Бар (астрономія)

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Бар (значення).

NGC 1365, велика спіральна галактика з баром.

Бар — видовжена перетинка із зір і газу в центральній частині диска деяких галактик. Бар може бути притаманний дисковим галактикам — лінзоподібним, спіральним і неправильним. Наявність і вираженість бара є одним із критеріїв морфологічної класифікації галактик.

Бар утворюється внаслідок гравітаційної нестійкості у тонкому диску галактики. Для цього потрібна або досить велика швидкість обертання диска, або, навпаки, невелика швидкість обертання та значні радіальні швидкості зір. Бари помітно впливають на свої материнські галактики й є одним із головних чинників внутрішньої секулярної еволюції — повільних змін у галактиці протягом тривалого часу, не пов'язаних із її оточенням.

Опис і характеристики

Морфологічна класифікація галактик за Габблом, галактики з

Бар — це витягнена структура в площині галактичного диска, яка є згущенням зір і газу. Найчастіше центр бара збігається з центром диска, але в маломасивних галактиках їхні положення можуть не збігатися. У спіральних галактиках з баром спіральні рукави починаються не в центрі галактики, а на кінцях бара. Бар може спостерігатися у дискових галактиках — лінзоподібних, спіральних і неправильних. У деяких галактик може бути кілька барів: відомі галактики з двома або навіть трьома барами.

Бар — це стійке утворення, яке в окремій галактиці існує протягом багатьох її обертів. Бар обертається як єдине ціле, у тому ж напрямку, що й диск, але зазвичай із трохи меншою кутовою швидкістю. При цьому зорі, що становлять бар, не залишаються в ньому постійно (на відміну від балджа): вони постійно входять у бар і виходять із нього, але їхня підвищена концентрація в межах бара зберігається, тому зовнішній вигляд бара не змінюється. Подібним чином формуються й спіральні рукави відповідно до теорії хвиль густини.

Близько третини всіх галактик мають бар, зокрема й Чумацький Шлях, а серед дискових галактик — за різними оцінками, від половини до двох третин. Зорі в барах переважно старі й червоні, тому в ультрафіолетовому діапазоні більшість барів не спостерігаються. У середньому яскравість бара становить близько 10 % загальної світності галактики, але може досягати й 30 %. У галактиках сучасного Всесвіту близько 15 % маси зір зосереджено в барах. Загалом, у галактиках із барами порівняно з галактиками без бара колір і металічність змінюються з радіусом слабше, а газ сильніше концентрується до центру.

Наявність і вираженість бара є одним із критеріїв морфологічної класифікації галактик. Так, спіральні галактики в системі Габбла поділяються на галактики без бара, позначувані літерою S, у яких бар відсутній, і галактики з баром, що позначаються SB. У системі де Вокулера окрім галактик без бара (SA) і галактик з баром (SB) виділяють також спіральні галактики перехідного типу, що позначаються SAB. У цій схемі за ступенем вираженості бара класифікують не лише спіральні, а й лінзоподібні та неправильні галактики.

Параметризація

Форму бара та його ізофоти добре описують узагальнені еліпси:

$\left({\frac {|x|}{a}}\right)^{c}+\left({\frac {|y|}{b}}\right)^{c}=1$

де $a$ і $b$ — велика та мала півосі, $x$ і $y$ — координати вздовж великої та малої осей, а $c$ — параметр, що визначає форму узагальненого еліпса. Це рівняння за $c=2$ переходить у рівняння еліпса. Зазвичай для опису форми бара найкраще підходять значення $c>2$, хоча часто використовується і $c=2$.

Розподіл поверхневої яскравості в барі часто моделюють модифікованою Функцією Феррерса. Для розподілу яскравості $\mu (r)$ уздовж великої осі бара вона має вигляд:

$\mu (r)=\mu _{0}\left[1-\left({\frac {r}{r_{bar}}}\right)^{2-\beta }\right]^{\alpha }$

У цій формулі $\mu _{0}$ — поверхнева яскравість у центрі бара, $r_{bar}$ — відстань до межі бара, за якою поверхневу яскравість вважають нульовою. Параметри $\alpha$ і $\beta$ визначають швидкість спадання яскравості поблизу центру та на межі бара відповідно.

Закон Серсіка, який часто використовують для опису балджів і дисків, також може застосовуватися для барів — для них показник $n$ зазвичай лежить в діапазоні від 0,5 до 1.

Утворення барів

Бар формується внаслідок гравітаційної нестійкості в тонкому диску галактики. Існує щонайменше два механізми утворення бара: бароутворювальна нестійкість і нестійкість витягнутих орбіт.

Бароутворювальна нестійкість, або бар-мода, формує бар, якщо швидкість обертання диска достатньо висока, у цьому випадку утворення бара стає енергетично вигідним. Кількісно критерій нестійкості виражається через енергію обертання диска $E_{r}$ та його потенційну енергію $W$: якщо відношення ${\textstyle {\frac {E_{r}}{W}}}$ перевищує 0,14—0,20 (точне значення залежить від параметрів моделі), то за 1—2 оберти галактики виникає бар. Аналогічна ситуація спостерігається в механіці нестиснюваних самогравітуючих тіл: за достатньо великої енергії обертання вони перетворюються зі сплющеного еліпсоїда Маклорена у витягнутий еліпсоїд Якобі. Утворенню бара може перешкоджати достатньо велика дисперсія швидкостей у галактиці та наявність масивної сферичної підсистеми галактики — балджа або темне гало. Найімовірніше, великі бари утворюються саме таким чином.

Нестійкість витягнутих орбіт, навпаки, виникає при повільному обертанні диска та великих радіальних швидкостях зір. Якщо зори рухаються по близьким витягнутим орбітам, то через гравітаційну взаємодію між ними орбіти прецесують і зближуються ще більше, що також призводить до утворення бара. Такий механізм утворення бара неефективний для слабко витягнутих орбіт, тому він проявляється переважно в центральній частині диска, де радіальна дисперсія швидкостей зір велика. Бари, що формуються таким способом, повинні мати невелику швидкість обертання.

Вплив на галактики

Бари суттєво впливають на свої галактики і є одним із основних агентів їхньої внутрішньої вікової еволюції — змін у галактиці протягом тривалого часу, незалежних від її оточення. Оскільки бари несиметричні відносно осі галактики, вони перерозподіляють кутові моменти зір і газу, що призводить до зміни структури галактики.

Бари переміщують газ так, що він формує спіральні рукави та кільця, тиск у ньому зростає, і газ з атомарного стає молекулярним, що спричиняє зореутворення. Газ із зовнішніх регіонів переміщується до краю галактики, а з регіонів у межах радіуса бара — до самого центру. Це призводить до вирівнювання градієнтів металічності і збільшення центрального скупчення газу, що спостерігається в галактиках із барами. Скупчення газу в центрі, у свою чергу, може спричиняти активність галактичного ядра, проте в галактиках із активними ядрами бари не спостерігаються частіше, ніж у галактиках без активного ядра.

Бари також впливають на рух зір. Через бар кутовий момент перерозподіляється між зоряним диском та темним гало, через що зорі концентруються ближче до центру. Крім того, під дією бара орбіти зір можуть змінюватися і виходити з площини диска галактики, що з часом збільшує сферичну складову галактики — зокрема, балдж. З урахуванням активного зореутворення балдж формується досить ефективно — за кілька мільярдів років може утворитися балдж масою в мільярд мас Сонця. Балджі, сформовані таким чином, частково зберігають динамічні властивості диска і називаються псевдобалджами. У ближньому Всесвіті такими є балджі багатьох галактик, можливо, навіть більшості, включно з Чумацьким Шляхом.

Література

• Александров Ю. В., Шевченко В. Г. Астрофізика. — Харків : ХНУ ім. В. Н. Каразіна, 2016. — 252 с. — ISBN 978-966-285-315-5.
• Сурдин В. Г. Галактики. — 2-е, исправленное и дополненное. — М. : Физматлит, 2017. — 432 с. — ISBN 978-5-9221-1726-5.
• Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — 2-е изд. испр. и дополн. — Фрязино : Век 2, 2011. — 576 с. — ISBN 978-5-85099-188-3.
• Binney J., Tremaine S. Galactic Dynamics. — Second Edition. — Princeton University Press, 2008. — (Princeton Series in Astrophysics) — DOI:10.2307/j.ctvc778ff.