Астронет > 7.2 Внутреннее поглощение в галактиках разных типов

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Поверхностная фотометрия галактик

<< 7.1 Модели распределения пыли | Оглавление | 8. Некоторые результаты фотометри... >>

7.2 Внутреннее поглощение в галактиках разных типов

В п. 7.1 были рассмотрены часто используемые простые аналитические модели распределения пыли и результаты некоторых численных расчетов. Теперь мы обсудим данные о поглощающей среде в реальных галактиках и ее влияние на наблюдательные характеристики.

7.2.1 Спиральные галактики

$\bullet$ Распределение пыли и величина $\tau$

Наиболее прямым и независящим от разного рода эффектов селекции способом изучения внутреннего поглощения в дисках галактик является исследование частично проецирующихся друг на друга объектов [160]. При отсутствии сильного взаимодействия между галактиками (об этом можно судить по форме их изофот и по величине разности лучевых скоростей) мы можем из соображений симметрии с достаточной точностью восстановить по неперекрывающимся областям истинное распределение яркости в области проекции. Затем, сравнивая наблюдаемое распределение яркости с истинным, можно оценить полное внутреннее поглощение в диске более близкой к наблюдателю галактики (см. рис. 33). В этом случае галактика A выступает в роли поглощающего экрана (п. 7.1), расположенного перед галактикой B.

рис. 33: Схема, иллюстирирующая использование перекрывающихся в проекции галактик A и B для оценки поглощения в диске более близкой к наблюдателю галактики (A).

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

В работах [161,162] для десяти спиральных галактик, наблюдающихся на фоне более далеких объектов, были оценены величины поглощения (с учетом эффектов рассеяния) на разных расстояниях от центра. Оказалось, что в области спиральных ветвей и кольцевых структур поглощение в галактиках ''на просвет'' велико (в полосе оно составляет $A_B\approx0.^m3-2^m$ , в фильтре -- $A_I\approx0.^m15-1.^m6$ ) и практически не зависит от расстояния от центра. Между спиральных ветвей поглощение меньше и его величина зависит от расстояния от центра. На рис. 34 мы суммировали оценки поглощения, относящиеся к областям диска вне спиральных ветвей и исправленные за наклон плоскости галактики к лучу зрения, для ряда спиралей согласно [161,162]. На рисунке видно, что в ядерных областях поглощение может достигать нескольких звездных величин, однако оно быстро уменьшается к периферии (до значений $A_I \leq 1^m$ при $r \sim 0.5{\rm R}_{25}$ ) (см. также [163]). Приведенные выше оценки поглощения в звездных величинах примерно соответствуют значениям оптической толщины $\tau$ (для модели поглощающего экрана $\tau=A/1.086$ -- см. (69)).

рис. 34: Величина поглощения в звездных величинах (полоса

) в дисках спиральных галактик в зависимости от относительного расстояния от центра (R $_{25}$ -- расстояние от центра, соответствующее $\mu(B)=25$ ). Кружки -- данные для дисков Sa-Sbc галактик согласно [161,162], пунктирная прямая -- линейная аппроксимация данных.

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

Величины $\tau$ , найденные по перекрывающимся в проекции галактикам, удовлетворительно согласуются с оценками, полученными с использованием других подходов. Например, в [164] из статистического анализа результатов поверхностной фотометрии 173 спиральных галактик S0-Sd типов в цветовой полосе сделано заключение, что $\tau_0(H) \approx 0.3 - 0.5$ или $\tau_0(V) \approx 1.8 - 3.0$ . Моделирование структуры 15 видимых под большим углом к лучу зрения Sab-Sc спиралей привело авторов работы [165] к выводу, что $\tau_0(V) \approx 0.5 - 2.0$ . В [166] для семи видимых ''с ребра'' спиральных галактик получено, что $\tau_0(V) \sim 0.5$ . Несмотря на большой разброс современных оценок, они свидетельствуют об умеренном, но далеко не пренебрежимом, поглощении в центральных областях дисков спиральных галактик. С увеличением наклона диска к лучу зрения влияние поглощения возрастает. Например, если галактика с $\tau_0(V) = 1$ будет видна ''с ребра'', то полная оптическая толщина вдоль луча зрения через центр галактики может достигать $\tau_{i=90^{\rm o}}(V) = \tau_0(V)~h_d/z_d = 20$ (при ). Столь сильное поглощение делает центральные области таких галактик непрозрачными даже в близкой инфракрасной области спектра.

Оптическая толщина пылевого слоя зависит от полной светимости (массы) спиральной галактики. В [167] для спиральных и неправильных галактик найдена корреляция между отношением светимостей в ультрафиолетовой ( $\lambda \sim 2000$ Å) и инфракрасной ( $\lambda \sim 40-120$ $\mu$ m) областях спектра и полной светимостью галактики и ее скоростью вращения (массой). Существование этой корреляции может быть объяснено, если оптическая толщина галактики зависит от ее светимости. В [167] показано, что $\tau(B) = (0.8 \pm 0.3)[L(B)/L^*(B)]^{0.5 \pm 0.2}$ , где $\tau(B)$ -- полная оптическая толщина галактики в положении ''плашмя'' в фильтре , а -- характеристическая светимость, вводимая через аппроксимацию функции светимости галактик функцией Шехтера (величина близка к светимости Млечного Пути). Этот вывод -- зависимость внутреннего поглощения в галактике от ее светимости (массы) -- подтверждается как статистическим анализом фотометрических характеристик спиралей [168,169], так и численным моделированием [170].

Пунктиром на рис. 34 показано приближение наблюдательных данных линейным законом. При переходе к относительным яркостям этот закон соответствует экспоненциальному распределению с масштабом $h_d=(0.4 \pm 0.1)\,{\rm R}_{25}$ . Для нормальных ярких галактик значение центральной поверхностной яркости звездного диска как правило близко к $\mu_0(B)=21.65$ (''закон Фримана'' [39]). Следовательно, из (44) получаем, что $h_*=0.3\,{\rm R}_{25}$ . Таким образом, в первом приближении можно считать, что экспоненциальные масштабы распределений звезд и пыли в спиральных галактиках близки: $h_d\,\approx\,h_*$ . Существуют указания на то, что пыль может иметь даже более широкое распределение, чем звезды. Например, в [171] на основе анализа данных со спутника об инфракрасном излучении нашей Галактики найдено, что $h_d/h_* \approx 1.5$ . Из детального моделирования оптической структуры семи спиральных галактик Sb-Sc типов в [166] получено, что $\langle h_d/h_* \rangle = 1.4 \pm 0.2$ в полосе .

Пыль, в среднем, сильнее сконцентрирована к плоскости галактик, чем звезды. В [166] показано, что $\langle z_*/z_d \rangle = 1.8 \pm 0.6$ (фильтр ).

В [172] приведена простая формула, позволяющая оценивать массу пыли, сосредоточенной в экспоненциальном диске:

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

(79)

где

и $\delta$ -- средние радиус и плотность пылинки,

- коэффициент поглощения. При

$\mu$ m,

(в полосе

) и $\delta=2$ г/см

получаем [172]:

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

(80)

где M $_{\rm dust}$ выражена в M $_{\odot}$ , а

-- в кпк. Приняв, что для Млечного Пути

кпк и $\tau_0(V) = 1-2$ , получаем оценку массы пыли M $_{\rm dust}$ (MW) $\geq$ 10

M $_{\odot}$ . Эта оценка по порядку величины согласуется с литературными данными.

$\bullet$ Светимость галактики

Влияние внутреннего поглощения на фундаментальные характеристики галактик изучается уже по крайней мере пятьдесят лет (например, [146,158]), однако этот вопрос еще далек от полного решения. В ''стандартном'' для внегалактической астрономии каталоге RC3 [139] принята, следуя [173], такая функциональная форма зависимости величины поглощения (то есть разности видимых звездных величин галактики, видимой под углом , и в положении ''плашмя'') от измеренного в пределах изофоты $\mu(B)=25$ видимого сжатия $(a/b)_{25}$ :

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

(81)

где коэффициент

зависит от морфологического типа галактики. Связь числового индекса

с пересмотренным Хаббловским типом галактики приведена в Приложении (п. 11).

В RC3 рекомендуется использовать следующие значения коэффициента поглощения в полосе :
$C_L~=~1.5~-~0.03 \cdot (T~-~5)^2$ ( $T\geq 0$ ),
().
Следовательно, если галактику типа Sc с отношением осей 1/10 развернуть из положения ''плашмя'' в положении ''с ребра'', то она станет слабее на 1.5.

Близкие оценки полного поглощения ( $C_L(B) \sim 1.5 \pm 0.5$ ) получены и в работах других авторов (см., например, [174,169]). В [169] приведены зависимости значений от абсолютной звездной величины галактики в разных цветовых полосах и от ее скорости вращения (массы). (Отметим, что между типом галактики и ее светимостью существует корреляция -- см., например, [175].) Согласно Талли и др. [169], для галактики с максимальной скоростью вращения V $_{max}=200$ км/с (примерно как у Млечного Пути) коэффициенты поглощения в разных цветовых полосах составляют: 1.85 (), 1.34 (), 1.09 (), 0.26 (). Соотношения между коэффициентами в разных фильтрах отличаются от предсказываемых стандартным законом межзвездного покраснения (см. Приложение).

$\bullet$ Центральная поверхностная яркость

При отсутствии внутреннего поглощения для приведения наблюдаемых значений $\mu_0$ к положению диска ''плашмя'' чаще всего используется уравнение (61). С учетом поглощения (61) записывается в более общем виде:

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

(82)

где коэффициент $C_{\mu}$ характеризует поглощение в диске (этот коэффициент можно ввести аналогичным образом в уравнения (59-60)). Если $C_{\mu}=1$ , то галактика ''прозрачна''. При $C_{\mu}=0$ галактика является оптически толстой и зависимость $\mu_0$ от наклона отсутствует. В промежуточных случаях $0 < C_{\mu} < 1$ . Данные наблюдений свидетельствуют о том, что $C_{\mu} << 1$ (возможно, $C_{\mu} \sim 0.1$ ) (например, [163,168]).

$\bullet$ Показатели цвета

Внутреннее поглощение не только делает галактику слабее, но и приводит к увеличению ее показателей цвета (покраснению). В каталоге RC3 предлагается использовать следующую поправку для исправления наблюдаемого показателя цвета за наклон плоскости галактики:

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

(83)

где

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

( $T\leq -1,~T\geq7$ ).
Следовательно, галактика типа Sc с отношением осей 1/10 в положении ''с ребра'' должна иметь показатель цвета

на 0.

26 больше, чем в положении ''с ребра''.

Согласно RC3 значения коэффициентов для исправления показателя цвета близки к соответствующим значениям для . В [176] получено, что для показателя цвета коэффициент равен 0.22 $\pm$ 0.09 и что в первом приближении он не зависит от типа галактики.

$\bullet$ Размеры галактик

Изменение ориентации диска по отношению к наблюдателю может сопровождаться изменением видимого диаметра, измеренного по фиксированной изофоте (см. п. 5.3). Величина относительного изменения размера диска чувствительна к количеству и распределению поглощающей среды.

В каталоге RC3 принято, что спиральные галактики являются оптически толстыми в пределах изофоты $\mu(B)=25$ и поэтому их диаметры не зависят от наклона. Однако, в большинстве современных исследований зависимость размера диска от наклона определяется вполне уверенно (например, [176]). В [168] на основе анализа данных в полосе для $\sim$ 1700 спиральных галактик Sbc/Sc типов показано, что

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

(84)

где

-- экспоненциальный масштаб галактики, видимой под углом

к лучу зрения;

-- масштаб диска в положении ''плашмя'' ( $i=0^{\rm o}$ ) и $\eta=0.6$ . Для изменения радиуса $r^{23.5}$ , измеряемого по изофоте $\mu(I)=23.5$ , в этой работе найдено, что

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

(85)

. Близкое значение показателя степени (0.21-0.23) получено в [174,177] для изменения изофотных диаметров в полосе

( $\mu(B)=25$ ). Следовательно, относительное увеличение размера диска галактики с

при изменении угла наклона от $i=0^{\rm o}$ до $i=90^{\rm o}$ достигает $\sim$ 60%. Эта оценка сравнима с ожидаемым изменением размера для свободных от внутреннего поглощения галактик (см. п. 5.3), что свидетельствует об относительной ''прозрачности'' внешних областей дисков.

Зависимость размера диска от его наклона сильнее для галактик, имеющих меньшую светимость [168]. Это согласуется с заключением о том, что галактики меньшей светимости (массы) более ''прозрачны''.

7.2.2 E/S0 галактики

Поглощающая среда, хотя и в существенно меньшем количестве, есть и в галактиках ранних морфологических типов. Почти у половины близких эллиптических галактик обнаружено присутствие пыли. Типичные массы пыли в них составляют $\sim 10^4-10^7$ M $_{\odot}$ (например, [178] и ссылки там же).

Оценки массы, найденные по данным со спутника (по излучению галактик на 60 $\mu$ m и 100 $\mu$ m) и по оптическим обзорам, сильно различаются: M $_{\rm dust}(IRAS)$ /M $_{\rm dust}(opt) \sim 10$ [178]. Для разрешения этого противоречия было предположено, что в галактиках ранних типов помимо пыли, обнаружимой оптическими методами (полосы поглощения, кольца, пятна и т.д.), присутствует диффузная, распределенная по всему объему объекта, поглощающая среда [178]. Существование этой диффузной подсистемы пыли может приводить -- наряду с градиентом металличности -- к формированию в эллиптических галактиках заметных радиальных градиентов показателей цвета. Модельные расчеты показывают, что наблюдаемые в реальных галактиках градиенты цветов и в самом деле могут быть объяснены (по крайней мере, частично) присутствием широко распределенной пылевой подсистемы [179]. Модельные характеристики диффузного компонента пыли -- распределение плотности $\propto\,r^{-1}$ , оптическая толщина вдоль луча зрения через центр галактики $\tau(V) \sim 1$ , полная масса пыли $\sim$ 10M $_{\odot}$ -- сравнимы с наблюдательными оценками [179]. Даже относительно умеренное количество пыли в эллиптических галактиках может иметь не пренебрежимое влияние на их интегральные фотометрические характеристики -- полную светимость, эффективный радиус и т.д. [179,180].

Галактики типа S0, наблюдаемые под большим углом к лучу зрения, часто демонстрируют крупномасштабную асимметрию распределения яркости вдоль малой оси [181]. Существование этой асимметрии может быть объяснено по аналогии со спиральными галактиками (п. 7.1) поглощением ( $A_V \approx 0.^m1$ ) в протяженном экваториальном слое пыли.

<< 7.1 Модели распределения пыли | Оглавление | 8. Некоторые результаты фотометри... >>

Публикации с ключевыми словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия
Публикации со словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия

См. также:

Скопление галактик Пандора

Скопление галактик в Волосах Вероники

UHZ1: далекая галактика и черная дыра

Скопление галактик в Печи

Скопление галактик Эйбелл 370 и за ним

Первое глубокое поле телескопа "Джеймс Вебб"

Скопление галактик в Гидре

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце