столкновение Млечного пути с галактикой Андромеды произойдет именно по типу мокрого мерджинга.
Влажный (damp) мерджинг - слияние (или поглощение) галактик, менее обогащенных газом. Запускает менее активное зведообразование, которое при этом не приводит к существенным морфологическим изменениям.
Сухой (dry) мерджинг - слияние (или поглощение) бедных газом (красных) галактик, не приводящее к существенному повышению темпа звездообразования.
Смешанный (mixed) мерджинг - слияние галактик с различным количеством газа - голубой и красной.
Кстати, стоит помнить одно обстоятельство.
При большом мокром или влажном мерджинге запускается активное звездообразование - большое количество газа в сливающихся галактиках при гравитационных возмущениях начинает активно формировать звезды.
При сухом мерджинге, разумеется, ничего не запускается, ибо отсутствует материал для звездообразования.
А вот при малом мокром или влажном мерджинге активное звездообразование тоже запускается, но, как правило, своеобразно: только у большого (поглощающего) компонента. А вот в малом компоненте мерджинг звездообразование в конечном счете подавляет - и в принципе, можно понять, почему.
Галактики низкой яркости
Nov. 2nd, 2017 04:16 pmЯ писал в дневнике про темные галактики, которые вообще не содержат звезд или содержат их в очень незначительном количестве.
Но таких галактик известны лишь единицы.
Куда больше распространены галактики низкой яркости (LSBG - галактики низкой поверхностной яркости, low surface brightness galaxies), в которых звезды и вообще, структуры, характерные для "нормальных" галактик, наличествуют - вот только яркость таких галактик оказывается более низкой, чем у других, как минимум, на порядок.
В большинстве своем LSB-галактики являются карликовыми. Анализ показывает, что видимая материя в них в основном состоит из нейтрального водорода, распределенного по объему галактики, а вовсе не звезд. При этом по оценкам вращения газа и звезд в этих галактиках, в них весьма высока доля темной материи - 95% их массы.
В этих галактиках практических отсутствует звездообразование, так что в них не зафиксировано ни одной сверхновой. Соответственно, что подтверждается наблюдениями, у этих галактик очень низка металличность (тяжелые элементы просто не нарабатываются, поскольку молодых звезд мало). Несмотря на это,многие из этих галактик имеют достаточно голубой цвет, что объясняется не большим количеством молодых звезд, как у "нормальных" галактик (HSBG - галактик высокой поверхностной яркости), а именно очень низким содержанием металлов и пыли, а также тем, что наблюдаются LSB-галактики разного возраста (то есть, LSBG - это не стадия жизни галактик, а их особый вид или, если угодно, врожденный дефект :) )
Причины существования LSB-галактик можно понять, проанализировав их расположение относительно других галактик. Оказывается, по сравнению с "нормальными" HSB-галактиками, LSB-галактики преимущественно расположены изолированно или находятся на краю кластеров (скоплений галактик). соответственно, эти галактики с момента возникновения либо не взаимодействовали с другими галактиками, либо взаимодействовали намного реже других. В результате они не претерпевали приливных возмущений, провоцировавших возникновение ударных волн в галактическом газе, его сжатие и вспышку звездообразования.
Однако причины, приводящие к низкой яркости галактик, могут быть не столь просты. Иногда наблюдаются галактики низкой яркости, отнюдь не являющиеся карликовыми, имеющие достаточно высокую (вплоть до Солнечной) металличность, спиральные рукава, свидетельствующие о наличии сверхзвуковых волн плотности в галактическом диске - и, несмотря на это, очень слабое звездообразование и низкую светимость.
Ярким примером является самая первая из открытых LSB-галактик - галактика Malin 1. Это - сверхгигантская спиральная галактика с баром, имеющая диаметр не менее 650 тысяч световых лет (в шесть раз больше Млечного пути) и до сих пор остающаяся одной из крупнейших известных галактик этого класса (а в момент открытия, в 1986 году, она была крупнейшей из известных галактик).
Галактика имеет крупный яркий балдж высокой металличности диаметром 10 тысяч световых лет, спиральные рукава - и на удивление тусклый диск, уступающий по светимости диску нашей Галактики более, чем в десять раз. И она не одинока - гигантских LSB-галактик подобного типа, имеющих в своем составе пыль, обладающих высокой металличностью и вообще, во всем, кроме яркости, подобным "нормальным" HSB-галактикам, известно уже немало.
Причина их низкой яркости более сложна. Оказывается, такие галактики имеют низкую светимость потому, что некогда их светимость была высокой. :)
Проще говоря, они в прошлом переживали очень интенсивное звездообразование, энергично расходовали имевшийся легкодоступный материал для формирования новых звезд в виде достаточно сконденсированных облаков газа и пыли высокой концентрации - и теперь, в течение последних сотен миллионов лет, газ в них сохранился лишь в рассеянном виде, не конденсируясь в в протозвездные облака, так что яркие большие звезды вымерли, а новые не рождаются. Теперь мы видим только относительно старые небольшие тусклые звезды, формирующие диск, - а при этом светимость диска является намного более низкой, чем у диска, в котором есть большие и, соответственно, яркие звезды. Это - анемичные галактики.
Но таких галактик известны лишь единицы.
Куда больше распространены галактики низкой яркости (LSBG - галактики низкой поверхностной яркости, low surface brightness galaxies), в которых звезды и вообще, структуры, характерные для "нормальных" галактик, наличествуют - вот только яркость таких галактик оказывается более низкой, чем у других, как минимум, на порядок.
В большинстве своем LSB-галактики являются карликовыми. Анализ показывает, что видимая материя в них в основном состоит из нейтрального водорода, распределенного по объему галактики, а вовсе не звезд. При этом по оценкам вращения газа и звезд в этих галактиках, в них весьма высока доля темной материи - 95% их массы.
В этих галактиках практических отсутствует звездообразование, так что в них не зафиксировано ни одной сверхновой. Соответственно, что подтверждается наблюдениями, у этих галактик очень низка металличность (тяжелые элементы просто не нарабатываются, поскольку молодых звезд мало). Несмотря на это,многие из этих галактик имеют достаточно голубой цвет, что объясняется не большим количеством молодых звезд, как у "нормальных" галактик (HSBG - галактик высокой поверхностной яркости), а именно очень низким содержанием металлов и пыли, а также тем, что наблюдаются LSB-галактики разного возраста (то есть, LSBG - это не стадия жизни галактик, а их особый вид или, если угодно, врожденный дефект :) )
Причины существования LSB-галактик можно понять, проанализировав их расположение относительно других галактик. Оказывается, по сравнению с "нормальными" HSB-галактиками, LSB-галактики преимущественно расположены изолированно или находятся на краю кластеров (скоплений галактик). соответственно, эти галактики с момента возникновения либо не взаимодействовали с другими галактиками, либо взаимодействовали намного реже других. В результате они не претерпевали приливных возмущений, провоцировавших возникновение ударных волн в галактическом газе, его сжатие и вспышку звездообразования.
Однако причины, приводящие к низкой яркости галактик, могут быть не столь просты. Иногда наблюдаются галактики низкой яркости, отнюдь не являющиеся карликовыми, имеющие достаточно высокую (вплоть до Солнечной) металличность, спиральные рукава, свидетельствующие о наличии сверхзвуковых волн плотности в галактическом диске - и, несмотря на это, очень слабое звездообразование и низкую светимость.
Ярким примером является самая первая из открытых LSB-галактик - галактика Malin 1. Это - сверхгигантская спиральная галактика с баром, имеющая диаметр не менее 650 тысяч световых лет (в шесть раз больше Млечного пути) и до сих пор остающаяся одной из крупнейших известных галактик этого класса (а в момент открытия, в 1986 году, она была крупнейшей из известных галактик).
Галактика имеет крупный яркий балдж высокой металличности диаметром 10 тысяч световых лет, спиральные рукава - и на удивление тусклый диск, уступающий по светимости диску нашей Галактики более, чем в десять раз. И она не одинока - гигантских LSB-галактик подобного типа, имеющих в своем составе пыль, обладающих высокой металличностью и вообще, во всем, кроме яркости, подобным "нормальным" HSB-галактикам, известно уже немало.
Причина их низкой яркости более сложна. Оказывается, такие галактики имеют низкую светимость потому, что некогда их светимость была высокой. :)
Проще говоря, они в прошлом переживали очень интенсивное звездообразование, энергично расходовали имевшийся легкодоступный материал для формирования новых звезд в виде достаточно сконденсированных облаков газа и пыли высокой концентрации - и теперь, в течение последних сотен миллионов лет, газ в них сохранился лишь в рассеянном виде, не конденсируясь в в протозвездные облака, так что яркие большие звезды вымерли, а новые не рождаются. Теперь мы видим только относительно старые небольшие тусклые звезды, формирующие диск, - а при этом светимость диска является намного более низкой, чем у диска, в котором есть большие и, соответственно, яркие звезды. Это - анемичные галактики.
Звездные величины и показатели цвета
Nov. 2nd, 2017 06:34 pmЯ уже несколько раз упоминал такой параметр, как звездная величина - но пока не рассказал, что это такое.
А это может оказаться интересным.
Звездная величина - это показатель, характеризующий яркость звезды или какого-нибудь другого астрономического объекта.
Существует два вида звездных величин - видимая и абсолютная.
Видимая звездная величина характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин - самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые - шестой.
Разумеется, такой субъективный подход для современных целей неприменим, к тому же, большая часть астрономических объектов глазом не видна. При этом характеристика видимой яркости - вещь очень полезная. Поэтому нынче классификация Гиппарха модернизирована и стала измеримой и объективной - и, несмотря на модернизацию, классы Гиппарха удалось сохранить.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически - психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
m = - 2,5 lgI + C,
где I - световой поток, а С - некая константа
Константа выбирается так, чтобы шкала звездных величин была как можно ближе к гиппарховой, то есть, чтобы для весьма яркой звезды видимая величина m была равна нулю. Строго говоря, С выбирается так, чтобы в приведенной формуле m было равно нулю для объекта, создающего (без учета влияния земной атмосферы) освещенность 2,54·10^-6 люкс.
Тогда звезда первой величины создает освещенность, примерно в 2,512 раз ниже указанной, второй величины - в 6,31 раз ниже и так далее. То есть, увеличение (уменьшение) звездной величины на единицу означает уменьшение (увеличение) силы света от источника примерно в 2,512 раза, а на пять единиц - ровно в сто раз. Объекты звездной величины более шести уже практически не видны невооруженным глазом.
При этом все пока еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн - а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный - тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. А вот фотопластинка воспринимает свет по-своему. А еще какой-нибудь фотоприемник - еще как-нибудь. Поэтому видимых звездных величин несколько.
Визуальная звездная величина V определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через "физиологический" зеленый светофильтр, максимум которого равен максимуму чувствительности глаз среднестатистического человека (555 нанометров).
Фотографическая звездная величина B определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через стандартный синий светофильтр, максимум которого равен 445 нанометров. Синий светофильтр как правило используется при фотографировании астрономических объектов в оптике.
Ультрафиолетовая звездная величина U определяется при использовании ультрафиолетового светофильтра с максимумом 350 нанометров.
В результате, если определить все три величины, можно охарактеризовать реальный наблюдаемый цвет объекта. А именно, для этого используются разности измеренных звездных величин U и B (U-B), а также B и V (B-V), называемые интегральными показателями цвета. Чем они больше, тем более красным является объект.
Разумеется, это - не все видимые звездные величины. Кроме названных светофильтров применяются и другие, и соответствующие звездные величины имеют следующие обозначения:
R (красный светофильтр) - 658 нанометров.
I - 806 нанометров.
Z - 900 нанометров.
Y - 1020 нанометров.
J - 1220 нанометров.
H - 1630 нанометров.
K - 2190 нанометров.
L - 3450 нанометров.
M - 4750 нанометров.
N - 10500 нанометров.
Легко видеть, что звездные величины от I до N относятся уже к инфракрасной области - от ближней до дальней.
Но и это еще не все. Астрономические объекты излучают во всем спектре электромагнитного излучения, причем многие - преимущественно, вовсе не в видимом диапазоне (к примеру, очень горячие звезды в основном излучают ультрафиолетовое излучение, а очень холодные - инфракрасное). Поэтому существует еще один показатель их яркости - болометрическая звездная величина, характеризующая наблюдаемую с Земли мощность их излучения во всем диапазоне электромагнитных волн одновременно.
Для иллюстрации приведу несколько примеров видимых звездных величин: Солнце -26,7; Луна в полнолуние -12,74 ( в четыреста тысяч раз слабее); Венера в максимуме -4,67; Юпитер в максимуме -2,94; Марс в максимуме -2,91; Сириус A -1,47; Вега +0,03; Ригель +0,12; Большое Магелланово облако +0,9; Туманность Андромеды +3,44; самый яркий квазар +12,6; самая дальняя известная галактика +30,1; самый слабый объект, сфотографированный "Хабблом", +31,5.
И примеры показателей цвета: голубой сверхгигант Ригель: B-V = -0,03, U-B = -0,66; голубой гипергигант эта Киля: B-V = -0,45, U-B = 0,61; голубой гипергигант Пистолет: B-V = -0,93, U-B = -0,13; белый Сириус А: B-V = 0,01, U-B = -0,05; желтое Солнце: B-V = 0,64, U-B = 0,18; красная Бетельгейзе: B-V = 1,86, U-B = 2,06.
Но и это - не все.
Разумеется, видимая звездная величина не может объективно характеризовать истинную яркость объекта - она определяет только наблюдаемую нами яркость этого объекта и зависит от расстояния до него.
Поэтому для объективной характеристики принят еще один параметр - абсолютная звездная величина М (визуальная, фотографическая, ультрафиолетовая, болометрическая), определяемая как видимая звездная величина этого объекта, если бы он находился на расстоянии 10 парсек (примерно, 32,616 световых лет).
И вот тут наше Солнце уже становится невзрачным... Его абсолютная звездная величина - всего лишь +4,7. А вот у Сириуса +1,42. У Ригеля -7 (! с расстояния в 32 световых года он был бы в сотни раз ярче Сириуса!) У эты Киля -12 (!! еще в сто раз ярче!!). У самой большой звезды R136a1 -12,5. А самая яркая известная звезда LBV 1806-20 имеет абсолютную звездную величину -14,2 и с расстояния в 10 парсек сияла бы на небе почти в пять раз ярче нашей Луны в полнолуние.
Взрыв самой яркой сверхновой -20,4 (с расстояния в 32,6 световых лет он светил бы в триста раз слабее Солнца. Или был в тысячу с лишним раз ярче Луны)...
Туманность Андромеды -21. Если собрать всю гигантскую галактику в точку, она бы светила чуть сильнее этой сверхновой.
Самый мощный гамма-всплеск -36,4... Минус тридцать шесть с небольшим... с расстояния в десять парсек он был бы ярче видимого нами на нашем небе Солнца без малого в десять тысяч раз, выжигая поверхность Земли...
Резюмирую.
Звездная величина - чем она меньше, тем видимый объект ярче. При звездной величине больше шести объект уже не виден большинству людей невооруженным глазом. Больше тридцати - объект не виден в самый мощный современный телескоп. Уменьшение на одну величину означает ослабление яркости в 2,5 раза, на пять величин - в сто. Звездная величина нуль соответствует весьма яркой звезде (Вега).
Абсолютная звездная величина - яркость объекта, который находился бы на расстоянии 32,616 световых года.
И цвет объекта. Показатель цвета нуль - белый. Меньше нуля - синий, и чем меньше показатель, тем более он синий. Больше нуля - желтый. Намного больше нуля (близок к единице) - оранжевый. Заметно больше единицы - красный.
А это может оказаться интересным.
Звездная величина - это показатель, характеризующий яркость звезды или какого-нибудь другого астрономического объекта.
Существует два вида звездных величин - видимая и абсолютная.
Видимая звездная величина характеризует ту яркость, которую мы видим или можем увидеть. То есть, она определяет условия наблюдения объекта с Земли.
Эта величина берет начало со II века до р.Х., когда Гиппарх предложил делить все звезды по яркости на шесть величин - самые яркие и лучше всего видимые он назвал звездами первой величины, а самые тусклые - шестой.
Разумеется, такой субъективный подход для современных целей неприменим, к тому же, большая часть астрономических объектов глазом не видна. При этом характеристика видимой яркости - вещь очень полезная. Поэтому нынче классификация Гиппарха модернизирована и стала измеримой и объективной - и, несмотря на модернизацию, классы Гиппарха удалось сохранить.
В основе классификации видимой яркости лежат два принципа.
Во-первых, яркость определяется числом квантов излучения объекта, принимаемых глазом или фотоприемником в единицу времени. Это позволяет оценить яркость объективно.
Во-вторых, она учитывает особенность человеческого зрения. Дело в том, что человек оценивает яркость не линейно, а логарифмически - психофизиологический закон Вебера-Фехнера утверждает, что для человека ощущение, вызванное неким раздражителем, изменяется пропорционально логарифму интенсивности раздражителя, то есть, применительно к свету, яркость света воспринимается нами пропорционально логарифму светового потока.
В связи с этим, видимая звездная величина m определяется по формуле:
m = - 2,5 lgI + C,
где I - световой поток, а С - некая константа
Константа выбирается так, чтобы шкала звездных величин была как можно ближе к гиппарховой, то есть, чтобы для весьма яркой звезды видимая величина m была равна нулю. Строго говоря, С выбирается так, чтобы в приведенной формуле m было равно нулю для объекта, создающего (без учета влияния земной атмосферы) освещенность 2,54·10^-6 люкс.
Тогда звезда первой величины создает освещенность, примерно в 2,512 раз ниже указанной, второй величины - в 6,31 раз ниже и так далее. То есть, увеличение (уменьшение) звездной величины на единицу означает уменьшение (увеличение) силы света от источника примерно в 2,512 раза, а на пять единиц - ровно в сто раз. Объекты звездной величины более шести уже практически не видны невооруженным глазом.
При этом все пока еще не так просто. Звезда или иной объект излучает (или отражает) свет разных длин волн - а человек их воспринимает по-разному. При одной и той же интенсивности зеленый свет воспринимается ярче, красный - тусклее, а инфракрасный, разумеется, не воспринимается вовсе. А вот фотопластинка воспринимает свет по-своему. А еще какой-нибудь фотоприемник - еще как-нибудь. Поэтому видимых звездных величин несколько.
Визуальная звездная величина V определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через "физиологический" зеленый светофильтр, максимум которого равен максимуму чувствительности глаз среднестатистического человека (555 нанометров).
Фотографическая звездная величина B определяется по количеству квантов, излученных объектом и воспринятых через стандартный синий светофильтр, максимум которого равен 445 нанометров. Синий светофильтр как правило используется при фотографировании астрономических объектов в оптике.
Ультрафиолетовая звездная величина U определяется при использовании ультрафиолетового светофильтра с максимумом 350 нанометров.
В результате, если определить все три величины, можно охарактеризовать реальный наблюдаемый цвет объекта. А именно, для этого используются разности измеренных звездных величин U и B (U-B), а также B и V (B-V), называемые интегральными показателями цвета. Чем они больше, тем более красным является объект.
Разумеется, это - не все видимые звездные величины. Кроме названных светофильтров применяются и другие, и соответствующие звездные величины имеют следующие обозначения:
R (красный светофильтр) - 658 нанометров.
I - 806 нанометров.
Z - 900 нанометров.
Y - 1020 нанометров.
J - 1220 нанометров.
H - 1630 нанометров.
K - 2190 нанометров.
L - 3450 нанометров.
M - 4750 нанометров.
N - 10500 нанометров.
Легко видеть, что звездные величины от I до N относятся уже к инфракрасной области - от ближней до дальней.
Но и это еще не все. Астрономические объекты излучают во всем спектре электромагнитного излучения, причем многие - преимущественно, вовсе не в видимом диапазоне (к примеру, очень горячие звезды в основном излучают ультрафиолетовое излучение, а очень холодные - инфракрасное). Поэтому существует еще один показатель их яркости - болометрическая звездная величина, характеризующая наблюдаемую с Земли мощность их излучения во всем диапазоне электромагнитных волн одновременно.
Для иллюстрации приведу несколько примеров видимых звездных величин: Солнце -26,7; Луна в полнолуние -12,74 ( в четыреста тысяч раз слабее); Венера в максимуме -4,67; Юпитер в максимуме -2,94; Марс в максимуме -2,91; Сириус A -1,47; Вега +0,03; Ригель +0,12; Большое Магелланово облако +0,9; Туманность Андромеды +3,44; самый яркий квазар +12,6; самая дальняя известная галактика +30,1; самый слабый объект, сфотографированный "Хабблом", +31,5.
И примеры показателей цвета: голубой сверхгигант Ригель: B-V = -0,03, U-B = -0,66; голубой гипергигант эта Киля: B-V = -0,45, U-B = 0,61; голубой гипергигант Пистолет: B-V = -0,93, U-B = -0,13; белый Сириус А: B-V = 0,01, U-B = -0,05; желтое Солнце: B-V = 0,64, U-B = 0,18; красная Бетельгейзе: B-V = 1,86, U-B = 2,06.
Но и это - не все.
Разумеется, видимая звездная величина не может объективно характеризовать истинную яркость объекта - она определяет только наблюдаемую нами яркость этого объекта и зависит от расстояния до него.
Поэтому для объективной характеристики принят еще один параметр - абсолютная звездная величина М (визуальная, фотографическая, ультрафиолетовая, болометрическая), определяемая как видимая звездная величина этого объекта, если бы он находился на расстоянии 10 парсек (примерно, 32,616 световых лет).
И вот тут наше Солнце уже становится невзрачным... Его абсолютная звездная величина - всего лишь +4,7. А вот у Сириуса +1,42. У Ригеля -7 (! с расстояния в 32 световых года он был бы в сотни раз ярче Сириуса!) У эты Киля -12 (!! еще в сто раз ярче!!). У самой большой звезды R136a1 -12,5. А самая яркая известная звезда LBV 1806-20 имеет абсолютную звездную величину -14,2 и с расстояния в 10 парсек сияла бы на небе почти в пять раз ярче нашей Луны в полнолуние.
Взрыв самой яркой сверхновой -20,4 (с расстояния в 32,6 световых лет он светил бы в триста раз слабее Солнца. Или был в тысячу с лишним раз ярче Луны)...
Туманность Андромеды -21. Если собрать всю гигантскую галактику в точку, она бы светила чуть сильнее этой сверхновой.
Самый мощный гамма-всплеск -36,4... Минус тридцать шесть с небольшим... с расстояния в десять парсек он был бы ярче видимого нами на нашем небе Солнца без малого в десять тысяч раз, выжигая поверхность Земли...
Резюмирую.
Звездная величина - чем она меньше, тем видимый объект ярче. При звездной величине больше шести объект уже не виден большинству людей невооруженным глазом. Больше тридцати - объект не виден в самый мощный современный телескоп. Уменьшение на одну величину означает ослабление яркости в 2,5 раза, на пять величин - в сто. Звездная величина нуль соответствует весьма яркой звезде (Вега).
Абсолютная звездная величина - яркость объекта, который находился бы на расстоянии 32,616 световых года.
И цвет объекта. Показатель цвета нуль - белый. Меньше нуля - синий, и чем меньше показатель, тем более он синий. Больше нуля - желтый. Намного больше нуля (близок к единице) - оранжевый. Заметно больше единицы - красный.