Леќеста галаксија
Леќеста галаксија — вид на галаксија која претставува средина меѓу елиптичната галаскија и спиралната галаксија во шемите за Морфолошката класификација на галаксиите.[1] Леќестите галаксии се дискови галаксии кои ја искористиле или изгубиле сопствената меѓуѕвездена материја и поради тоа имаат слабо создавање на ѕвезди.[2] Но затоа пак, можат да задржат значајно количество на прав во своите дискови. Како резултат на ова, тие се содржат главно од стари ѕвезди (како и елиптичните галаксии). Поради неправилните спирални краци, ако истите се наклонети челно, настануваат тешкотии за нивно разликување од елиптичните галаксии. И покрај постоечките морфолошки разлики, леќестите и елиптичните галаксии споделуваат заеднички особености како и спектрални особености, и двата вида на глаксии може да се сметаат за првични типови на галаксии кои дополнително се развиваат, на пример како во месниот универзум.
Морфологија и структура
[уреди | уреди извор]Класификација
[уреди | уреди извор]
Леќестите галаксии се единствени поради тоа што поседуваат видлива дискова компонента како и изразита испакнатост. Тие имаат многу повисоки односи на испакнатост во споредба со дискот отколку вообичаените спирални галаксии и не поседуваат канонична спирална структура на краците од подоцнежниот развој на[note 1] галаксиите, како сѐ уште да поседуваат централна пречка.[3] Преовладувањето на оваа испакнатост се забележува во осниот однос (т.е. односот меѓу набљудуваните мали и големи оскина дисковата галаксија) и неговата распределба на примеокот од леќеста галаксија. Распределбата за леќестите галаксии расте постојано во интервалот од 0.25 до 0.85 каде распределбата за спиралите е всушност рамна во овој интервал.[4] Поголемите осни односи можат да се објаснат со набљудување од челно на дисковите галаксии или пак со примерок од сфероидни (испакнато) преовладувачки. Со замислување дека гледаме во рабовите на две дискови галаксии, една од нив со испакнатост, додека пак другата нема испакнатост. Галаксијата со изразена испакнатост ќе поседува поголем рабен однос во споредба со галаксијата без испакнатост засновано на дефиницијата за осен однос. Но одреден дел од дискови галаксии со изразени сфероидни делови ќе важи за галаксии со поголем осен однос. Фактот дека распределбата на леќестите галаксии нараснува со зголемувањето на осниот однос наведува дека леќестите галаксии кај кои преовладува компонентата на централната испакнатост.[3]
Леќестите галаксии често се сметаат за недоволно разбран премин меѓу спиралните и елиптичните галаксии, и затоа се сместени непосредно во нивна близина на Хабловата низа. Ова потекнува од природата на леќестите галаксии кои поседуваат изразен диск и испакнатост. Дискот е без особености, кој наликува на класификационен систем сличен на спиралните галаксии. Како и испакнатоста е вообичаено сферична, употребата на класификации за елиптични галаксии е несоодветна. Леќестите галаксии се поделени во подкласи засновани на количеството на гас присутно во близина на централната пречка. Класите на леќестите галаксии се S01, S02 и S03 кога станува збор за класификација на впиеното количество на прав во дискот и SB01, SB02 и SB03 кога се заснова на централната пречка.[3]
Серсиков распад
[уреди | уреди извор]
Додека елеиптичните и спиралните галаксии кои имаат изразен Серсикови профили, површинските светлински профили на леќестите галаксии се често потешки за добивање. Дисковата компонента на леќестите галаксии често имаат многу изедначена светлинска распределба (Серсиков показател со вредност n ≈ 1), особено во најодалечените области на дискот.[3] Исто така, постои и вообичаено набљудувано скусување во површинската светлина на леќестите галаксии ~ 4 радијални големини од дискот.[5] Овие особености се во согласност со општата структура на спиралните галаксии. Но, испакнароста на леќовидните галаксии е близу поврзана со елиптичните галаксии во однос на морфолошката класификација. Оваа сфероидна област, која преовладува над целокупната структура на леќестите галаксии има поголем површински осветлен профил (Серсиков показател со вредност n ≈ 4) во споредба со дискот.[5] Бидејќи испакнатоста преовладува во галаксијата, примерите за леќестите галаксии се често неразлични од елиптичните галаксии во однос на нивниот целовкупен површински светлосен профил. Но, галаксиите често се ставаат во морфолошката класа S0 кога се потребни повеќе Серсикови показатели кои га опишуваат нивниот површински светлосен профил, еден кој ја опишува испакнатоста и друг кој го опишува дискот.[3] Ова укажува дека леќестите галаксии се поинаква подкласа на галаксии.
Пречки
[уреди | уреди извор]Како и спиралните галаксии, леќестите галаксии поседуваар централна пречка. Додека системот за класификација за нормалните лечести галаксии зависи од содржината на прав, пречкестите леќести галаксии се класифицирани според изразеноста ан централната пречка. SB01 глаксиите имаат најмалку изразита пречкеста структура и се класифицираат како да поседуваат малку зајакната површинска осветленост по должината на спротивните страна на централната испакнатост. Изразеноста на пречкестиот делс се зголемува со показателниот број, па така SB03 галаксиите имаат доволно јасно обликувана пречка која се протега низ преодната област меѓу испакнатоста и дискот.[3] За несреќа, особеностите на пречките во леќестите галаксии не се истражени со во поголема деталност. Разбирањето наовие особености, како и разбирањето на создавачкиот механизам на пречките, кои ќе го разјаснат создавањето или развојната историја на леќестите галаксии.[5]
Содржина
[уреди | уреди извор]Во многу погледи составот на леќестите галаксии е сличен на оние на елипсоидите. На пример, тие се состојат од претежно стари а со тоа и црвени, ѕвезди. Сите овие ѕвезди се сметаат за постари од милијарда години, во согласност со нивното отстапување од Тали-Фишеров однос. Кака додаток на овие општи ѕвездени особености, збиените јата се честа појава во леќеситите галаксии отколку кај спиралните галаксии со слична маса и сјајност. Тие имаат мало количество на молекуларен гас или пак истиот е целосно отсутен (па поради тоа имаат и слабо создавање на нови ѕвезди) и отсуство на значајно оддавање на Водород α или 21-см спектрални линии. Конечно за разлика од елипсоидите, поседуваат значајни количества на прав.[3]
Кинематика
[уреди | уреди извор]
Леќестите галаксии ги делат кинематичките својства со спиралните и елиптични галксии.[7] Ова се должи на значајната испакнатост и природата на дискот на леќестите галаксии. Испакнатоста е слична како кај елиптичните галаксии на тој начин што поддржана од притисокот на централното брзинско расејување. Оваа ситуација е слична на балон, каде движењата на воздушните честички е преовладено од случајни движења. Но, кинематиката на леќестите галаксии е провладана од вртежниот диск. Вртежната поддршка укажува на просечното кружно движење на ѕвездите во дискот е одговорно за стабилноста на галаксијата. Па кинематиката често се користи за да сенаправи разлика меѓу леќестите галаксии од елиптичните или спирални галаксии. Разликата меѓу спиралните и леќестите галаксии е почесто поедноставни за разгледување како што разделната линија е често се користи како одреден однос на испакнатоста и дискот. Одредувањето на разликите меѓу елиптичните галаксии и леќестите галаксии честосе заснова на мерењето на брзината на расејувањето (σ), вртежната брзина (v), и елиптичноста (ε).[7] За да се направи разлика меѓу леќестите и елипсоидните галаксии, обично се зема односот на v/σ при непроменливо ε. На пример, грубиот услов за разликување меѓу леќестите и елиптичните галаксии поседуваат однос v/σ < 0.5 за ε = 0.3.[7] Побудата зад овој услов е тоа што леќестите галаксии поседуваат изразени испакнатости и дискови, додека пак елиптичните галаксии не поседуваат дискови. Па, леќестите галаксии поседуваат однос v/σ во споредба со елипсичните поради нивните незанемарливи вртежни брзини или во продолжение истите немаат изразена испакнатост во споредба со елиптичните галаксии.
Кинематиката на дисковите галаксии се одредува со Hα или 21-см оддавна линија, кои не се присутни кај леќестите галаксии поради недостатокот на постоење на ладен гас.[5] Иако кинематичките информации и грубите проценки за масата за леќестите галаксии најчесто потекнуваат од ѕвездените линии на впивањето, кои се помалку веродостојни од оддавните линии добиени со мерењето. Постои и одредено количество на потешкотии за определување на вртежните брзини за леќестите галаксии. Ова е заеднички ефект од леќестите галаксии чии тешкотии за мерење при наклон, проектирачките ефекти во областа на заемодејството меѓу дискот и испакнатоста, а и случајните движења на ѕвездите влијаат на сопствените вртежни брзини.[8] Овие ефекти ги отежнуваат значително кинематичките мерења на леќестите галаксии во споредба со нормалните дискови галаксии.
Отстапување од Тали-Фишеровиот однос
[уреди | уреди извор]
Кинематичката поврзаноср меѓу спиралните и леќестите галаксии е најасна кога се анализира Тали-Фишеровиот однос на спиралните и ќекестите галаксии. Ако леќестите галаксии се развоен чекор на спиралните галаксии тогаш би требале да имаат сличен Тали-Фишеров однос со спиралните галаксии, но со разлика во сјајноста/апсолутната големина на оската. Ова ќе доведе до преовладување на посветли, црвени ѕвезди кај леќестите галаксии. Пример за овој ефект може да се види на прикажаниот цртеж.[5] Секој може да види дека најдобрите линии на трендот за податоците за спиралните галаксии и леќестите галаксии го имаат истиот наклон, но се изместени за ΔI ≈ 1.5. Ова укажува дека леќестите галаксии биле некогаш спирални галаксии во кои сега преовладуваат стари и црвени ѕвезди.
Теории за создавањето
[уреди | уреди извор]Морфологијата и кинематиката на леќестите галаксии наведува на начин на кој се создавале галаксиите. Нивните дискови, кај кои пстои прав, наизглед наведува дека истите потекнуваат од стари спирални галаксии, чии краци исчезнале. Понаквата теорија е дека леќестите галаксии, со својата изразена осветленост наведуваат дека не се само стари остатоци од посветлите спирални галаксии. Всушност, леќестите галаксии потекнуваат од галактичките спојувања, кои ја зголемуваат вкупната ѕвездена маса и им го даваат новиот споен изглед на глаксиите односно нивниот дисков облик, и недостатокот на краци.[5]
Избледени спирали
[уреди | уреди извор]Отсуството на гас, и присуството на прав, и недостатокот од неодамнешни создавања на ѕвезди, и вртежнтата поддршка се сите особености кои бе се очекувале да ги поседува една спирална галаксија кај која е исцрпен целиот гас при создавањетона ѕвездите.[5] Оваа можност е понатамошно појачана со постоењето на галаксии осиромашени со гас, или т.н. „анемична“ спирална галаксија. Ако спиралниот изглед е разнебитен настанатата галаксија ќе наликува на многу од леќестите галаксии.[11] Гравитациските ефекти од останатте блиски галаксии го потпомогнуваат овој процес во областите со поголема густина.[12] Најасната поддршка за оваа теорија, сепак е нивното сложување со малку изместениот однос на Тали-Фишер споменат погоре.
Труд од 2012 г. кој предвидува нов систем на класификација за првпат предложена од страна на канадскиот астроном Сидни ван ден Берг за леќестите галаксии и џуџести сфероидни галаксии (S0a-S0b-S0c-dSph) кои се подеднакви на оние од хабловата низа за спиралните и неправилните галаксии (Sa-Sb-Sc-Im) ја зацврстува идејата како идејата за спирално-неправилните галаксии е слична со низата на леќестите и џуџестите елиптични галаксии.[13]
Спојување
[уреди | уреди извор]Анализите на Бурштајн[14] and Sandage[15] покажале дека леќестите галаксии имаат вообичаена површинска осветленост многу поголема од останатите спирални класи. Исто така се смета дека леќестите галаксии пројавуваат поголем однос на испакатост-диск отколку спиралните галаксии и ова може да биде неповрзано со едноставното избледување на спиралите.[16][17] Ако S0 се создадени со спојување на други спирални галаксии овие набљудувања би биле прифатливи и исто така би се објаснила честотата на збиените ѕвездени јата. Треба да се напомене дека напредните модели за централната испакнатост и исто така се вклучени и Серсиковиот профил и пречката наведува на мала испакнатост,[18] и поради тоа олеснета непостојаност. Спојувањата не обезбедуваат отстапување од Тали-Фишеровиот однос без да се земе предвид дека споените галаксии се доста поинакви од оние кои ги набљудуваме денес.
Примери
[уреди | уреди извор]
- Галаксијата Тркало — леќеста галаксија на растојание од 500 милиони светлосни години во соѕвездието Вајар
- NGC 2787 — пречкеста леќеста галаксија
Поврзано
[уреди | уреди извор]Белешки
[уреди | уреди извор]- ↑ галаксиите од левата страна на Хабловата класификациона шема и понекогаш се нарекуваат „првичен“ вид, додека оние од десно се нарекуваат „подоцнежен“ тип,
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ R. J. Buta, H. G. Corwin, Jr., S. C. Odewahn (2007s). The de Vaucouleurs Atlas of Galaxies. Cambridge: Cambridge University. ISBN 978-0521820486.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E. (December 2007). „A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters, and Distance of the Star-Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado“. The Astrophysical Journal. 671 (2): 1624–1639. Bibcode:2007ApJ...671.1624D. doi:10.1086/523640.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 3,7 Binney & Merrifield (1998). Galactic Astronomy. ISBN 0-691-02565-7. Грешка во наводот: Неважечка ознака
<ref>; називот „bmbook“ е зададен повеќепати со различна содржина. - ↑ Lambas, D.G.; S.J.Maddox and J. Loveday (1992). „On the true shapes of galaxies“. MNRAS. 258 (2): 404–414. Bibcode:1992MNRAS.258..404L.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 Blanton, Michael; John Moustakas (2009). „Physical Properties and Environments of Nearby Galaxies“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 47 (1): 159–210. arXiv:0908.3017. Bibcode:2009ARA&A..47..159B. doi:10.1146/annurev-astro-082708-101734.
- ↑ „A stranger in the crowd“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 21 July 2013.
- ↑ 7,0 7,1 7,2 Moran, Sean M.; Boon Liang Loh; Richard S. Ellis; Tommaso Treu; Kevin Bundy; Lauren MacArthur (20 August 2007). „The Dynamical Distinction Between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies“. The Astrophysical Journal. 665 (2): 1067–1073. arXiv:astro-ph/0701114. Bibcode:2007ApJ...665.1067M. doi:10.1086/519550.
- ↑ Bedregal, A.G.; A. Aragon-Salamanca, M.R. Merrifield, B. Milvang-Jensen (October 2006). „S0 Galaxies in Fornax: data and kinematics“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (4): 1912–1224. arXiv:astro-ph/0607434. Bibcode:2006MNRAS.371.1912B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10829.x.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ Bedregal, A.G.; A. Aragon-Salamanca, M.R. Merrifield (December 2006). „The Tully-Fisher relation for S0 galaxies“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 373 (3): 1125–1140. arXiv:astro-ph/0609076. Bibcode:2006MNRAS.373.1125B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11031.x.
- ↑ Courteau, Stephane; Aaron A. Dutton, Frank C. van den Bosch, Lauren A. MacArthur, Avishai Dekel, Daniel H. McIntosh, Daniel A. Dale (10 December 2007). „Scaling Relations of Spiral Galaxies“. The Astrophysical Journal. 671 (1): 203–225. arXiv:0708.0422. Bibcode:2007ApJ...671..203C. doi:10.1086/522193.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ Elmegreen, Debra; Bruce G. Elmegreen; Jay A. Frogel; Paul B. Eskridge; Richard W. Pogge; Andrew Gallagher; Joel Iams (2002). „Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies“. The Astronomical Journal. 124 (2): 777. arXiv:astro-ph/0205105. Bibcode:2002AJ....124..777E. doi:10.1086/341613.
- ↑ Moore, Ben; George Lake; Neal Katz (1998). „Morphological Transformation from Galaxy Harassment“. The Astrophysical Journal. 495 (1): 139. arXiv:astro-ph/9701211. Bibcode:1998ApJ...495..139M. doi:10.1086/305264.
- ↑ Kormendy, John; Ralf Bender (2012). „A Revised Parallel-sequence Morphological Classification of Galaxies: Structure and Formation of S0 and Spheroidal Galaxies“. The Astrophysical Journal Supplement. 198 (1): 2. arXiv:1110.4384. Bibcode:2012ApJS..198....2K. doi:10.1088/0067-0049/198/1/2.
- ↑ Burstein, D; Ho LC; Huchra JP; Macri LM (2005). „TheK‐Band Luminosities of Galaxies: Do S0s Come from Spiral Galaxies?“. The Astrophysical Journal. 621 (1): 246–55. Bibcode:2005ApJ...621..246B. doi:10.1086/427408.
- ↑ Sandage, A (2005). „THE CLASSIFICATION OF GALAXIES: Early History and Ongoing Developments“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 581–624. Bibcode:2005ARA&A..43..581S. doi:10.1146/annurev.astro.43.112904.104839.
- ↑ Dressler, A; Gilmore, Diane M. (1980). „On the interpretation of the morphology-density relation for galaxies in clusters“. The Astrophysical Journal. 236: 351–65. Bibcode:1991ApJ...367...64W. doi:10.1086/169602.
- ↑ Christlein, D; Zabludoff AI (2004). „Can Early‐Type Galaxies Evolve from the Fading of the Disks of Late‐Type Galaxies?“. The Astrophysics Journal. 616 (1): 192–98. arXiv:astro-ph/0408036. Bibcode:2004ApJ...616..192C. doi:10.1086/424909.
- ↑ Laurikainen, Eija; Heikki Salo; Ronald Buta (October 2005). „Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies“. MNRAS. 362 (4): 1319–1347. arXiv:astro-ph/0508097. Bibcode:2005MNRAS.362.1319L. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09404.x.
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||
|