Кінематичний нагрів () або нагрів диска () — збільшення дисперсій швидкості зір у диску галактики під впливом різних гравітаційних збурень: спіральної структури, гігантських молекулярних хмар, згущень темної матерії тощо. Популяція зір, яка початково народилася на майже колових орбітах майже в площині галактики з часом під впливом збурень збільшує ексцентриситети й нахили своїх орбіт, тобто дисперсії швидкостей зір відносно місцевого стандарту спокою зростають з часом. Термін походить від ототожнення дисперсій швидкості з температурою: зоряна популяція народжується кінематично «холодною», але з часом «нагрівається». Закон кінематичного нагріву описують співвідношенням «вік — дисперсія швидкості». Усі три компоненти дисперсії швидкості зростають з віком приблизно за степеневим законом , де у радіальному та азимутальному напрямках і у вертикальному напрямку.

Історія У 1951 і 1953 роках Лайман Спітцер і Мартін Шварцшильд першими припустили, що гравітаційна взаємодія зір з масивними газовими хмарами може призводити до зростання дисперсії швидкостей зір із часом. 1967 року Барбаніс і Волт'єр запропонували, що короткотривалі спіральні гілки з часом життя кілька сотень мільйонів років (так звана перехідна спіральна структура), можуть спричиняти нагрів у площині диска. Інші автори розглядали можливими джерелами кінематичного нагріву масивні компактні об'єкти в гало (MACHO), злиття з галактиками-супутниками, підструктури в гало темної матерії, галактичний бар тощо.

Ранні вимірювання співвідношення «вік — дисперсія швидкості» виконав іще Роланд Вілен 1974 року. 2004 року це співвідношення для різних компонентів вектора швидкості в околицях Сонця надійно виміряли за даними Женевсько-Копенгагенського огляду неба, отримавши показники степеня для радіальної та азимутальної компонент швидкості та для вертикальної компоненти. Нині ця залежність виміряна за значно більшими вибірками зір, у тому числі на великих відстанях від Сонця, але показники степеня залишаються приблизно тими ж самими.

Опис Розподіл зір за швидкостями в околицях Сонця можна приблизно описати розподілом Шварцшильда, у якому кількість зір зі швидкістю у малому діапазоні швидкостей задається тривимірним нормальним розподілом

Тут , та  — дисперсії швидкості уздовж трьох осей галактичної системи координат,  — кількість зір в одиниці об'єму, а  — швидкість зорі відносно місцевого стандарту спокою. Розподіл Шварцшильда означає, що густина зір у просторі швидкостей однакова на еліпсоїді із головними півосями , та . Такий еліпсоїд називають еліпсоїдом швидкостей.

Дисперсії швидкостей сильно різняться для різних популяцій зір: для старих червоних зір дисперсії швидкостей майже втричі більші, ніж для молодих блакитних зір. Початково зорі народжуються на майже колових орбітах майже в площині Галактики, тобто з малою дисперсією швидкості (), але з часом під впливом різноманітних неоднорідностей гравітаційного потенціалу ексцентриситети й нахили їхніх орбіт зростають. Так зорі набувають все більших випадкових швидкостей відносно місцевого стандарту спокою. Якщо уявляти собі випадкові рухи зір як температуру, то можна сказати, що з часом зоряна популяція «нагрівається».

Зі спостережень відомо, що співвідношення «вік—дисперсія швидкості» поводиться приблизно за степеневим законом

де для і для та . Для останніх двох показник степеня однаковий, бо в епіциклічному наближенні вони пов'язані співвідношенням

де — епіциклічна частота, а  — кутова швидкість обертання Галактики в околицях Сонця. За спостережними даними, . Вертикальна дисперсія швидкостей зростає з віком швидше, тому з часом відношення збільшується від приблизно 0,4 для наймолодших популяцій до 0,6 для старіших. У результаті з часом еліпсоїд швидкостей не тільки зростає вздовж усіх осей, але й трохи змінює форму.

Механізми На відміну від молекул газу, які набувають свого розподілу швидкостей в результаті зіткнень молекул між собою, взаємодія зір під час прольотів одна повз одну є занадто слабкою, щоб суттєво змінити їхні орбіти навіть за вік Всесвіту. Тому кінематичний нагрів ансамблю зір має пояснюватися іншими механізмами.

Кінематичний нагрів галактиками-супутниками теж виявляється занадто слабким і не може пояснити дисперсії швидкості навіть для зір середнього віку. Якщо гало темної матерії складається з масивних компактних об'єктів (MACHO), таких як первинні чорні діри, то гравітаційна взаємодія зір з такими MACHO могла б призводити до кінематичного нагріву диска. Однак цей механізм нагріву дає неправильну залежність дисперсії швидкостей від часу: він передбачає, що з , що суперечить спостережуваній залежності . Крім того, існування необхідної для цього механізму маси MACHO суперечить багатьом спостережним даним.

Кінематичний нагрів самими лише молекулярними хмарами передбачає — занадто повільне зростання для пояснення спостережних даних. Перехідна спіральна структура тривалістю кілька сотень мільйонів років може кінематично нагрівати компоненти та , але майже не нагріває компоненту . Тому найімовірнішим поясненням спостережуваного співвідношення «вік — дисперсія швидкості» вважають поєднання нагріву спіральною структурою та гігантськими молекулярними хмарами. У цьому механізмі спіральна структура нагріває зоряну популяцію в площині диска Галактики, а розсіювання зір на гігантських молекулярних хмарах допомагає перекачувати частину цього нагріву у вертикальну дисперсію швидкості.

Примітки

Література

Посилання

Bovy J., The age–velocity-dispersion relation and kinematical heating, Dynamics and Astrophysics of Galaxies