Коротко о различиях механизмов и каких наблюдений достаточно, чтобы их отличить.

Сравнение механизмов (суть, ожидаемые наблюдаемые признаки)

Теория плотностных волн (квазистационарная волна).
Суть: глобальная (часто m=2) волна с примерно постоянной угловой скоростью паттерна ( \Omega_p ); газ течёт через потенциальную волну, испытывает удар/сжатие и затем рождается звёздное население.Наблюдаемые признаки: относительно постоянная ( \Omega_p ) по радиусу, систематические азимутальные сдвиги между старой массой (NIR), молекулярным газом (CO), пылью/шоком и HII/UV (младшие звёзды); заметные упорядоченные стриминговые скорости вдоль рукавов (( \sim 10!-!50) км/с); сильная амплитуда низкомодовых гармоник (m=2).Усиление качанием (swing amplification, транзиентные спирали).
Суть: локально усиленные отрезки, рождающиеся из возмущений в диске и усиливающиеся сдвигом и собственной гравитацией; обычно многорукавные, короткоживущие или периодически возобновляющиеся.Наблюдаемые признаки: много коротких сегментов (флоккуентность), отсутствие единого постоянного ( \Omega_p ) (паттерн меняется по радиусу/времени), слабые/неоднозначные систематические сдвиги между газом и звёздами, менее регулярные стриминговые поля.Приливные взаимодействия.
Суть: крупномасштабные рукава индуцируются гравитацией компаньона (особенно m=2), часто сопровождаются мостами и хвостами.Наблюдаемые признаки: сильная двухрукавость, асимметрии в периферии (HI–хвосты), корреляция с близким компаньоном и его орбитальной геометрией; паттерн может иметь фиксированную фазу, привязанную к прохождению спутника, и сильные радиально-зависимые особенности.

Ключевые физические параметры, которые нужно измерить

Паттерн-скорость ( \Omega_p ) (постоянство по радиусу).Азимутальные фазовые сдвиги между: старая звёздная масса (NIR), молекулярный газ (CO), холодная пыль/облачные линии (8–24 μm / субмм), HII (( \mathrm{H}\alpha )) и UV.Кинематические стриминги (остаток после вращения): амплитуды и их радиальная структура.Мода/многомерность: спектр гармоник (Fourier–амплитуды m=1,2,3...).Наличие приливных признаков в HI/звёздном свете и близость/масса компаньона.

Практический наблюдательный план (выбор образцов, длины волн, требования к разрешению и чувствительности)

1) Выбор образцов

Дистанция ( D \lesssim 15\ \mathrm{Mpc} ) (чтобы достичь пространственного разрешения ( \lesssim 100\ \mathrm{pc} )): при ( D=10\ \mathrm{Mpc} ) один луч (1'') ≈ (48.5\ \mathrm{pc}), при ( D=20\ \mathrm{Mpc} ) — ≈ (97\ \mathrm{pc}). (используйте эти соотношения для планирования).Инклинация ( i \lesssim 60^\circ ) (чтобы минимизировать проекционные искажения).Подвыборки: (a) изолированные grand‑design; (b) grand‑design с компаньоном; (c) флоккуентные/много‑рукавные. Массы дисков ( M* \sim 10^{9.5}!-!10^{11}\,M\odot ).

2) Длины волн и инструменты (целевые трассеры)

NIR (старые звёзды, масса): (3.6\ \mu\mathrm{m}) (Spitzer/архив) или K‑band/JWST NIRCam — для карт масс и Fourier‑разложения рукавов.CO (молекулярный газ, плотность и кинематика): ALMA CO(1–0) или CO(2–1); цель — пространственное разрешение ( \lesssim 50!-!150\ \mathrm{pc} ) и скоростное разрешение ( \lesssim 5\ \mathrm{km/s} ).HI 21 cm (раскрытие периферии, приливные хвосты, глобальная кривая вращения): VLA/MeerKAT — чувствительность до колонок ( \sim 10^{19}\ \mathrm{cm^{-2}} ) для хвостов; разрешение ( \sim 5!-!10'' ) для общей структуры, глубже — ( \sim 10^{20}\ \mathrm{cm^{-2}} ) на ( \sim 5'' ).Halpha / оптичесный IFU (MUSE, KCWI): картирование ионизированного газа, поток звёздообразования, детальные поля лучевых скоростей (стриминг) с ( \lesssim 10\ \mathrm{km/s} ).UV (GALEX‑архив или HST UV): недавнее звездообразование (10–100 Myr).Пыль / FIR / субмм (Herschel/ALMA continuum): шоки/облака, дочерние следы.(Опционально) Радиоконтинуум: SFR и CRE‑последствия шоков.

3) Разрешение и чувствительность (целевые числа)

Пространственное разрешение: ( \sim 50!-!150\ \mathrm{pc} ) (т.е. ( \sim 1'' ) на (10\ \mathrm{Mpc}) или ( \sim 1!-!2'' ) на (20\ \mathrm{Mpc})). Это нужно, чтобы измерить фазовые сдвиги между компонентами и разрешить ширину рукава.Скоростное разрешение: ( \lesssim 5!-!10\ \mathrm{km/s} ) для CO/Halpha/HI чтобы надёжно детектировать стриминговые скорости ( \sim 10!-!50\ \mathrm{km/s} ).HI‑чувствительность: колонки ( \lesssim 10^{19}\ \mathrm{cm^{-2}} ) для поиска приливных хвостов (желаемо).CO‑чувствительность: поверхностная плотность молекул ( \Sigma{\rm mol} ) до нескольких (M\odot/\mathrm{pc}^2) (для детектирования межрукавных облаков).

4) Набор анализов / критериев разграничения механизмов

Измерьте ( \Omega_p ) (Tremaine–Weinberg или фазовые методы) и проверьте его радиальную стабильность. Постоянная ( \Omega_p ) → поддержка плотностной волны; радиально меняющаяся ( \Omega_p ) → транзиент/усиление качанием.Измерьте азимутальные фазовые сдвиги между NIR, CO, пылью, Halpha, UV вдоль рукавов как функцию радиуса. Систематические, радиально согласованные сдвиги (упорядоченная последовательность: потенциальный максимум/столб пыли → CO → Halpha → UV) указывают на прохождение газа через волну (плотностная волна).Выделите Fourier‑компоненты изображения (амплитуды m=2, m>2). Сильный глобальный m=2 и сопутствующие приливные HI‑структуры + наличие компаньона → прилив. Много m>2 мощностей и флоккентность → swing amplification.Кинематический тест: оцените остаточные поля скоростей (вдоль/поперёк рукава). Упорядоченные сериальные стриминговые потоки с предсказанными амплитудами — в пользу плотностной волны или прилива; хаотические/локальные возмущения — в пользу транзиентов.Структурные признаки: наличие хвостов/мостов/асимметрий в HI и глубоких оптических изображениях → прилив. Отсутствие компаньона и при этом grand‑design → аргумент в пользу квазистационарной волны (но не окончательный).Временной аспект: кросс‑популяционный анализ (SF‑возраст по UV/Halpha) для оценки последовательности формирования звёзд (плотностная волна даёт упорядоченную возрастную последовательность).

5) Практическая последовательность наблюдений

Сбор архивных NIR (Spitzer/WISE), UV (GALEX/HST), HI (VLA) данных по кандидату.ALMA CO карты на ( \sim 50!-!100\ \mathrm{pc} ) и ( \lesssim 5\ \mathrm{km/s} ).IFU (MUSE/KCWI) карты Halpha/звёздной кинематики для Tremaine–Weinberg и стримингов.Глубокие широкополосные оптические (структуры в периферии) и HI‑глубокие наблюдения для поиска приливов.Анализ: фазовые сдвиги vs радиус, Fourier‑разложение, измерение ( \Omega_p ), остаточные поля скоростей, поиск компаньонов/хвостов.

Краткие диагностические решения

Постоянная ( \Omega_p ) + систематические фазовые сдвиги + упорядоченные стриминги → плотностная волна.Нет единого ( \Omega_p ), короткие сегменты рукавов, мозаика маленьких амплитуд → swing amplification (транзиенты).Наличие компаньона/HI‑хвостов + сильная симметричная m=2 структура → приливный механизм.

Если нужно, могу составить список конкретных инструментов/конфигураций и примерную экспозицию для типичного объекта на (D=10\ \mathrm{Mpc}).