Радиоизлучение нормальных галактик в спектральных линиях и в континууме
Наблюдения в линии 21 см. Подробно исследованы Магеллановы Облака – ближайшие спутники нашей Галактики (D ~ 55 Кпк). Для большинства удаленных галактик возможны наблюдения только методом апертурного синтеза. Интерпретация наблюдений проводится в предположении малой оптической толщины в линии. Число атомов водорода на единичный интервал скоростей (10.1) а полное число N атомов водорода в галактике (с учетом того, что TB = Ts (V)) (10.2) Полная масса галактики (для равновесного кеплеровского вращения) vвр – максимальная скорость вращения, R – радиус, на котором она наблюдается. Практическая формула для оценки массы галактики: M = 6.8·104 R(мин дуги) D(Мпк) v2(км/с)2 M. (10.3) Картографирование галактики в линии 21 см дает распределение лучевых скоростей нейтрального газа, из которого можно вывести кривую вращения галактики и распределение полной массы в ней. Пусть v® – кривая вращения, т.е. зависимость линейной скорости вращения от галактоцентрического расстояния. Введем цилиндрическую систему координат (r, , z) так, что ось z проходит через центр галактики перпендикулярно ее плоскости и образует с картинной плоскостью угол i. Угол будем отсчитывать от направления большой оси видимого изображения галактики. Тогда лучевая скорость газа VR в точке картинной плоскости с координатами (r, ) будет: (10.4) Здесь v0 – лучевая скорость движения галактики как целого. На изображении галактики, полученном в линии 21 см, будут выделяться линии равных лучевых скоростей V = v®cos, где v® – искомая кривая вращения галактики. Реально такая простая картинка, основанная на модели чисто кругового кеплеровского движения, никогда не наблюдается. Линии равных лучевых скоростей оказываются искаженными под действием пекулярных движений газа. Тем не менее, методом подбора моделей на основе наблюдаемой карты удается восстановить и зависимость v®, и распределение пекулярных движений.
Рис. 10.1. Карта распределения нейтрального водорода в области галактик М81 и М82 (оптические изображения показаны эллипсами).
Основной вывод состоит в том, что в спиральных и неправильных галактиках межзвездный газ составляет по массе лишь 1–2%, остальную массу составляют звезды. В центральных частях галактик обычно имеется дефицит нейтрального водорода. Возможно, там весь газ израсходован на звездообразование. Чем выше была плотность газа, тем больше скорость звездообразования: (10.5) где dρ* – плотность звезд, ρg – плотность газа, n =1.8–3.5. Другие возможные объяснения дефицита нейтрального водорода вблизи центров галактик: водород там существует в форме H2 или HII, либо толщина газового слоя возрастает настолько, что слой становится оптически толстым в линии 21 см. Это приводит к заниженной оценке массы водорода, т.к. слой не просматривается насквозь. Тулли и Фишер получили эмпирическое соотношение, связывающее абсолютную величину галактики M с полной наблюдаемой шириной линии 21 см W0 (км/с): (10.6) где i – угол наклона плоскости галактики к лучу зрения. Если абсолютная величина определяется в полосе B, то постоянная a по разным определениям лежит в пределах 5.0–6.25. Формула (10.6) может быть использована для оценки расстояний галактик на основании одних только наблюдений в линии нейтрального водорода. Все сказанное относится к спиральным и неправильным галактикам. В эллиптических галактиках очень мало межзвездного газа. Только в последнее время найдено слабое излучение в линии 21 см у некоторых из них. В галактиках наблюдаются также радиолинии ряда молекул. Гидроксил (OH). Линии = 18 см наблюдаются у 12 галактик, причем как в поглощении (на фоне источника непрерывного спектра в ядрах галактик), так и в излучении, в виде наложения многих мазеров. Особенно выделяется галактика IC 4553; там наблюдается широкополосное излучение, возможно, связанное со вспышкой звездообразования в диске галактики. Вода (H2O). Мазеры в линии = 1.35 см найдены в 6 галактиках, в том числе несколько довольно мощных мазеров в Большом Магеллановом Облаке. Известны "супермазеры" (или мегамазеры) – особо мощные мазеры H2O, в том числе галактика в Циркуле и NGC 4945. Обе принадлежат к типу Sc. Светимости "супермазеров" в линии = 1.35 см более чем на порядок превосходят светимость самого мощного мазера H2O в нашей Галактике W49 ( ). Светимость мазера в Циркуле при ширине линии всего лишь ~1 км/с. В обеих галактиках излучение H2O исходит из околоядерных областей, на расстояниях <100 пк от центра (в нашей Галактике вблизи ядра нет мощных мазеров H2O). Еще один пример "супермазера" H2O – мазер около ядра сейфертовской галактики NGC 4258. Мазерные компоненты сосредоточены в области r < 1 пк от ядра, при этом относительные скорости компонентов достигают 1000 км/с, а их зависимость от координаты удовлетворяет закону Кеплера. Вероятно, в ядре галактики NGC 4258 находится черная дыра с массой .
Рис. 10.2. Карта галактики М51 на частоте 1415 МГц. В правом нижнем углу – оптическое изображение галактики.
Окись углерода (CO). Линии J =1–0 и 2–1 окиси углерода наблюдаются у 35 галактик (в том числе спиральных, неправильных и сейфертовских, – в том числе в известной галактике M82 с "взрывающимся" ядром). Содержание молекул CO является мерой количества молекулярного водорода H2 в галактике; непосредственно наблюдать H2 нет возможности. В наблюдавшихся галактиках мало меняется отношение массы молекулярного водорода к светимости в голубой области спектра M(H2)/LB ~ (0.17 ± 0.08) . При этом массы молекулярного водорода в центральных частях галактик (r < 2.5 Кпк) лежат в широких пределах, от (M33) до (NGC 6946). Неизменность отношения M(H2)/LB говорит о постоянстве скорости звездообразования в расчете на один нуклон, что подтверждает справедливость формулы (10.5). В галактиках наблюдаются также линии изотопических разновидностей окиси углерода 13C16O и 12C18O. По отношению интенсивностей этих линий найдено отношение 13C16O/12C18O = 4.5 ± 1, что близко к земному значению, т.е. процессы нуклеосинтеза в исследованных галактиках и в нашей Галактике сходны. Аммиак (NH3). Наблюдаются инверсионные линии NH3 =1.25 см в галактике типа Scd IC 342. Линии аммиака в нашей Галактике наблюдаются в основном в плотных горячих ядрах молекулярных облаков. По-видимому, и в IC 342 эмиссия NH3 исходит из большого числа отдельных горячих центров.
Радиоизлучение в континууме. Радиоизлучение спиральных галактик состоит из нескольких компонентов: - излучение диска (размеры источника, как правило, совпадают с оптическим диском галактики); - излучение спиральных рукавов; - излучение зон HII; - излучение остатков вспышек сверхновых; - радиогало; - излучение ядер галактик. - компонент; - создается тормозным свободно-свободным излучением ионизованного газа вокруг OB-звезд. Этот компонент наиболее интенсивен на коротких (сантиметровых) волнах. Остальные компоненты нетепловые и имеют синхротронную природу. Среди дискретных источников синхротронного излучения – остатки вспышек сверхновых, наблюдавшиеся в галактиках M31, M33, M100, M101 и некоторых других. В ряде случаев удалось наблюдать радиоизлучение очень молодых остатков вскоре после оптической вспышки (сверхновая вM101, сверхновая 1987A в Большом Магеллановом Облаке).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Радиоизлучение нормальных галактик в спектральных линиях и в континууме» з дисципліни «Астрофізика»
