Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu
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 $B$ ono sostavlyaet $A_B\approx0.^m3-2^m$, v fil'tre $I$ -- $A_I\approx0.^m15-1.^m6$) 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 $I$) 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 $H$ 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 $h_d/z_d = 20$). 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 $B$, a $L^*(B)$ -- harakteristicheskaya svetimost', vvodimaya cherez approksimaciyu funkcii svetimosti galaktik funkciei Shehtera (velichina $L^*$ 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 $COBE$ 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 $V$.

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 $V$).

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 $a$ i $\delta$ -- srednie radius i plotnost' pylinki, $Q$ - koefficient poglosheniya. Pri $a=0.1$ $\mu$m, $Q=1.5$ (v polose $V$) i $\delta=2$ g/sm$^3$ 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 $h_d$ -- v kpk. Prinyav, chto dlya Mlechnogo Puti $h_d = 1.5h_* = 4.5$ kpk i $\tau_0(V) = 1-2$, poluchaem ocenku massy pyli M$_{\rm dust}$(MW)$\geq$10$^7$ 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 $i$, 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 $C_L$ zavisit ot morfologicheskogo tipa galaktiki. Svyaz' chislovogo indeksa $T$ s peresmotrennym Habblovskim tipom galaktiki privedena v Prilozhenii (p. 11).

V RC3 rekomenduetsya ispol'zovat' sleduyushie znacheniya koefficienta poglosheniya v polose $B$:
$C_L~=~1.5~-~0.03 \cdot (T~-~5)^2$     ($T\geq 0$),
$C_L~=~0$                                  ($T<0$).
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.$^m$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 $C_L$ 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 $C_L$ v raznyh cvetovyh polosah sostavlyayut: 1.85 ($B$), 1.34 ($R$), 1.09 (