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

На первую страницу
Поверхностная фотометрия галактик

<< 5.2 Вертикальная структура дисков | Оглавление | 6. Многокомпонентные галактики >>


5.3 Трехмерные диски

С использованием (43) и (54) оптическую структуру дисков спиральных галактик можно представить в виде

\begin{displaymath}
I(r,z) = I(0,0)\,e^{-r/h}\,{\rm sech}^2(z/z_0)\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,(r \leq r_{max})
\end{displaymath} (57)

и $I(r,z)\,=\,0$           при $r > r_{max}$.

Для простоты часто используют также представление в виде двойного экспоненциального диска:

\begin{displaymath}
I(r,z) = I(0,0)\,e^{-r/h-\mid z \mid/h_z}.
\end{displaymath} (58)

Если диск (57) виден ''плашмя'' ($i=0^{\rm o}$), то его центральная поверхностная яркость $I_0^{face-on}\,=\,I(0,0) \int_{-\infty}^{+\infty}{\rm sech}^2(z/z_0){\rm d}z\,=\,2 z_0 I(0,0)$. В положении ''с ребра'' ($i=90^{\rm o}$) $I_0^{edge-on}\,=\,2 h I(0,0)$. Следовательно, $I_0^{edge-on}\,=I_0^{face-on}\,h/z_0$ или

\begin{displaymath}
\mu_0^{edge-on} = \mu_0^{face-on} - 2.5\,{\rm lg}\frac{h}{z_0}.
\end{displaymath} (59)

Аналогичным образом для диска (58) можно получить, что
\begin{displaymath}
\mu_0^{edge-on} = \mu_0^{face-on} - 2.5\,{\rm lg}\frac{h}{h_z}.
\end{displaymath} (60)

Из (59,60) следует, что, если диски галактик свободны от поглощения (''прозрачны''), то наблюдаемые значения $\mu_0^{edge-on}$ должны быть ярче, чем $\mu_0^{face-on}$. У реальных галактик отношение $h/z_0 \approx 5$ [110] и, следовательно, разность центральных поверхностных яркостей дисков в положении ''с ребра'' и ''плашмя'' может достигать 1.$^m$5-2$^m$.

По этой же причине -- интегрирование излучения вдоль луча зрения - диски видимых ''с ребра'' галактик будут иметь больший диаметр (если диаметр измерять в пределах фиксированного уровня поверхностной яркости). Например, если рассмотреть диск, описываемый уравнением (57), с $\mu_0^{face-on}=21.7$ и $h/z_0=5$, то с помощью (51) можно оценить, что его видимый диаметр, определяемый по изофоте $\mu=25$, при изменении наклона от $i=0^{\rm o}$ до $i=90^{\rm o}$ увеличится на $\approx$90%. При измерении диаметра по изофоте $\mu=26$ рост будет составлять $\approx$70%.

Когда галактика видна под произвольным углом к лучу зрения (то есть $0^{\rm o} < i < 90^{\rm o}$), наблюдаемая центральная поверхностная яркость ее диска ($\mu_0^{obs}$) обычно пересчитывается к значению, которое было бы у галактики в положении ''плашмя'' при отсутствии внутреннего поглощения [39]:

\begin{displaymath}
\mu_0^{face-on} = \mu_0^{obs} + 2.5\,{\rm lg}\frac{a}{b},
\end{displaymath} (61)

где $a/b$ -- отношение большой и малой полуосей диска. Вместо отношения $a/b$ в (61) часто используют sec$i$=1/cos$i$, где наклон $i$ оценивают по формуле Хаббла (п. 3.2). (В случае бесконечно тонкого круглого диска cos$i$=$b/a$.)

В работе [117] для исправления наблюдаемой центральной поверхностной яркости диска за наклон галактики, расположенной под большим углом к наблюдателю, предложена формула, которая может быть записана следующим образом:

\begin{displaymath}
I_0^{obs}/I_0^{face-on} = \frac{h}{h_z} \left[1 - e^{-\frac{h_z}{h}{\rm tan}\,i}\right].
\end{displaymath} (62)

Поправки за наклон, определяемые формулами (61) и (62), сравниваются на рис. 23. На рисунке видно, что учет толщины диска уменьшает значение поправки. При уменьшении отношения $h_z/h$ формула (62) дает значения $\mu_0^{face-on} - \mu_0^{obs}$ очень близкие к найденным по (61) (при $i > 70^{\rm o}$).

рис.  23: Непрерывной линией показана разность $\Delta\mu = \mu_0^{face-on} - \mu_0^{obs}$ для бесконечно тонкого диска согласно (61) ( $i={\rm arccos}\,b/a$). Пунктирная кривая -- поправка за наклон согласно (62) при $h/h_z=10$.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=mu.ps,angle=-90,width=9.3cm}}\end{figure}

Приведенные выше формулы основываются на предположении, что диски галактик свободны от поглощения. Реальные спиральные галактики содержат значительное количество газа и пыли и для них необходимо применять более сложные модели, учитывающие процессы поглощения и рассеяния излучения (см. далее п. 7).



<< 5.2 Вертикальная структура дисков | Оглавление | 6. Многокомпонентные 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 >>

Оценка: 3.1 [голосов: 80]
 
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