Boule

Bulge (z anglického  bulge  - boule, otok) - kulovitá pečeť hvězd ve středu galaxie . Vyboulenina je nejjasnější částí sférického subsystému galaxie a jednou ze dvou hlavních strukturálních složek galaxie spolu s diskem. Vyboulenina se skládá hlavně ze starých hvězd populace II pohybujících se po protáhlých drahách.

Relativní závažnost vyboulení se u různých galaxií velmi liší a slouží jako jedno z nejdůležitějších kritérií pro klasifikaci galaxií: například eliptické galaxie se skládají pouze z kulového subsystému a nemají disk, zatímco v nepravidelných galaxiích je kulový subsystém je naopak velmi slabý. Jasnost vyboulení galaxií dobře popisuje Sersicův zákon .

Vyboulení mohou být struktury se zásadně odlišnými vlastnostmi a různými povahami. Existují tři typy vyboulenin: klasické vybouleniny, diskovité vyboulení ( anglicky  disc-like nebo disky ) a krabicovité / arašídové vyboulení ( anglicky  boxy / arašíd ), poslední dva typy se někdy nazývají pseudo-boule.

Mléčná dráha postrádá klasickou vybouleninu, ale má vybouleniny ve tvaru disku a krabice. Většina hvězd ve výduti naší Galaxie je stará, přes 7 miliard let, ale jsou zde i hvězdy staré 1–5 miliard let a méně než 500 milionů let a pozorovány jsou i mladé a jasné hvězdokupy , jako např. shluk Arches .

Popis a charakteristika

Bulge (z anglického  bulge  - boule, otok) - kulovitá pečeť hvězd ve středu galaxie . Vyboulenina je nejjasnější částí sférického subsystému galaxie : zahrnuje také vnější, slabší galaktické halo . Hranice mezi těmito částmi je podmíněná, velikost typické boule je od stovek parseků do několika kiloparseků [1] . Vyboulenina a disk  jsou dvě hlavní součásti struktury galaxií a jejich relativní jasnost se u různých galaxií velmi liší (viz níže ) [2] [3] . Vybouleniny galaxií mají podobné charakteristiky jako eliptické galaxie stejné velikosti [4] .

Hvězdy ve výdutí rotují po vysoce protáhlých drahách: rozptyl rychlosti hvězd v nich je velký, zatímco rychlost rotace výdutí je nízká. Ve výdutí, stejně jako v halu, jsou hvězdy převážně staré a patří k populaci II , ale ve výdutí jsou přítomny i hvězdy mladší populace I , což ukazuje na nedávnou tvorbu hvězd ve výdutí. Vyboulené hvězdy mají mnohem vyšší metalicitu než halo hvězdy, navíc tento indikátor zaujímá větší rozsah hodnot pro vyboulené hvězdy [1] [5] .

Klasifikace galaxií

Přítomnost a relativní závažnost vyboulení je jedním z kritérií pro klasifikaci galaxií . Eliptické galaxie se tedy skládají pouze z kulového subsystému a nemají disk, u čočkovitých a spirálních galaxií je v té či oné míře vyjádřena výduť i disk a u nepravidelných galaxií je sférický subsystém velmi slabý [2] [ 3] .

Spirální galaxie se dělí na podtypy - od dřívějších po pozdější - Sa, Sb, Sc a Sd se středními hodnotami S0a, Sab, Sbc, Scd. Galaxie je přiřazena ke kterémukoli z těchto podtypů podle několika kritérií, včetně závažnosti vyboulení – v průměru platí, že čím pozdější je typ spirální galaxie, tím nižší je relativní svítivost vyboulení a tím otevřenější a členitější její spirální ramena . [3] [6] . Lentikulární galaxie, označované jako S0, nemají spirální ramena, ale jejich vyboulení je v průměru výraznější než u spirálních galaxií [7] .

Jas povrchu

Závislost povrchové jasnosti na vzdálenosti od středu pro různé složky galaxie popisuje Sersicův zákon [8] :

V tomto vzorci  je jas povrchu ve středu a  je charakteristický poloměr. Vhodné pro většinu vyboulení a v průměru se zvyšuje se zvyšující se svítivostí vyboulení. Sersicův zákon at přechází do exponenciálního rozdělení a popisuje výdutě s nízkou svítivostí a pro nejjasnější výdutě i pro eliptické galaxie je vhodný , při kterém se Sersicův zákon mění v de Vaucouleurův zákon [8] [9] .

Typy vyboulení

Vyboulení mohou být konstrukce se zásadně odlišnými vlastnostmi, které mají různou povahu [7] . Existují tři typy vyboulenin: klasické vybouleniny, vybouleniny diskovitého tvaru ( anglicky  disc-like nebo disky ) a krabicovité / arašídové vyboulení ( anglicky  boxy / arašíd ) [10] . Někdy se poslední dva typy výdutí nazývají pseudovýdutě [11] . V jedné galaxii lze současně pozorovat výdutě různých typů [12] .

Klasické boule

Klasické výdutě jsou svými charakteristikami nejvíce podobné eliptickým galaxiím . Takové vybouleniny jsou nejběžnější v galaxiích raného typu, jako je galaxie Sombrero , a stávají se vzácnějšími v galaxiích pozdějšího typu (viz výše ). Jasové profily klasických vyboulení popisuje de Vaucouleursův zákon [7] .

Předpokládá se, že tyto objekty vznikají během gravitačního kolapsu , který doprovází vznik galaxie , dokonce ještě předtím, než se vytvoří disk , nebo během sloučení galaxií . V numerických modelech sloučení se reprodukují vybouleniny, jejichž jasový profil odpovídá de Vaucouleursově zákonu [8] [7] . Ke vzniku takových výdutí dochází při velmi rychlém vzniku hvězd, takže hvězdy ve výdutí jsou vysoce obohaceny o prvky vznikající v procesu alfa [comm. 1] [12] .

Diskovité vybouleniny

Kotoučovité vybouleniny také vynikají jasem nad diskem, jehož rozložení jasu je exponenciální , ale jsou samy o sobě v různých vlastnostech podobné. Převládá v nich spíše rotace než disperze rychlosti , mají téměř stejný plochý tvar - poměr os může být malý, do 0,3. Jejich rozložení jasu může být také blízko exponenciální. Často je v nich pozorován prach , mladé hvězdy a může docházet k poměrně rychlému vzniku hvězd [8] . Diskovité výdutě jsou kvůli jejich tvaru těžko pozorovatelné v okrajových galaxiích [7] [10] .

Předpokládá se, že vybouleniny ve tvaru disku vznikají hlavně jako výsledek sekulární evoluce galaxií v přítomnosti nestabilit na disku, jako jsou tyče nebo spirální ramena . Tyto struktury přerozdělují moment hybnosti uvnitř galaxie, díky čemuž se hvězdy a plyn v galaxii koncentrují ve středu jejího disku a vzniká vyboulenina, která si zachovává některé kinematické vlastnosti disku [7] [10] . Vlivem aktivní tvorby hvězd vzniká výduť celkem efektivně – za pár miliard let může vzniknout výduť o hmotnosti miliardy slunečních hmot [14] .

Boxovité vyboulení

Krabicovité vybouleniny, nazývané také krabicovité nebo arašídové, jsou svou povahou a parametry tyčemi , které existovaly po několik rotací galaxie a jsou pozorovány v galaxiích s hranou [12] . Přitom tytéž struktury, pozorované nikoli z roviny disku, vypadají jako obyčejné tyče. Krabicovité vybouleniny mají zvýšený jas podél os k hlavní a vedlejší ose elipsy, který popisuje jejich tvar, takže mohou vypadat jako arašídy , mít obdélníkový nebo dokonce X-tvar, což vede k jejich názvu [11] [ 15] [16] . Vzhledem k povaze takových předmětů se někdy má za to, že je chybou nazývat je vybouleninami [10] .

Několik otáček galaxie po objevení se příčky získávají hvězdy v ní složku rychlosti kolmou k rovině disku, v důsledku čehož příčka ztloustne. V okrajových galaxiích vypadají takové příčky jako centrální výdutě a jsou podobné výdutí. Ačkoli výskyt krabicovitého vyboulení může být doprovázen nárůstem tvorby hvězd , takové struktury obsahují hlavně hvězdy, které vznikly dlouho před objevením se vyboulení [11] [12] [17] .

Boule Mléčné dráhy

Naše Galaxie nemá klasickou vybouleninu, ale má dvě pseudovybouleniny – krabicovitý a diskovitý. První je tyč (viz výše ), pozorovaná téměř od konce — úhel mezi osou tyče a směrem k ní je 25° [7] . Vzhledem k tomu, že vzdálenost od Země k blízkému a vzdálenému konci lišty se výrazně liší, vypadá asymetricky. Druhá je malá diskovitá vyboulenina s probíhající tvorbou hvězd uvnitř první [11] .

Většina hvězd ve výduti je stará, přes 7 miliard let, ale jsou zde i hvězdy staré 1–5 miliard let a méně než 500 milionů let a jsou také pozorovány mladé a jasné hvězdokupy , jako je kupa Arches [5] . Vyboulenina měří 3,5 kiloparseku . Metalicita hvězd ve výduti Mléčné dráhy se pohybuje od -1,8 do 0,2 a je obohacena o prvky alfa [7] [11] .

Hmotnost diskovité výdutě je 3 % hmotnosti hvězdy v galaxii a její charakteristická tloušťka je 45 parseků, u krabicovitého jsou tyto údaje 28 % a 200 parseků. Z hlediska parametrů vyboulení a struktury obecně je Mléčná dráha podobná galaxiím NGC 4565 a NGC 5746 [11] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Prvky alfa jsou produkovány především v masivních hvězdách, které rychle končí svůj vývoj - mezihvězdné médium se jimi začíná obohacovat 10 milionů let po propuknutí hvězdotvorby , což je ve srovnání s dobou trvání procesů v galaxiích velmi krátké. Jiné chemické prvky , jako je železo , se vracejí do mezihvězdného prostředí po mnohem delší dobu, takže hvězdy, které se tvoří v krátkém výbuchu hvězdy, mají čas se obohatit o prvky alfa, ale ne o železo a některé další prvky [13 ]

Zdroje

  1. ↑ 1 2 Zasov A. V. Výduť galaxie . Astronet . Získáno 30. října 2021. Archivováno z originálu dne 30. října 2021.
  2. ↑ 1 2 Silčenko O. K. Baldzh . Velká ruská encyklopedie . Získáno 30. října 2021. Archivováno z originálu dne 22. října 2021.
  3. ↑ 1 2 3 Zásov, Postnov, 2011 , str. 342-344.
  4. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 375-376.
  5. ↑ 12 vyboulenin _ _ Swinburne University of Technology . Získáno 30. října 2021. Archivováno z originálu dne 7. března 2022.
  6. ↑ Hodge PW Galaxy : Jiná klasifikační schémata a typy galaxií  . Encyklopedie Britannica . Získáno 2. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 19. října 2021.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Freeman KC Galaktické boule: přehled . — 2008-07-01. - T. 245 . — S. 3–10 . - doi : 10.1017/S1743921308017146 .
  8. ↑ 1 2 3 4 Zasov, Postnov, 2011 , str. 345-346.
  9. ↑ Profily jasu povrchu . Swinburne University of Technology . Získáno 1. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 1. listopadu 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Gadotti DA Galaxie a eliptické galaxie - Poznámky k přednášce: Typy vyboulenin . ned.ipac.caltech.edu . Získáno 2. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 9. srpna 2020.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kormendy J., Bender R. Strukturní analogy galaxie Mléčná dráha: Hvězdné populace v hranatých boulích NGC 4565 a NGC 5746  //  The Astrophysical Journal. — 2019-02-14. — Sv. 872 , iss. 1 . - str. 106 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/aafdff . Archivováno z originálu 5. listopadu 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Athanassoula E. O povaze vyboulenin obecně a krabicových/arašídových vyboulenin zvláště: vstup ze simulací N-těla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2005-04. - T. 358 , č.p. 4 . - S. 1477-1488 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x .
  13. ↑ Surdin et al., 2017 , str. 336-337.
  14. ↑ Surdin et al., 2017 , str. 323-325.
  15. ↑ Surdin et al., 2017 , str. 227.
  16. ↑ Ořech ve středu galaxie . Populární mechanika . Získáno 2. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 2. listopadu 2021.
  17. ↑ Pérez I., Martínez-Valpuesta I., Ruiz-Lara T., de Lorenzo-Caceres A., Falcón-Barroso J. Observational constraints to boxy/peanut bulge formation time  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2017-06-01. - T. 470 . — S. L122–L126 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/slx087 .

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích