Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу 		 

На первую страницу
Поверхностная фотометрия галактик
<< 8. Некоторые результаты фотометри... | Оглавление | 8.2 Эллиптические галактики >>


8.1 Спиральные галактики

$\bullet$ Центральная поверхностная яркость

Уже свыше тридцати лет существует красивая легенда о том, что центральная поверхностная яркость экспоненциальных дисков спиральных галактик - $\mu_0$ -- почти постоянна. В 1970 году Фриман [39] рассмотрел выборку спиральных и S0 галактик с опубликованными ранее результатами поверхностной фотометрии и нашел, что для 28 из 36 объектов выборки $\langle \mu_0(B) \rangle = 21.65 \pm 0.30(\sigma)$. Поскольку поверхностная яркость характеризует поверхностную плотность диска, вывод Фримана накладывает жесткие ограничения на физические процессы формирования и эволюции галактик, которые в результате должны привести к фиксированному значению плотности для всех спиралей.

С тех пор было выполнено множество работ, в которых этот результат либо подтверждался (правда с большим по сравнению с оригинальным результатом Фримана разбросом $\sim \pm 1^m$) [182], либо опровергался. Например, в [183,184] было показано, что примерное постоянство значений $\mu_0$ может быть объяснено эффектами наблюдательной селекции (отбором подходящих для поверхностной фотометрии галактик) и, следовательно, должны существовать (и их, возможно, очень много) объекты с поверхностной яркостью гораздо меньшей фримановского значения.

Современные данные об истинном, неискаженном селекцией, распределении галактик по $\mu_0$ показаны на рис. 35. При $\mu_0(B) \geq 22$ это распределение плоское, по-видимому, вплоть до $\mu_0(B)=25$, хотя можно допустить и то, что число галактик с ростом $\mu_0(B)$ постепенно уменьшается. ''Закон Фримана'' описывает яркое крыло показанного на рис. 35 распределения и очень сильно недооценивает число галактик с $\mu_0(B) \geq 22$. Наиболее наглядно противоречат ''закону Фримана'' так называемые ''галактики с низкой поверхностной яркостью'' (см. далее). Например, существует ряд галактик, которые демонстрируют значения центральной поверхностной яркости на $\geq 10\sigma$ (то есть на $\geq 3^m$) более слабые по сравнению с $\mu_0(B)=21.65$. Ярким примером таких объектов является галактика Malin 1, у которой $\mu_0(B) \sim 26.5$ [185]. Если допустить справедливость ''закона Фримана'', то вероятность того, что галактика имеет значение $\mu_0(B)$ на $\geq 10\sigma$ отличающееся от 21.65, равна $\approx 10^{-20}$. Ориентировочное число галактик во Вселенной составляет $10^{11}-10^{12}$ и, следовательно, галактики, подобные Malin 1, не должны наблюдаться.

рис.  35: Нормированное распределение значений центральной поверхностной яркости дисков галактик в полосе $B$ по [186]. Значками показаны исправленные за наблюдательную селекцию данные разных обзоров. Непрерывная кривая изображает ''закон Фримана''.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=onb.ps,angle=-90,width=10.5cm}}\end{figure}

Существование большого числа слабых галактик не означает, что они дают основной вклад в наблюдаемую плотность светимости галактик в окружающей нас области Вселенной. Даже в случае, если распределение галактик по $\mu_0$ остается плоским до $\mu_0(B)=25$, вклад объектов с низкой поверхностной яркостью в плотность светимости не превышает 10%-30%. Наибольший же вклад в создаваемую спиральными галактиками плотность светимости дают объекты, подобные по своим интегральным характеристикам нашей Галактике [187] (см. далее п. 8.3).

На рис. 35 видно, что галактики с очень высокой центральной поверхностной яркостью очень редки. К таким объектам можно отнести взаимодействующие галактики, у которых, как было показано в [60,188], среднее значение $\mu_0$ примерно на 1$^m$ ярче канонического значения Фримана. Причиной повышенной яркости галактик в составе тесных взаимодействующих систем является индуцированное гравитационным возмущением и переносом массы активное звездообразование в их дисках и околоядерных областях.

рис.  36: Распределение значений $\mu_0$ в цветовой полосе $K$ в зависимости от морфологического типа галактики по [189]. Крестики с барами изображают средние значения в пределах отмеченных вдоль горизонтальной оси типов и их стандартные отклонения.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sbkdisk.ps,width=10.2cm}}\end{figure}

Значение $\mu_0$ слабо зависит от морфологического типа галактики, хотя диски галактик поздних типов ($T\geq6$) являются, вероятно, более слабыми [189,190] (см. рис. 36). Существует зависимость $\mu_0$ от полной светимости (массы) спиральной галактики -- с ростом светимости поверхностная яркость увеличивается [191].

В [192] предложена следующая простая классификация спиральных галактик в зависимости от значения $\mu_0$:

---
галактики с очень высокой поверхностной яркостью: $\mu_0(B) < 21.25$;
---
с высокой поверхностной яркостью (''фримановские''): $\mu_0(B)=21.25-22.0$;
---
с промежуточной яркостью: $\mu_0(B)=22.0-22.75$;
---
с низкой поверхностной яркостью (LSB): $\mu_0(B) > 22.75$.

$\bullet$ Экспоненциальный масштаб

Масштаб звездных дисков спиральных галактик $h$ слабо зависит от морфологического типа [189]. Для ярких, сравнимых с Млечным Путем, галактик он варьируется в основном от 1 до 10 кпк.

Значение $h$ зависит от цветовой полосы -- с увеличением длины волны экспоненциальный масштаб, в среднем, уменьшается. Согласно данным для 86 видимых почти ''плашмя'' спиралей из [138] среднее значение отношения $\langle h(B)/h(K) \rangle = 1.22 \pm 0.23$. Этот вывод подтверждается и данными для спиральных галактик, видимых под большими углами к лучу зрения, -- $\langle h(B)/h(K) \rangle = 1.56 \pm 0.46$, $\langle h(B)/h(I) \rangle = 1.32 \pm 0.24$ [190]. Кроме того, отношение значений $h$ в разных цветовых полосах зависит от типа галактики, что, вероятно, отражает изменение содержания пыли вдоль морфологической последовательности [190].

На периферии дисков галактик (при $r \approx (3-5)h$ [110,193]) экспоненциальное уменьшение яркости сменяется резким падением, ''обрывом''. Причина этого являения неясна. Возможно, к примеру, что радиус ''обрезания'' звездного диска -- это расстояние, на котором плотность газа становится ниже требуемого для процесса звездообразования критического значения [194].

$\bullet$ Диаграмма $\mu_0$-$h$

рис.  37: Диски галактик разных типов на диаграмме $\mu_0(I)$-$h$ (см. текст).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=mudisksum.ps,angle=-90,width=12.0cm}}\end{figure}

На рис. 37 приведено распределение характеристик экспоненциальных дисков галактик разных типов в полосе $I$ на плоскости $\mu_0$-$h$ [195] (H$_0$=75 км/с/Мпк). Маленькими кружками изображены данные для >1000 Sb-Sd спиралей из [196] (черными кружками показаны параметры галактик с расстоянием $\leq$15 Мпк), звезды -- компактные ядерные диски в ядрах E/S0 галактик, треугольники и звездочки -- звездные диски в E/S0 галактиках, кружки с крестами -- галактики с низкой поверхностной яркостью, большие черные кружки -- гигантские галактики с низкой поверхностной яркостью. Толстой непрерывной прямой изображена линия постоянной светимости диска с полной светимостью, равной 10$L^*(I)$; пунктирная кривая -- линия селекции для галактик с диаметром 5 кпк (выборка [196] ограничена по угловому диаметру -- в нее включены галактики с диаметром $\geq 1.'7$); штриховая кривая соответствует условию устойчивости по отношению к формированию бара для диска с $L_T$= 10$L^*(I)$; штриховая прямая -- зависимость $I_0 = 10^{-0.4\mu_0(I)} \propto h^{-1}$.

На рисунке видно, что характеристики дисков реальных галактик располагаются на этой плоскости в очень широком диапазоне поверхностных яркостей ( $\mu_0(I)\approx12-25$) и размеров ($h\approx$10 пк -- 100 кпк), образуя непрерывную последовательность. Вдоль этой последовательности систематически изменяется отношение светимостей балджа и диска -- от >10 для эллиптических галактик в левом верхнем углу рис. 37 до $\sim0$ у спиральных галактик в нижнем правом углу. Отношение эффективного радиуса балджа $r_e$ и масштаба диска $h$ варьируется от $r_e/h\sim0.1$ для гигантских галактик с низкой поверхностной яркостью в правом нижнем углу рисунка до значений $r_e/h\geq$5-10 для звездных дисков в E/S0 галактиках. Вдоль этой же последовательности изменяются и значения $\mu_0$ и $h$ -- диски галактик с большими значениями отношения $B/D$ являются, в среднем, более компактными и яркими (см. также рис. 36).

Положение характеристик галактик на плоскости $\mu_0$-$h$ определяется требованием устойчивости дисков, ограничением их полной светимости ( $L_T \leq 10\,L^*$) и наблюдательной селекцией при их отборе. Сочетание этих трех условий (а также, возможно, еще неизвестных факторов) приводит к выстраиванию характеристик дисков галактик вдоль эмпирической зависимости $I_0\,\propto\,h^{-1}$ (рис. 37). Более глубокие (в смысле поверхностной яркости) обзоры должны привести, вероятно, к ``размыванию'' этой наблюдательной зависимости, однако, она должна сохраниться в виде верхней границы распределения параметров галактик.

Количественная интерпретация диаграммы $\mu_0$-$h$ может быть получена на основе простых масштабных соотношений, получаемых в модели формирования диска, описанной Мо и др. [197]9. Подход Мо и др. [197] основан на CDM (Cold Dark Matter, холодная скрытая масса) сценарии формирования галактик. Согласно этому сценарию, на первом этапе из первичных флуктуаций плотности формируются гало, состоящие из материи в небарионной форме. Затем в этих гало охлаждается и конденсируется газ, образуя диски наблюдаемых вокруг нас галактик.

Основные предположения, сделанные в [197], состоят в следующем:

На основе этих предположений можно получить (см. [197]), что


\begin{displaymath} \rm {\it h}\,\propto\,\lambda\,V_c\,\frac{j_d}{m_d}\, \left(\frac{H({\it z})}{H_0}\right)^{-1}, \end{displaymath} (86)


\begin{displaymath} \rm\Sigma_0\,\propto\,m_d\,\lambda^{-2}\,V_c\, \left(\frac{m_d}{j_d}\right)^{2} \,\frac{H({\it z})}{H_0} \end{displaymath} (87)

и


\begin{displaymath} \rm M_d\,\propto\,m_d\,V_c^{3}\,\left(\frac{H({\it z})}{H_0}\right)^{-1}. \end{displaymath} (88)

В формулах (86-88) $\lambda$ -- это безразмерный угловой момент, определяемый стандартным образом как $\lambda$=J$\mid$E$\mid$ $^{1/2}\,G^{-1}$M$^{-5/2}$ (E -- полная энергия гало, $G$ -- гравитационная постоянная), V$_c$ -- скорость вращения диска, H$_0$ -- значение постоянной Хаббла в настоящую эпоху, а H($z$) -- постоянная Хаббла при красном смещении $z$, при котором сформировалось темное гало, внутри которого образовался диск. H($z$), естественно, зависит от принятой космологической модели.

Согласно описываемому сценарию, основные свойства дисковых галактик полностью определяются значениями $\lambda$, m$_d$, j$_d$, V$_c$ и H($z$). Поскольку величина H($z$) растет с $z$, то, как видно из соотношений (86) и (87), сформировавшиеся при больших $z$ диски должны быть более компактными и иметь большую плотность (при неизменных значениях остальных параметров). Большим значениям $\lambda$ должны соответствовать протяженные и относительно менее плотные диски.

Отметим, что аналитические выражения для глобальных характеристик дисков галактик приводятся также в работах других авторов. Например, в [200] получено, что $h\,\propto\,\lambda\,{\rm M}^{1/3}$ и $\Sigma_0\,\propto\,\lambda^{-2(1+3F)}\,{\rm M}^{1/3}$, где $F$ -- это относительная доля массы галактики в барионной форме. При малых значениях $F$ модель [200] предсказывает зависимость параметров диска от $\lambda$ и M близкую к найденной в [197]. Аналогичные зависимости были получены ранее и ван дер Круитом [182]. Однако в работе Мо и др. эти соотношения представлены в наиболее удобной для исследования форме. Кроме того, в них в явной форме входит зависимость параметров диска от времени его формирования.

Полная светимость диска на основе (86) и (87) может быть представлена как $L_T\,\propto\,\Sigma_{0}h^{2}\,\propto$V$_c^{3}$. (Таким образом, модель [197] содержит ``встроенное'' соотношение Талли-Фишера.) Спиральные галактики из диссертации [196] демонстрируют зависимость $L(I)\,\propto\,{\rm V}_c^{2.72\pm0.04}$ с коэффициентом корреляции $corr=+0.90$. Согласно (86-87), для дисков галактик должны приближенно выполняться соотношения $\mu_0\,\propto\,-2.5$lg V$_c$ и lg $h\,\propto$  lg V$_c$ (при фиксированных значениях $\lambda$, m$_d$, j$_d$ и $z$). Спиральные галактики из [196] следуют близким зависимостям: $\mu_0\,\propto\,-2.72$lg $V_c$ ($corr=-0.58$) и lg $h\,\propto$  0.70lg $V_c$ ($corr=+0.59$).

Подробные исследования показали, что простые масштабные соотношения, получаемые в модели формирования дисков в рамках CDM сценария, в первом приближении удовлетворительно описывают параметры спиральных галактик и их рассеяние на диаграмме $\mu_0$-$h$ [197,195]. (В наибольшей степени от предсказаний сценария [197] уклоняются характеристики компактных дисков в галактиках ранних типов. По-видимому, механизм образования дисков в таких объектах отличается от описанного выше.) Следует, однако, отметить, что в подходе Мо и др. не учтены такие важные процессы, модифицирующие характеристики галактик, как звездообразование и механизм обратной связи, внешняя аккреция и слияния.

$\bullet$ Толщина звездных дисков

Наблюдаемая толщина звездных дисков видимых ''с ребра'' галактик зависит от вертикальной дисперсии скоростей звезд и плотности диска (см. п. 5.2). Наблюдения показывают, что вертикальный масштаб распределения поверхностной яркости ($z_0$, $h_z$ -- уравнения (54-55)) почти не меняется (вариации масштаба не превышают 10-15%) в пределах оптического диска галактики [110,201,202]. (Это утверждение, по-видимому, справедливо для большинства спиральных галактик поздних типов. У галактик ранних типов -- $T \leq 2$ -- часто встречаются расширяющиеся к периферии звездные диски [203].) Следовательно (п. 5.2), вертикальная дисперсия $\sigma_z$ связана с поверхностной яркостью диска следующим образом: $\sigma_z(r) \propto \sqrt{\Sigma(r)} \propto \sqrt{I(r)}$. Таким образом, результаты поверхностной фотометрии наблюдаемых ''с ребра'' галактик приводят к выводу, что в экспоненциальных дисках спиралей значение $\sigma_z$ должно изменяться $\propto e^{-r/2h}$, где $h$ -- радиальный масштаб диска. Этот вывод подтверждается непосредственными измерениями дисперсии скоростей звезд в спиральных галактиках (например, [204]).

Характерное значение вертикального масштаба для дисков нормальных спиральных галактик составляет $z_0 \approx 0.5 - 1$ кпк (напомним, что вдали от плоскости галактики $z_0 = 2h_z$). Определяемые из наблюдений величины $z_0$ мало зависят от цветовой полосы [201,202].

Как следует из теоретических соображений, вертикальная структура дисков чувствительна к внешнему возмущению и аккреции вещества [205]. При гравитационном взаимодействии часть энергии орбитального движения галактик может перейти в их внутреннюю энергию и ''разогреть'' их диски, то есть увеличить $\sigma_z$ и, следовательно, наблюдаемую толщину. В аналитическом исследовании [205] было показано, что прирост толщины диска на данном расстоянии $r$ от центра $\Delta z_0(r) = z_0(r)-z_0 \propto r~{\rm M_{sat}}/{\rm M_{d}}(r)$, где $z_0$ -- исходная толщина диска, M$_{\rm sat}$ -- полная масса упавших на галактику спутников, M$_{\rm d}$ -- масса диска галактики. Следовательно, можно ожидать, что объекты в составе тесных взаимодействующих систем, а также галактики, испытавшие значительную внешнюю аккрецию (например, ''проглотившие'' массивный спутник) будут иметь наиболее толстые звездные диски. Эффект приливного утолщения был, действительно, открыт при сравнении распределений яркости в вертикальном направлении в выборках взаимодействующих и относительно изолированных галактик [202]. Оказалось, что галактики во взаимодействующих системах демонстрируют в 1.5-2 раза более толстые диски (на расстоянии $\sim$1$h$-2$h$ от ядра) по сравнению с галактиками тех же типов и светимостей в более бедном пространственном окружении (рис. 38).

рис.  38: Распределения относительных толщин -- отношений $h/z_0$ - звездных дисков взаимодействующих (непрерывная линия) и относительно изолированных (штриховая линия) галактик (по [202]).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=intisol.ps,angle=-90,width=9.5cm}}\end{figure}

рис.  39: Зависимость значений $h/z_0$ от морфологического типа галактики (по [190]). Черные кружки -- данные в цветовой полосе $I$, пустые кружки -- в полосе $K$. Средние значения в фильтре $I$ в пределах отмеченных вдоль горизонтальной оси типов отмечены четырехугольниками с барами.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=ratiotype.ps,width=8.0cm}}\end{figure}

Относительная толщина звездных дисков -- отношение вертикального и радиального масштабов распределений поверхностной яркости -- зависит от физических характеристик и типа галактики. Согласно [202], отношение $h/z_0$ для нормальных, невзаимодействующих галактик коррелирует с относительным содержанием нейтрального водорода -- $h/z_0 \approx 5.0 \times \sqrt{{\rm M(HI)}/L(B)}$, где $L(B)$ -- полная светимость галактики в положении ''с ребра'' в полосе $B$. Следовательно, богатые газом спирали должны быть более тонкими. Содержание HI, как и многие другие характеристики, плавно изменяется вдоль Хаббловской последовательности и поэтому можно ожидать, что отношение $h/z_0$ зависит от типа галактики и других, коррелирующих с типом, параметров. В работах [206,190,207] было показано, что толщина звездных дисков связана с показателем цвета, абсолютной светимостью и морфологическим типом галактик (см. пример на рис. 39) -- более голубые, слабые и имеющие более поздние морфологические типы спирали являются, в среднем, более тонкими.

Связь толщины диска с содержанием газа и $T$ может быть объяснена активным звездообразованием в плоскости богатых газом галактик поздних типов, которое повышает поверхностную яркость в тонком слое вблизи плоскости и эффективно уменьшает определяемое из наблюдений значение вертикального масштаба. С другой стороны, как было предположено в [208], эта корреляция может отражать найденное в [209] из соображений устойчивости соотношение между толщиной диска и массой темного гало, относительный вклад которого увеличивается при переходе к более поздним морфологическим типам.

$\bullet$ Распределение показателей цвета

рис.  40: Распределение нормальных (слева) и морфологически пекулярных (справа) галактик на диаграмме ($B-V$)-($U-B$) по [210]. Непрерывной линией показана проведенная ''на глаз'' авторами [210] последовательность цветов нормальных галактик. Современная версия этой последовательности приведена в Приложении.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=lt1.ps,width=14.0cm}}\end{figure}

Показатели цвета галактик характеризуют распределение энергии в их спектрах и зависят от истории звездообразования в них. На двухцветных диаграммах галактики выстраиваются в относительно узкую полосу (см. пример на рис. 40). Интерпретация этих диаграмм производится с помощью метода эволюционного моделирования, позволяющего оценить (хотя бы в первом приближении) звездный состав и историю звездообразования в галактике [211]. В частности, анализ показанных на рис. 40 диаграмм привел Ларсона и Тинсли [210] к выводу, что взаимодействие между галактиками может стимулировать в них вспышки звездообразования.

У спиральных галактик, подобно эллиптическим, наблюдается связь абсолютной звездной величины с показателями цвета -- более яркие (массивные) галактики являются более красными [212].

Использование интегральных показателей цвета, например, найденных с помощью многоапертурной фотометрии, при исследовании конкретных галактик может привести к существенной потере информации. Распределение яркости в галактиках сконцентрировано к центру и поэтому основной вклад в интегральные цвета дает лишь относительно небольшая часть их площади. Например, эффективный радиус экспоненциального диска равен 1.68$h$ (п. 5.1), в то время как звездные диски галактик прослеживаются до $\sim$5$h$. Следовательно, половина полной светимости чисто дисковой галактики излучается с $\sim$1/5-1/10 ее полной площади. Поэтому для создания реалистических моделей галактик, для детального исследования звездообразования в них необходимо исследовать распределение показателей цвета по дискам.

Наблюдения показывают, что для видимых ''плашмя'' спиральных галактик характерно систематическое уменьшение показателей цвета (''поголубение'') с удалением от центра (например, [213]) -- см. рис. 41. В пределах данной галактики существует четкая корреляция между поверхностной яркостью и показателем цвета -- чем меньше поверхностная яркость, тем голубее эта область. Радиальные градиенты цветов в спиралях скорее всего объясняются комбинированным эффектом поглощения пылью (п. 7.1) и градиентом возраста звезд и их металличности вдоль дисков [213].

рис.  41: Усредненные распределения показателей цвета вдоль большой оси (в угловых секундах) спиральной галактики UGC 1455 (по [213]). Штриховые линии демонстрируют максимально возможные ошибки из-за неточного учета фона неба (см. п. 2.2.1 и рис. 3). Стрелочкой отмечено расстояние, соответствующее одному экспоненциальному масштабу диска ($h$) в полосе $K$.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=colgr.ps,width=5.5cm}}\end{figure}

У видимых ''с ребра'' спиральных галактик вдали от их плоскостей (при $1h_z < \mid z \mid < 3h_z$) вертикальные градиенты показателей цвета малы или практически отсутствуют (особенно у дисков галактик ранних морфологических типов) [214].

$\bullet$ Балджи спиральных галактик и отношение B/D

Для описания распределения поверхностной яркости в балджах спиральных галактик обычно используют закон Вокулера (формула (11)). Часто рассматривают также более общую формулу Серсика (25) [215]. Оказалось, что параметр $n$ в формуле Серсика, определяющий закон распределения яркости, зависит от морфологического типа спиральной галактики, от отношения светимостей балджа и диска $B/D$ и от характеристик самого балджа (его светимости, эффективного радиуса и центральной поверхностной яркости) [215,216,217]. Так, для галактик поздних морфологических типов ($T > 3$) $n \approx 1$, то есть балджи таких галактик могут быть описаны экспоненциальным законом (43). Балджи галактик ранних типов ($T < 1$) характеризуются значением $n \approx 4$, то есть они могут быть представлены формулой Вокулера (11).

При смещении вдоль Хаббловской последовательности от спиральных галактик ранних типов к поздним уменьшается средняя светимость балджа и его эффективная поверхностная яркость (рис. 42). Эффективный радиус балджа от типа галактики практически не зависит [189].

рис.  42: Распределение значений $\mu_e$ для балджей спиральных галактик в цветовой полосе $K$ в зависимости от морфологического типа (по [189]).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=muetype.ps,width=10.2cm}}\end{figure}

В таблице 6 приведены средние значения отношения $B/D$ в цветовой полосе $B$ для нормальных галактик разных морфологических типов типов согласно [131] (для описания диска использован экспоненциальный закон, а для балджа -- закон Вокулера).



Таблица 6: Зависимость среднего отношения $B/D$ в полосе $B$ от типа галактики
$T$ 0 1 2 3 4 5 6 7
$B/D$ 0.9 0.7 0.5 0.3 0.2 0.1 0.05 0.02

Показатели цвета балджей, в среднем, краснее показателей цвета дисков, однако они близки к цветам их -- дисков -- центральных областей [218,213] (рис. 43). Диапазон изменения показателей цвета балджей довольно велик и существуют ''голубые'' балджи.

рис.  43: Показатель цвета $B-K$ балджа (на расстоянии эффективного радиуса от его центра) в зависимости от цвета центральной области диска для галактик разных типов по [213]. Штриховая линия имеет наклон, равный единице.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=dejongbulges.ps,width=7.3cm}}\end{figure}

Размеры балджей статистически связаны с размерами дисков, в которые они погружены: если приблизить распределение яркости в балдже экспоненциальным законом, то его экспоненциальный масштаб будет составлять $\sim$1/10 масштаба диска, причем эта корреляция выражена лучше для спиральных галактик поздних типов [219].

Фотометрические характеристики балджей ($\mu_e$ или ${\langle \mu \rangle}_e$ и $r_e$) располагаются на плоскости эффективных параметров (см. далее п. 8.2) примерно также как и характеристики эллиптических галактик. В работе [220] обнаружено, что балджи и эллиптические галактики в пространстве своих глобальных фотометрических параметров ($n$ -- показатель степени в формуле Серсика, $r_e$, $\mu^b_0$ -- центральная поверхностная балджа или E галактики) образуют единую плоскость: lg$n$ = $A$lg$r_e$ + $B$$\mu^b_0$ + const. В полосе $K$ численные значения коэффициентов равны: $A$=0.17, $B$=-0.07 и const=1.18 [220]. Очевидно, что соотношение Корменди является частным случаем этой трехпараметрической зависимости при $n$=4 (напомним, что $\mu^b_0=\mu_e-8.33$ (п. 4.1.1)).

Относительные вклады балджей и дисков в среднюю плотность вещества Вселенной примерно одинаковы [221].

Корреляция цветов балджей и дисков, связь их характерных масштабов - все это стимулировало активное обсуждение вопроса о возможности формирования балджей в процессе медленной динамической эволюции дисков (например, за счет бароподобной неустойчивости) [222]. Балджи очень неоднородны по своим характеристикам и, возможно, они могут формироваться в ходе разных процессов: при первичном коллапсе, при внешней аккреции и слияниях галактик, за счет эволюции диска и т.д.

$\bullet$ Масштабные соотношения для дисков галактик

рис.  44: Масштабная плоскость для дисков спиральных галактик из диссертации [196] (кружки) (H$_0$=70 км/с/Мпк, полоса $I$). Прямой линией показана зависимость $h\,\propto\,{\rm V}^{1.5}\,I_0^{-0.5}$.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=fpdisk.ps,angle=-90,width=10.0cm}}\end{figure}

Неоднократно предпринимались попытки построить по аналогии с эллиптическими галактиками (см. далее п. 8.2) трехпараметрическую зависимость, объединяющую фотометрические и кинематические характеристики дисков спиральных галактик (например, [223,224,225] и ссылки там же). В [225] было показано, что в трехпараметрическом пространстве $L$ (светимость), $R$ (радиус), V (скорость вращения) спиральные галактики распределяются в пределах плоскости $L \propto ({\rm V}R)^{1.3}$ (авторы предложили называть ее масштабной плоскостью). Известные эмпирические соотношения (Талли-Фишера, ''закон Фримана'') могут являться проекциями этой плоскости на различные оси.

В [224] было получено иное выражение для масштабной плоскости: $h \propto {\rm V}^{1.47} I_0^{-0.61}$ (значения $h$ и $I_0$ найдены в цветовой полосе $H$). Величины степеней в этом выражении отличаются от ожидаемых на основе теоремы вириала при постоянном отношении масса-светимость (2 и -1 соответственно), однако согласуются с теми, что ожидаются из найденного в [224] соотношения Талли-Фишера: $L \propto {\rm V}^3 \propto I_0 h^2$. С другой стороны, такая же масштабная плоскость предсказывается моделью формирования диска, описанной ранее. Действительно, из формул (86-87) следует, что $h \propto {\rm V}^{1.5} I_0^{-0.5}$. На рис. 44 показано, что данные для дисков спиральных галактик удовлетворяют этому соотношению (разброс lg$h$ составляет 0.13). Диаграмма $\mu_0$-$h$, рассмотренная нами ранее, является одной из проекций этой масштабной плоскости и она также согласуется с моделью [197].


<< 8. Некоторые результаты фотометри... | Оглавление | 8.2 Эллиптические галактики >>

Публикации с ключевыми словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия
Публикации со словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию
Оценка: 3.1 [голосов: 81]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

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

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования