Диссертация (1149373), страница 13
Текст из файла (страница 13)
В область без наблюдаемых точексоответствующий профиль продолжался на уровне последнего наблюдаемого значения. Поскольку реальное значение σR на периферии с увеличениемрасстояния скорее всего убывает, такая аппроксимация соответствует болееустойчивому двухжидкостному диску. Чтобы быть уверенными в последнемпредположении, в анализе не рассматриваются области сильно удаленные от измеренных наблюдательных точек σlos,maj .В качестве наблюдательной величины, используемой вместо скоростизвука в газе cg , обычно рассматривается дисперсия скоростей в газе σg [52], поскольку она может быть получена из наблюдений.
Радиальные профили σg (R)67для атомарного и молекулярного водорода были получены в работах [62, 69, 113,114, 115, 116], однако число изученных там объектов мало и исследуемые в данной работе галактики в них не входят. По этой причине в анализе используетсянекая средняя постоянная величина σg . В качестве такой величины в работе [3]использовалась величина σg = 6 км/c, а в работе [49] σg = 11 км/c, что согласуется с наблюдениями газа в Галактике и профилями из работы [113].
Отметим, чтодля атомарного газа средняя дисперсия больше, чем для молекулярного. В данной работе использовалась величина дисперсии скоростей в газе σg = 6 км/c, чтоскорее всего меньше реального значения. Учет возможного влияния величиныσg на результат был проведен при анализе возможных ошибок и предположений в разделе 2.5.3.2.4.2 Распределение газаКак уже было упомянуто, для всех галактик протяженные профили ΣHIбыли найдены из наблюдений на телескопе WSRT [82, 90]. Молекулярный газнаблюдать сложнее и обычно поверхностная плотность ΣH2 восстанавливаетсяиз наблюдений линий молекулы CO, однако величина коэффициента пересчетаXCO остается дискуссионной.
В случае, если для галактики есть профиль интенсивности в одной из линий CO использовалась методика, описанная в [90],откуда были взяты данные по профилям ΣH2 (R) для NGC 4258 и NGC 4725. Вэтой работе пересчет для линии 12 CO(J = 1 → 0) осуществлялся по формуле:ΣH2 [M⊙ пк−2 ] = 3.2 × ICO [К км с−1 ] .Используя эту формулу, был получен профиль ΣH2 (R) для галактики NGC 2985по данным наблюдений из работы [104].Однако для трех из четырех оставшихся галактик удалось найти данные только о полной массе молекулярного водорода MH2 . В работе [117] наоснове данных обзора BIMA был сделан вывод, что в среднем для большойвыборки галактик профиль ΣH2 (R) убывает экспоненциально с масштабом,равным масштабу диска h.
Используя это результат, для трех упомянутых галактик были рассчитаны центральные значения по формуле полной массы дискаMH2, и профиль был экспоненциально продолжен с масштабом h, чтоΣH2 (0) =2π h268в случае, если использовалось несколько фотометрий, дает несколько возможных профилей ΣH2 (R) и, соответственно, несколько оценок величины Q (как водножидкостном случае, так и в двухжидкостном).
Для приближения профилейΣH2 (R) и ΣHI (R) использовалась линейная интерполяция между точками. Общаяповерхностная плотность газа исправлялась за наличие гелия и других тяжелыхэлементов Σg = 1.36 × (ΣHI + ΣH2 ), как в работе [49] и других.Для галактики NGC 5533, у которой не было найдено данных о количестве молекулярного водорода, была использована другая методика построенияΣg , основанная на результатах из работы [90]. В этой работе было показано(рисунок 3), что в среднем центральные величины Σg могут быть полученыкак экспоненциальное продолжение профиля ΣHI к центру галактики с масштабом r25 /1.92.
Профиль ΣHI для NGC 5533 был приближен, используя указанноемасштабное соотношение на участке 1.0 − 2.0 r25 , где оно выполняется точнеевсего (для NGC 5533 r25 = 78′′ для полосы B [94]). Продолжив приближениедо нуля, было получено значение центральной поверхностной плотности около 27 M⊙ пк−2 . Величины ΣH2 получаются как разность между полученнымэкспоненциальным приближением Σg и ΣHI .
Общая поверхностная плотностьгаза также исправлялась за наличие гелия указанным выше способом. Несмотря на то, что полученный профиль Σg получается сильно модельно зависимым,стоит отметить, что использование другого масштабного соотношения (например, [118]) или r25 для второй фотометрии заметно на результаты не влияет.Стоит отметить, что предсказываемого молекулярного газа в галактике получается много и достаточно странно что галактика не наблюдалась ни в одном изсоответствующих обзоров.
Используемое приближение может существенно повлиять на выводы о динамическом статусе галактики и поэтому дополнительнорассматривается модель без учета молекулярного газа, то есть Σg = 1.36 × ΣHI .2.4.3Массовая модель дискаДля получения профиля массовой модели звездного диска и профиляΣs (R) необходима поверхностная фотометрия галактики c проведенной декомпозицией на балдж и диск, а также оценка величины массы к светимости M /Lв той же полосе. Первоначально для каждой галактики было отобрано большое69количество таких фотометрий в оптических и инфракрасных полосах (меньшевсего для NGC 338 — 3 полосы, больше всего для NGC 2985 и NGC 5533 — 9полос). Оценки M /L получались по статистическим калибровочным соотношениям из работ [119, 120, 121], которые в общем виде записываются какlog10 M /L = aλ + bλ × C ,где aλ и bλ — численные коэффициенты для полосы λ, C — цвет диска в полосах, по которым проходила калибровка. В качестве показателя цвета дискабралась разница абсолютных звездных величин диска B–R по данным [94], либо все возможные варианты для SDSS полос, для которых абсолютная звезднаявеличина диска исправлялась за значение поглощения, взятое из NED, либо разница 3.6µm − 4.5µm в случае фотометрий из обзора S4 G.
Все значения бралисьисправленными за поглощение. Звездные величины в S4 G представлены такназываемыми AB-values и конвертировались в светимости по известному алгоритму. В случае, если в декомпозиции было два звездных диска, суммарнаямассовая модель Σs равнялась их сумме.К сожалению, полученные массовые модели во всех случаях сильно расходились между собой (так, центральное значение Σs для разных фотометрий могло отличаться в 5 и более раз, Рис. 2.1), что не позволяло обоснованно выбратьодну или несколько декомпозиций. Это связано со статистической природой калибровочных соотношений, допускающей сильные отклонения от среднего, инедостаточной калибровкой разных полос между собой [120]. Поэтому былорешено отказаться от массовой модели по калибровочным соотношениям и использовать вместо нее модель максимального диска, а также из всех фотометрийвыбрать только наиболее близкие к инфракрасной области спектра полосы, какменее подверженные влиянию пыли.Модель максимального диска для заданной фотометрии определялась принаибольшем значении M /L, при котором вклад кривой вращения диска (илидвух дисков) vd в vc не превышает 0.85 vc [126, 127].
Для NGC 338 и NGC 1167,у которых отношение M /L в B-полосе оказалось слишком велико, была использована модель субмаксимального диска с соответствующим ограничением вvd < 0.6 vc [127]. Итоговые выбранные для анализа полосы, параметры декомпозиции и оценки M /L приведены в Таблице 3. Для выбранных массовых моделейтакже приведены соответствующие кривые вращения на Рис. Б.1–Б.7.
Отметим,что учет диска как максимального ведет к завышенным значениям Σs и дает70Рисунок 2.1 –– Массовые модели звездного диска в NGC 5533, полученные изкалибровочных соотношений [119, 120, 121]. Приведена зависимость поверхностнойплотности Σs в центре галактики и на расстоянии 50′′ . Цвет показывает фотометрическуюполосу модели. Использованные фотометрии из [46] (1) R; (2) B; (3) максимальный диск R; (4)[108] J; (5) [122] R; (6) [123] V ; (7) [124] V ; [125] (8) g (цвет r − i); (9) r (цвет g − i); (10) i (цветg − r). Во всех случаях кроме (8)-(10) были использованы исправленные за поглощение цветаB − R из работы [46].в анализе оценку на максимальное дестабилизирующее возмущение, котороезвезды могут оказывать на газ в двухжидкостной модели. Обосновать использованный выбор массовой модели можно тем, что галактики яркие (Таблица 2)и имеют очень большие скорости вращения, что свидетельствует о массивныхзвездных дисках (это видно и по итоговым оценкам M /L в Таблице 3).2.4.4Индикаторы звездообразованияВ качестве индикаторов звездообразования использовались голубые области на изображениях из обзора SDSS и эмиссия в линии Hα, в отдельныхслучаях УФ и ИК изображения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
