Lentikulární galaxie

Lentikulární (čočkovitá) galaxie  je typ galaxie mezi eliptickou a spirální v Hubbleově klasifikaci . Lentikulární galaxie jsou diskové galaxie (jako například spirální), které utratily nebo ztratily svůj mezihvězdný plyn, a proto je v nich snížena frekvence tvorby hvězd [1] . Stále mohou na svých discích ukládat značné množství prachu. V důsledku toho jsou složeny převážně ze starých hvězd. V případech, kdy je galaxie obrácena k pozorovateli, je často obtížné jasně rozlišit mezi lentikulárními a eliptickými galaxiemi kvůli nevýraznosti spirálních ramen lentikulární galaxie. Podle Hubbleovy klasifikace patří lentikulární galaxie do třídy S0 .

Morfologie a struktura

V lentikulárních galaxiích jsou vyjádřeny jak disková složka, tak vyboulenina . Oproti spirálním galaxiím jsou u čočkovitých galaxií vybouleniny výraznější a naopak zde nejsou žádná ramena, ale příčka může existovat [2] .

Míru závažnosti vyboulení lze odhadnout jako poměr hlavní a vedlejší osy viditelného disku galaxie. U tohoto parametru v rozmezí od 0,25 do 0,85 se početnost lentikulárních galaxií zvyšuje, zatímco u spirálních galaxií zůstává nezměněna [3] . Navzdory skutečnosti, že tento parametr nemusí vždy souviset se skutečným tvarem galaxie (například pokud byla galaxie pozorována z očí do očí, poměr se v každém případě bude blížit 1), obecný trend je viditelný.

Ačkoli čočkové galaxie sdílejí podobnosti se spirálními i eliptickými galaxiemi, nevztahuje se na ně klasifikace eliptických ani spirálních galaxií. Používá se samostatný klasifikační systém: v závislosti na množství prachu na disku má galaxie třídu S0 1 , S0 2 nebo S0 3 [2] .

Galaxie s příčkou mohou mít také různé množství prachu, jsou klasifikovány podle závažnosti příčky: třídy lentikulárních galaxií jsou označeny SB0 1 , SB0 2 a SB0 3 [2] . V některých galaxiích, jako je NGC 1375 , jsou pozorovány dva protínající se příčky, důvody pro to nejsou známy.

Povrchová jasnost lentikulárních galaxií je dobře popsána Sersicovým zákonem , pokud je aplikován odděleně na diskovou komponentu, na vybouleninu a, pokud je přítomna, na příčku [4] . Studium profilů jasnosti galaxií umožňuje odlišit eliptické galaxie od lentikulárních [5] .

Co se týče složení hvězd, čočkovité galaxie jsou podobné eliptickým galaxiím – oba tyto typy se skládají převážně ze starších a červenějších hvězd a kulové hvězdokupy jsou v nich také častější než ve spirálních galaxiích s podobnými parametry. Naopak plynů v nich zůstává málo, což lze usoudit z pozorování čáry neutrálního vodíku . Ale na rozdíl od eliptických galaxií mohou lentikulární galaxie obsahovat značné množství prachu [2] .

Kinematika

Co se týče kinematických charakteristik, čočkovité galaxie mají podobnosti se spirálními i eliptickými galaxiemi [6] . Zatímco vyboulenina se nemusí otáčet, ale udržuje si svůj tvar díky rozptylu rychlosti , jako u eliptické galaxie, disk se nutně otáčí jako u spirální galaxie. Pomáhá také rozlišovat mezi eliptickými a lentikulárními galaxiemi: obvykle se díváme na poměr rychlosti rotace galaxie a disperze rychlostí v ní (v/σ) a na zploštělost (ε). Například při ε = 0,3 se má za to, že je-li v/σ < 0,5, galaxie je eliptická. Čočkovité galaxie budou mít se stejnou zploštělostí stále rotující disk, a proto bude poměr v/σ v průměru větší než u eliptických galaxií. Tato metoda však není příliš přesná [6] .

Určení rychlosti rotace komplikuje i fakt, že v čočkovitých galaxiích se téměř nevyskytují oblaka neutrálního vodíku, od jehož čárového posunu je vhodné rychlost měřit pomocí Dopplerova jevu [7] . Proto je třeba určit rychlosti z pozorování hvězdných absorpčních čar, což je obecně méně spolehlivé.

Tully-Fisherův vztah pro lentikulární galaxie je stejný jako pro spirální galaxie, avšak při stejných jasech (nebo hmotnostech) čočkovité galaxie rotují rychleji [7] .

Formace

Jak vznikaly lentikulární galaxie, lze posoudit na základě znalosti jejich morfologie a kinematiky. Existují různé verze:

Viz také

Poznámky

  1. ↑ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E. A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters and Distance of the Star-Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Prosinec ( roč. 671 , č. 2 ). - S. 1624-1639 . - doi : 10.1086/523640 . - .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 Binney & Merrifield. Galaktická astronomie. - 1998. - ISBN 0-691-02565-7 .
  3. ↑ Lambas, DG; S. J. Maddox a J. Loveday. O skutečných tvarech galaxií  (anglicky)  // MNRAS  : journal. - 1992. - Sv. 258 , č.p. 2 . - str. 404-414 . - doi : 10.1093/mnras/258.2.404 . - .
  4. ↑ Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald (2005), Vícesložkové rozklady pro vzorek galaxií S0 Archivováno 7. srpna 2019 na Wayback Machine
  5. ↑ Guilia AD Savorgnan a Alister W. Graham (2016), Supermasivní černé díry a jejich hostitelské sféroidy. I. Demontáž galaxií
  6. ↑ 1 2 Moran, Sean M.; Boon Liang Loh; Richard S. Ellis; Tommaso Treu; Kevin Bundy; Lauren MacArthur. Dynamický rozdíl mezi eliptickými a lentikulárními galaxiemi ve vzdálených kupách: Další důkazy o nedávném původu galaxií S0  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - 20. srpen ( roč. 665 , č. 2 ). - S. 1067-1073 . - doi : 10.1086/519550 . - . - arXiv : astro-ph/0701114 .
  7. ↑ 1 2 3 4 Blanton, Michael; John Moustakas. Fyzikální vlastnosti a prostředí blízkých galaxií  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics  : deník. - 2009. - Sv. 47 , č. 1 . - S. 159-210 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101734 . — . - arXiv : 0908.3017 .
  8. ↑ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia AD (2015), Hiding in Plain Sight: Hojnost kompaktních masivních sféroidů v místním vesmíru

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích