 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://www.variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.15.4.html |
Лекция 15. Построение модели Галактики
15.4 Составные модели Галактики
Мы знаем из материалов предыдущих лекций, что Галактика имеет сложную структуру и состоит из подсистем с различными пространственно-кинематическими свойствами. При обсуждении структуры Галактики возникают следующие вопросы: (1) сколько подсистем необходимо выделить в Галактике, (2) каковы их геометрические характеристики - форма и характерные размеры, (3) какова доля массы Галактики, заключенная в этих подсистемах. Следующим шагом можно считать выявление распределения массы в подсистемах и дисперсий скоростей звёзд в них, в частности, зависимость дисперсий скоростей от галактических координат.
Ответить на эти вопросы можно с помощью построения модели Галактики, задавая некоторые характеристики подсистем и исследуя, как эти характеристики согласуются с наблюдательными данными. В качестве наблюдательных данных используется кривая вращения Галактики, величины дисперсий скоростей в подсистемах, величина плотности вещества в окрестностях Солнца, распределение звёзд по z-координате, расстояние Солнца от центра Галактики и результаты звёздных подсчётов. К наблюдательным данным можно отнести и характеристики подсистем других галактик, в частности изменение звёздной плотности с расстоянием от центра галактики для разных подсистем других галактик.
Наиболее точное представление наблюдательных данных удается с помощью многокомпонентных моделей Галактики, где отдельные компоненты, такие как балдж, диск и гало приближаются сжатыми сфероидами с определенным законом изменения плотности вещества в них. Наиболее известной такой моделью является модель Шмидта, созданная в середине 60-х годов ХХ-го века и хорошо приближавшая известную в то время кривую вращения, и состоящая из нескольких сжатых сфероидов. Модель создавалась следующим образом. Сила тяготения вне сжатого неоднородного сфероида задается выражением:
|
Обычным в настоящее время набором подсистем можно считать ядро, балдж, гало, диск (который можно отождествить с толстым диском), плоская составляющая (тонкий диск), и корона. Корона вводится для того, чтобы обеспечить скрытую массу, необходимую для получения наблюдаемой неубывающей кривой линейных скоростей вращения до расстояний, больших размеров видимого диска Галактики. Кроме того, как уже отмечалось (см. 8.4), о наличии этой подсистемы свидетельствует настоящее местоположение аккрецированных шаровых скоплений. Распределение плотности вещества в гало обычно считают сферически симметричным и задают в виде степенной зависимости. Также в виде степенной зависимости задают плотность в балдже, для которого, как и для гало, можно использовать так называемый закон Вокулера, установленный по измерениям поверхностных яркостей галактик. Радиальный ход плотности массы в гало можно задать степенной зависимостью также согласно наблюдениям других галактик. Распределение массы в диске обычно задают в виде экспоненциальной зависимости от расстояния до оси вращения. Такое выражение, например, может выглядеть следующим образом:
|
Параметры, отвечающие за поведение потенциала над плоскостью Галактики (по z-координате) оцениваются по получаемому из звёздных подсчётов ходу плотности вещества в z-направлении и по вычислениям хода силы тяготения в z-направлении, получаемому из анализа остаточных скоростей звёзд в этом направлении.
Разными группами исследователей было создано много составных моделей. Одна из них разработана в 1979 году в Тарту группой под руководством Эйнасто. Параметры модели приведены в таблице 15-1.
Таблица 15-1. Параметры модели Галактики согласно Эйнасто и др.
Здесь α0 есть размер сфероида в плоскости Галактики, М - масса в солнечных массах, ε = b0/α0 - сплюснутость сфероида. Параметры подсистем находятся путем подбора так, чтобы воспроизвести наблюдаемую кривую вращения и систему галактических постоянных. Для ядра параметры взяты по аналогии с ядром туманности Андромеды. Радиус и масса балджа определены по первому максимуму кривой вращения. Радиус гало определен на основании данных о пространственном распределении шаровых скоплений, а масса - по данным о плотности и градиенте плотности звёзд населения II-го типа в окрестностях Солнца. При определении параметров диска в этой модели не удается воспроизвести форму кривой вращения в области минимума, если использовать экспоненциальное убывание плотности от центра Галактики. Поэтому приходится вводить компоненты отрицательной массы, отмеченные в табл.15-1 римской цифрой II. Масса короны найдена в предположении, что ближайшие карликовые галактики - спутники нашей звёздной системы - удерживаются гравитационным полем Галактики. Последняя оценка полной массы Галактики из этих соображений привела к значению (1.8 - 2.5)•1012•М¤ по результатам работы японских астрономов Сакамото, Чиба и Бирса в 2003г. По величине дисперсии скоростей этих карликовых галактик с помощью теоремы вириала вычисляется масса короны, а ее размеры оцениваются как размеры системы этих галактик. Огромная масса короны требуется не только для удержания довольно быстро двигающихся спутников Галактики и объяснения плоской кривой вращения. Такая масса требуется для стабилизации диска Галактики от неустойчивости и быстрого разрушения. Численные эксперименты по решению задачи N тел (при N порядка и более 10000) показали, что в звёздном диске с наблюдаемой дисперсией скоростей быстро появляется растущее возмущение плотности, напоминающее бар пересеченных спиральных галактик. В конце концов весь диск собирается в такой бар. Но эта неустойчивость подавляется, если ввести корону, обладающую, при низкой плотности, большой массой. Важнейшим вопросом является: из чего состоит тёмное вещество короны? Этот вопрос не решен до настоящего времени, и в качестве кандидатов рассматриваются различные экзотические объекты и частицы, а также слабые звёзды гипотетического населения III, их остатки и коричневые карлики. Недавние наблюдения с космического телескопа имени Хаббла показывают, что заметную долю недостающей массы могут составлять старые белые карлики. Следует отметить, что реально наблюдаемыми носителями некоторой, правда очень небольшой, массы короны являются аккрецированные объекты - шаровые скопления и звезды, оставшиеся от распавшихся под действием приливных сил балджа и гало карликовых галактик-спутников, - о которых уже говорилось в § 8.4, § 11.3 и § 14.3. В настоящее время осуществлены обширные программы наблюдения микролинзирования для поиска объектов, составляющих корону Галактики. В частности, это программы MACHO (Massive Compact Halo Objects - массивные компактные объекты гало) и OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). В рамках программы MACHO проводилось слежение за 12 миллионами звёзд в направлениях Большого Магелланова облака и балджа Галактики в поисках событий микролинзирования. Сейчас уже известно, что в большинстве случаев масса линзирующих объектов находится в интервале от 0.15 до 0.9 солнечных масс, так что это объекты звёздных масс. Всего таких объектов в короне должно быть 2· 1011, причем заметный процент темной материи короны может состоять из холодных белых карликов. В окрестностях Солнца в настоящее время известны 46 белых карликов с остаточными скоростями более 250 км/с, которые можно считать белыми карликами гало Галактики. Отметим, что свободных параметров, значения которых подбираются в процессе создания модели, более чем достаточно для точной подгонки всего набора наблюдательных данных. По мере увеличения точности данных модели также будут уточняться и развиваться. |