При измерении скорости вращения галактики в большинстве случаев мы можем напрямую измерить только лучевую скорость, глядя на красное смещение.
Я читал на слайде лекции, что иногда можно измерить полную скорость (не только радиальную), если галактика находится в местной группе и представляет собой мазеры. Учитель не дал более подробной информации, но мне любопытно, как это можно сделать.
Какие свойства мазеров позволяют проводить такие измерения и почему то же самое нельзя сделать со звездами или газовыми облаками?
Мазеры, как правило, представляют собой чрезвычайно яркие, компактные источники с линейчатым излучением на сантиметровых длинах волн (обычно от OH или H молекулы О; это метод для газовых облаков, хотя он работает только в особых условиях) . Это делает их идеальными для интерферометрии с очень длинной базой (РСДБ) с радиотелескопами, что позволяет получать чрезвычайно точные и точные координаты. В некоторых случаях, если вы наблюдаете за ними неоднократно в течение нескольких лет, вы можете обнаружить движение поперек луча зрения (т. е. собственное движение). Поскольку это линейное излучение, вы также можете измерить радиальную скорость по доплеровскому смещению линии.
Каноническим примером является околоядерный газовый диск в близлежащей спиральной галактике NGC 4258 (далеко за пределами Местной группы), где было замечено, что пятна мазерного излучения в диске движутся с собственными движениями мсек/год (и изменения лучевой скорости км/с/год). Сочетание этого и наблюдений за геометрией диска позволяет чрезвычайно точно измерить массу центральной сверхмассивной черной дыры и общее расстояние до галактики.
Конечно, это не «скорость вращения галактики», это вращение диска в субпарсековом масштабе вокруг сверхмассивной черной дыры. Крупномасштабное вращение было измерено для галактики Местной группы M33 (Triangulum) с использованием РСДБ-наблюдений за мазерными источниками в областях H II в течение нескольких лет Брунталер и др. (2005) .
На самом деле можно сделать что-то подобное для отдельных звезд в очень близких галактиках, если вы сможете получить достаточно точные координаты. Это было сделано как с данными HST , так и (совсем недавно) с данными Gaia для Магеллановых Облаков, M33 и M31 (например, van der Marel et al. 2019 ); собственные движения звезд в Магеллановых Облаках также измерялись с помощью наземных телескопов (например, Niederhofer et al. 2021 ; помогает то, что угловые собственные движения велики из-за близости галактик).