Tully-Fisher kapcsolat

A Tully-Fisher reláció egy empirikusan  levezetett összefüggés, amely egy spirálgalaxis tömegét vagy belső fényességét a forgási sebességéhez vagy a spektrumában lévő emissziós vonalak szélességéhez viszonyítja. Richard Tully és James Fisher [1] adta ki először 1977-ben . Egy galaxis fényességét a látszólagos nagyságra és a galaxis távolságára vonatkozó adatokból határozzák meg , a spektrumvonalak szélességét hosszú rés spektroszkópiával mérik .

Ennek a függőségnek számos változata létezik. Tully és Fisher a fényességet a spektrum optikai tartományában vizsgálta , de a későbbi tanulmányok kimutatták, hogy a függőség közelebb van a spektrum mikrohullámú ( K-sáv ) és infravörös tartományához, azokból a megfigyelésekből, amelyekben a csillagkomponens tömegének becslései voltak. galaxisok számát kapjuk. A fényerő és a maximális forgási sebesség közötti kapcsolat a következőképpen alakul:

és a kitevő a sugárzási tartománytól függ :

A luminozitás helyett a galaxis teljes bariontömegét vesszük figyelembe [2] . Ezt a fajta függést Tully-Fisher barionrelációnak (dependenciának) nevezik, amely szerint egy galaxis teljes bariontömege a forgási sebességgel arányos 3,5-4 hatványra [3] .

Ez a függőség felhasználható a spirálgalaxisok távolságának meghatározására, mivel lehetővé teszi egy galaxis fényességének (és abszolút magnitúdójának ) becslését a spektrum vonalainak szélességére vonatkozó adatok alapján. A távolság ezután meghatározható az abszolút és a látszólagos csillagnagyság összehasonlításával . Ezért a Tully-Fisher kapcsolat a csillagászat távolságskálájának része .

A sötét anyag paradigma keretein belül a galaxis forgási sebességét (és ennek következtében a spektrumvonalak szélességét) nagymértékben meghatározza annak a sötét anyag halónak a tömege, amelybe a galaxis belemerül, aminek eredményeként a Tully-Fisher-függőség többek között a látható és a sötét anyag tömegei közötti kapcsolatot mutatja meg. A módosított Newtoni dinamikában (MOND) a Tully-Fisher barion reláció, amelynek kitevője pontosan 4, a gravitációs erő törvényének egyenes következménye, amely kis gyorsulásoknál érvényes [4] .

A lencse alakú galaxisok esetében ez az arány is teljesül, de egyenlő tömegek (vagy fényerősségek) esetén a lencse alakú galaxisok gyorsabban forognak, mint a spirálgalaxisok [5] . Ennek a függőségnek az analógja az elliptikus galaxisok esetében a Faber-Jackson reláció .

Jegyzetek

  1. ↑ Tully, RB, Fisher, JR, "Új módszer a galaxisok távolságának meghatározására". (pdf) Astronomy and Astrophysics , vol. 54. sz. február 3. 1977, pp. 661-673. (abs) .
  2. ↑ SS McGaugh, JM Schombert, GD Bothun, WJG de Blok (2000), "The Baryonic Tully-Fisher Relation", arXiv : astro-ph/0003001 .
  3. ↑ S. Torres-Flores, B. Epinat, P. Amram, H. Plana, C. Mendes de Oliveira (2011), "GHASP: an H α kinematikai felmérés a spirális és szabálytalan galaxisokról - IX. A NIR, a csillagok és a barionikus Tully-Fisher kapcsolatok", arXiv : 1106.0505 .
  4. ↑ S. McGaugh (2011), "Gázban gazdag galaxisok Baryonic Tully-Fisher kapcsolata a ΛCDM és a MOND tesztjeként", ApJ, arXiv : 1107.2934 .
  5. ↑ Blanton, Michael; Moustakas János. A közeli galaxisok fizikai tulajdonságai és környezete  // Astronomy and Astrophysics  éves áttekintése : folyóirat. - 2009. - 1. évf. 47 , sz. 1 . - P. 159-210 . - doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101734 . — Iránykód . - arXiv : 0908.3017 .

Linkek