Диссертация (1145359), страница 51
Текст из файла (страница 51)
Зависимость была подтверждена результатами N -body моделирования дисковых галактик. Указанное теоретическое соотношение можно использовать для получения по наблюдаемойтолщине реальных спиральных галактик оценки снизу на массу темного гало(4.20). Однако даже для самых тонких галактик это соотношение дает очень слабое ограничение на массу темного компонента (масса темного гало в пределахчетырех экспоненциальных масштабах диска должна быть больше примерноодной массы диска). При этом можно привести несколько аргументов, которыееще больше ослабят эту и так достаточно слабую оценку.Во-первых, формально из соотношения (4.20) мы получаем оценку снизуна суммарную массу сферического компонента галактики.
Темное гало даетлишь частичный вклад в эту массу. Тем самым оценка на массу темного галостановится еще слабее. Во-вторых, как уже отмечалось, при выводе уравнение (4.16) принималось, что σz /σR = 0.37, что соответствует локальному линейному критерию изгибной неустойчивости, полученному в работе [316]. Но в328разных работах, в которых на основе локального линейного анализа выводился критерий изгибной неустойчивости, были получены немного различающиесязначения этого отношения — в пределах от 0.29 до 0.37.
Наши расчеты с высоким пространственным разрешением [28] поддерживают скорее значение 0.3.При анализе зависимости между относительной толщиной диска и относительной массой темного гало мы использовали максимальное теоретическое значение для отношения дисперсий. Если взять меньшее отношение, то коэффициентв зависимости (4.16) уменьшится, и, как следствие, теоретическая оценка массытемного гало тоже уменьшится.В работах [323, 325] обсуждаемая зависимость была получена также наоснове данных N -body моделирования дисковых галактик (зависимости, приведенные в этих работах, в целом совпадают). Как уже отмечалось, модельныеточки в этих работах (в отличие от результатов наших расчетов) лежат существенно выше зависимости (4.16), и, как следствие, при фиксированной толщинезвездного диска модельная зависимость предсказывает значительно бо́льшуюмассу сферического компонента, чем теоретическая зависимость. В чем причина этих различий? Мы видим три причины.Основная причина расхождений состоит в том, что в модельных расчетахиз-за дополнительного разогрева диска X-образными структурами отношениеσz /σR может быть больше, чем то, что дает линейный критерий.
Это по-видимому и объясняет то, почему обсуждаемая зависимость, полученная в указанныхработах, лежит выше той, что находится из линейного критерия устойчивостиизгибных возмущений.Вторая причина заключается в том, что численные расчеты, приведенныев работах [323, 325] не учитывали того факта, что компактный, не обязательномассивный, сферический компонент может эффективно подавлять изгибнуюнеустойчивоcть (в частности, образование X-образных структур).
В результатепри фиксированной суммарной массе сферической подсистемы галактики, укоторых сферическая подсистема более концентрирована к центру (например,329если в галактике есть компактный балдж, или темное гало имеет резкий пикплотности в центре), могут быть существенно тоньше галактик с более “рыхлой”сферической подсистемой.Третья причина — завышенная оценка толщины модельных дисков, связанная с применяемой в упомянутых работах неправильной методикой определения характерного вертикального масштаба. Из результатов нашего анализаследует, что характерную толщину диска z0 в численных экспериментах необходимо оценивать через медиану абсолютной величины z (z1/2 ), а не через среднеквадратическое отклонение z –координат частиц от плоскости симметрии диска— zrms . В противном случае происходит существенное переоценка толщины диска, которая может составлять 100% и более.
Тем самым будет завышена и оценка массы сферического компонента, определяемая по толщине маржинальноустойчивого звездного диска. Отметим также, что в упомянутых работах, припостроении экспериментальной зависимости бралась толщина, усредненная повсему диску, включая центральные области. Такая усредненная по всему дискутолщина заведомо оказывается больше толщины, вычисленной на перифериидиска, например, на расстоянии R = 2h (см. радиальные профили конечнойтолщины модельных дисков в работах [325] и [9, 10]).Неоднозначность связи между толщиной галактики и массой сфероидального компонента с разным распределением плотности в численных экспериментах осложняет оценку массы темного гало по относительной толщине звездного диска z0 /h.
Однако для нижней оценки массы темного гало по относительной толщине реальных галактик мы можем использовать теоретическоесоотношение (4.20), совпадающее с нижней огибающей численной зависимости(рис. 4.31). Это соотношение даже для очень тонких галактик дает очень слабое>ограничение на массу темного гало — µ(4h) ∼1, что не противоречит верхнимоценкам, следующим из соображений об условиях существования в галактикахспиральных волн плотности [343] и из доводов о протяженности приливныхдеталей во взаимодействующих галактиках [159, 160, 214].3304.2.2.
Фотометрия видимых с ребра галактикВидимые с ребра галактики предоставляют уникальную возможность дляизучения вертикальной структуры всех подсистем галактики. Начиная с раннихработ, посвященных в основном изучению этих объектов в оптическом диапазоне [77, 346–348] с использованием простой декомпозиции профилей поверхностной яркости, исследования вертикальной структуры подсистем галактикэволюционировали в сторону комплексного моделирования на основе методовпереноса излучения [349–354] и использования данных в УФ, оптическом и ИКдиапазонах [354, 355]. В большинстве исследований такого рода изучаются ограниченные выборки объектов. В последнее время стали доступны данные больших обзоров неба.
На их основе можно составлять обширные выборки интересных объектов, в частности, галактик, видимых с ребра, и статистическиисследовать вертикальную структуру дисков и балджей [356, 357].Детальное изучение видимых с ребра галактик представлено во многихработах. Так, например, в работе [358, 359] изучались галактики поздних типовбез балджа. Был сделан вывод, что толстые диски встречаются у галактик всехмасс. В работе [360] (будем обозначать ее как BM02) была проанализированавыборка галактик также позднего типа в J , H и Ks фильтрах и определенысредние значения h/z0 в этих фильтрах. В работе была найдена сильная корреляция между центральной поверхностной яркостью диска в положении плашмяи отношением h/z0: чем тоньше галактика, тем ниже центральная поверхностная яркость.
В работах [326, 337, 361] представлено комплексное исследование(динамические свойства звездных дисков, 3D структура дисков, звездная кинематика, кривые вращения) нескольких десятков галактик, видимых с ребра,позднего типа. К сожалению, нет исследований структурных параметров видимых с ребра галактик во всем диапазоне типов — от ранних с заметным балджемдо поздних.Наше исследование восполняет несколько пробелов. Во-первых, мы соста-331вили два больших списка галактик, видимых с ребра. Один — является выборкой на основе обзора 2MASS в трех полосах и является самым большим спискомвидимых с ребра галактик в ИК диапазоне [19] (в дальнейшем MSR10).
Другой — представляет собой каталог на основе SDSS — EGIS (Edge-on Galaxies InSDSS) — самый большой каталог таких объектов [29]. Во-вторых, мы провели2D декомпозицию всех галактик из нашей MSR10 выборки и ряда галактикиз каталога EGIS. Это позволило тщательно проанализировать статистическиесвойства видимых с ребра галактик и изучить ряд корреляций между относительной толщиной дисков и другими структурными параметрами галактик, вчастности, относительной массой темного вещества. В результате нам удалосьвнести ясность в некоторые спорные представления о вертикальной структуредисков.2MASS выборка галактикНиже приводятся результаты исследования выборки видимых с ребра галактик, отобранных из 2MASS обзора, содержащего изображения галактик вближней ИК области спектра. Поглощение пыли в этой области спектра значительно меньше, чем в оптике, что позволяет более надежно определять параметры компонентов галактики.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
