Диссертация (1145359), страница 55
Текст из файла (страница 55)
Он может быть вызваннеопределенностью в оценках скорости вращения и отношения массы к светимости и ошибками декомпозиции. Но частично этот разброс должен бытьреальным. Во-первых, трудно учесть влияние релаксационных процессов, разогревающих диск и уводящих его от границы маржинальной устойчивости (присутствие члена (σz /σR )2 в выражении (4.25)). Во-вторых, в своей работе [10] (см.также раздел 4.1.2) мы пришли к выводу, что присутствие компактного балджабывает достаточно, чтобы подавить изгибную неустойчивость, которая ведет кутолщению диска. Мы выполнили ряд N -body экспериментов с одной и той жеобщей массой сферической составляющей (темное гало+балдж).
В наших экспе-350риментах конечная толщина диска была намного меньше в экспериментах, гдеприсутствовал компактный балдж, по сравнению с экспериментами без балджа(рис. 4.13), но с гало той же массой, что и балдж. Результаты N -body моделирования эволюции звездных дисков, стартовавшей от неустойчивого состояния,были обобщены в нашей работе [12] (см. также раздел 4.2.1). Мы построилизависимость отношения z0 /h от (Mh + Mb )/Md и показали, что существуетчеткий разброс в этой зависимости, несмотря на одинаковую массу сферическойсоставляющей Msph = Mh + Mb по разному распределенной (рис.
4.31). Всеэто делает корреляцию между h/z0 и Mtot /Md довольно неоднозначной. Этотрезультат сильно отличается от того, что представлено в работах [323, 326].Для построенной нами зависимости коэффициент линейной регрессииr = 0.46. Это меньше, чем в работе [326] (r = 0.68 и r = 0.73 для R и Ksполос, соответственно), но там рассматривались только галактики поздних типов и выполнялась 1D декомпозиция. Мы сделали более надежную двумернуюдекомпозицию, взяли галактики во всем диапазоне морфологических типов ипоказали, что корреляция довольно слабая как для галактик ранних типов, таки для галактик поздних типов.Таким образом, можно заключить, что корреляция между относительнойтолщиной диска и вкладом диска в общую массу галактики существует тольков том смысле, что диски, погруженные в очень массивные гало, в среднем,оказываются довольно тонкими.Таблица 4.5.
Корреляция междуz0 /hиMtot /MdJ:h/z0 = (0.634 ± 0.100)Mtot /Md + (1.63 ± 1.16), r = 0.58H:h/z0 = (0.696 ± 0.120)Mtot /Md + (1.76 ± 1.51), r = 0.51Ks : h/z0 = (0.756 ± 0.135)Mtot /Md + (1.79 ± 1.92), r = 0.46351Рис. 4.39. (а) — Распределение видимых с ребра галактик MSR10 выборки по отношениюдинамической массы к звездной массе. (б) — ОтношениефильтраKs .h/z0как функцияMtot /MdдляНезакрашенные квадраты — вся выборка, закрашенные квадраты — полнаявыборка.Миражи в масштабных соотношенияхГлобальные характеристики галактик (светимость, размер, круговая скорость вращения и др.) не распределены случайным образом, но образуют рядхорошо определенных масштабных соотношений. Самые известные из них —Фундаментальная Плоскость для галактик ранних типов и балджей спиральных галактик, а также соотношение Талли–Фишера.
Есть и другие. Эти соотношения исключительно важны, так как они накладывают определенные ограничения на процессы формирования и эволюции галактик.Ниже критически рассматривается масштабное соотношение, котороевключает относительную толщину звездного диска z0 /h и его депроецированную центральную поверхностную яркость S0,d . Эта корреляция была найденав работе BM02, и неоднократно рассматривалась в последующих работах [381]и BM09. Этому соотношению придают определенное значение и используютдля оценок толщины дисков в тех случаях, когда диски расположены почтиплашмя.ЦЕНТРАЛЬНАЯ ПОВЕРХНОСТНАЯ ЯРКОСТЬ ДИСКА И ЕГООТНОСИТЕЛЬНАЯ ТОЛЩИНАBM02 проанализировали выборку га-352лактик позднего типа (134 объекта) в полосах J , H , Ks и сравнили средниезначения отношения h/z0 в этих полосах.
Они заметили сильную корреляциюмежду центральной поверхностной яркостью звездного диска и отношениемh/z0 : чем тоньше галактика, тем меньше ее депроецированная поверхностнаяяркость S0,d (приведенная к положению “плашмя”). Такая же корреляция наблюдалась и для структурных параметров диска, исправленных за внутреннепоглощение [381], BM09. В работе [381] отмечено, что поправка за внутренне поглощение оказывается довольно малой (ее медианное значение для их выборкисоставляет примерно 0.m 1/00 . Эта корреляция S0,d – z0 /h показана на рис.
4.40.Рис. 4.40. Корреляция между относительной толщиной диска и его депроецированной центральной поверхностной яркостью. Данные взяты из BM02. Черные закрашенные кружкисоответствуют более надежной подвыборке (обозначенной как “x” в таблице 1 в BM02.СРАВНЕНИЕ BM02 ВЫБОРКИ И MSR10 ВЫБОРКИМы сравнилиMSR10 выборку с BM02 выборкой по распределению относительной толщиныz0 /h и наблюдаемой центральной поверхностной яркости диска µ0,d в полосеKs (рис. 4.41). BM02 выборка содержит преимущественно галактики позднихтипов, поэтому вид построенных распределений для обеих выборок немногоотличается.353Медианные значения и стандартные отклонения для MSR10 выборки (записанные после знака “ ±”) получились следующими:hz0 /hi = 0.25 ± 0.11 , hµ0,d i = 16.46 ± 0.69 m /00 .Для BM02 выборки имеем:hz0 /hi = 0.23 ± 0.07 , hµ0,d i = 16.62 ± 0.56 m /00 .Отсюда можно заключить, что разброс обоих параметров небольшой, и характеристики выборок в целом похожи.Рис.
4.41. Распределения относительной толщины и наблюдаемой центральной поверхностной яркости дисков в полосеKs .Две верхние гистограммы — данные для MSR10 выборки;две нижние гистограммы — BM02 выборка.На рис. 4.42.а,б показаны параметры дисков на плоскости µ0,d – z0 /h дляMSR10 выборки (левый рисунок) и для BM02 выборки (левый рисунок). Картинки справа (рис. 4.42.а,б) показывают корреляцию S0,d – z0 /h для MSR10выборки и для BM02 выборки, соответственно. Линия регрессии для MSR10выборки:S0,d = −5.09 log(z0 /h) + 14.81, r = −0.49 ,(4.26)а для BM02 выборки:S0,d = −5.17 log(z0 /h) + 14.71, r = −0.684 .(4.27)354Корреляция для обеих выборок значимая, но реальна ли она?Из поверхностной фотометрии абсолютно прозрачных дисков известно,что центральная поверхностная яркость видимого плашмя диска (когда уголi = 0◦ ), выраженная в m /00 , может быть получена из наблюдаемой поверхностной яркости диска, видимого с ребра, через переводную формулу:S0,d = µ0,d − 2.5 log(z0 /h),(4.28)Анализ выражения (4.28) позволяет сделать несколько полезных вывоводов.
Во-первых, разброс значений S0,d будет немного больше, чем разброс µ0,d ,из-за присутствия члена log(z0 /h). Во-вторых, из формулы (4.28) можно заключить, что, если z0 /h ≈ const, то будет существовать линейное соотношениемежду S0,d и µ0,d . В третьих, если µ0,d ≈ const, то будем иметь место простаялогарифмическая зависимость между S0,d и z0 /h. Следовательно, небольшойразброс вокруг медианных значений hµ0,d i и hz0 /hi может преобразовать формулу (4.28) в тождество, или самокорреляцию между параметрами S0,d и z0 /h.ИСКУССТВЕННЫЕ ВЫБОРКИДля проверки предположения об “ис-кусственности” корреляции S0,d – z0 /h, мы создали несколько модельных выборок галактик с нормальными распределениями параметров µ0,d и z0 /h.
Несмотря на то, что распределения µ0,d и z0 /h не являются в действительности нормальными (рис. 4.41), мы будем использовать это упрощение для того, чтобыпоказать, что конечная корреляция будет такой же, как и для реальных галактик.Выборка #1 (черные закрашенные кружки на рис. 4.42.в) построена так,чтобы имитировать распределения галактик для MSR10 и BM02 выборок соследующим средним значением µ0,d и стандартным отклонением σ :hµ0,d i = 16.5 , σ = 0.6 m /00 .Выборка #2 (открытые кружки на рис. 4.42.в) имеет более широкое рас-355пределение µ0,d :hµ0,d i = 16.5 , σ = 1.1 m /00 .Для обеих искусственных выборок распределение по z0 /h было взято одинаковым с медианным значением и стандартным отклонением:hz0 /hi = 0.25 , σ = 0.05 .Мы перевели µ0,d в S0,d по формуле (4.28) и построили зависимостьS0,d – log(z0 /h) (см.
правую колонку на рис. 4.42.в). Она оказалось линейной, сразбросом точек из-за начального разброса значений µ0,d и z0 /h. Линия регресии для выборки #1:S0,d = −3.96 log(z0 /h) + 15.42, r = −0.545 ,(4.29)а для выборки #2:S0,d = −1.41 log(z0 /h) + 17.17, r = −0.21 .(4.30)Коэффициент регрессии для выборки #2 с широким распределением µ0,d(рис. 4.42.в, правый график, открытые кружки, штриховая линия) оказываетсянебольшим (r = −0.21), а сама корреляция S0,d –z0 /h статистически незначимой.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
