Bulge

Bulge (din engleză  bulge  - umflare, umflare) - un sigiliu sferoidal de stele în centrul galaxiei . Bulgerea este cea mai strălucitoare parte a subsistemului sferic al galaxiei și una dintre cele două componente structurale principale ale galaxiei împreună cu discul. Bulgerea constă în principal din stele vechi din populația II care se deplasează pe orbite alungite.

Severitatea relativă a umflăturii variază foarte mult pentru diferite galaxii și servește drept unul dintre cele mai importante criterii pentru clasificarea galaxiilor: de exemplu, galaxiile eliptice constau doar dintr-un subsistem sferic și nu au un disc, în timp ce în galaxiile neregulate galaxiile sferice. subsistemul, dimpotrivă, este foarte slab. Luminozitatea umflăturii galaxiilor este bine descrisă de legea lui Sersic .

Bulturile pot fi structuri cu proprietăți fundamental diferite și naturi diferite. Există trei tipuri de umflături: umflături clasice, umflături în formă de disc (în engleză  disc-like sau disky ) și umflături în formă de cutie / ca peanut ( în engleză  boxy / peanut ), ultimele două tipuri sunt uneori numite pseudo-bulges.

Calea Lactee nu are o umflătură clasică, dar are umflături în formă de disc și în formă de cutie. Majoritatea stelelor din umflătura galaxiei noastre sunt vechi, de peste 7 miliarde de ani, dar există și stele vechi de 1-5 miliarde de ani și mai puțin de 500 de milioane de ani și sunt observate și grupuri de stele tinere și strălucitoare , cum ar fi clusterul Arches .

Descriere și caracteristici

Bulge (din engleză  bulge  - umflare, umflare) - un sigiliu sferoidal de stele în centrul galaxiei . Bulgerea este cea mai strălucitoare parte a subsistemului sferic al galaxiei : include și haloul galactic exterior, mai slab . Limita dintre aceste părți este condiționată, dimensiunea unei umflături tipice este de la sute de parsec -uri la câteva kiloparsecs [1] . Bulbul și discul  sunt cele două componente principale ale structurii galaxiilor, iar luminozitatea lor relativă variază foarte mult pentru diferite galaxii (vezi mai jos ) [2] [3] . Bulbiile galaxiilor sunt similare ca caracteristici cu galaxiile eliptice de aceeași dimensiune [4] .

Stelele din umflături se rotesc pe orbite foarte alungite: viteza de dispersie a stelelor din ele este mare, în timp ce viteza de rotație a umflăturilor este mică. În umflături, ca și în halou, stelele sunt predominant bătrâne și aparțin populației II , dar stele mai tinere ale populației I sunt prezente și în umflături, ceea ce indică formarea recentă de stele în umflături. Stelele bombate au o metalitate mult mai mare decât stelele halo, în plus, acest indicator ocupă o gamă mai mare de valori pentru stelele bombate [1] [5] .

Clasificarea galaxiilor

Prezența și severitatea relativă a unei umflături este unul dintre criteriile de clasificare a galaxiilor . Astfel, galaxiile eliptice constau doar dintr-un subsistem sferic și nu au disc, în galaxiile lenticulare și spirale atât o umflătură, cât și un disc sunt exprimate într-un grad sau altul, iar în galaxiile neregulate subsistemul sferic este foarte slab [2] [ 3] .

Galaxiile spirale sunt împărțite în subtipuri - de la mai devreme la mai târziu - Sa, Sb, Sc și Sd cu valori intermediare S0a, Sab, Sbc, Scd. O galaxie este atribuită oricăruia dintre aceste subtipuri în funcție de mai multe criterii, inclusiv severitatea umflăturii - în medie, cu cât tipul de galaxie spirală este mai târziu, cu atât luminozitatea relativă a umflăturii este mai scăzută și brațele sale spiralate sunt mai deschise și zdrențuite . [3] [6 ] . Galaxiile lenticulare, notate cu S0, nu au brațe spiralate, dar umflăturile lor sunt în medie mai pronunțate decât în ​​galaxiile spirale [7] .

Luminozitatea suprafeței

Dependența luminozității suprafeței de distanța până la centru pentru diferite componente ale galaxiei este descrisă de legea Sersic [8] :

În această formulă  , este luminozitatea suprafeței în centru și  este raza caracteristică. Potrivit pentru majoritatea umflăturilor și crește în medie odată cu creșterea luminozității umflăturilor. Legea lui Sersic la trece într- o distribuție exponențială și descrie umflături cu luminozitate scăzută, iar pentru cele mai strălucitoare umflături, precum și pentru galaxiile eliptice , este potrivită , la care legea lui Sersic se transformă în legea lui de Vaucouleur [8] [9] .

Tipuri de umflături

Bulgurile pot fi structuri cu proprietăți fundamental diferite, având natură diferită [7] . Există trei tipuri de umflături: umflături clasice, umflături în formă de disc ( în engleză  disc-like sau disky ) și umflături în formă de cutie / peanut-like ( în engleză  boxy / peanut ) [10] . Uneori ultimele două tipuri de umflături se numesc pseudobulge [11] . Într-o singură galaxie pot fi observate simultan umflături de diferite tipuri [12] .

Bulges clasice

Bomboanele clasice sunt cele mai asemănătoare ca caracteristici cu galaxiile eliptice . Astfel de umflături sunt cele mai frecvente în galaxiile de tip timpuriu, cum ar fi galaxia Sombrero , și devin mai rare în galaxiile de tip ulterioară (vezi mai sus ). Profilele de luminozitate ale umflăturilor clasice sunt descrise de legea de Vaucouleurs [7] .

Se crede că aceste obiecte se formează în timpul colapsului gravitațional care însoțește apariția unei galaxii , chiar înainte de formarea unui disc , sau în timpul fuziunilor galaxiilor . În modelele numerice ale fuziunilor sunt reproduse umflături, al căror profil de luminozitate corespunde legii de Vaucouleurs [8] [7] . Formarea unor astfel de umflături are loc în timpul formării foarte rapide a stelelor, astfel încât stelele din umflături sunt foarte îmbogățite în elemente care decurg din procesul alfa [comm. 1] [12] .

umflături în formă de disc

Bulbii în formă de disc ies în evidență, de asemenea, în luminozitate deasupra unui disc a cărui distribuție a luminozității este exponențială , dar sunt asemănătoare discului în diferite caracteristici. Ele sunt dominate de rotație mai degrabă decât de dispersia vitezei , au aproape aceeași formă plată - raportul axelor poate fi mic, până la 0,3. Distribuția lor de luminozitate poate fi, de asemenea, aproape de exponențială. Adesea, în ele se observă praf , stele tinere și poate avea loc o formare destul de rapidă a stelelor [8] . Datorită formei lor, umflăturile în formă de disc sunt greu de observat în galaxiile marginale [7] [10] .

Se crede că umflăturile în formă de disc se formează în principal ca urmare a evoluției seculare a galaxiilor , în prezența instabilităților în disc, cum ar fi barele sau brațele spiralate . Aceste structuri redistribuie momentul unghiular în interiorul galaxiei, datorită căruia stelele și gazele din galaxie sunt concentrate în centrul discului acesteia și se formează o umflătură, care păstrează unele proprietăți cinematice ale discului [7] [10] . Datorită formării active a stelelor, umflătura se formează destul de eficient - în câteva miliarde de ani, se poate forma o umflătură cu o masă de un miliard de mase solare [14] .

umflături în formă de cutie

Bulburile în formă de cutie, numite și în formă de cutie sau în formă de arahide, sunt bare prin natura lor și parametrii care au existat pentru mai multe rotații ale galaxiei și sunt observate în galaxiile marginale [12] . În același timp, aceleași structuri, observate nu din planul discului, arată ca niște bare obișnuite. Bulbii în formă de cutie au o luminozitate crescută de-a lungul bisectoarelor către axele majore și minore ale elipsei care descrie forma lor, astfel încât pot arăta ca arahide , au o formă dreptunghiulară sau chiar în X, ceea ce duce la numele lor [11] [ 15] [16] . Datorită naturii unor astfel de obiecte, uneori se crede că este o greșeală să le numim umflături [10] .

La câteva rotații ale galaxiei după apariția barei, stelele din ea capătă o componentă de viteză perpendiculară pe planul discului, în urma căreia bara se îngroașă. În galaxiile marginale, astfel de bare arată ca o umflătură centrală și sunt similare cu umflăturile. Deși apariția unei umflături în formă de cutie poate fi însoțită de o creștere a formării stelelor , astfel de structuri conțin în principal stele care s-au format cu mult înainte de apariția umflăturii [11] [12] [17] .

Bulge of the Milky Way

Galaxia noastră nu are o umflătură clasică, dar are două pseudo-bulburi - în formă de cutie și în formă de disc. Prima este o bară (vezi mai sus ), observată aproape de la capăt — unghiul dintre axa barei și direcția către aceasta este de 25° [7] . Datorită faptului că distanța de la Pământ la capetele apropiate și îndepărtate ale barei diferă semnificativ, pare asimetric. Al doilea este un mic umflătură în formă de disc cu formare de stele în interiorul său, situat în interiorul primului [11] .

Majoritatea stelelor din umflătură sunt vechi, de peste 7 miliarde de ani, dar există și stele cu vârsta cuprinsă între 1 și 5 miliarde de ani și mai puțin de 500 de milioane de ani și sunt observate și grupuri de stele tinere și strălucitoare , cum ar fi clusterul Arches . [5] . Bulgerea masoara 3,5 kiloparsecs . Metalicitatea stelelor din bombarea Căii Lactee variază de la -1,8 la 0,2 și este îmbogățită în elemente alfa [7] [11] .

Masa unei umflături în formă de disc este de 3% din masa stelară a galaxiei, iar grosimea sa caracteristică este de 45 de parsecs; pentru una în formă de cutie, aceste cifre sunt de 28%, respectiv 200 de parsecs. În ceea ce privește parametrii de umflătură și structura în general, Calea Lactee este similară cu galaxiile NGC 4565 și NGC 5746 [11] .

Note

Comentarii

  1. ↑ Elementele alfa sunt produse în principal în stele masive care își încheie rapid evoluția - mediul interstelar începe să se îmbogățească cu ele la 10 milioane de ani de la izbucnirea formării stelelor , care este foarte scurtă în comparație cu durata proceselor din galaxii. Alte elemente chimice , cum ar fi fierul , revin în mediul interstelar pentru un timp mult mai lung, astfel încât stelele care se formează într-o scurtă explozie de formare stelară au timp să se îmbogățească în elemente alfa, dar nu în fier și alte elemente [13]. ]

Surse

  1. ↑ 1 2 Zasov A.V. Bulgea galaxiei . Astronet . Preluat la 30 octombrie 2021. Arhivat din original la 30 octombrie 2021.
  2. ↑ 1 2 Silchenko O. K. Baldzh . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 30 octombrie 2021. Arhivat din original la 22 octombrie 2021.
  3. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , p. 342-344.
  4. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 375-376.
  5. ↑ 12 Bulges . _ Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 30 octombrie 2021. Arhivat din original la 7 martie 2022.
  6. ↑ Hodge PW Galaxy : Alte scheme de clasificare și tipuri de galaxii  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 2 noiembrie 2021. Arhivat din original la 19 octombrie 2021.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Freeman KC Bulges galactic: prezentare generală . — 2008-07-01. - T. 245 . — P. 3–10 . - doi : 10.1017/S1743921308017146 .
  8. ↑ 1 2 3 4 Zasov, Postnov, 2011 , p. 345-346.
  9. ↑ Profiluri de luminozitate a suprafeței . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 1 noiembrie 2021. Arhivat din original la 1 noiembrie 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Gadotti DA Galaxy Bulges and Eliptical Galaxies - Lecture Notes: Bulge types . ned.ipac.caltech.edu . Preluat la 2 noiembrie 2021. Arhivat din original la 9 august 2020.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 Kormendy J., Bender R. Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746  //  The Astrophysical Journal. — 14.02.2019. — Vol. 872 , iss. 1 . - P. 106 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/aafdff . Arhivat din original pe 5 noiembrie 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Athanassoula E. Despre natura umflăturilor în general și a umflăturilor de cutie/arahide în special: input din simulările N-corpi  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie. — 2005-04. - T. 358 , nr. 4 . - S. 1477-1488 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x .
  13. ↑ Surdin și colab., 2017 , p. 336-337.
  14. ↑ Surdin și colab., 2017 , p. 323-325.
  15. ↑ Surdin și colab., 2017 , p. 227.
  16. ↑ Nut în centrul galaxiei . Mecanici populare . Preluat la 2 noiembrie 2021. Arhivat din original la 2 noiembrie 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. — 01-06-2017. - T. 470 . — S. L122–L126 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/slx087 .

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice