АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2009, том 86, № 9, с. 861-873
УДК 524.7-333-35
СПИРАЛЬНЫЕ ГАЛАКТИКИ С НЕТИПИЧНЫМИ ЗНАЧЕНИЯМИ ОТНОШЕНИЯ МАССЫ К СВЕТИМОСТИ
© 2009 г. А. С. Сабурова, Е. С. Шалденкова, А. В. Засов
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия Поступила в редакцию 17.03.2009 г.; принята в печать 07.04.2009 г.
Интегральные значения отношения массы к светимости M/LB для галактик типа S0—Irr, в которых динамическая масса M оценивается в пределах оптического радиуса R25 (соответствующего 25т/кв.сек в полосе B), систематически возрастают с ростом показателя цвета (B-V)о, однако это возрастание происходит медленнее, чем предсказывают эволюционные модели для звездного населения в отсутствие темного гало. Отсюда следует, что в среднем отношение массы темного гало к массе звездного компонента тем выше, чем "голубее" галактика. Однако часть галактик не подчиняется этой общей зависимости. Проведено сопоставление свойств галактик с наиболее высокими и наиболее низкими оценками отношений M/LB и анализируются причины, которые могут объяснить значения этих оценок. Делается вывод, что для части галактик данные значения обусловлены ошибками оценок, в некоторых случаях играет роль "нетипичная" относительная масса темного гало, а в некоторых — особенности звездного населения диска. В частности, диски некоторых галактик с низкими значениями M/LB оказываются необычно "легкими" для своих светимости и цвета, что указывает на значительный дефицит в них маломассивных звезд в качестве вероятной причины низкого отношения M/LB.
PACS: 98.52.Nr, 98.62.Ve
1. ВВЕДЕНИЕ
Отношение массы к светимости M/L для галактики в целом или для ее звездного диска — это важный параметр, который отражает как вклад несветящейся массы (темного гало) в полную массу галактики, так и особенности звездного населения (распределение звезд по возрастам, начальная функция масс звезд (IMF), в меньшей степени — их химический состав). Прямые измерения показывают, что в абсолютном большинстве случаев отношение массы к светимости для галактики в целом (в пределах оптических границ) не выходит за пределы 1 — 10 в полосах B, V, R, (здесь и дальше используются солнечные единицы Mq/Lq ) и близки к единице, если светимость относится к ближнему ИК-диапазону. При этом значения, сильно отличающиеся от средних, могут свидетельствовать как о необычном звездном составе, так и об очень низкой или, наоборот, высокой относительной массе несветящегося вещества (темного гало), либо же быть результатом ошибок измерений массы и(или) светимости.
Светимость звездного населения L оценивается точнее, чем масса галактики. Основная систематическая ошибка в оценке светимости заключается в сложности учета внутреннего ослабления света,
которое особенно велико для галактик с большим наклоном оси диска к лучу зрения. В каталогах и базах данных (см., например, NASA Extragalactic Database [1], HyperLeda [2]) для большого числа галактик содержатся значения фотометрических параметров, приведенные с помощью статистически определенных поправок к нулевому углу наклона диска.
Ситуация с оценкой массы оказывается более сложной. Прямые измерения массы могут быть получены только на основе анализа динамики звезд или газа, но и в этом случае результат в значительной степени зависит от принятой модели галактики, особенно если речь идет о массах отдельных компонентов: диска, балджа и темного гало. Поскольку полная масса галактики — понятие довольно неопределенное, оценки массы относят, как правило, к области внутри некоторого выбранного радиуса. В качестве последнего удобно принять радиус R25, соответствующий 25т/кв.сек в полосе B. В пределах этого радиуса заключена преобладающая часть интегральной светимости галактики и массы звездного диска, если только речь не идет о редко встречающихся галактиках очень низкой яркости (LSB-галактиках).
Масса гало обычно сопоставима с массой
звездного диска в пределах оптических границ галактики, хотя вопрос о степени универсальности этого соотношения остается открытым. Чем выше относительная масса темного гало и чем меньше в составе галактики молодых массивных звезд, тем выше для нее отношение M/L. Разделить эти два фактора можно, лишь привлекая дополнительную информацию, и, прежде всего, данные о цвете галактики и форме ее кривой вращения. Поэтому представляет интерес сравнить галактики с наиболее высокими и наиболее низкими интегральными отношениями M/L, чтобы понять возможные причины их экстремальных значений.
2. ИНТЕГРАЛЬНЫЕ ЗНАЧЕНИЯ M/L ДЛЯ ДИСКОВЫХ галактик
Для сравнения, как влияет на интегральные значения M/L наличие темного гало или особенности звездного населения, оптимальным способом является сравнение динамической и фотометрической оценки массы. Для последней исходными данными являются светимость и показатели цвета галактики (фотометрический метод). Обе оценки модельно зависимы. Основной источник ошибки в первом случае связан с неоднозначностью решения задачи построения динамической модели галактики по имеющимся кинематическим данным, во втором — с проблемой разделения эффектов возраста, химического состава и селективного поглощения, и, главное, с плохим знанием начальной функции масс звездного населения.
Фотометрический метод оценки массы звездного населения основан на расчетах эволюционных моделей звездных систем, которые предсказывают существование тесной связи между показателями цвета и отношениями массы к светимости M*/L звездного компонента. Характер этой зависимости слабо зависит как от истории звездообразования или химического состава звезд, так и от влияния селективного поглощения [3, 4]. Теоретические оценки M*/Lb или M*/Lv, рассчитанные для моделей звездных систем с медленно меняющимся со временем (например, экспоненциально затухающим) темпом звездообразования и для обычно принимаемых IMF звезд, составляют около единицы для наиболее голубых галактик с активным звездообразованием и 5—10 для галактик, состоящих из старых звезд.
Оценки массы звездных компонентов, определенные фотометрическим и динамическим методами, иногда сильно расходятся, хотя для галактик высокой светимости с надежно определенной кривой вращения обычно достигается удовлетворительное согласие между ними [5—7]. Тем не менее, теоретически ожидаемая четкая зависимость между показателями цвета и отношением M*/L
для диска, где M* оценивается через моделирование кривых вращения, на практике оказывается очень сильно размытой (см., например, диаграммы, приведенные в работах [3, 8—12]). Можно предположить, что это связано не только с невысокой точностью оценок, но и с тем, что для части галактик параметры эволюционных моделей, и, прежде всего, IMF звезд плохо подходят для описания реальных объектов.
Интегральная масса галактики оценивается значительно точнее, чем масса диска. С достаточной степенью точности массу в пределах R25 можно оценить через простое соотношение:
M = KV 2R25/G. (1)
Здесь K & 1 — коэффициент, зависящий от характера распределения массы в галактике, а V — круговая скорость на R25. В качестве первого приближения можно считать K = 1 и V = WHi/2sini, где Whi — ширина профиля линии HI (обычно на уровне 20% или 50% от максимума), а i — угол наклона диска к лучу зрения. При таком определении массы отношение массы к светимости M/Lb для абсолютного большинства дисковых галактик лежит в пределах от нескольких единиц до 10—20. Высокие значения M/Lb > 10 встречаются очень редко и почти исключительно среди карликовых галактик или галактик низкой поверхностной яркости, где это отношение может достигать нескольких десятков — по-видимому, из-за преобладания темного гало. Так, в "Каталоге близких галактик" [13] среди примерно сотни галактик со светимостью не ниже Mb = -16m, т.е. не относящихся к предельно слабым карликам, содержится лишь две (!) галактики с M/LB > 10: UGC 3303 (M/LB = 3l) и NGC 5128 (M/LB = 17). При этом для пекулярной галактики NGC 5128 (тип S0) более строгие модельные оценки дают значительно меньшие значения M/Lb, чем приведенные в каталоге [13], а именно: 3.9 для центральной области галактики, и около 10 в пределах R = 25 кпк [14]. По другим литературным данным, необычно высоким отношением M/Lb среди не-карликовых галактик, обладает Scd-галактика UGC 7170, для которой M/Lb в пределах радиуса 100" (что немногим больше, чем R25) составляет 43 [15]. Еще одним примером является галактика сравнительно низкой поверхностной яркости UGC 128 [16], для которой в пределах 5 радиальных шкал диска отношение M/Lb = 34 (при пересчете к принимаемому значению постоянной Хаббла H0 = 75 км/с Мпк). Заметим, что во всех трех упомянутых случаях диски галактик ориентированы "с ребра", поэтому для них возможна недооценка ослабления света как причина высокого M/Lb.
Галактики с очень низкими значениями отношения масса/светимость (M/Lb < 1) встречаются
почти исключительно среди карликовых систем с высоким содержанием газа и интенсивным звездообразованием. Так, среди 79 галактик различного типа, светимости и поверхностной яркости, рассматривавшихся в работе [16], нет ни одного объекта с M/Lb < 3 (в этой работе динамическая масса определялась по ширине линии HI для области в пределах 5 радиальных шкал диска, что лишь немногим больше используемого нами радиуса R25). Наиболее низкие значения M/Lb можно ожидать при вспышке звездообразования, когда возраст звездного населения, вносящего основной вклад в светимость, составляет менее 109 лет. В этом случае галактика должна одновременно иметь и низкий показатель цвета B—V. Однако при наличии массивного темного гало даже в этом случае отношение M/Lb может оставаться достаточно высоким.
Вопрос о связи относительной массы темного гало с другими параметрами галактик является предметом многочисленных дискуссий. Отмечалось, что доля темной массы имеет тенденцию к возрастанию при уменьшении светимости (массы) галактик [7, 17—19] или при уменьшении центральной поверхностной яркости диска [16]. Тем не менее, по данным [13] для близких галактик, интегральные значения M/Lb в пределах оптич
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.