Лещовидна галактика

NGC 5866 е лещовидна галактика в съзвездието Дракон. Видимо е значителното количество прах в диска на галактиката.
NGC 2787 е лещовидна галактика с видима прахова абсорбция.

Лещовидна галактика е вид галактика, междинна между елиптична и спирална в морфологичната класификация на галактиките.[1] Те имат мащабни дискове, но нямат спирални ръкави. Това са галактики, които са изгубили повечето от междузвездната си материя и следователно търпят много малко звездообразуване.[2] Все пак, те могат да имат значително количество прах в диска си, от което следва, че са съставени основно от стари звезди. Въпреки морфологичните разлики, лещовидните и елиптичните галактики споделят някои общи свойства като спектрални характеристики и мащабни връзки. И двете могат да се считат за ранни галактики, които пасивно еволюират.[3]

Морфология и структура

Лещовидните галактики са уникални по това, че имат видим дисков компонент, както и видим изпъкнал компонент. Те имат доста по-голямо съотношение изпъкнатина към диск в сравнение с типичните спирални галактики и нямат каноничната структура на спирални ръкави на късните галактики. Разпределението на лещовидните галактики се покачва постепенно в граници между 0,25 и 0,85, докато разпределението на спиралните галактики с относително равномерно в тези граници.[4]

Често се смята, че лещовидните галактики са слабо разбран преходен етап между спиралните и елиптичните галактики. Това се дължи на факта, че те имат едновременно големи дискови и изпъкнали компоненти. Дисковият компонент обикновено няма особени черти, което изключва класификация, подобна на спиралните галактики. Тъй като изпъкналият компонент обикновено е сферичен, класификация като елиптична галактика също е неуместна. Оттук, лещовидните галактики се разделят на подкласове, например според количеството наличен прах.

Повърхностната яркост на лещовидните галактики е добре описана чрез сбора на профила на Серсик за сферичната компонента плюс експоненциално намаляващ модел (индекс на Серсик n ≈ 1) за диска.[5] Понякога се наблюдава прекъсване на повърхностната яркост на лещовидни галактики.[6] Тези черти са последователни с общата структура на спиралните галактики. Въпреки това, изпъкналият компонент е по-тясно свързан с елиптичните галактики в морфологично отношение. Този сферичен регион, който преобладава във вътрешността на лещовидните галактики, има по-стръмен профил на повърхностната яркост (индекс на Серсик обикновено от 1 до 4) от дисковия компонент.[7][8] Лещовидните галактики се различава от бездисковите елиптични галактики чрез анализ на профилите им на повърхностна яркост.[9]

В много отношения съставът на лещовидните галактики е подобен на този на елиптичните. Например, и двата вида са съставени основно от по-стари и по-червеникаво звезди, а всичките им звезди са по-стари от милиард години. В допълнение към тези общи звездни атрибути, кълбовидните звездни купове се срещат по-често в лещовидните галактики, отколкото в спиралните галактики със сходна маса и светимост. Те имат много малко или никакъв молекулен газ (следователно липса на образуване на звезди) и нямат значително излъчване на водород α. За разлика от елиптичните галактики, те все още могат да съдържат значително количество прах.[10]

Кинематика

Лещовидните галактики споделят кинетични свойства както със спиралните, така и с елиптичните галактики.[11] Това се дължи на значителната изпъкналост и дискова природа на лещите. Изпъкналият компонент е подобен на този на елиптичните галактики по това, че се поддържа от налягането на централна дисперсия на скорост. Обаче, кинематиката на лещовидните галактики се диктува от ротационно поддържания диск. Това ще рече, че средното кръгово движение на звездите в диска е отговорно за стабилността на галактиката. Следователно, кинематиката често се използва за разграничаване на лещовидните галактики от елиптичните галактики. Разграничаването на елиптичните и лещовидните галактики често разчита на измервания на дисперсията на скоростта (σ), скоростта на въртене (v) и елиптичността (ε).[11] Диференцирането често се прави чрез анализиране на съотношението v/σ за фиксирана ε.

Кинематиката на дисковите галактики често се определя от H-алфа емисионните линии, които обикновено не присъстват в лещовидните галактики, поради тяхната липса на студен газ.[6] Оттук, кинематичната информация и грубата оценка на масата за лещовидните галактики често идва от звездните абсорбционни линии, които са по-малко надеждни от измерванията на емисионните линии. Също така, съществува значително трудност при извеждането на скоростта на въртене за лещовидните галактики.[12] Тези ефекти правят кинематичните измервания на лещовидните галактики по-трудни в сравнение с нормалните дискови галактики.

Образуване

Морфологията и кинематиката на лещовидните галактики в известна степен предполагат начина за образуване на галактиката. Техният дискообразен и прашен вид предполагат, че те произлизат от избледнели спирални галактики, чиито ръкави са изчезнали. Обаче, някои лещовидни галактики са по-сияйни от спирални галактики, което ще рече, че те не са просто избледнели остатъци от спирални галактики. Възможно е лещовидните галактики да са резултат от сливане на галактики, което увеличава общата звездна маса и може да придаде нов дискообразен вид без ръкави.[6] Не е изключена и теорията техните дискове да са се образували и нараснали чрез акреционни газови събития.[13]

Източници

  1. ↑ The de Vaucouleurs Atlas of Galaxies. Cambridge, Cambridge University, 2007. ISBN 978-0521820486.
  2. ↑ A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters, and Distance of the Star-Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado // The Astrophysical Journal 671 (2). декември 2007. DOI:10.1086/523640. с. 1624 – 1639.
  3. ↑ Liller, M.H. (1966), The Distribution of Intensity in Elliptical Galaxies of the Virgo Cluster. II
  4. ↑ Lambas, D.G. On the true shapes of galaxies // MNRAS 258 (2). 1992. DOI:10.1093/mnras/258.2.404. с. 404 – 414.
  5. ↑ Laurikainen, Eija; Salo, Heikki; Buta, Ronald (2005), Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies
  6. ↑ а б в Blanton, Michael. Physical Properties and Environments of Nearby Galaxies // Annual Review of Astronomy and Astrophysics 47 (1). 2009. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101734. с. 159 – 210.
  7. ↑ Andredakis, Y. C.; Peletier, R. F.; Balcells, M. (2016), The Shape of the Luminosity Profiles of Bulges of Spiral Galaxies
  8. ↑ Alister W. Graham and Clare C. Worley(2016), Inclination and dust-corrected galaxy parameters: bulge-to-disc ratios and size-luminosity relations
  9. ↑ Guilia A.D. Savorgnan and Alister W. Graham (2016), Supermassive Black Holes and Their Host Spheroids. I. Disassembling Galaxies
  10. ↑ Binney & Merrifield. Galactic Astronomy. 1998. ISBN 0-691-02565-7.
  11. ↑ а б Moran, Sean M. The Dynamical Distinction Between Elliptical and Lenticular Galaxies in Distant Clusters: Further Evidence for the Recent Origin of S0 Galaxies // The Astrophysical Journal 665 (2). 20 август 2007. DOI:10.1086/519550. с. 1067 – 1073.
  12. ↑ Bedregal, A.G. S0 Galaxies in Fornax: data and kinematics // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 371 (4). октомври 2006. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10829.x. с. 1912 – 1924.
  13. ↑ Graham, Alister W.; Dullo, Bililign T.; Savorgnan, Giulia A. D. (2015), Hiding in Plain Sight: An Abundance of Compact Massive Spheroids in the Local Universe