Онлайн переводчик

Chapter 2

Rotation curves of spiral galaxies

In this chapter I will describe the main characteristics of observed rotation curves. Rotation curves of spiral galaxies are one of the main tools used to study the dis¬tribution of mass in spiral galaxies. They constitute the best observational proof for the existence of dark matter in spiral galaxies. Rotation curves (RC's) provide important information for understanding the dynamics, evolution, and formation of spiral galaxies.

2.1 Introduction to the problem

The rotation of spiral galaxies was discovered in 1914, by Slipher (1914) when detected inclined absorption lines in the nuclear spectra of M31 galaxy and the Som¬brero galaxy. And then by Wolf (1914) when detected inclined lines in the nuclear spectrum of M81 galaxy. It is obvious that the first spiral galaxy to investigate was M31, at that time known as "great nebula in Andromeda". Pease (1918) used the Mt. Wilson 60-in to investigate the rotation of M31 by obtaining a minor axis long slit spectrum with an exposure of 84 h, and a major axis spectrum taken over 79h. The absorption lines extended only 1.5 arcmin in radius along the major axis, that is less than 2% of the optical radius, but were sufficient to show the steep nuclear

velocity rise. Later Babcock (1939) and Mayall (1951) continued studies of M31 and extended major axis rotation velocities to almost 2° from the nucleus.

In the Babcock's mass model for M31 mass-to-light (M/L) ratio is increasing from 18 at r=18' to 62 at r=80'. This caused him to suggest that absorption plays a very important role in the outer parts of the spiral. Or perhaps, that new dynamical considerations are required, which will permit a smaller relative mass in the outer parts. He made a conclusion that the nearly constant angular velocity of the outer parts of M31 galaxy is the opposite of the planetary type of rotation believed to obtain in the outer parts of the Galaxy. Oort (1940) studying NGC 3115 noted that the distribution of mass appears to bear almost no relation to that of the light. Babcock and Oort share credit for uncovering the dark matter problem in individual spiral galaxies.

The modern era of optical observations of spiral galaxies rotation velocities be¬comes from Page (1952). And later Burbidge & Burbidge (1960), which exploited the new red sensitivity of photographic plates to observe the Ha and [NII] emission lines arising from HII regions within spiral disks.

Early radio observations of neutral hydrogen in external galaxies by van de Hulst et al. (1957) showed a slowly falling rotation curve for M31. And Volders (1959) showed a flat rotation curve for M33. The first published velocity field (spider diagram) was of M31 Argyle (1965). For M33, the flatness could be attributed to the side lobes of the beam and was consequently ignored.

Rotation curves are tools for several purposes: for studying the kinematics of galaxies; for inferring the evolutionary histories and the role that interactions have played; for relating departures from the expected rotation curve form to the amount and distribution of dark matter; for observing evolution by comparing rotation curves in distant galaxies with galaxies nearby. Rotation curves derived from emission lines such as Ha, HI, and CO lines, are particularly useful to derive the mass distribution in disk galaxies, because they manifest the motion of interstellar gas of population I, which has much smaller velocity dispersion, of the order of 5-10 km s l, compared with the rotation velocities.

2.2 Data and measurements

2.2.1 Data

Optical measurements. Optical observations have several observing techniques for determining rotation curves and velocity fields for both ionized gas and stars (see Fig 2.1, 2.2, 2.3). The basic principle is to measure the Doppler shift of the spectral lines at different positions along the slit, hence on both sides of the center of the galaxy. Usually long slit spectra is used for obtaining the rotation curve of a galaxy from emission lines (Rubin et al. 1980, 1985, Mathewson et al. 1992, Mathewson & Ford 1996). The emission lines are: hydrogen Ha line (6562.8 A), nitrogen NII lines (6548.03 A, 6583.41 A) and sulfur SII lines (6716.47 A, 6730.84 A). There are also methods that return the entire velocity field, such as Fabry-Perot spectrographs or integral (fiber-optic) field instruments , they offer more velocity information, however, at the price of more complex and time-consuming reductions.

Figure 2.1: Spectrum of IC1210 galaxy with Ha, NII and SII lines

Radio measurements. The HI line produced by neutral hydrogen is a powerful tool to obtain kinematics of spiral galaxies. Sometimes its radial extent can be greater 3 or 4 times, than that of visible disk. Instrumental improvements in the past 20 years have increased the spatial resolution of the beam. In Fig. 2.4 I show the example of HI observations for the spiral galaxy NGC 3741 made with the WSRT telescope (from Gentile et. al 2007).

CO line. The rotational transition lines of carbon monoxide (CO) in the mil¬limeter wave range are used in studying rotation kinematics of the inner disk and central regions of spiral galaxies (see Fig.2.6). The wavelength range is 115.27 GHz for 12CO (J= 1-0) line and 230.5 GHz for J = 2-1 line. At CO wavelengths the cen¬tral dusty disks are negligible for extinction. Edge-on and high-inclination galaxies are particularly useful for rotation curve analysis. In order to minimize the uncer¬tainty arising from inclination corrections, for which extinction-free measurements are crucial, especially for central rotation curves.

Since the central few kiloparsecs of the disk are dominated by molecular gas

j jLi i i_i I i_i i i_l i i i_i I i_i i i_l i i_i i_Z

0 100 200 300 400 SCO r(arcsec)

Figure 2.5: Rotation curve for NGC 3741. From Gentile et al. 2007

(Nishiyama & Nakai 1998), the molecular fraction, the ratio of the molecular-gas mass density to that of total molecular and HI masses, usually exceeds 90% (Sofue et al. 1995). CO lines are emitted from molecular clouds associated with star formation regions emitting the Ha line. The Ha, HI and CO rotation curves agree well with each other in the intermediate region disks of spiral galaxies (Sofue 1996, Sofue et al.


Maser lines. Radial velocity observations of maser lines, such as SiO, OH, and H2O lines, from circumstellar shells and gas clouds also allow us to measure the kinematics of stellar components in the disk and bulge of our Galaxy.

2.2.2 Measurements

Intensity-velocity method. A rotation curve of a galaxy is defined as the trace of velocities on a position velocity diagram along the major axis, corrected for the angle between the line of sight and the galaxy disk. A widely used method is to trace intensity weighted velocities (Warner et al. 1973). These are defined by

Figure 2.6: Position-velocity diagram along the


Глава 2

Кривые вращения спиральных галактик

В этой главе я опишу главные характеристики наблюдаемых кривых вращения. Кривые вращения спиральных галактик - то, что один из главных инструментов использовал, чтобы изучать скидка¬tribution массы в спиральных галактиках. Они назначают лучшее наблюдательное доказательство для существования темного дела в спиральных галактиках. Кривые (Дистанционное УПРАВЛЕНИЕ) вращения обеспечивают важную информацию для понимания динамики, эволюции, и образования спиральных галактик.

2.1 Введение в проблему

Вращение спиральных галактик было обнаружено в 1914, Slipher (1914), когда обнаружено склонил поглотительные линии в ядерных спектрах галактики M31 и Som¬brero галактики. А затем Волком (1914), когда обнаружено склонил линии в ядерном спектре галактики M81. Очевидно, что первая спиральная галактика, чтобы расследовать был M31, в то время известный как "большая туманность в Andromeda". Горохи (1918) пользовались Mt. Wilson, 60-включенный, чтобы расследовать вращение M31, получая незначительную ось долго, расщепляют спектр с выставлением 84 h, и главный спектр оси, принятый 79h. Поглотительные линии расширили только 1.5 arcmin в радиусе вдоль главной оси, это менее чем 2% оптического радиуса, но были достаточны, чтобы показать крутой nuclear

скоростное повышение. Более Поздний Babcock (1939) и Mayall (1951) продолжал изучения M31 и расширял главные скорости вращения оси почти 2° от ядра.

В массовой модели Babcock, ибо M31 соотношение света (М/L) к массе возрастает от 18 в r=18' к 62 в r=80'. Это заставило его предложить, что поглощение играет очень важную роль во внешние части спирали. Или возможно, что новые динамические рассмотрения требуются, который разрешит меньшую относительную массу во внешних частях. Он сделал заключение что почти постоянная угловая скорость внешних частей галактики M31 - противоположность планетарного вида вращения, полагающегося получить во внешних частях Галактики. Oort (1940), изучающий NGC 3115, отмеченный, что распространение массы, кажется, не носит почти никакого отношения к тому свет. Babcock и общий кредит Oort для раскрытия темной проблемы дела в индивидуальных спиральных галактиках.

Современная эра оптических наблюдений скорости вращения спиральных галактик быть¬приходит от Страницы (1952). И более поздний Burbidge

Ранние радионаблюдения нейтрального водорода во внешних галактиках фургоном de Hulst и другой. (1957) показано медленно, чувствуя влеченье кривой вращения M31. И Volders (1959) показал плоскую кривую вращения для M33. Первое изданное скоростное поле (диаграмма паука) было Носком (1965) M31 с рисунком. Для M33, плоскость смогла быть приписана боковым долям балки и была поэтому проигнорирована.

Кривые вращения - инструменты для нескольких целей: для изучения кинематики галактик; для выведения эволюционных историй и роли, которую взаимодействия играли; для связи отклонений от ожидаемой кривой вращения формируют к количеству и распространению темного дела; для наблюдения эволюции, сравнивая кривые вращения в отдаленных галактиках с галактиками поблизости. Кривые вращения происходили от emission линий как например Ха, ПРИВЕТ, и линии КОМПАНИИ, особенно полезны, чтобы получить массовое распространение в disk галактиках, потому что они доказывают движение межзвездного газа населения я, который имеет много меньшей скоростной дисперсии, из заказа 5-10 километровый s l, сравнил со скоростями вращения.

2.2 Данные и измерения

2.2.1 Данные

Оптические измерения. Оптические наблюдения имеют несколько наблюдающих техник для определения кривых вращения и скоростных полей как ионизировал газ, так и звезды (посмотрите Наряд 2.1, 2.2, 2.3). Основной принцип - измерить Доплеровский сдвиг спектральных линий при различных положениях вдоль разреза, следовательно на обеих сторонах центра галактики. Обычно долго спектры разреза использован для получения кривой вращения галактики от emission линий (Rubin и другой. 1980, 1985, Mathewson и другой. 1992, Mathewson

Фигура 2.1: Спектр галактики IC1210 с Ха, линии NII и SII

Радио- измерения. Линия HI, производимая нейтральным водородом, - мощный инструмент, чтобы получить кинематику спиральных галактик. Иногда его радиальная протяженность может быть большей 3 или 4 раза, чем то видимый диск. Инструментальные усовершенствования в прошлом 20 лет увеличили пространственное разрешение балки. В Рис. 2.4 я показываю пример того, ПРИВЕТ наблюдения для спиральная галактика NGC 3741, сделанный с телескопом (от Gentile et. al 2007) WSRT.

Линия КОМПАНИИ. Ротационные линии перемещения угарного газа (КОМПАНИЯ) в диапазоне тысяча¬limeter волны использованы в изучении кинематики вращения внутренних disk и центральных регионов спиральных галактик (посмотрите Fig.2.6). Диапазон длины волны составляет 115.27 ГГц для 12CO (J= 1-0) линии и 230.5 ГГц для линии J = 2-1. В длинах волны КОМПАНИИ центр¬tral пыльные диски незначительны для исчезновения. Включенный Краем и галактики наклона максимума особенно полезны для анализа кривой вращения. Для того, чтобы минимизировать uncer¬tainty, являющийся результатом исправлений наклона, для которых бесплатные для исчезновения измерения критические, особенно для центральных кривых вращения.

С тех пор, как центральные несколько килопарсеков диска доминируемые молекулярным газом

j jLi i i_i я i_i i i_l i i i_i я i_i i i_l i i_i i_Z

0 100 200 300 400 SCO r(arcsec)

Кривая фигура 2.5: Вращения для NGC 3741. От Нееврея и другой. 2007


1999a, b).

Maser линии. Радиальные скоростные наблюдения maser линий, как например SiO, О, и линии H2O, от околозвездных раковин и облака газа также позволяют нам измерять кинематику звездных компонентов в диске и выпуклости нашей Галактики.

2.2.2 Измерения

Скоростной для Интенсивности метод. Кривая вращения галактики определяется как след скоростей на диаграмме скорости позиции вдоль главной оси, исправил для угла между линией зрения и диском галактики. Широко использованный метод - следить за интенсивностью нагруженные скорости (Уорнер и другой. 1973). Близко они определяется

Диаграмма фигура 2.6: Позиционной скорости вдоль