Кратко — отличие механизмов и конкретные наблюдательные тесты.
Ключевые формулы (в KaTeX):
- коротация: $\Omega (R_{\mathrm{CR}})={\Omega }_p$.
- Ленцбладовы резонансы (m-плечо): $\Omega (R)\pm \frac{\kappa (R)}{m}={\Omega }_p$.
- дисперсионное соотношение для плотнозакрученных волн (линейная теория): $(\omega -m\Omega {)}^2={\kappa }^2-2\pi G\Sigma |k|+c_s^2{k}^2$, для стационарного паттерна $\omega =m{\Omega }_p$.
- Твимен-Вин (Tremaine–Weinberg) метод (в упрощённой форме): ${\Omega }_p\sin i=\frac{⟨V⟩}{⟨X⟩}$ (интегральные моменты поверх плотности трассера).
1) Теория плотности волн (global quasi-stationary density wave)
- Ожидаемые признаки:
- один (или небольшое число) глобальных ${\Omega }_p$, почти независимых от радиуса;
- устойчивые двух- или многоплечевые симметричные спирали с постоянным фазовым шагом (фаза $m$-компоненты ~ линейна с временем, не с радиусом);
- систематические смещения газ/пыль → HII/молодые звезды (шок впереди/сзади) — возрастные градиенты поперёк рукава;
- сильные потоковые (streaming) скорости у прохождения через волну; резонансные структуры (внутренние/внешние кольца) при ILR/OLR.
- Наблюдательные тесты:
- измерить ${\Omega }_p$ как функцию радиуса: применить Tremaine–Weinberg и его радиальную версию (TWR) к звёздной кинематике (IFU: MUSE, KCWI) или к молекулярному газу (ALMA) — плотностная волна предсказывает почти константу ${\Omega }_p(r)$.
- искать возрастные смещения: картины Hα vs UV vs 24 μm или разрешённые звёздные популяции (HST) — плотностная волна даёт упорядоченный сдвиг молодых звёзд относительно газа.
- измерить амплитуды и профиль потоковых скоростей в CO/HI и сравнить с моделями ударной волны (Roberts-type) — ожидаются резкие скорости поперёк рукава.
- найти резонансные кольца/паузы в распределении газа/звёзд при радиусах, где выполняется $\Omega (R)\pm \kappa /m={\Omega }_p$.
2) Локальная самоподдерживающаяся (swing-amplified transient / recurrent instability)
- Ожидаемые признаки:
- рукава флоккулентны или многосегментны, локально развиваются и затухают; нет одной постоянной ${\Omega }_p$ — паттерн «сопряжён» с локальным вращением и временем жизни ~ несколько оборотов;
- слабые или отсутствующие систематические возрастные смещения поперёк рукава; возраст звёзд более смешан;
- потоковые скорости менее резкие, амплитуда варьирует по участкам; большой разброс фаз m-компонент.
- Наблюдательные тесты:
- радиальное измерение ${\Omega }_p(r)$ (TWR/TW): для transient ожидается ${\Omega }_p$≈$\Omega (R)$ или сильно радиально меняющаяся, не единый паттерн.
- временная целевая диагностика невозможна напрямую, но можно использовать статистику: крупная выборка галактик — если большинство спиралей флоккулентны при слабых баре/взаимодействиях, это поддерживает локальную модель.
- возрастные карты: отсутствие упорядоченных офсетов Hα → UV/IR по всему радиусу.
- анализ Фурье: быстро меняющийся фазовый угол m-компоненты с радиусом и сильный шум/биение в спектре (часто несколько временных гармоник).
3) Влияние галактического бара / приливных взаимодействий (бар- или приливно-индуцированные спирали)
- Ожидаемые признаки:
- спирали имеют pattern speed, связанный с баром: либо ${\Omega }_p^{\mathrm{spiral}}\approx {\Omega }_p^{\mathrm{bar}}$ (единный режим), либо две системы ${\Omega }_p^{\mathrm{bar}}$ и ${\Omega }_p^{\mathrm{spiral}}$ (многоскоростные паттерны);
- внутренние прямолинейные пыльные полосы и сильные газовые шоки у концов бара; кольца и накопления у резонансов бара (nuclear/inner rings);
- симметрия и наличие grand-design у барных/взаимодействующих галактик.
- Наблюдательные тесты:
- измерить ${\Omega }_p$ для бара и рукавов отдельно (Tremaine–Weinberg по бару и по внешним рукавам; TWR для выявления множественных ${\Omega }_p$). Наличие одного ${\Omega }_p$ или четкого соотношения подтверждает барный сценарий.
- искать типичные барные признаки: offset пыльных полос, ядерные/внутренние кольца при радиусах, где $\Omega (R)\pm \kappa /m={\Omega }_p^{\mathrm{bar}}$.
- сравнить положение и направление потоков газа у концов бара в CO/HI с моделями барных шоков; наличие сильных ведущих/опережающих границ поддерживает бар-индуцирование.
- статистика: корреляция частоты grand-design двухплечевых спиралей с наличием сильного бара или близких спутников.
Практическая стратегия наблюдений (конкретно)
- комбинировать данные:
- IFU для звёздной кинематики и спектральных карт (MUSE/KCWI) → TW/TWR на звёздах;
- ALMA для CO высокого разрешения → потоковые скорости, TW на газе (с осторожностью);
- VLA/MeerKAT для HI на больших радиусах;
- Hα, UV, 24 μm, HST-resolved stars → возрастные смещения и SF‑истории поперёк рукавов;
- инфракрасная карта (Spitzer/JWST) для старой звёздной массы (меньший эффект пылевой эмиссии) → Фурье-разложение m‑компонент.
- конкретные тесты, которые даст однозначный результат:
1. Radial TW/TWR: один постоянный ${\Omega }_p$ → density wave/modal или bar-driven; множество/радиально меняющийся ${\Omega }_p(r)$ → transient/swing.
2. Оффсеты газа→Hα→UV по направлению вращения: упорядоченный градиент → density wave; отсутствие → transient.
3. Наличие резонансных колец и соответствие их радиусов уравнениям $\Omega \pm \kappa /m={\Omega }_p$ → поддержка глобального режима/барного управления.
4. Сравнение ${\Omega }_p^{\mathrm{bar}}$ и ${\Omega }_p^{\mathrm{spiral}}$: совпадение или четкая резонансная связь → бар-индуцированный; несвязанные скорости → возможно независимые режимы или транзиенты.
Коротко о статистике: проверяйте корреляции (наличие баров/соседей vs частота grand‑design, разброс ${\Omega }_p$, распределение pitch‑углов). Для Nearby galaxies (M51, NGC 1566, NGC 628 и т.п.) применяйте многоволновые наборы данных и TWR — это даёт самый прямой дифференцирующий тест.
Если нужно, могу предложить шаблон анализа данных (какие слайсы, какие вычисления ${\Omega }_p(r)$, как оценить офсеты по возрасту, критерии статистической значимости).