Наблюдения поля скоростей звезд и газа в M82 дают прямые данные о кинематике мультифазного вещества и позволяют связывать локальные и глобальные потоки с механизмами звездообразования и энерговыделяющими событиями (сильные ветры звёздных скоплений, сверхновые). Кратко — как использовать данные и какую модель строить.
Что измеряют и как это интерпретировать
- Методика: интегральная полевая спектроскопия (IFS), длиннощелевая спектроскопия, радиолинии (CO для молекулярного газа), HI, оптические эмиссионные линии (Hα, [NII], [SII]) и рентген для горячего газа. Звёздная кинематика — абсорбционные линии.
- Диагностика: картирование лучевых скоростей $v(x,y)$ и дисперсий $\sigma (x,y)$; вычитание ротационной модели галактики (звёздная кривая вращения) даёт остаточные скорости газа — признаки выдувания вдоль малой оси.
- Признаки суперветра: двусоставные линии (splitting), систематические смещения вдоль малой оси (биконическая структура: красное/синее смещение), увеличенная $\sigma$ в зоне выноса, соответствие горячей (X-ray) и тёплой (Hα) компонент.
Ключевые количественные оценки (формулы)
- Массовый поток (приближённо для фазы с плотностью $n$ через поверхность площадью $A$ и скоростью $v$):
$$\dot{M}\approx \rho vA\approx m_{p}nvA,$$ где $m_p$ — масса протона.
- Для ионизованной фазы через светимость $L_{H\alpha }$ при электронной плотности $n_e$:
$$M_{ion}\sim \frac{m_p{L}_{H\alpha }}{n_e{j}_{H\alpha }},$$ и тогда
$${\dot{M}}_{ion}\sim \frac{M_{ion}v}{R}.$$ - Кинетическая мощность потока:
$${\dot{E}}_{kin}=\frac{1}{2}\dot{M}{v}^2.$$ - Связь с источниками энергии (сверхновые и ветры): при частоте сверхновых ${\nu }_{SN}$ и энергии на одну SN $E_{SN}$,
$${\dot{E}}_{SN}\approx {\nu }_{SN}{E}_{SN},{\dot{E}}_{kin}=ϵ{\dot{E}}_{SN},$$ где $ϵ$ — эффективность преобразования энергии SN/ветров в кинетическую энергию выноса.
- Массо-нагрузочный фактор:
$$\eta \equiv \frac{{\dot{M}}_{out}}{SFR}.$$
Пример применения к M82 (оценочные числа)
- Для M82 типичные вводные: $SFR\sim 5\text{–}10M_{\odot }\mathrm{y}{\mathrm{r}}^{-1}$, ${\nu }_{SN}\sim 0.05\text{–}0.2\mathrm{y}{\mathrm{r}}^{-1}$. Наблюдаемые скорости: горячая фаза $v\sim 500\text{–}1000\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$, тёплая $v\sim 200\text{–}600\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$, молекулярная $v\sim 100\text{–}300\mathrm{km}{\mathrm{s}}^{-1}$.
- Сравнив ${\dot{E}}_{kin}$ (по $\dot{M}$ и $v$) с ${\dot{E}}_{SN}$, можно вывести эффективность $ϵ$ и проверить, достаточно ли механической энергии сверхновых/ветров для питания наблюдаемого выноса.
Физическая модель связывающая наблюдаемые потоки с энерговыделяющими событиями
- Центр: компактный звёздный бёрст (скопление/звёздная полоса) с высокой скоростью звездообразования. Коллективные ветры и сверхновые создают высокотемпературную пузырчатую среду (superbubble), которая стремится разорваться вдоль наименьшего опорного давления — перпендикулярно диску.
- После прорыва формируется биконический сверхветер: горячая, низкоплотная фаза несёт основную энергию; по краям и внутри потока холодные/тёплые облака (молекулярные и ионизованные) захватываются и получают импульс (entrainment). Это даёт мультифазную структуру:
- Горячая фаза: X-ray, $v$ большие, низкая плотность.
- Тёплая ионизованная: Hα, видны сдвиги линий и расширения.
- Холодная молекулярная: CO, меньшая скорость, но большие массы (высокий $\eta$).
- Энергетический баланс модели:
$$\frac{1}{2}\dot{M}{v}^2\approx ϵ{\nu }_{SN}{E}_{SN}+{\dot{E}}_{winds}+{\dot{E}}_{rad},$$ где ${\dot{E}}_{winds}$ — суммарная мощность звёздных ветров, ${\dot{E}}_{rad}$ — вклад радиационного давления (важен при очень высокой поверхностной плотности звездообразования).
Наблюдательные тесты и предсказания модели
- Вырезание ротационной компоненты (используя звёздную кинематику) должно оставить остаточное поле газа с двуполюсной структурой вдоль малой оси.
- Связанная зависимость скоростей разных фаз: горячая фаза — самая быстрая; теплая — промежуточная; молекулярная — медленнее, но с большой массой. Соответственно, ${\dot{M}}_{mol}$ может превышать ${\dot{M}}_{ion}$, а суммарная ${\dot{E}}_{kin}$ должна быть сопоставима с $ϵ{\nu }_{SN}{E}_{SN}$ при $ϵ\sim 0.01\text{–}0.3$.
- Линейные размеры и времена: при характерной скорости $v$ поток достигает расстояний $R$ за время $t\sim R/v$; согласованность этого времени с возрастом бёрста ($\sim$ несколько Мyr) подтверждает модель.
Как анализировать данные практически
- Постройте модель ротации по звёздной кинематике и вычтите её из газовой карты; изучите остаточные поля и PV-диаграммы вдоль малой оси.
- Оцените плотности $n_e$ (из соотношений линий [SII]) и $L_{H\alpha }$ для получения $M_{ion}$ и ${\dot{M}}_{ion}$.
- Оцените молекулярную массу по CO и её кинематику для ${\dot{M}}_{mol}$.
- Сравните ${\dot{E}}_{kin}$ с ${\nu }_{SN}{E}_{SN}$ и выведите $ϵ$ и $\eta$.
Короткий вывод
Наблюления полей скоростей позволяют отделить вращение и поток выноса, измерить массы и скорости различных фаз и через формулы $\dot{M}\approx m_{p}nvA$, ${\dot{E}}_{kin}=\frac{1}{2}\dot{M}{v}^2$ и связь ${\dot{E}}_{kin}=ϵ{\nu }_{SN}{E}_{SN}$ связать наблюдаемые потоки с энергией сверхновых и звёздных ветров. Для M82 модель бёрста → superbubble → прорыв → биконический мультифазный суперветер даёт согласованные предсказания скоростей, масс и энергетики, которые проверяются комбинацией оптической, радиои и рентгеновской кинематики.