Краткое сравнение механизмов (ключевые наблюдательные признаки)
- Плотностная волна (классическая QSSS)
- Описание: глобальная, долгоживущая волна с фиксированной скоростью вращения паттерна ${\Omega }_p$.
- Подписи: доминирующая симметричная м=2 структура; четкий радиус коротации $R_{\mathrm{CR}}$ где ${\Omega }_p=\Omega (R_{\mathrm{CR}})$; систематические возрастные градиенты звёзд (моложе сдвигаются в сторону индуцированной звёздности относительно газовой дуги); смещения между пиками CO, H$\alpha$ и старого звездного света; согласованные азимутальные стрижки (streaming motions) в полях скоростей, предсказываемые линейной теорией.
- Самоподдерживающиеся/временные ветви (swing amplification, recurrent/transient arms, flocculent)
- Описание: короткоживущие сегменты, усиливающиеся местной неустойчивостью и ротационным сдвигом; паттерн обычно «короткоживущий», локально сопряжён с дисковой скоростью $\Omega (R)$.
- Подписи: множества многолюдных ветвей (m>2), изменчивость на времени порядка нескольких оборотов; нет единой постоянной ${\Omega }_p$ (${\Omega }_p\approx \Omega (R)$ или быстро меняется с радиусом); слабые или отсутствующие систематические возрастные смещения; мощность в спектре Фурье распределена по многим модам; условие эффективного swing-усиления при параметре $X\sim 1\text{–}3$.
- Взаимодействия сателлитов (tidal)
- Описание: внешнее возмущение спутником/прошедшим приливом формирует двух- или одноручные структуры; амплитуда и симметрия зависят от массы спутника и параметров пролёта.
- Подписи: приливные хвосты, мосты, асимметрия; корреляция с наличием близкого компаньона по положению и скорости; возможно радиально меняющийся ${\Omega }_p$ и фазовая обёртка в наружных частях; усиливающиеся m=1 или m=2 компоненты, длительность — от нескольких до десятков оборотов в зависимости от параметров.
Необходимые измерения и формулы для диагностики
- Ротационная кривая и частоты: $\Omega (R)$, эпициркулярная частота $\kappa (R)$.
- Измерить скорость паттерна ${\Omega }_p$ (Tremaine–Weinberg):
${\Omega }_p\sin i=\frac{\int \Sigma (x)V_{\parallel }(x)dx}{\int \Sigma (x)xdx}$.
- Разложение по модам (Фурье) интенсивности: амплитуды $A_m(R)$ и фазы ${\Phi }_m(R)$.
- Toomre параметр стабильности: $Q=\frac{{\sigma }_R\kappa }{3.36G\Sigma }$.
- Параметр swing‑усиления: $X=\frac{{\kappa }^{2}R}{2\pi G\Sigma m}$ (усиление эффективно при $X\sim 1\text{–}3$).
- Оценка приливного воздействия спутника: $P=\frac{M_{\mathrm{sat}}}{M_{\mathrm{host}}}{\left(\frac{R}{d}\right)}^3$.
Наблюдательный план (пошагово, минимально и желательное)
1. Изображения многополосно (NIR для старого населения, оптика/UV для молодых):
- NIR (например $K$-поле) для старой звёздной массы (используется в Tremaine–Weinberg).
- UV/H$\alpha$ для недавней ЗР; CO (ALMA) для молекулярного газа; HI (VLA / MeerKAT) для наружной структуры и приливов.
- Разрешение на уровнях $\lesssim 100\mathrm{pc}$ в диске желательно; для HI достаточно $\sim 500\mathrm{pc}$ в наружных частях.
2. Кинематические карты (IFU или высокое разрешение спектроскопии):
- Кадровые поля скоростей звёзд и газа с точностью $\Delta v\lesssim 10\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$.
- Карты дисперсии ${\sigma }_R(R)$ для вычисления $Q$.
3. Измерение ${\Omega }_p$:
- Применить Tremaine–Weinberg к старому трейсёр-изображению (NIR); проверить радиальную независимость ${\Omega }_p$.
- Альтернатива: метод фазовых перетязок (pattern-phase vs radius) и связка с резонансами.
4. Фурье-анализ:
- Построить $A_m(R)$ и ${\Phi }_m(R)$ для $m=1\dots 6$; проверить доминантность m=2 и стабильность фазы с радиусом (фиксированная фаза → глобальная волна).
5. Возрастные градиенты и смещения:
- Измерить угловые смещения между пиками CO, H$\alpha$ и NIR вдоль спирали; наличие систематического смещения, меняющего знак у $R_{\mathrm{CR}}$, поддерживает плотностную волну.
6. Оценка локальной устойчивости и swing‑параметра:
- По $\Sigma (R)$, $\kappa (R)$, ${\sigma }_R(R)$ вычислить $Q(R)$ и $X(R,m)$. Если $Q\lesssim 1.5$ и $X\sim 1\text{–}3$ — благоприятно для swing amplification.
7. Поиск спутников и приливных признаков:
- Глубокие широкопольные оптические/HI карты для хвостов, мостов; измерить массу спутника $M_{\mathrm{sat}}$, расстояние $d$ и вычислить $P$.
- Если $P$ существенно (например $\gtrsim 10^{-3}\text{–}10^{-2}$) и есть визуальные приливы — сильный аргумент в пользу tidal.
8. Короткие численные модели:
- Построить набор N‑body(+gas) симуляций с параметрами, соответствующими наблюдаемым (R‑кривая, $\Sigma$, спутники) для проверки, какой механизм воспроизводит наблюдаемые признаки (фазы, скорости, спектр мод).
Критерии принятия решения (упрощённо)
- Плотностная волна доминирует, если:
- найдена единая ${\Omega }_p$ в широком радиусе (в пределах погрешности),
- сильная симметричная m=2 с постоянной фазой,
- систематические возрастные/граничные смещения газа→звёзды и согласованные streaming motions,
- слабые признаки недавних серьёзных приливов.
- Самоподдерживающиеся/транзиентные ветви доминируют, если:
- ${\Omega }_p$ нефиксирована или ${\Omega }_p\approx \Omega (R)$,
- многоразрядный m‑спектр, меняющийся во времени/радиусе,
- слабые/отсутствующие систематические смещения между газом и молодыми звёздами,
- $X\sim 1\text{–}3$ и $Q$ достаточно низок.
- Приливной механизм доминирует, если:
- есть видимые приливные структуры/компаньон в подходящей орбите,
- вычисленное $P$ значимо,
- асимметрия (m=1 или сильная m=2) и моделирование спутника воспроизводит наблюдаемую геометрию и кинематику.
Короткая суммарная последовательность действий для конкретной галактики
1. Получить NIR изображение + IFU для Tremaine–Weinberg и карт скоростей.
2. Собрать CO + HI + H$\alpha$/UV карты (разрешение $\lesssim 100\mathrm{pc}$ там, где важны смещения).
3. Вычислить $\Omega (R),\kappa (R),Q(R),X(R,m)$, выполнить Фурье-анализ и измерить смещения пиков.
4. Искать спутников/приливы, вычислить $P$.
5. Сравнить наблюдаемые признаки с предсказаниями трёх механизмов и проверить с помощью таргетных симуляций.
Если нужно, могу составить конкретный список инструментов/интеграционного времени и порогов S/N для заданной дистанции и размера галактики.