Бар (астрономия)

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
NGC 1300 — спиральная галактика с выраженным баром
У этого термина существуют и другие значения, см. Бар (значения).

Бар, также перемычка в астрономии — вытянутая структура из звёзд и газа в галактическом диске. Бар может присутствовать у дисковых галактик — линзовидных, спиральных и неправильных. От половины до двух третей дисковых галактик, в том числе и Млечный Путь, имеют бар. Наличие и выраженность бара — один из критериев классификации галактик.

Бар образуется при возникновении гравитационной неустойчивости в тонком диске галактики. Для этого нужна либо достаточно высокая скорость вращения диска, либо небольшая скорость вращения и большие радиальные скорости звёзд. Бары оказывают заметное влияние на родительские галактики и являются одним из основных агентов внутренней вековой эволюции — изменений в галактике в течение длительного времени, не зависящих от её окружения.

Описание и характеристики

Морфологическая классификация галактик Хаббла

Бар, также называемый перемычкой — структура вытянутой формы в плоскости галактического диска, которая представляет собой уплотнение из звёзд и газа. Чаще всего центр бара находится там же, где и центр диска, но в маломассивных галактиках их положение может не совпадать. В спиральных галактиках с баром спиральные рукава начинаются не в центре галактики, а на концах бара. Бар может наблюдаться у дисковых галактик — линзовидных, спиральных и неправильных[1][2][3]. У некоторых галактик может быть больше одного бара: известны галактики с двумя и даже с тремя барами[4].

Бар — устойчивое образование, которое в отдельно взятой галактике существует на протяжении многих её оборотов. Бар вращается как единое целое, в ту же сторону, что и диск, но, как правило, с немного меньшей угловой скоростью. При этом звёзды, составляющие бар, не находятся в нём всё время, в отличие, например, от балджа. Звёзды постоянно входят в бар и покидают его, но их повышенная концентрация в области бара остаётся, так что внешний вид бара не изменяется — подобным образом возникают и спиральные рукава в теории волн плотности[1][2].

Из всех галактик около трети имеет бар, включая Млечный Путь, а из дисковых — по разным оценкам, от половины до двух третей[1]. Звёзды в барах в основном старые и красные, поэтому в ультрафиолетовом диапазоне большинство баров не наблюдается. В среднем светимость бара составляет 10% светимости всей галактики, но может достигать и 30%[5], в галактиках в современной Вселенной около 15% массы звёзд содержится в барах. В целом, в галактиках с барами по сравнению с галактиками без бара цвет и металличность слабее меняются с радиусом, а газ сильнее сосредоточен к центру[6].

Наличие и выраженность бара — один из критериев классификации галактик. Так, спиральные галактики в системе Хаббла делятся на нормальные, обозначаемые S, у которых бар отсутствует, и пересечённые, обозначаемые SB, где он имеется. В системе де Вокулёра кроме нормальных (SA) и пересечённых спиральных галактик (SB) выделяются спиральные галактики переходного типа, обозначаемые SAB. В этой схеме по выраженности бара классифицируют не только спиральные, но и линзовидные и неправильные галактики[7][8][9].

Параметризация

Форма бара и его изофот хорошо описывается обобщёнными эллипсами[6][10]:

[math]\displaystyle{ \left(\frac{|x|}{a}\right)^c + \left(\frac{|y|}{b}\right)^c = 1 }[/math]

где [math]\displaystyle{ a }[/math] и [math]\displaystyle{ b }[/math] — большая и малая полуоси, [math]\displaystyle{ x }[/math] и [math]\displaystyle{ y }[/math] — координаты вдоль большой и малой оси, а [math]\displaystyle{ c }[/math] — параметр, задающий форму обобщённого эллипса. Эта формула при [math]\displaystyle{ c = 2 }[/math] превращается в уравнение эллипса. Обычно для описания формы бара лучше всего подходят [math]\displaystyle{ c \gt 2 }[/math], но также используется и [math]\displaystyle{ c = 2 }[/math][6][10].

Распределение поверхностной яркости в баре часто моделируется модифицированной функцией Феррерса. Для распределения яркости [math]\displaystyle{ \mu(r) }[/math] вдоль большой оси бара она имеет следующий вид[11]:

[math]\displaystyle{ \mu(r) = \mu_0 \left[1 - \left(\frac{r}{r_{bar}}\right)^{2 - \beta}\right]^\alpha }[/math]

В этой формуле [math]\displaystyle{ \mu_0 }[/math] — поверхностная яркость в центре бара, [math]\displaystyle{ r_{bar} }[/math] — расстояние до границы бара, дальше которой поверхностная яркость считается равной нулю. Параметры [math]\displaystyle{ \alpha }[/math] и [math]\displaystyle{ \beta }[/math] отвечают за скорость убывания яркости, соответственно, у границы и у центра бара[11].

Закон Серсика, часто используемый для описания балджей и дисков, может использоваться и для баров — для них [math]\displaystyle{ n }[/math] обычно находится в диапазоне от 0,5 до 1[6][10].

Возникновение баров

Бар образуется при возникновении гравитационной неустойчивости в тонком диске галактики. Существует как минимум два механизма образования бара: барообразующая неустойчивость и неустойчивость вытянутых орбит[12].

Барообразующая неустойчивость, или бар-мода образует бар, если скорость вращения диска достаточно велика, в этом случае образование бара становится энергетически выгодным. Количественно критерий неустойчивости выражается через энергию вращения диска [math]\displaystyle{ E_r }[/math] и его потенциальную энергию [math]\displaystyle{ W }[/math]: если отношение [math]\displaystyle{ \frac{E_r}{W} }[/math] составляет более 0,14—0,20 (точное значение зависит от параметров модели), то за 1—2 оборота галактики возникает бар. Аналогичная ситуация возникает в механике несжимаемых самогравитирующих тел: при достаточно больших энергиях вращения они превращаются из сплюснутого эллипсоида Маклорена в вытянутый эллипсоид Якоби  (англ.) (рус.. Помешать образованию бара может достаточно большая дисперсия скоростей в галактике и наличие массивной сферической подсистемы галактики: балджа или тёмного гало. По всей видимости, крупные бары образуются именно таким образом[12].

Неустойчивость вытянутых орбит, напротив, возникает при медленном вращении диска и больших радиальных скоростях звёзд. Если звёзды движутся по близким вытянутым орбитам, то из-за гравитационного взаимодействия между ними орбиты прецессируют и сближаются ещё больше, и также образуется бар. Такой механизм образования бара неэффективен для слабо вытянутых орбит, поэтому он должен проявляться в основном в центральных областях диска, в которых радиальная дисперсия скоростей звёзд велика. Кроме того, бары, которые образуются таким способом, должны иметь малую скорость вращения[12].

Влияние на галактики

Бары оказывают заметное влияние на родительские галактики и являются одним из основных агентов внутренней вековой эволюции — изменений в галактике в течение длительного времени, не зависящих от её окружения. Поскольку бары несимметричны относительно оси галактики, они перераспределяют угловые моменты звёзд и газа, что приводит к изменению галактической структуры[6][13].

Бары перемещают газ таким образом, что он формирует спиральные рукава и кольца, давление в нём увеличивается и из атомарного он становится молекулярным, в нём начинается звездообразование. Из областей вне бара газ перемещается к окраине галактики, а из области в пределах радиуса бара — в самый центр. Это приводит к сглаживанию градиентов металличности и к увеличению центрального сосредоточения газа, что и наблюдается в галактиках с барами (см. выше[⇨]). Сосредоточение газа в центре, в свою очередь, может приводить к активности галактического ядра, однако в галактиках с активными ядрами бары не наблюдаются чаще, чем в галактиках без активного ядра[6][13].

Бары также влияют на движение звёзд. Посредством бара угловой момент перераспределяется между звёздным диском и тёмным гало, из-за чего звёзды также сильнее сосредотачиваются к центру. Кроме того, под действием бара орбиты звёзд могут меняться и покидать плоскость диска галактики, из-за чего со временем увеличивается сферическая составляющая галактики — в частности, балдж. С учётом активного звездообразования балдж формируется довольно эффективно — за несколько миллиардов лет может образоваться балдж массой в миллиард масс Солнца. Балджи, сформированные таким образом, частично сохраняют динамические свойства диска и называются псевдобалджами. В ближней Вселенной такими являются балджи многих галактик, возможно даже большинства, в том числе и Млечного Пути[6][13].

Примечания

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Bars. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 15 октября 2021. Архивировано 16 марта 2022 года.
  2. ↑ 2,0 2,1 Засов, Постнов, 2011, с. 377.
  3. ↑ Сурдин В. Г. Бар Галактики. Астронет. Дата обращения: 19 октября 2021. Архивировано 19 октября 2021 года.
  4. ↑ Erwin P. Double-barred galaxies. I. A catalog of barred galaxies with stellar secondary bars and inner disks (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2004. — 1 March (vol. 415). — P. 941–957. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361:20034408.
  5. ↑ Gadotti D. A. Secular evolution and structural properties of stellar bars in galaxies (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2011. — 1 August (vol. 415). — P. 3308–3318. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18945.x. Архивировано 15 марта 2022 года.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 Gadotti D. A. Barred Galaxies: an Observer's Perspective // Chaos in Astronomy / edited by G. Contopoulos, P.A. Patsis. — N. Y.: Springer, 2009. — Vol. 8. — P. 159. — 497 p. — (Astrophysics and Space Science Proceedings). — ISBN 3-540-75826-7. — ISBN 978-3-540-75826-6. — doi:10.1007/978-3-540-75826-6_15. Архивная копия от 19 декабря 2021 на Wayback Machine
  7. ↑ Гаген-Торн В. А. Галактики. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 19 октября 2021. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  8. ↑ Hodge P. W. Galaxy. Other classification schemes and galaxy types (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 19 октября 2021. Архивировано 19 октября 2021 года.
  9. ↑ Keel W. C. Galaxies and the Universe — Galaxy Classification. Astronomy. University of Alabama. Дата обращения: 19 октября 2021. Архивировано 23 октября 2021 года.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Kim T., Sheth K., Gadotti D. A., Lee M. G., Zaritsky D. The Mass Profile and Shape of Bars in the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Search for an Age Indicator for Bars (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2015. — 1 January (vol. 799). — P. 99. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/799/1/99.
  11. ↑ 11,0 11,1 Blázquez-Calero G., Florido E., Pérez I., Zurita A., Grand R.J.J. Structural and photometric properties of barred galaxies from the Auriga cosmological simulations (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2020. — 1 January (vol. 491). — P. 1800–1819. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stz3125. Архивировано 26 февраля 2022 года.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 Засов, Постнов, 2011, с. 378—380.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Сурдин, 2017, с. 323—325.

Литература


Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Бар_(астрономия)&oldid=18414731