АссистентНовый вопросИсторияОбласти знаний
Партнёрские проектыМатериалы БРЭСпецпроектыСтать автором
Настроить видСменить язык
О РУВИКИ
Ответ на вопрос

Спиральный рукав

Pause

Спира́льные рукава́ (спира́льные ве́тви) — характерный элемент структуры спиральных галактик. Спиральные рукава выглядят как области повышенной яркости в форме спирали в диске галактики. Обычно в галактике два или несколько спиральных рукавов. Их совокупность называют спиральным узором или спиральной структурой галактики.

Внешний вид спиральных рукавов довольно разнообразен. Галактики с упорядоченной структурой имеют симметричный и чёткий узор, состоящий из двух спиральных рукавов, которые простираются на всю галактику, и напротив, спиральная структура флоккулентных галактик состоит из множества небольших фрагментов рукавов, не связанных друг с другом. В различных частях электромагнитного спектра спиральные рукава выглядят по-разному.

Кроме повышенной яркости, спиральные рукава отличаются повышенной концентрацией межзвёздного газа и пыли, ярких звёзд и звёздных скоплений, активным звездообразованием, более голубым цветом, кроме того, там же в галактиках повышена сила магнитного поля. Вклад спиральных рукавов в общую светимость галактики может достигать 40—50 % для некоторых галактик. Разные характеристики спиральных рукавов коррелируют с другими свойствами галактик, например, угол закрутки спиральных рукавов связан с такими параметрами, как масса сверхмассивной чёрной дыры в центре и вклад балджа в общую светимость.

Существует две основные теории, которые объясняют возникновение спиральных рукавов, — это модель стохастического самоподдерживающегося звездообразования и теория волн плотности. Они описывают разные варианты спиральной структуры и не исключают друг друга. Кроме этих теорий, существуют и другие, которые могут объяснять возникновение спиральной структуры в некоторых случаях.

Спиральная структура впервые была обнаружена в 1850 году лордом Россом в галактике M 51. Вопрос о природе спиральной структуры галактик долгое время оставался неразрешённым.

Общие характеристики

undefined

Спиральные рукава[1] (спиральные ветви) — характерный элемент структуры спиральных галактик, которые находятся в дисках и выделяются на их фоне повышенной яркостью[2]. Такие структуры имеют форму спиралей, которые в галактиках без бара обычно исходят из области вблизи центра галактики, тогда как в галактиках с баром они начинаются на концах бара[3]. Спиральные рукава не распространяются на весь радиус диска и заканчиваются на том расстоянии, за пределами которого диск всё ещё можно обнаружить[4]. Обычно в галактике два или несколько спиральных рукавов[5]. Их совокупность в галактике называют спиральным узором или спиральной структурой[6].

Из всех массивных галактик около 2/3 являются спиральными[7]. Спиральные рукава наблюдаются у галактик на красных смещениях до , а иногда и у более далёких, что соответствует моменту времени, когда возраст Вселенной составлял менее половины нынешнего. Это говорит о том, что спиральная структура — явление, существующее длительное время[8].

По своему внешнему виду спиральные рукава значительно различаются[5], но в целом они отличаются повышенной концентрацией газа и пыли, в них происходит активное звездообразование, наблюдается больше звёздных скоплений, областей H II и ярких звёзд, чем в остальном диске[2]. Хотя спиральные рукава заметны в первую очередь благодаря молодому звёздному населению, повышенная концентрация старых звёзд в них также наблюдается[4][7].

undefined

В зависимости от части электромагнитного спектра, в которой наблюдается галактика, выраженность и внешний вид спиральных ветвей в ней отличаются. В голубой и ультрафиолетовой части спектра спиральные рукава хорошо выражены благодаря наличию в них голубых сверхгигантов; в красной и в ближней инфракрасной области больший вклад вносят старые звёзды, поэтому спиральные рукава выглядят менее контрастными, но более гладкими. Излучение межзвёздной пыли делает спиральные рукава яркими в дальней инфракрасной области, а излучение нейтрального водорода и молекул — в радиодиапазоне. Наибольшую контрастность и количество мелких деталей в спиральных рукавах можно заметить при наблюдении в эмиссионных спектральных линиях, создаваемых эмиссионными туманностями, а также в линиях полиароматических углеводородов, которые создаются холодными облаками газа[9].

Внешний вид спиральных рукавов — один из критериев морфологической классификации галактик. Например, в схеме классификации Хаббла спиральные галактики делятся на типы Sa, Sb, Sc, а спиральные галактики с баром — SBa, SBb, SBc. Галактики ранних типов Sa и SBa имеют туго закрученные и гладкие спиральные рукава, а галактики поздних типов Sc и SBc — клочковатые спиральные рукава с бо́льшим углом закрутки (см. ниже). Типы Sb и SBb имеют промежуточные характеристики[10][11].

Спиральные галактики разных морфологических типов в обзоре SDSS[12]

NGC 4314 (SBa)
M 95 (SBb)
NGC 3367 (SBc)

Морфология

Спиральная структура галактик довольно разнообразна по внешнему виду. Галактики с упорядоченной структурой (англ. grand design) имеют симметричный и чёткий узор, состоящий из двух спиральных рукавов, которые простираются на всю галактику, — такие объекты составляет 10 % от общего числа спиральных галактик. Напротив, спиральная структура флоккулентных галактик состоит из множества небольших фрагментов рукавов, не связанных друг с другом, — доля таких галактик среди спиральных равна 30 %[4][13].

Остальные галактики относят к промежуточному типу — многорукавным спиральным галактикам[14], которые имеют свойства как флоккулентных, так и упорядоченных. Например, они могут быть похожи на галактики с упорядоченной структурой, но иметь более двух рукавов или же иметь более упорядоченную структуру из двух рукавов во внутренних частях, которая становится неправильной на периферии[15][16][17]. Тем не менее практически во всех случаях в спиральной структуре присутствуют элементы обоих видов структуры: даже в галактиках с упорядоченной структурой имеются детали, которые не вписываются в глобальный спиральный узор[4]. Встречаются и такие галактики, которые при наблюдении в разных спектральных диапазонах демонстрируют различный вид спиральной структуры[18]. Различие между двумя основными типами спиральных рукавов оказывается связанным с принципиальными физическими различиями между ними (см. ниже)[19].

Галактики с различной морфологией спиральной структуры[20]

M 81 — спиральная галактика с упорядоченной структурой
M 101 — многорукавная спиральная галактика
NGC 2841 — флоккулентная спиральная галактика

Также существует разделение спиральных рукавов на «массивные» (англ. massive) и «нитевидные» (англ. filamentary). В первом случае рукава широкие, диффузные и не слишком контрастируют с пространством между ними, а во втором — узкие и чётко очерченные[21].

Галактики с различной морфологией спиральной структуры[22]

M 101 имеет нитевидные рукава
M 33 имеет массивные рукава

Форма и угол закрутки

undefined

Форма рукава обычно параметризуется углом закрутки (или углом закручивания) . Угол закрутки равен углу между касательной к спиральному рукаву в определённой точке и перпендикуляром к радиусу, проведённому в эту точку. В большинстве спиральных галактик средний угол закрутки составляет от 5° до 30°[13][23]. Спиральные рукава с малым углом закрутки также называют туго закрученными, с бо́льшим углом закрутки ― раскрытыми[24].

Форма спиральных рукавов часто упрощённо описывается логарифмической спиралью, также иногда спиральные рукава описывают архимедовой или гиперболической спиралью. В случае логарифмической спирали угол закрутки постоянен, в архимедовой — уменьшается с ростом расстояния от центра, а в гиперболической — возрастает. Измерение углов закрутки в галактиках показывает, что лишь у меньшинства спиральных галактик углы закрутки в рукавах близки к постоянным, а у более чем 2/3 галактик угол закрутки варьируется более чем на 20 %. Средний угол закрутки коррелирует с различными параметрами галактики, например, у галактик с более яркими балджами спиральные рукава закручены более туго[24].

Несколько галактик, для которых проводилось измерение угла закрутки, изображения SDSS (в скобках указано полученное )[25]

NGC 4977 ('"`UNIQ--postMath-00000005-QINU`"')
NGC 2649 ('"`UNIQ--postMath-00000006-QINU`"')
NGC 4195 ('"`UNIQ--postMath-00000007-QINU`"')
NGC 2575 ('"`UNIQ--postMath-00000008-QINU`"')
NGC 2532 ('"`UNIQ--postMath-00000009-QINU`"')
undefined

Также спиральные рукава можно классифицировать по признаку того, являются ли они «отстающими» (англ. trailing) или «ведущими» (англ. leading). В случае отстающих спиральных рукавов их концы направлены в сторону, противоположную направлению вращения галактики, в случае ведущих рукавов — в ту же сторону, в которую галактика вращается. На практике трудно определить, являются ли рукава данной галактики ведущими или отстающими: галактика не должна быть наклонена к картинной плоскости слишком сильно, чтобы спиральная структура была заметна, но некоторый наклон необходим, чтобы можно было измерить направление вращения, кроме того, должна быть возможность определить, какая сторона галактики ближе к наблюдателю. Различные наблюдения показывают, что большинство галактик имеет отстающие спиральные рукава, а ведущие редки: например, из двух сотен исследованных таким образом галактик только у двух рукава могут быть ведущими. Иногда встречаются галактики, имеющие и ведущие, и отстающие спиральные рукава — например, NGC 4622. Численное моделирование показывает, что ведущие спиральные рукава могут возникать в особых случаях — например, если гало тёмной материи вращается в обратную сторону относительно диска галактики[26][27].

Ширина спиральных рукавов в большинстве галактик возрастает с увеличением расстояния до центра. Наибольшую ширину имеют рукава в галактиках с упорядоченной структурой[28].

Светимость и цвет

undefined

Отношение светимости спиральной структуры к светимости всей галактики наиболее высоко для спиральных галактик с упорядоченной структурой: для них это отношение составляет в среднем 21 %, а для некоторых галактик может достигать 40—50 %. Для флоккулентных и многорукавных галактик это отношение составляет 13 % и 14 % соответственно. Также доля спиральных рукавов в общей светимости повышается в более поздних морфологических типах: для галактик типа Sa она составляет в среднем 13 %, а для Sc — 30 %.[28].

Цвет спиральных рукавов становится более голубым для галактик поздних морфологических типов. Показатель цвета g − r для галактик типа Sc составляет около 0,3―0,4m, а для галактик типа Sa ― 0,5―0,6m[28].

Существуют и так называемые анемичные галактики (или «бледные спиральные», англ. anemic spirals)[29]. Они отличаются нечётким, слабым спиральным узором, что вызвано меньшим количеством газа и, следовательно, более низким темпом звездообразования, чем у обычных спиральных галактик того же морфологического типа. Анемичные галактики чаще встречаются в скоплениях галактик — по всей видимости, на галактики в скоплениях действует лобовое давление (англ. ram pressure), из-за чего они быстро теряют газ. Предполагается, что этот тип галактик может являться промежуточным между спиральными и линзовидными галактиками[30][31].

Магнитное поле

В спиральных рукавах наблюдаются более сильные магнитные поля, чем в остальной галактике. Среднее значение магнитных полей в спиральных галактиках составляет 10 микрогаусс, а в их спиральных рукавах ― 25 микрогаусс. В галактиках с выраженным спиральным узором магнитные поля ориентированы вдоль рукавов, хотя в некоторых случаях магнитное поле может образовывать отдельную спиральную структуру, которая проходит в пространстве между видимыми спиральными рукавами. В свою очередь, магнитные поля могут влиять на перемещение газа в галактике и способствовать формированию спиральных рукавов[32][33], хотя они слишком слабы, чтобы играть ведущую роль в формировании спиральных рукавов[34].

Связь параметров спиральных рукавов с другими свойствами галактики

Параметры спиральных рукавов коррелируют с другими свойствами галактики. Например, известно, что галактики с бо́льшим углом закрутки обычно имеют более низкую массу сверхмассивной чёрной дыры в центре[35] и меньшую массу галактики вообще, меньший вклад балджа в общую светимость, более низкую дисперсию скоростей в центре, а их кривые вращения оказываются более возрастающими[36], но эти зависимости не слишком сильные[37]. Хотя угол закрутки спиральных рукавов исходно был введён в морфологическую классификацию галактик как один из критериев классификации, оказывается, что эта величина коррелирует с морфологическим типом даже слабее, чем, например, показатель цвета спиральных рукавов (см. выше)[28]. Корреляция угла закрутки с упомянутыми параметрами объяснима теоретически: описанные величины связаны с распределением массы в галактике, которое влияет на то, как распространяется волна плотности в диске галактики (см. ниже)[38].

Более контрастные и выраженные спиральные рукава наблюдаются у более массивных галактик с более упорядоченной структурой[28]. Также контрастность спиральных рукавов выше в галактиках с выраженным баром, но эта корреляция слабая[39]. Флоккулентные галактики в среднем имеют меньшую массу и более поздний морфологический тип, чем галактики с упорядоченной структурой[40].

Спиральная структура Млечного Пути

undefined

О наличии спиральных рукавов в диске нашей Галактики трудно сделать вывод, наблюдая в оптическом диапазоне, поскольку Солнце находится в плоскости диска Млечного Пути, а свет поглощается межзвёздной пылью. Однако спиральные рукава можно заметить, например, при составлении карты распределения нейтрального водорода или молекулярных облаков[41].

Расположение, длина и даже количество спиральных рукавов ещё точно не определены[1][42], но чаще всего считается, что в Млечном Пути четыре крупных спиральных рукава: два главных — рукав Центавра и рукав Персея — и два вторичных — рукав Наугольника и рукав Стрельца[43]. Их угол закрутки составляет около 12°. Их ширина оценивается в 800 парсек[44]. Помимо крупных рукавов, выделяются и более мелкие подобные образования, как, например, рукав Ориона, также называемый Местным рукавом[45].

Теории возникновения спиральной структуры

undefined

Распространённость спиральных галактик указывает на то, что спиральная структура — долгоживущее явление. Однако из-за того, что сами галактики вращаются дифференциально, а не как твёрдое тело, любая структура в диске должна сильно закручиваться и исчезать за 1—2 оборота. Два наиболее распространённых варианта решения этой проблемы — модель стохастического самоподдерживающегося звездообразования (коротко — SSPSF, от англ. stochastic self-propagating star formation) и теория волн плотности, причём они описывают разные варианты спиральной структуры. Согласно первому объяснению, спиральные рукава постоянно образуются и исчезают, не успевая слишком сильно закрутиться — такие спиральные рукава называют материальными. Теория волн плотности предполагает, что спиральный узор является волной плотности и поэтому вращается независимо от диска, как твёрдое тело, — в этом случае спиральные рукава называют волновыми. Такие виды спиральных рукавов не исключают друг друга в одной галактике[19][46].

Приливные хвосты, наблюдаемые у взаимодействующих галактик, также относят к материальным спиральным рукавам. Из-за небольшой скорости движения вещества на расстоянии от галактики приливные хвосты оказываются относительно долговечными сами по себе[47].

Модель SSPSF

Согласно модели SSPSF, спиральные рукава возникают, когда в какой-то области галактики активизируется звездообразование. Из-за наличия молодых ярких звёзд эта область влияет на соседние участки межзвёздной среды — например, вспышки сверхновых создают ударные волны в газе, так что звездообразование распространяется по диску[48]. За период менее 100 миллионов лет — меньше времени одного оборота галактики, самые яркие звёзды — возникшие в этой области, успевают погаснуть, а из-за дифференциального вращения эта область успевает вытянуться в короткую дугу. Поскольку звездообразование постоянно вспыхивает в разных частях диска, то в различные моменты времени в диске наблюдается множество таких дуг, что наблюдается, как флоккулентный спиральный узор[49][50]. Поскольку такие спиральные рукава заметны лишь благодаря молодым звёздам, то они практически не влияют на распределение массы в галактике и практически не наблюдаются в инфракрасном диапазоне[47].

Теория волн плотности

undefined

Спиральные рукава в теории волн плотности возникают, если в диске происходят механические колебания и появляется волна плотности — звёзды движутся в диске таким образом, что в некоторых областях сближаются и оказываются сконцентрированы сильнее. Поскольку волна плотности управляет не только звёздами, но и газом, то в области, где повышена концентрация звёзд, более активно и звездообразование. При этом в разные моменты времени в спиральном рукаве оказываются разные звёзды, так что волна плотности движется с другой скоростью, нежели звёздный диск, и не подвержена закручиванию. Под воздействием этого механизма образуется крупномасштабная, упорядоченная спиральная структура, наблюдаемая и в инфракрасном диапазоне[51][52][53]. Концентрация звёзд в спиральном рукаве увеличивается ненамного — на 10—20 %, но соответствующее изменение гравитационного потенциала значительно влияет на движение газа. Газ разгоняется, в нём могут возникать ударные волны, которые внешне проявляются как тёмные пылевые полосы в рукавах[6].

Подтверждение наличия волны плотности затруднительно на практике, но возможно, например, при обнаружении определённого радиуса коротации — области, где спиральный рукав движется с той же скоростью, что и звёзды. Его можно обнаружить, наблюдая градиенты цвета в спиральных рукавах: поскольку образовавшееся в рукаве звёздное население со временем краснеет, то, если его скорость отлична от скорости движения рукава, поперёк рукава должен наблюдаться градиент цвета[54][55]. Считается, что волны плотности создаются и поддерживаются барами галактик или приливным воздействием со стороны их спутников[6].

Теория волн плотности предсказывает, что устойчивыми являются только отстающие спиральные рукава, а любая ведущая структура должна в какой-то момент превращаться в отстающую. При этом сама структура после превращения на некоторое время усиливается — происходит «раскачивание» (англ. swing amplification)[56].

Влияние дифференциального вращения на структуру спиральных рукавов (анимация)

Альтернативные теории

Некоторые теории предлагают иные механизмы появления спиральных рукавов, нежели теория волн плотности и модель SSPSF. Чаще всего они призваны не заменить вышеописанные теории полностью, а объяснить возникновение спиральных рукавов в отдельных случаях. Например, теория многообразий (англ. manifold theory) распространяется только на спиральные галактики с баром. Согласно этой теории, из-за гравитационного воздействия бара орбиты звёзд выстраиваются определённым образом, создают спиральные рукава и двигаются вдоль них. Название теории связано с тем, что в рамках этой модели движущиеся в спиральных рукавах звёзды в фазовом пространстве образуют многообразие. В отличие от теории волн плотности, теория многообразий не предполагает возникновение градиентов цвета в спиральных рукавах, которые во многих галактиках в действительности наблюдаются. То обстоятельство, что в галактиках с баром спиральные рукава начинаются из области вблизи бара, может указывать на связь этих структур, и теория многообразий — не единственная, которая объясняет возникновение рукавов благодаря барам[57][58].

История изучения

undefined

Спиральные рукава были впервые обнаружены в галактике Водоворот (M 51): в ней лорд Росс открыл спиральную структуру в 1850 году[42].

В 1896 году была сформулирована проблема закручивания: если бы спиральные рукава были материальными образованиями, то вследствие дифференциального вращения они бы очень быстро закручивались до такой степени, что их было бы невозможно наблюдать (см. выше). Таким образом, вопрос о природе спиральной структуры долгое время оставался неразрешённым. С 1927 года этим вопросом занимался Бертиль Линдблад, и в 1961 году он сделал верный вывод о том, что спиральные рукава возникают вследствие гравитационного взаимодействия между звёздами в диске. Позднее, в 1964 году, Линь Цзяцяо и Фрэнк Шу разработали теорию, согласно которой спиральные рукава можно рассматривать как волны плотности[52][59]. Модель SSPSF появилась в 1978 году, но ещё в 1953 году Эрнст Эпик отметил, что вспышка сверхновой может стимулировать звездообразование в соседних областях, что и легло в основу будущей теории[60][61].

В 1953 году были достаточно точно измерены расстояния до различных звёздных ассоциаций в нашей Галактике. Благодаря этому было показано, что в Млечном Пути имеется спиральная структура[41].

Разделение галактик на флоккулентные, многорукавные и с упорядоченной структурой происходит от более сложной схемы морфологической классификации, включающей 10 классов, которые описывают вид спирального узора. Эту схему классификации разработали Дебра и Брюс Элмегрин в 1987 году, но впоследствии они же предложили использовать упомянутую более простую схему[62][63].

Несмотря на успехи теории волн плотности, физическая природа спиральных рукавов пока не объяснена полностью, этот вопрос всё ещё обсуждается[64][65].

Примечания

  1. ↑ 1 2 ГАЛА́КТИКА : [арх. 1 января 2023] / Ефремов Ю. Н. // Восьмеричный путь — Германцы. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 298-301. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 6). — ISBN 5-85270-335-4.
  2. ↑ 1 2 Засов А. В. Спиральные ветви галактик. Астронет. Дата обращения: 3 декабря 2022.
  3. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 389—390.
  4. ↑ 1 2 3 4 Засов, Постнов, 2011, с. 382.
  5. ↑ 1 2 Spiral Arm. astronomy.swin.edu.au. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 3 декабря 2022.
  6. ↑ 1 2 3 Марочник Л. С. Спиральная структура галактик. Астронет. Дата обращения: 24 января 2023.
  7. ↑ 1 2 Díaz-García S., Salo H., Knapen J. H., Herrera-Endoqui M. The shapes of spiral arms in the S4G survey and their connection with stellar bars (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2019. — 1 November (vol. 631). — P. A94. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201936000.
  8. ↑ Seigar, 2017, pp. 31—32.
  9. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 382—384.
  10. ↑ Karttunen et al., 2016, pp. 388—391.
  11. ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 153—154.
  12. ↑ Buta, 2011, pp. 129, 167.
  13. ↑ 1 2 Звёздная астрономия в лекциях. 17.1 Наблюдательные данные о спиральной структуре. Астронет. Дата обращения: 1 января 2023.
  14. ↑ Физика галактик и галактических ядер. Астронет. Дата обращения: 3 января 2023.
  15. ↑ Buta, 2011, pp. 11, 34.
  16. ↑ Ann H. B., Lee H-R. Spiral Arm Morphology of Nearby Galaxies (англ.) // Journal of Korean Astronomical Society. — Seoul: Korean Astronomical Society, 2013. — 1 June (vol. 46). — P. 141—149. — ISSN 1225-4614. — doi:10.5303/JKAS.2013.46.3.141.
  17. ↑ Bittner A., Gadotti D. A., Elmegreen B. G., Athanassoula E., Elmegreen D. M., Bosma A., Muñoz-Mateos J. The sequence of spiral arm classes: Observational signatures of persistent spiral density waves in grand-design galaxies (англ.) // Galactic Dynamics in the Era of Large Surveys / M. Valluri & J. A. Sellwood (eds.). — N. Y.: Cambridge University Press, 2020. — 1 January (vol. 353). — P. 140—143. — doi:10.1017/S1743921319008160.
  18. ↑ Shu F. H. Six Decades of Spiral Density Wave Theory (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — San Mateo: Annual Reviews, 2016. — 1 September (vol. 54). — P. 686—687. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev-astro-081915-023426.
  19. ↑ 1 2 Засов, Постнов, 2011, с. 384—386.
  20. ↑ Ann H. B., Lee H-R. Spiral Arm Morphology of Nearby Galaxies (англ.) // Journal of Korean Astronomical Society. — Seoul: Korean Astronomical Society, 2013. — 1 June (vol. 46). — P. 141—149. — ISSN 1225-4614. — doi:10.5303/JKAS.2013.46.3.141.
  21. ↑ 1 2 Buta, 2011, p. 34.
  22. ↑ [21]
  23. ↑ Spiral Structure. NASA/IPAC Extragalactic Database. Caltech. Дата обращения: 1 января 2023.
  24. ↑ 1 2 Savchenko S. S., Reshetnikov V. P. Pitch angle variations in spiral galaxies (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2013. — 1 December (vol. 436). — P. 1074—1083. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stt1627.
  25. ↑ Shields D., Boe B., Pfountz C., Davis B. L., Hartley M., Miller R., Slade Z., Abdeen M. S., Kennefick D., Kennefick J. Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle (англ.) // Galaxies. — Basel: MDPI, 2022. — 1 October (vol. 10). — P. 100. — ISSN 2075-4434. — doi:10.3390/galaxies10050100.
  26. ↑ 1 2 Lieb E., Collier A., Madigan A.-M. Bar-driven leading spiral arms in a counter-rotating dark matter halo (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2022. — 1 January (vol. 509). — P. 685—692. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab2904.
  27. ↑ Capozziello S., Lattanzi A. Spiral Galaxies as Chiral Objects? (англ.) // Astrophysics and Space Science. — N. Y.: Springer, 2006. — 1 January (vol. 301). — P. 189—193. — ISSN 0004-640X. — doi:10.1007/s10509-006-1984-6.
  28. ↑ 1 2 3 4 5 Savchenko S., Marchuk A., Mosenkov A., Grishunin K. A multiwavelength study of spiral structure in galaxies. I. General characteristics in the optical (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2020. — 1 March (vol. 493). — P. 390—409. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/staa258.
  29. ↑ Сурдин, 2017, с. 224—225.
  30. ↑ Buta, 2011, p. 36.
  31. ↑ Darling D. Spiral galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 7 июня 2022. Архивировано 16 июня 2022 года.
  32. ↑ Beck R. Galactic magnetic fields (англ.) // Scholarpedia. — 2007. — 17 August (vol. 2, iss. 8). — P. 2411. — ISSN 1941-6016. — doi:10.4249/scholarpedia.2411.
  33. ↑ Beck R. Magnetic fields in spiral galaxies (англ.) // Astronomy and Astrophysics Review. — N. Y.: Springer, 2015. — 1 December (vol. 24). — P. 4. — ISSN 0935-4956. — doi:10.1007/s00159-015-0084-410.48550/arXiv.1509.04522.
  34. ↑ Seigar, 2017, p. 81.
  35. ↑ Davis B. L., Graham A. W., Seigar M. S. Updating the (supermassive black hole mass)-(spiral arm pitch angle) relation: a strong correlation for galaxies with pseudobulges (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2017. — 1 October (vol. 471). — P. 2187—2203. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stx179410.48550/arXiv.1707.04001.
  36. ↑ Seigar M. S., Bullock J. S., Barth A. J., Ho L. C. Constraining Dark Matter Halo Profiles and Galaxy Formation Models Using Spiral Arm Morphology. I. Method Outline (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2006. — 1 July (vol. 645). — P. 1012—1023. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/50446310.48550/arXiv.astro-ph/0603622.
  37. ↑ Yu S.-Y., Ho L. C. On the Connection between Spiral Arm Pitch Angle and Galaxy Properties (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2019. — 1 February (vol. 871). — P. 194. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/aaf89510.48550/arXiv.1812.06010.
  38. ↑ Seigar, 2017, pp. 108—123.
  39. ↑ Bittner A., Gadotti D. A., Elmegreen B. G., Athanassoula E., Elmegreen D. M., Bosma A., Muñoz-Mateos J.-C. How do spiral arm contrasts relate to bars, disc breaks and other fundamental galaxy properties? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2017. — 1 October (vol. 471). — P. 1070—1087. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stx164610.48550/arXiv.1706.09904.
  40. ↑ Sarkar S., Narayanan G., Banerjee A., Prakash P. Identification of Grand-design and Flocculent spirals from SDSS using deep convolutional neural network (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2023. — 1 January (vol. 518). — P. 1022—1040. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stac3096.
  41. ↑ 1 2 Hodge P. W. Milky Way Galaxy (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 19 января 2022. Архивировано 19 января 2022 года.
  42. ↑ 1 2 Xu Y., Hou L., Wu Y. The spiral structure of the Milky Way (англ.) // Research in Astronomy and Astrophysics. — Bristol: IOP Publishing, 2018. — 1 December (vol. 18). — P. 146. — ISSN 1674-4527. — doi:10.1088/1674-4527/18/12/146.
  43. ↑ Vallée J. P. The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start ot the Norma spiral arm (Norma origin): Model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes −20° < l < +23° (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2016. — 9 February (vol. 151, iss. 3). — P. 55. — ISSN 1538-3881. — doi:10.3847/0004-6256/151/3/55. Архивировано 24 января 2022 года.
  44. ↑ Vallée J. P. The Spiral Arms of the Milky Way: The Relative Location of Each Different Arm Tracer within a Typical Spiral Arm Width (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2014. — 1 July (vol. 148). — P. 5. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/148/1/5.
  45. ↑ Сурдин, 2017, с. 172—175, 199, 202—207.
  46. ↑ Seigar, 2017, pp. 40—44, 94—104.
  47. ↑ 1 2 Засов, Постнов, 2011, с. 385—386.
  48. ↑ Seigar, 2017, pp. 94—104.
  49. ↑ Jungwiert B., Palous J. Stochastic self-propagating star formation with anisotropic probability distribution (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 1994-07-01. — Vol. 287. — P. 55—67. — ISSN 0004-6361.
  50. ↑ Gallagher J. S. III., Hunter D. A. Structure and Evolution of Irregular Galaxies. 4.3 SSPSF: A Possible Model. NASA/IPAC Extragalactic Database. Caltech. Дата обращения: 17 января 2023.
  51. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 385—387.
  52. ↑ 1 2 Shu F. H. Six Decades of Spiral Density Wave Theory (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Pato Alto: Annual Reviews, 2016. — 1 September (vol. 54). — P. 667—724. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev-astro-081915-023426.
  53. ↑ Peterken T. G., Merrifield M. R., Aragón-Salamanca A., Drory N., Krawczyk C. M., Masters K. L., Weijmans A.-M., Westfall K. B. A direct test of density wave theory in a grand-design spiral galaxy (англ.) // Nature Astronomy. — N. Y.: Nature Portfolio, 2019. — February (vol. 3, iss. 2). — P. 178—182. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-018-0627-5.
  54. ↑ Beckman J. E., Font J., Borlaff A., García-Lorenzo B. Precision Determination of Corotation Radii in Galaxy Disks: Tremaine–Weinberg versus Font–Beckman for NGC 3433 (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2018. — 26 February (vol. 854, iss. 2). — P. 182. — ISSN 1538-4357. — doi:10.3847/1538-4357/aaa965.
  55. ↑ Martínez-García E. E., González-Lópezlira R. A., Bruzual-A G. Spiral Density Wave Triggering of Star Formation in SA and SAB Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2009. — 1 March (vol. 694). — P. 512—545. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/694/1/512.
  56. ↑ Seigar, 2017, pp. 53—54.
  57. ↑ Seigar, 2017, pp. 78—84.
  58. ↑ Efthymiopoulos C., Harsoula M., Contopoulos G. Manifold spirals in barred galaxies with multiple pattern speeds (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2020. — 1 April (vol. 636). — P. A44. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201936871.
  59. ↑ Lin C. C., Shu F. H. On the Spiral Structure of Disk Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1964. — 1 August (vol. 140). — P. 646. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/147955.
  60. ↑ Gerola H., Seiden P. E. Stochastic star formation and spiral structure of galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1978. — 1 July (vol. 223). — P. 129—139. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/156243.
  61. ↑ Seigar, 2017, pp. 36—40, 94—98.
  62. ↑ Elmegreen D. M., Elmegreen B. G. Arm Classifications for Spiral Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1987. — 1 March (vol. 314). — P. 3. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/165034. Архивировано 3 марта 2022 года.
  63. ↑ Buta, 2011, pp. 33—37.
  64. ↑ Shields D., Boe B., Pfountz C., Davis B. L., Hartley M., Miller R., Slade Z., Abdeen M. S., Kennefick D., Kennefick J. Spirality: A Novel Way to Measure Spiral Arm Pitch Angle (англ.) // Galaxies. — Basel: MDPI, 2022-10-01. — Vol. 10. — P. 100. — ISSN 2075-4434. — doi:10.3390/galaxies10050100.
  65. ↑ Seigar, 2017, pp. 126—129.

Литература

Ссылки

Дополнительно по теме

Категории

Pause