Перейти до вмісту

Балдж

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Балдж Чумацького Шляху в уяві художника[1].
У галактиках, які спостерігаються з ребра, таких як NGC 4565, балдж виглядає як потовщення в центральній частині диску.

Балдж (англ. bulge — випуклість) також галактичний балдж — сфероїдальне скупчення зір у центральній зоні спіральної галактики, яке має кулясту форму. Це найяскравіша частина сферичної підсистеми галактики та одна з двох основних структурних складових галактики разом із диском. Балдж складається переважно зі старих зір населення II, що рухаються витягнутими орбітами.

Відносна вираженість балджа істотно відрізняється в різних галактиках і є одним із найважливіших критеріїв класифікації галактик: наприклад, еліптичні галактики складаються лише зі сферичної підсистеми й не мають диска, тоді як у неправильних галактиках сферична підсистема, навпаки, дуже слабко виражена. Яскравість балджів галактик добре описується законом Серсіка.

Балджі можуть бути структурами з принципово різними властивостями та різною природою походження. В основному балджі складаються з червоних гігантів, червоних карликів, наднових типу SN II, змінних зір типу RR Ліри, кулястих скупчень. Діаметр балджа Галактики Чумацький Шлях  — близько 4000 парсек.

Виділяють три типи балджів: класичні балджі, дископодібні балджі (англ. disc-like) та ящикоподібні/арахісоподібні балджі (англ. boxy/peanut), причому останні два типи інколи називають псевдобалджами.

У Чумацькому Шляху відсутній класичний балдж, проте наявні дископодібний і ящикоподібний балджі. Більшість зір балджа нашої Галактики є старими, з віком понад 7 мільярдів років, однак спостерігаються також зорі віком 1–5 мільярдів років і молодші за 500 мільйонів років. Крім того, спостерігаються молоді й яскраві зоряні скупчення, зокрема скупчення Арки.

Опис та характеристика

[ред. | ред. код]
У Галактиці Трикутника балдж практично відсутній.

Будучи найяскравішою частиною сферичної підсистеми галактики, до балджів також належить зовнішнє, більш тьмяне галактичне гало. Межа між цими частинами є умовною, а середній радіус типового балджа ~200 парсек, маса (разом із гало) ~(2—8)×1010 мас Сонця[2][3]. У балджах багатьох спіральних галактик простежується значний надлишок ультрафіолетового випромінювання. Балджі галактик за своїми характеристиками подібні до еліптичних галактик відповідних розмірів.

Зорі в балджах рухаються по сильно витягнутих орбітах: дисперсія швидкостей зір у них велика, а швидкість обертання балджів мала. У балджах, як і в гало, зорі переважно старі та належать до населення II, проте в балджах присутні також молодші зорі населення I, що свідчить про нещодавнє зореутворення в балджах. Зорі балджів мають значно вищу металічність, ніж зорі гало; крім того, для зір балджа цей показник охоплює ширший діапазон значень[4].

Класифікація галактик

[ред. | ред. код]

Наявність балджа та ступінь його вираженості є одним із важливих критеріїв класифікації галактик. До прикладу, еліптичні галактики складаються виключно зі сферичної підсистеми й не мають диска. У лінзоподібних і спіральних галактиках тою чи іншою мірою присутні як балдж, так і диск. Водночас у неправильних галактиках сферична підсистема розвинена напрочуд слабко[5].

Спіральні галактики своєю чергою поділяють на підтипи — від ранніх до пізніших — Sa, Sb, Sc і Sd, із проміжними формами S0a, Sab, Sbc, Scd. Віднесення галактики до певного підтипу здійснюють за сукупністю ознак, серед яких важливе місце посідає вираженість балджа. Загалом, чим пізніший тип спіральної галактики, тим меншою є відносна світність балджа і тим більш розкриті та фрагментовані її спіральні рукави[6]. Лінзоподібні галактики, які заведено позначати як S0, не мають спіральної структури, проте їхні балджі в середньому розвинені сильніше, ніж у спіральних галактиках[2].

Яскравість поверхні

[ред. | ред. код]
Профіль яскравості поверхні галактики M 31. Точками позначено спостережні дані. У модельному профілі яскравості, зображеному суцільною лінією, внесок балджа показано червоною пунктирною лінією.

Залежність яскравості поверхні від відстані до центра для різних компонентів галактики описують формулою Серсіка[7]:

У цій формулі — це поверхнева яскравість у центрі, а — характерний радіус. Для більшості балджів підходять значення , причому параметр у середньому зростає зі збільшенням світності балджа. Закон Серсіка при переходить в експоненційний розподіл і описує балджі з невисокою світністю, а для найяскравіших балджів, як і для еліптичних галактик, підходить , за якого закон переходить у закон де Вокулера[8].

Класичні балджі

[ред. | ред. код]
Зображення галактики Боде, галактики з класичним балджем. Спіральна структура закінчується на початку балджу.

Балджі, які мають властивості, подібні властивостям еліптичних галактик, часто називають «класичними балджами» через їх схожість з історичним виглядом балджів[9]. Ці опуклості складаються в основному зі старших зір, зір населення II, і тому мають червонуватий відтінок (див. еволюцію зірок)[10]. Ці зорі також знаходяться на орбітах, які, по суті, є випадковими порівняно з площиною галактики, надаючи опуклості виразну сферичну форму[10]. Через відсутність пилу та газів класичні балджі майже не утворюють зір.

Вважається, що ці об’єкти формуються під час гравітаційного колапсу, який супроводжує виникнення галактики ще до того, як утворюється диск, або протягом злиття галактик. Утворення таких балджів відбувається при дуже швидкому зореутворенні, тому зорі в балджах значно збагачені елементами, що утворюються в альфа-процесі[11].

Одне дослідження показало, що приблизно 80 % галактик у полях не мають класичного балджа, що свідчить про те, що вони ніколи не переживали великого злиття[12]. Частка галактик без балджа у Всесвіті залишалася приблизно сталою принаймні протягом останніх 8 мільярдів років[13]. Навпаки, близько двох третин галактик у щільних скупченнях галактик (наприклад, у Скупченні Діви) мають класичний балдж, що демонструє руйнівний ефект їхньої тісної взаємодії[12].

Дископодібні балджі

[ред. | ред. код]
Астрономи називають характерний спіралеподібний балдж галактик на кшталт ESO 498-G5 дископодібним балджем або псевдобалджем.

Багато балджів мають властивості, більш схожі на властивості центральних областей спіральних галактик, ніж еліптичних галактик[14][15][16]. Їх часто називають псевдобалджами або дископодібними балджами. Ці опуклості містять зорі, які обертаються впорядковано в одній площині із зорями зовнішнього диска, що контрастує з еліптичними галактиками. Дископодібні балджі також виділяються яскравістю над диском, світність якого розподілена експоненційно, проте за різними характеристиками вони самі нагадують диски. У них переважає обертання, а не дисперсія швидкостей і вони є практично такими ж пласкими, із відношенням осей до 0,3. Часто в них спостерігаються пил, молоді зорі та достатньо швидке зоретворення. Через свою форму дископодібні балджі важко спостерігати в галактиках, що видно з ребра[17].

Центральна область NGC 4314, галактики з ядерним кільцем, що утворюють зірки.

Подальші дослідження (з використанням космічного телескопа Габбл) показують, що балджі багатьох галактик не позбавлені пилу, а радше демонструють різноманітну та складну структуру[10]. Ця структура часто виглядає схожою на спіральну галактику, але набагато менша. Гігантські спіральні галактики зазвичай у 2–100 разів більші за розміри тих спіралей, які існують у балджах. Там, де вони існують, ці центральні спіралі домінують у світлі опуклості, в якій вони знаходяться. Як правило, швидкість, з якою утворюються нові зірки в псевдобалджах, подібна до швидкості, з якою утворюються зірки в дискових галактиках. Іноді опуклості містять ядерні кільця, які утворюють зірки зі значно вищою швидкістю (на площу), ніж зазвичай у зовнішніх дисках.

Властивості, такі як спіральна структура та наявність молодих зір, свідчать про те, що деякі балджі не формувалися через ті ж процеси, що і створили еліптичні галактики та класичні балджі. Водночас теорії формування псевдобалджів є менш визначеними, ніж теорії класичних балджів. Псевдобалджі можуть бути результатом злиттів, надзвичайно збагачених газом, що відбулися відносно недавно (у межах останніх 5 мільярдів років) порівняно з тими злиттями, що утворили класичні балджі. Проте для дисків складно пережити процес злиття, що ставить під сумнів цю гіпотезу.

Багато астрономів вважають, що балджі, які зовні нагадують диски, формуються поза диском і не є продуктом злиттів. Якщо галактика-диск залишена без зовнішніх втручань, її зорі та газ можуть перерозподілятися у відповідь на нестабільності. Продукти цього процесу (названого секулярною еволюцією) часто спостерігаються в таких галактиках. Як спіральні диски, так і галактичні бари можуть бути результатом секулярної еволюції дисків. Очікується також, що секулярна еволюція спрямовує газ і зорі до центру галактики, що підвищує щільність у центрі та формує балдж із властивостями, подібними до дископодібних галактик.

Якщо повільна та поступова еволюція галактики[18] відповідальна за формування значної кількості балджів, це означає, що багато галактик не переживали злиттів із часу утворення їх диска. Відповідно, сучасні теорії формування та еволюції галактик значно переоцінюють кількість злиттів упродовж останніх кількох мільярдів років[10][12][13].

Ящикоподібні балджі

[ред. | ред. код]
X-подібна структура балджа Чумацького Шляху.
Виразна X-подібна структура балджа галактики NGC 1175 на знімку, отриманому телескопом Габбл.

Галактики, видимі з ребра, іноді мають ящикоподібний або арахісоподібний балдж із X-подібною формою. Ящикоподібну структуру балджа Чумацького Шляху, до прикладу, виявив супутник COBE, а пізніше підтвердив огляд VVV за допомогою зір червоного згущення. Цей огляд також показав наявність двох перекритих популяцій зір червоного згущення і X-подібну форму балджа. Супутник WISE пізніше підтвердив X-подібну форму балджа. X-подібна структура складає 45 % маси балджа Чумацького Шляху[13]. Ящикоподібні/арахісоподібні балджі фактично є баром галактики, видимим із ребра[19]. Інші галактики, видимі з ребра, також можуть іноді демонструвати арахісоподібний бар, іноді з X-подібною формою.

Центральна компактна маса

[ред. | ред. код]
У галактики ESO 495-21 може бути надмасивна чорна діра, що є незвичною особливістю для галактики такого розміру[20].

Вважається, що більшість балджів і псевдобалджів містять центральну релятивістську компактну масу, яку традиційно вважають надмасивною чорною дірою. Такі чорні діри за визначенням не можна спостерігати напряму, бо світло не може покинути їх. Проте різні докази свідчать про їх існування як у балджах спіральних галактик, так і в центрах еліптичних. Маси цих чорних дір тісно корелюють із властивостями балджа. Співвідношення M–сигма пов’язує масу чорної діри з дисперсією швидкостей зір у балджі[21][22], тоді як інші кореляції враховують його загальну зоряну масу або світність[23][24][25], центральну концентрацію зір у балджі[26], багатство системи кулястих скупчень у віддалених областях галактики[27][28] та кут закручування спіральних рукавів[29].

До недавнього часу вважалося, що надмасивна чорна діра не може існувати без супутнього балджа. Нині спостерігали галактики, що містять надмасивні чорні діри без балджів[12][30][31]. Це свідчить про те, що середовище балджа не є строго необхідним для початкового формування та росту масивних чорних дір.

Балдж Чумацького Шляху

[ред. | ред. код]
Чумацький шлях в огляді 2MASS

Чумацький Шлях не має класичного балджа, проте містить два псевдобалджі — ящикоподібний і дископодібний. Перший є баром, який спостерігається майже з кінця, а кут між віссю бару та напрямком на нього становить 25°[2]. Через значну різницю відстаней від Землі до ближнього та дальнього кінців бар виглядає асиметрично. Другий являє собою невеликий дископодібний балдж із активним зоретворенням, що розташований усередині першого.

Більшість зір у балджі є достатньо старими, їхній вік перевищує 7 мільярдів років, проте спостерігаються також зорі віком і 1–5 мільярдів років, і молодші за 500 мільйонів років, а також молоді та яскраві зоряні скупчення (наприклад, скупчення Арки)[4]. Розмір цього балджа становить 3,5 кілопарсека. Металічність зір балджа Чумацького Шляху варіюється від −1,8 до 0,2, причому він також збагачений альфа-елементами[2][32].

Маса дископодібного балджа становить 3 % від зоряної маси галактики, а його характерна товщина — 45 парсек; для ящикоподібного балджа ці показники дорівнюють відповідно 28 % і 200 парсек. За параметрами балджів і загальною структурою Чумацький Шлях схожий на галактики NGC 4565 та NGC 5746[32].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ The Peanut at the Heart of our Galaxy. ESO Press Release. Процитовано 14 вересня 2013.
  2. ↑ а б в г Freeman, K. C. (2007). Galactic bulges: overview. Т. 3. Proceedings of the International Astronomical Union. с. 3—10. doi:10.1017/S1743921308017146.
  3. ↑ Wyse, R. F., Gilmore, G., & Franx, M. (1997). Galactic bulges. Т. 35. Annual review of Astronomy and Astrophysics. с. 637—675. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.637.
  4. ↑ а б Bulges. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 7 березня 2022. Процитовано 30 жовтня 2021.
  5. ↑ Mackey, A. D., & Van Den Bergh, S. (2005). The properties of Galactic globular cluster subsystems. Т. 360. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 631—645. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09080.x.
  6. ↑ Hodge P. W. Galaxy: Other classification schemes and galaxy types. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 19 жовтня 2021. Процитовано 2 листопада 2021.
  7. ↑ Fisher, D. B., & Drory, N. (2008). The structure of classical bulges and pseudobulges: The link between pseudobulges and sérsic index. Т. 136. The Astronomical Journal. с. 773. doi:10.1088/0004-6256/136/2/773.
  8. ↑ Surface Brightness Profiles. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 1 листопада 2021. Процитовано 1 листопада 2021.
  9. ↑ Sandage, Allan, The Hubble Atlas of Galaxies, Washington: Carnegie Institution, 1961
  10. ↑ а б в г Галактичний балдж: огляд
  11. ↑ Athanassoula E. On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2005-04. — Т. 358, вип. 4. — С. 1477–1488. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x.
  12. ↑ а б в г Kormendy, J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, M. E. (2010). Bulgeless Giant Galaxies Challenge Our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering. The Astrophysical Journal. 723 (1): 54—80. arXiv:1009.3015. Bibcode:2010ApJ...723...54K. doi:10.1088/0004-637X/723/1/54. hdl:2152/35173. S2CID 119303368.
  13. ↑ а б в Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). Survival of Pure Disk Galaxies over the Last 8 Billion Years. The Astrophysical Journal Letters. 820 (1): L4. arXiv:1602.08942. Bibcode:2016ApJ...820L...4S. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L4. S2CID 14644377.
  14. ↑ The formation of galactic bulges edited by C.M. Carollo, H.C. Ferguson, R.F.G. Wyse. Cambridge, U.K. ; New York: Cambridge University Press, 1999. (Cambridge contemporary astrophysics)
  15. ↑ Kormendy, J.; Kennicutt, Jr. R. C. (2004). Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 603—683. arXiv:astro-ph/0407343. Bibcode:2004ARA&A..42..603K. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134024. S2CID 515479.
  16. ↑ Athanassoula, E. (2005). On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 358 (4): 1477—1488. arXiv:astro-ph/0502316. Bibcode:2005MNRAS.358.1477A. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x.
  17. ↑ Gadotti D. A. Galaxy Bulges and Elliptical Galaxies - Lecture Notes: Bulge types. ned.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 9 серпня 2020. Процитовано 2 листопада 2021.
  18. ↑ SAO Encyclopedia of Astronomy
  19. ↑ Ness, Melissa; Lang, Dustin (1 липня 2016). The X-shaped Bulge of the Milky Way Revealed by WISE. The Astronomical Journal. 152 (1): 14. arXiv:1603.00026. Bibcode:2016AJ....152...14N. doi:10.3847/0004-6256/152/1/14. ISSN 0004-6256.
  20. ↑ Hubble Observes Tiny Galaxy with Big Heart. www.spacetelescope.org (англ.). Процитовано 17 червня 2019.
  21. ↑ Ferrarese, L.; Merritt, D. (2000). A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies. The Astrophysical Journal Letters. 539 (1): L9—L12. arXiv:astro-ph/0006053. Bibcode:2000ApJ...539L...9F. doi:10.1086/312838. S2CID 6508110.
  22. ↑ Xiao, T.; Barth, A. J.; Greene, J. E.; Ho, L. C.; Bentz, M. C.; Ludwig, R. R.; Jiang, Y. (2011). Exploring the Low-mass End of the M $_BH$-$\sigma$$_*$ Relation with Active Galaxies. The Astrophysical Journal. 739 (1): 28. arXiv:1106.6232. Bibcode:2011ApJ...739...28X. doi:10.1088/0004-637X/739/1/28. S2CID 118444825.
  23. ↑ Magorrian, J.; Tremaine, S.; Richstone, D.; Bender, R.; Bower, G.; Dressler, A.; Faber, S. M.; Gebhardt, K.; Green, R.; Grillmair, C.; Kormendy, J.; Lauer, T. (1998). The Demography of Massive Dark Objects in Galaxy Centers. The Astronomical Journal. 115 (6): 2285—2305. arXiv:astro-ph/9708072. Bibcode:1998AJ....115.2285M. doi:10.1086/300353. S2CID 17256372.
  24. ↑ Häring, N.; Rix, H.-W. (2004). On the Black Hole Mass-Bulge Mass Relation. The Astrophysical Journal Letters. 604 (2): L89—L92. arXiv:astro-ph/0402376. Bibcode:2004ApJ...604L..89H. doi:10.1086/383567. S2CID 119431361.
  25. ↑ Giulia A.D. Savorgnan, et al. (2016), Supermassive Black Holes and Their Host Spheroids. II. The Red and Blue Sequence in the MBH-M*,sph Diagram
  26. ↑ Graham et al. (2001), A Correlation between Galaxy Light Concentration and Supermassive Black Hole Mass
  27. ↑ Spitler, L. R.; Forbes, D. A. (2009). A new method for estimating dark matter halo masses using globular cluster systems. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 392 (1): L1—L5. arXiv:0809.5057. Bibcode:2009MNRAS.392L...1S. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00567.x. S2CID 16818778.
  28. ↑ Sadoun, R.; Colin, J. (2012). MBH–σ relation between supermassive black holes and the velocity dispersion of globular cluster systems. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (1): L51—L55. arXiv:1204.0144. Bibcode:2012MNRAS.426L..51S. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01321.x. S2CID 117185846.
  29. ↑ Seigar, M., et al. (2008), Discovery of a Relationship between Spiral Arm Morphology and Supermassive Black Hole Mass in Disk Galaxies
  30. ↑ SPACE.com - Even Thin Galaxies Pack Hefty Black Holes
  31. ↑ Simmons, B. D.; Smethurst, R. J.; Lintott, C. (2017). Supermassive black holes in disk-dominated galaxies outgrow their bulges and co-evolve with their host galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 470 (2): 1559—1569. arXiv:1705.10793. Bibcode:2017MNRAS.470.1559S. doi:10.1093/mnras/stx1340.
  32. ↑ а б Kormendy J., Bender R. Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746 : [англ.] // The Astrophysical Journal. — 2019-02-14. — Vol. 872, no. 1. — С. 106. — ISSN 1538-4357. — doi:10.3847/1538-4357/aafdff.

Джерела

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Балдж&oldid=47746203