Диссертация (1145359), страница 54
Текст из файла (страница 54)
Для этого с помощью sql-запроса с теми же критериями отбора, что применялись для формирования каталога видимых с ребра галактик (за исключениемограничения на параметр a/b), из CAS DR7 был отобран 161571 объект. Угол наклона оценивался с помошью формулы Хаббла [378] по отношению осей b/a, гдеa и b взяты из CAS-таблиц в r-полосе. : cos2 (i) = ((b/a)2 −q02 )/(1−q02 ), где среднеевнутреннее сжатие галактических дисков взято равным q0 = 0.13 [379]. Рис. 4.38показывает распределение формально оцененного cos(i), которое должно бытьплоским в случае равновероятностного распределения угла наклона галактик.344Рис.
4.37. Распределение галактик из каталога по угловому диаметру2 a.Видно, что распределение не может быть описано единой для всех галактиквеличиной q . Из-за присутствия галактик с углами наклона между 80◦ и 86◦ ,распределение угла наклона для полученной выборки имеет пик на 90◦ .Наш визуальный отбор позволил выделить статистически обоснованнуювыборку (каталог) истинных галактик, видимых с ребра при условии, что галактика видна с ребра, если ее угол наклона больше 86◦ [380, 381]. Соответствующее число галактик вычислено из размера составленной выборки истинныхгалактик, видимых с ребра, и обозначено нижней короткой чертой на 86◦ − 90◦(рис. 4.38). Верхняя короткая черточка показывает количество галактик в окончательной выборке–каталоге (т.е.
в выборке, созданной автоматически, и дополоненной объектами из других каталогов). Форма распределения выглядиттак же, как и в других исследованиях, основанных на SDSS выборках (см.,например,[382]). Пик в левой части распределения (где cos(i) близок к 1) показывает возрастающий вклад эллиптических галактик в общую выборку.Для классификации галактик был применен подход, детально описанныйв [373, 374]. Он основан на сопоставлении индекса концентрации24 галактикиCI и параметра, характеризующего эллиптичность изофот, с морфологическим24 Вычисляется как отношение радиуса изофоты, внутри которой содержится 90% светимости галактики, к радиусу изофоты “половинной светимости”.345Рис. 4.38. Распределение косинуса угла наклона галактик, отобранных из CAS SDSS безограничения на видимое сжатие (см.
текст).типом галактики.Процентное содержание галактик разных типов представлено в таблице 4.4. Видно, что в нашем каталоге представлены галактики всех морфологических типов, и, что особенно важно в сравнении с другими каталогами галактик,видимых с ребра, присутствует большая доля галактик ранних и промежуточных типов.Таблица 4.4.
Процентное соотношение галактик разных морфологических типов, представленных в каталоге.ТипSaДоля, в %7.2%Sab, Sb32.2%Sc19.2%Scd10.8%Sd28.8%Irr1.8%Для всех галактик каталога была сделана 1D декомпозиция по фотометрическим разрезам, параллельным большой и малой осям галактики. Определены параметры диска — h, z0 и µ0,d . Центральные области исключались из346рассмотрения. Затем модель диска вычиталась из изображения и оценивалсявклад балджа в общую светимость, т.е.
определялось отношение B/T или B/D.SDSS изображения отягчены влиянием пыли. Чтобы минимизировать это влияние, делалась 3D декомпозиция, включающая простое описание поглощениятонким слоем пыли. Параметры балджа не определялись. Для учета балджав формулах переноса излучения была взята простейшая модель Хаббла как вработе [383]. Детали процедуры декомпозиции и статистику параметров можнонайти в нашей работе [29]. К сожалению, как выяснилось позже, поскольку ив 1D, и в 3D декомпозиции параметры балджа не определялись одновременнос параметрами диска, как это делается в 2D декомпозиции, параметры дискаоказались смещенными.
Недооценивался радиальный масштаб h, переоценивалась вертикальная шкала z0 , как следствие, переоценивался вклад диска. Всмещении параметров была систематика: вертикальный масштаб больше всегопереоценивался для галактик с большим истинным вкладом балджа.Из-за этой систематики оказалось невозможным использовать параметрыдиска и, в первую очередь, относительную толщину для поиска различных корреляций. Для этой задачи была выполнена 2D декомпозиция ряда галактиккаталога EGIS. Параметры этой декомпозиции использовались в дальнейшеманализе.4.2.3. С чем коррелирует толщина звездных дисков?Отношение h/z0 характеризует относительную толщину галактики или ееуплощение. Рис.
4.35.г показывает, что h/z0 варьируется от ∼ 8 для очень тонких галактик до 1 − 2 для толстых дисков. В ряде работ было найдено, чтоотношение h/z0 коррелируют с морфологическим типом галактики [368] и сглобальным содержанием Hi [225]. Галактики позднего типа, богатые газом,в среднем, тоньше галактик раннего типа, но эта корреляция слабая. Хотядиски кажутся более протяженными и толстыми при большей максимальнойвращения [337, 361, 384], отношение h/z0 не коррелирует со скоростью враще-347ния [326, 337, 361].В работах [326, 361] было обнаружено, что отношение h/z0 коррелирует сотношением динамической массы к светимости диска, если понимать под динамической массой полную массу, заключенную внутри сферы радиуса, равногочетырем радиальным масштабам диска и оцениваемую по скорости вращенияvc : Mtot = 4hvc2 /G.
Полная масса включает в себя массу диска Md , темногогало Mh и балджа Mb . Таким образом отношение динамической массы к светимости диска определяет относительную массу сферического компонента илиотносительную массу темного гало для галактик без балджа. Найденная корреляция означает, что относительно тонкие диски в галактиках без балджа, какправило, погружены в более массивные темные гало.Наконец, в работах BM02, [381] и [385] (в дальнейшем BM09) было установлено, что для видимых с ребра галактик существует соотношение, связывающееотносительную толщину z0 /h и центральную депроецированную поверхностнуюяркость S0,d диска: чем тоньше галактика, тем меньше центральная поверхностная яркость диска, приведенного в положение “плашмя”.Ниже мы критически рассмотрим некоторые из этих корреляций и дадимфизические обоснования их существования или отсутствия.Темное гало и относительная толщина звездных дисковВ работе [361] была приведена следующая цепочка рассуждений.
Есливзять аналитическую модель формирования дисковых галактик при аккрециигаза сливающиеся темные гало [134–137], локальный критерий устойчивостиТумре [79] для звездного диска и условие равновесия диска в вертикальномнаправлении, то при условии постоянства отношения дисперсия скоростей ввертикальном направлении к дисперсии скоростей в радиальном направленииσz /σR , получается линейное соотношение между h/z0 и отношением динамической массы к светимости диска.Засов и др. [326] предположили, что звездные диски маржинально устой-348чивы к двум видам возмущений — возмущениям в плоскости диска и изгибнымвозмущениям. Устойчивость относительно изгибных возмущений означает, чтоотношение σz /σR должно быть больше некоторого порога.
Аналитические оцен>ки дают σz /σR ∼0.3 − 0.4 [316, 317]. Результаты численных экспериментовв рамках задачи N тел поддерживают численное значение этого порога [28].Для реальных галактик, существуют механизмы, которые разогревают диск ввертикальном направлении, вызывая возрастание отношения σz /σR . Сейчас отношение σz /σR измерено для нескольких галактик [90–92, 309]. Оно меняется впределах от 0.3 до 0.8, но для наших целей мы можем фиксировать это значениена любом уровне.Для диска, находящегося в вертикальном динамическом равновесии, было выведено простое выражение для h/z0 [323, 326]. Оно уже появлялось какформула (4.15), но для дальнейшего мы перепишем его в следующем виде:h1Mtot11Mtot∝∝,22z0[QT (σz /σR )] Md[QT (σz /σR )] (M/L)λ Ld(4.25)где QT — параметр Тумре, (M/L)λ ≡ {λ — отношение полной массы к светимости диска в выбранной полосе.
Линейная зависимость между отношениемh/z0 и отношением динамической массы (или массы темного гало) к светимостидиска возникает при значениях QT и σz /σR у порога устойчивости.Чтобы проверить линейный тренд уравнения (4.25)), полученный аналитически, Засов и др. [326] изучали две выборки видимых с ребра галактик позднего типа, т.е. практически без балджей, для которых были известны структурнепараметры дисков в полосах R и Ks . Используя ширину линии Hi W50 в качестве меры динамической массы, они пришли к выводу, что диски становятсятоньше с увеличением массовой доли темных гало. Для нашей MSR10 выборки,которая содержит очень много галактик с массивными балджами, мы провелитакой же анализ.
Наша цель была расширить результаты на весь диапазон морфологических типов галактик и проверить выводы, следующие из наших расчетов, о неоднозначности связи между относительной толщиной дисков и вкладом349сферического компонента в полную массу, когда у галактики есть балдж.На рис. 4.39.а показано распределение выборки галактик по отношениюдинамической массы к звездной массе M∗ = Md + Mb . Мы приняли дляотношения масса–светимость следующие значения: fJ = 1.5, fH = 1.0 иfKs = 0.8M /L [386]. Эти значения согласуются с декомпозицией кривыхвращения ярких галактик на основе модели “максимального” диска (например, [387]). На рис. 4.39.а существует намек на бимодальность распределения.Возможно, это свидетельствует о наличии двух разных семейств галактик склассическими балджами и псевдобалджами (про проявление этой бимодальности в распределении других параметров галактик нашей выборки см.
MSR10).Величина отношения Mtot /M∗ пробегает значения от ∼ 1 до ∼ 8 − 10. Величина h/z0 варьируется в том же диапазоне (рис. 4.35.г). Так как рассматриваемая корреляция (уравнение (4.25)) включает не только вклад темного галов общую массе, но полную относительную массу сферической составляющей,в том числе и массу балджа, мы берем отношение Mtot /Md , чтобы продемонстрировать тенденцию диска к уплощению с возрастанием относительной массысферической составляющей (рис. 4.39.б и таблица 4.5). Мы исключили шесть галактик: NGC 7814, NGC 4222, NGC 5965, NGC 4183 и NGC 100, которые имеюточень слабый диск, и NGC 5981 с заметным баром.Разброс точек на рис. 4.39.б довольно большой.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
