Astronet > 7.2 Vnutrennee pogloshenie v galaktikah raznyh tipov

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Poverhnostnaya fotometriya galaktik

<< 7.1 Modeli raspredeleniya pyli | Oglavlenie | 8. Nekotorye rezul'taty fotometri... >>

Razdely

7.2 Vnutrennee pogloshenie v galaktikah raznyh tipov

V p. 7.1 byli rassmotreny chasto ispol'zuemye prostye analiticheskie modeli raspredeleniya pyli i rezul'taty nekotoryh chislennyh raschetov. Teper' my obsudim dannye o pogloshayushei srede v real'nyh galaktikah i ee vliyanie na nablyudatel'nye harakteristiki.

7.2.1 Spiral'nye galaktiki

$\bullet$ Raspredelenie pyli i velichina $\tau$

Naibolee pryamym i nezavisyashim ot raznogo roda effektov selekcii sposobom izucheniya vnutrennego poglosheniya v diskah galaktik yavlyaetsya issledovanie chastichno proeciruyushihsya drug na druga ob'ektov [160]. Pri otsutstvii sil'nogo vzaimodeistviya mezhdu galaktikami (ob etom mozhno sudit' po forme ih izofot i po velichine raznosti luchevyh skorostei) my mozhem iz soobrazhenii simmetrii s dostatochnoi tochnost'yu vosstanovit' po neperekryvayushimsya oblastyam istinnoe raspredelenie yarkosti v oblasti proekcii. Zatem, sravnivaya nablyudaemoe raspredelenie yarkosti s istinnym, mozhno ocenit' polnoe vnutrennee pogloshenie v diske bolee blizkoi k nablyudatelyu galaktiki (sm. ris. 33). V etom sluchae galaktika A vystupaet v roli pogloshayushego ekrana (p. 7.1), raspolozhennogo pered galaktikoi B.

ris. 33: Shema, illyustiriruyushaya ispol'zovanie perekryvayushihsya v proekcii galaktik A i B dlya ocenki poglosheniya v diske bolee blizkoi k nablyudatelyu galaktiki (A).

$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=over.ps,angle=-90,width=8.5cm}}\end{figure}$

V rabotah [161,162] dlya desyati spiral'nyh galaktik, nablyudayushihsya na fone bolee dalekih ob'ektov, byli oceneny velichiny poglosheniya (s uchetom effektov rasseyaniya) na raznyh rasstoyaniyah ot centra. Okazalos', chto v oblasti spiral'nyh vetvei i kol'cevyh struktur pogloshenie v galaktikah ''na prosvet'' veliko (v polose ono sostavlyaet $A_B\approx0.^m3-2^m$ , v fil'tre -- $A_I\approx0.^m15-1.^m6$ ) i prakticheski ne zavisit ot rasstoyaniya ot centra. Mezhdu spiral'nyh vetvei pogloshenie men'she i ego velichina zavisit ot rasstoyaniya ot centra. Na ris. 34 my summirovali ocenki poglosheniya, otnosyashiesya k oblastyam diska vne spiral'nyh vetvei i ispravlennye za naklon ploskosti galaktiki k luchu zreniya, dlya ryada spiralei soglasno [161,162]. Na risunke vidno, chto v yadernyh oblastyah pogloshenie mozhet dostigat' neskol'kih zvezdnyh velichin, odnako ono bystro umen'shaetsya k periferii (do znachenii $A_I \leq 1^m$ pri $r \sim 0.5{\rm R}_{25}$ ) (sm. takzhe [163]). Privedennye vyshe ocenki poglosheniya v zvezdnyh velichinah primerno sootvetstvuyut znacheniyam opticheskoi tolshiny $\tau$ (dlya modeli pogloshayushego ekrana $\tau=A/1.086$ -- sm. (69)).

ris. 34: Velichina poglosheniya v zvezdnyh velichinah (polosa

) v diskah spiral'nyh galaktik v zavisimosti ot otnositel'nogo rasstoyaniya ot centra (R $_{25}$ -- rasstoyanie ot centra, sootvetstvuyushee $\mu(B)=25$ ). Kruzhki -- dannye dlya diskov Sa-Sbc galaktik soglasno [161,162], punktirnaya pryamaya -- lineinaya approksimaciya dannyh.

$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=overlapi.ps,angle=-90,width=9.5cm}}\end{figure}$

Velichiny $\tau$ , naidennye po perekryvayushimsya v proekcii galaktikam, udovletvoritel'no soglasuyutsya s ocenkami, poluchennymi s ispol'zovaniem drugih podhodov. Naprimer, v [164] iz statisticheskogo analiza rezul'tatov poverhnostnoi fotometrii 173 spiral'nyh galaktik S0-Sd tipov v cvetovoi polose sdelano zaklyuchenie, chto $\tau_0(H) \approx 0.3 - 0.5$ ili $\tau_0(V) \approx 1.8 - 3.0$ . Modelirovanie struktury 15 vidimyh pod bol'shim uglom k luchu zreniya Sab-Sc spiralei privelo avtorov raboty [165] k vyvodu, chto $\tau_0(V) \approx 0.5 - 2.0$ . V [166] dlya semi vidimyh ''s rebra'' spiral'nyh galaktik polucheno, chto $\tau_0(V) \sim 0.5$ . Nesmotrya na bol'shoi razbros sovremennyh ocenok, oni svidetel'stvuyut ob umerennom, no daleko ne prenebrezhimom, pogloshenii v central'nyh oblastyah diskov spiral'nyh galaktik. S uvelicheniem naklona diska k luchu zreniya vliyanie poglosheniya vozrastaet. Naprimer, esli galaktika s $\tau_0(V) = 1$ budet vidna ''s rebra'', to polnaya opticheskaya tolshina vdol' lucha zreniya cherez centr galaktiki mozhet dostigat' $\tau_{i=90^{\rm o}}(V) = \tau_0(V)~h_d/z_d = 20$ (pri ). Stol' sil'noe pogloshenie delaet central'nye oblasti takih galaktik neprozrachnymi dazhe v blizkoi infrakrasnoi oblasti spektra.

Opticheskaya tolshina pylevogo sloya zavisit ot polnoi svetimosti (massy) spiral'noi galaktiki. V [167] dlya spiral'nyh i nepravil'nyh galaktik naidena korrelyaciya mezhdu otnosheniem svetimostei v ul'trafioletovoi ( $\lambda \sim 2000$ Å) i infrakrasnoi ( $\lambda \sim 40-120$ $\mu$ m) oblastyah spektra i polnoi svetimost'yu galaktiki i ee skorost'yu vrasheniya (massoi). Sushestvovanie etoi korrelyacii mozhet byt' ob'yasneno, esli opticheskaya tolshina galaktiki zavisit ot ee svetimosti. V [167] pokazano, chto $\tau(B) = (0.8 \pm 0.3)[L(B)/L^*(B)]^{0.5 \pm 0.2}$ , gde $\tau(B)$ -- polnaya opticheskaya tolshina galaktiki v polozhenii ''plashmya'' v fil'tre , a -- harakteristicheskaya svetimost', vvodimaya cherez approksimaciyu funkcii svetimosti galaktik funkciei Shehtera (velichina blizka k svetimosti Mlechnogo Puti). Etot vyvod -- zavisimost' vnutrennego poglosheniya v galaktike ot ee svetimosti (massy) -- podtverzhdaetsya kak statisticheskim analizom fotometricheskih harakteristik spiralei [168,169], tak i chislennym modelirovaniem [170].

Punktirom na ris. 34 pokazano priblizhenie nablyudatel'nyh dannyh lineinym zakonom. Pri perehode k otnositel'nym yarkostyam etot zakon sootvetstvuet eksponencial'nomu raspredeleniyu s masshtabom $h_d=(0.4 \pm 0.1)\,{\rm R}_{25}$ . Dlya normal'nyh yarkih galaktik znachenie central'noi poverhnostnoi yarkosti zvezdnogo diska kak pravilo blizko k $\mu_0(B)=21.65$ (''zakon Frimana'' [39]). Sledovatel'no, iz (44) poluchaem, chto $h_*=0.3\,{\rm R}_{25}$ . Takim obrazom, v pervom priblizhenii mozhno schitat', chto eksponencial'nye masshtaby raspredelenii zvezd i pyli v spiral'nyh galaktikah blizki: $h_d\,\approx\,h_*$ . Sushestvuyut ukazaniya na to, chto pyl' mozhet imet' dazhe bolee shirokoe raspredelenie, chem zvezdy. Naprimer, v [171] na osnove analiza dannyh so sputnika ob infrakrasnom izluchenii nashei Galaktiki naideno, chto $h_d/h_* \approx 1.5$ . Iz detal'nogo modelirovaniya opticheskoi struktury semi spiral'nyh galaktik Sb-Sc tipov v [166] polucheno, chto $\langle h_d/h_* \rangle = 1.4 \pm 0.2$ v polose .

Pyl', v srednem, sil'nee skoncentrirovana k ploskosti galaktik, chem zvezdy. V [166] pokazano, chto $\langle z_*/z_d \rangle = 1.8 \pm 0.6$ (fil'tr ).

V [172] privedena prostaya formula, pozvolyayushaya ocenivat' massu pyli, sosredotochennoi v eksponencial'nom diske:

$\begin{displaymath} {\rm M}_{\rm dust} \approx \tau_0(V)~h_d^2~\frac{8 \pi}{3}~\frac{a\delta}{Q}, \end{displaymath}$

(79)

gde

i $\delta$ -- srednie radius i plotnost' pylinki,

- koefficient poglosheniya. Pri

$\mu$ m,

(v polose

) i $\delta=2$ g/sm

poluchaem [172]:

$\begin{displaymath} {\rm M}_{\rm dust} = 5.3 \times 10^5~\tau_0(V)~h_d^2, \end{displaymath}$

(80)

gde M $_{\rm dust}$ vyrazhena v M $_{\odot}$ , a

-- v kpk. Prinyav, chto dlya Mlechnogo Puti

kpk i $\tau_0(V) = 1-2$ , poluchaem ocenku massy pyli M $_{\rm dust}$ (MW) $\geq$ 10

M $_{\odot}$ . Eta ocenka po poryadku velichiny soglasuetsya s literaturnymi dannymi.

$\bullet$ Svetimost' galaktiki

Vliyanie vnutrennego poglosheniya na fundamental'nye harakteristiki galaktik izuchaetsya uzhe po krainei mere pyat'desyat let (naprimer, [146,158]), odnako etot vopros eshe dalek ot polnogo resheniya. V ''standartnom'' dlya vnegalakticheskoi astronomii kataloge RC3 [139] prinyata, sleduya [173], takaya funkcional'naya forma zavisimosti velichiny poglosheniya (to est' raznosti vidimyh zvezdnyh velichin galaktiki, vidimoi pod uglom , i v polozhenii ''plashmya'') ot izmerennogo v predelah izofoty $\mu(B)=25$ vidimogo szhatiya $(a/b)_{25}$ :

$\begin{displaymath} A_i = C_L(T)~{\rm lg}\,(a/b)_{25}, \end{displaymath}$

(81)

gde koefficient

zavisit ot morfologicheskogo tipa galaktiki. Svyaz' chislovogo indeksa

s peresmotrennym Habblovskim tipom galaktiki privedena v Prilozhenii (p. 11).

V RC3 rekomenduetsya ispol'zovat' sleduyushie znacheniya koefficienta poglosheniya v polose :
$C_L~=~1.5~-~0.03 \cdot (T~-~5)^2$ ( $T\geq 0$ ),
().
Sledovatel'no, esli galaktiku tipa Sc s otnosheniem osei 1/10 razvernut' iz polozheniya ''plashmya'' v polozhenii ''s rebra'', to ona stanet slabee na 1.5.

Blizkie ocenki polnogo poglosheniya ( $C_L(B) \sim 1.5 \pm 0.5$ ) polucheny i v rabotah drugih avtorov (sm., naprimer, [174,169]). V [169] privedeny zavisimosti znachenii ot absolyutnoi zvezdnoi velichiny galaktiki v raznyh cvetovyh polosah i ot ee skorosti vrasheniya (massy). (Otmetim, chto mezhdu tipom galaktiki i ee svetimost'yu sushestvuet korrelyaciya -- sm., naprimer, [175].) Soglasno Talli i dr. [169], dlya galaktiki s maksimal'noi skorost'yu vrasheniya V $_{max}=200$ km/s (primerno kak u Mlechnogo Puti) koefficienty poglosheniya v raznyh cvetovyh polosah sostavlyayut: 1.85 (), 1.34 (), 1.09 (), 0.26 (). Sootnosheniya mezhdu koefficientami v raznyh fil'trah otlichayutsya ot predskazyvaemyh standartnym zakonom mezhzvezdnogo pokrasneniya (sm. Prilozhenie).

$\bullet$ Central'naya poverhnostnaya yarkost'

Pri otsutstvii vnutrennego poglosheniya dlya privedeniya nablyudaemyh znachenii $\mu_0$ k polozheniyu diska ''plashmya'' chashe vsego ispol'zuetsya uravnenie (61). S uchetom poglosheniya (61) zapisyvaetsya v bolee obshem vide:

$\begin{displaymath} \mu_0^{face-on} = \mu_0^{obs} + 2.5\,C_{\mu}\,{\rm lg}\frac{a}{b}, \end{displaymath}$

(82)

gde koefficient $C_{\mu}$ harakterizuet pogloshenie v diske (etot koefficient mozhno vvesti analogichnym obrazom v uravneniya (59-60)). Esli $C_{\mu}=1$ , to galaktika ''prozrachna''. Pri $C_{\mu}=0$ galaktika yavlyaetsya opticheski tolstoi i zavisimost' $\mu_0$ ot naklona otsutstvuet. V promezhutochnyh sluchayah $0 < C_{\mu} < 1$ . Dannye nablyudenii svidetel'stvuyut o tom, chto $C_{\mu} << 1$ (vozmozhno, $C_{\mu} \sim 0.1$ ) (naprimer, [163,168]).

$\bullet$ Pokazateli cveta

Vnutrennee pogloshenie ne tol'ko delaet galaktiku slabee, no i privodit k uvelicheniyu ee pokazatelei cveta (pokrasneniyu). V kataloge RC3 predlagaetsya ispol'zovat' sleduyushuyu popravku dlya ispravleniya nablyudaemogo pokazatelya cveta za naklon ploskosti galaktiki:

$\begin{displaymath} \Delta(B-V) = C_c(T)~{\rm lg}(a/b)_{25}, \end{displaymath}$

(83)

gde

$C_c~=~0.35~-~0.022 \cdot (T~-~3)^2$ ( $-1\leq T \leq 7$ ),

( $T\leq -1,~T\geq7$ ).
Sledovatel'no, galaktika tipa Sc s otnosheniem osei 1/10 v polozhenii ''s rebra'' dolzhna imet' pokazatel' cveta

na 0.

26 bol'she, chem v polozhenii ''s rebra''.

Soglasno RC3 znacheniya koefficientov dlya ispravleniya pokazatelya cveta blizki k sootvetstvuyushim znacheniyam dlya . V [176] polucheno, chto dlya pokazatelya cveta koefficient raven 0.22 $\pm$ 0.09 i chto v pervom priblizhenii on ne zavisit ot tipa galaktiki.

$\bullet$ Razmery galaktik

Izmenenie orientacii diska po otnosheniyu k nablyudatelyu mozhet soprovozhdat'sya izmeneniem vidimogo diametra, izmerennogo po fiksirovannoi izofote (sm. p. 5.3). Velichina otnositel'nogo izmeneniya razmera diska chuvstvitel'na k kolichestvu i raspredeleniyu pogloshayushei sredy.

V kataloge RC3 prinyato, chto spiral'nye galaktiki yavlyayutsya opticheski tolstymi v predelah izofoty $\mu(B)=25$ i poetomu ih diametry ne zavisyat ot naklona. Odnako, v bol'shinstve sovremennyh issledovanii zavisimost' razmera diska ot naklona opredelyaetsya vpolne uverenno (naprimer, [176]). V [168] na osnove analiza dannyh v polose dlya $\sim$ 1700 spiral'nyh galaktik Sbc/Sc tipov pokazano, chto

$\begin{displaymath} h_i/h_0 = 1 + \eta~{\rm lg}\,(a/b), \end{displaymath}$

(84)

gde

-- eksponencial'nyi masshtab galaktiki, vidimoi pod uglom

k luchu zreniya;

-- masshtab diska v polozhenii ''plashmya'' ( $i=0^{\rm o}$ ) i $\eta=0.6$ . Dlya izmeneniya radiusa $r^{23.5}$ , izmeryaemogo po izofote $\mu(I)=23.5$ , v etoi rabote naideno, chto

$\begin{displaymath} r_i^{23.5}/r_0^{23.5} = (a/b)^{C_D} \end{displaymath}$

(85)

. Blizkoe znachenie pokazatelya stepeni (0.21-0.23) polucheno v [174,177] dlya izmeneniya izofotnyh diametrov v polose

( $\mu(B)=25$ ). Sledovatel'no, otnositel'noe uvelichenie razmera diska galaktiki s

pri izmenenii ugla naklona ot $i=0^{\rm o}$ do $i=90^{\rm o}$ dostigaet $\sim$ 60%. Eta ocenka sravnima s ozhidaemym izmeneniem razmera dlya svobodnyh ot vnutrennego poglosheniya galaktik (sm. p. 5.3), chto svidetel'stvuet ob otnositel'noi ''prozrachnosti'' vneshnih oblastei diskov.

Zavisimost' razmera diska ot ego naklona sil'nee dlya galaktik, imeyushih men'shuyu svetimost' [168]. Eto soglasuetsya s zaklyucheniem o tom, chto galaktiki men'shei svetimosti (massy) bolee ''prozrachny''.

7.2.2 E/S0 galaktiki

Pogloshayushaya sreda, hotya i v sushestvenno men'shem kolichestve, est' i v galaktikah rannih morfologicheskih tipov. Pochti u poloviny blizkih ellipticheskih galaktik obnaruzheno prisutstvie pyli. Tipichnye massy pyli v nih sostavlyayut $\sim 10^4-10^7$ M $_{\odot}$ (naprimer, [178] i ssylki tam zhe).

Ocenki massy, naidennye po dannym so sputnika (po izlucheniyu galaktik na 60 $\mu$ m i 100 $\mu$ m) i po opticheskim obzoram, sil'no razlichayutsya: M $_{\rm dust}(IRAS)$ /M $_{\rm dust}(opt) \sim 10$ [178]. Dlya razresheniya etogo protivorechiya bylo predpolozheno, chto v galaktikah rannih tipov pomimo pyli, obnaruzhimoi opticheskimi metodami (polosy poglosheniya, kol'ca, pyatna i t.d.), prisutstvuet diffuznaya, raspredelennaya po vsemu ob'emu ob'ekta, pogloshayushaya sreda [178]. Sushestvovanie etoi diffuznoi podsistemy pyli mozhet privodit' -- naryadu s gradientom metallichnosti -- k formirovaniyu v ellipticheskih galaktikah zametnyh radial'nyh gradientov pokazatelei cveta. Model'nye raschety pokazyvayut, chto nablyudaemye v real'nyh galaktikah gradienty cvetov i v samom dele mogut byt' ob'yasneny (po krainei mere, chastichno) prisutstviem shiroko raspredelennoi pylevoi podsistemy [179]. Model'nye harakteristiki diffuznogo komponenta pyli -- raspredelenie plotnosti $\propto\,r^{-1}$ , opticheskaya tolshina vdol' lucha zreniya cherez centr galaktiki $\tau(V) \sim 1$ , polnaya massa pyli $\sim$ 10M $_{\odot}$ -- sravnimy s nablyudatel'nymi ocenkami [179]. Dazhe otnositel'no umerennoe kolichestvo pyli v ellipticheskih galaktikah mozhet imet' ne prenebrezhimoe vliyanie na ih integral'nye fotometricheskie harakteristiki -- polnuyu svetimost', effektivnyi radius i t.d. [179,180].

Galaktiki tipa S0, nablyudaemye pod bol'shim uglom k luchu zreniya, chasto demonstriruyut krupnomasshtabnuyu asimmetriyu raspredeleniya yarkosti vdol' maloi osi [181]. Sushestvovanie etoi asimmetrii mozhet byt' ob'yasneno po analogii so spiral'nymi galaktikami (p. 7.1) poglosheniem ( $A_V \approx 0.^m1$ ) v protyazhennom ekvatorial'nom sloe pyli.

<< 7.1 Modeli raspredeleniya pyli | Oglavlenie | 8. Nekotorye rezul'taty fotometri... >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Fotometricheskaya sistema - slabye galaktiki - Skoplenie galaktik - fotometriya Publikacii so slovami: Fotometricheskaya sistema - slabye galaktiki - Skoplenie galaktik - fotometriya
Sm. takzhe: Skoplenie galaktik Pandora Skoplenie galaktik v Volosah Veroniki UHZ1: dalekaya galaktika i chernaya dyra Skoplenie galaktik v Pechi Skoplenie galaktik Eibell 370 i za nim Pervoe glubokoe pole teleskopa "Dzheims Vebb" Skoplenie galaktik v Gidre Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce