|
|
ле предположения (сферич, симметрия, суперпозиция сферич. и плоской составляющих п др.).
Если плотность вещества н галактике убывает с ростом радиуса быстрее, чем о~г~3, то М (г)≈^const и должна наблюдаться "характерная ксплеровская зависимость f(r)~r~ !* на достаточно больших расстояниях г. Однако для мн. галактик :">та зависимость но наблюдается: t;(r) либо не убывает с ростом радиуса, либо
342
Расстояние 5 10 15
о
п_ а
1£ U
∙ю
а»
СР
т≈г
Т
г от центра вращения 20 25 30 35 40
1≈≈Г
КПП
Т
NGC 3672
М 51
200
О
NGC 70!
-200
NGC 3495
-400
NGC 801
-400
200 t
NGC 753
О 5 10 15 20 25 30 35' 40 кпк
Криные вращения спиральных гн.пактик: Т тип ≈ NGC 701, NGC 34'JU; II тип: ≈ NGC 3(J72, NGG 801, NGC 753; тип Ш ≈
убывает слишком медленно. Это свидетельствует о существовании у мн. галактик мощных невидимых корон (см. Скрытая масса), масса к- рых часто п реносходит видимую массу галактик (зв╦здного компонента и газа). Согласно ряду наблюдении, внутри галактик тоже может существовать скрытая масса, по не превосходящая но плотности видимый компонент,
С др. стороны, анализ устойчивости быстро вращающегося гнлактич. диска также приводит к выводу, что значит, часть массы галактик должна быть заключена в сферич. составляющем. Этот вывод согласуется с характером кривых вращения ряда галактик, у к- рых макс, скорость вращения диска коррелирует со с-нсти-мос-тыо Палд/кц. С быстрым вращением СГ свнзглкпот существование у них массивных, силъпи сплющенных дисков п характерной спирально!! структуры (см. Спиральные галактики).
Эллнптич. галактики вращаются значительно медленнее спиральных. Кроме того, в них вращение маскируется случайным движением зв╦яд. Поэтому вращение ЭГ изучено значительно хуже вращения СГ. Тем не менее найдено, что вращение многих ЭГ происходит настолько медленно, что их наблюдаемая »лл интимность не связана с вращением, а обусловлена сильной анизотропией распределения случайных скоростей зв╦зд. По-видимому, ;п'и галактики образовались при слиянии двух (или нескольких) галактик мепьшеп массы, В то же время для мн. галактик наблюдаемое вращение хорошо согласуется с видимой формой галактики. Это согласие отмечается и дли лсех изученных балджеп СГ.
Проблема происхождения Н. г, подробно обсуждалась в 70-е гг. 2(1 в. в сняли с разл. теориями образования крупш>л[{1гш-табн.ой структуры вселенной. По-видимому,
популярная в прошлом гипотеза обмена галактик угл. Л моментом при их близком прол╦те (за счет действия приливных сил) не согласуется с данными наблюдены, | В.г. связано, скорее всего, с их образованием из сильно турбулизованного газа. Турбулизацин газа на догалак-тич, стадии иволюции Вселенной могла произойти под-J ∙-воздействием сильных ударных волн, возникающих при ] \ образовании «блинов» (из к-рых формируются: затеи скопления галактик) или при ядерных взрывах звщ первого поколения. Анализ ряда численных моделей образования галактик показывает, что существ, влияние на В. г, могло оказать слияние галактик в ходе эволюции структуры Вселенной. В целом проблема происхождения В, г. ещ╦ не решена.
Лит.; Т (v и .и f1 p Г. Д ж., Галактики; строение и эволюция, пер. с. aiir.:i,, М., 1981; ,4 а с о и А. В., К я я у м о в Г. А., 4 Припыл нращсршя нормальных галактик, «Астрои. ж.», 1983, Ц т. (И), с. (>Г->6; D a v i e s Л. lj. и др., The kirifj.malic properties Ц-of faint elliptic»! galaxies, «Astrypliys. J.», 11Ш, v. 266, p. 44, J£
А. Г. Дорошкевш, &?
ВРАЩЕНИЕ ЗВЕЗД осевое. Вращение (В.) Солнца f открыто Г, Галилеем (G. Galilei) по движению солнеч- | ных пятен. Вращение др. зв╦зд нперные было обнаружь I; но в 1909 Ф. Шлезингером (F. Schleshiger) при иссле- | довании спектров затмонных. двойных зв╦зд.
Болыпинстно определен ни скорости Б, з. основано на иффекте Доплера. Наблюдения позволяют найти лишь значение величины v sin i, где v ≈ экваториальная скорость В., f ≈угол между осью В. и лучом зре-ния. Ср. значение v определяется н предложении, что оси В. з. ориентировакы случайным образом по отношению к лучу прения: *;sin i ≈ (я/4)у. Периоды Р. нек-рш ыаломассинных ;ш╦зд, обладающих активностью солнечного типа (см. Солнечная активность), находят по изменениям блеска, обусловленным прохождением по диску зн╦:-1дны\\ пятен. Период В. пульсаров определяемся но периоду следования импульсов.
Угл, моменты ан╦зд j вычисляются и предложении, что их угл. скорост!, В. не изменяется с глубиной. Боль-HLHHCTBO малгомасслшных зииэд, находящихся на стадии эволюции, предшествующей стадии гл. последовательности (ТП), вращаются медленно, и ~ 10 км/с. Для ни характерны значения / ≈ 10и см2/с. Звезды Г11 спект-
ральных классов О5 ≈ F2 с массами 1,5
^ v sin i
М 50
л
км,с
врагдаются быстро; 150 км/с ^ v sin i ^ 400
(1017 CM-/C*J/XJ3'101B см"/с); л этом интервале / ~
У авоад с массами М < 1,5 Л/Q скорости v < 50 км/с
и резко плдают с уменьшением массы. Сжатие зв╦зд при уходе с Г11 ускоряет их В карликов v ^ 60 км/с (/Й^5 меньше 20 мин. Периоды В.
массы. Сжатие . Скорости В. бедых
см2/с), а периоды В. известных пульсаров
заключены в пнтернале от к 1,0 мс до нсск. с (у = = It)≈4-Ю4 км/с, /≈1U1- ≈101Ь см2/с). Иоронтно, ещ╦ быстрее должны вращаться черные дыры. Теоретически период их В - может достигать величины 0-10~5/ М/МЛъ,
Изменения скорости В. ;t. 11 ходе их ;>во:лоции обусловлены двумя причинами: сравнительно быстрым изменением объема яисзды с сохраненном^ ое угл. момента и изменением угл. моменчпа. Замедление вращения Ар-, Лт-ав╦"яд обусловлено потерей угл. момента » результате взаимодействии их магп. полей с межзв╦здной средой. II тесных двойных нв╦ядах скорость В, может изменяться на-пи приливного изаимодейстиия компонентов или неретекапня вещества. Замедление мало-массивных зв╦зд с М<1,5 Л/Q на ранних стадиях эволюции вдоль ГИ обусловлено взаимодействием ^низд-ного нетра с ил маги, полем, к-рое «заставляет» частицы ветра двигаться с пост. yr:i. скоростмо вплоть до расстоянии, н мсск. десятков раз больших радиуса звезды.
Установлен ряд общих теорем, характеризующих равновесное состояние (отсутствие ниутр. лтакрооколич, движении) вращаюгцейся звезды, в к-poi'i гоинадают поверхности пост, плотности и пост, давления. Центр масс такой звезды должен лежать на оси В, (теорема
")
}
