Матеріали для Нової української школи 1 клас - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ - ЮРІЙ КУДРЯ 2016

РОЗДІЛ 3

ПОВЕРХНЕВА ФОТОМЕТРІЯ ГАЛАКТИК

3.15. Поправки до зоряних величин

3.15.1. Поправки на поглинання

Враховують, перш за все, поглинання пилом у нашій Галактиці — Aλο = AGλο . Початково цю поправку визначали на базі прийнятої моделі поглинального шару (пилу). З моделі нескінченного пилового диска з експоненціальним спаданням густини пилу від площини Галактики випливає поправка у такому вигляді (див. Куліковський 1978):

де b — галактична широта. Для B-смуги за Г’юмасоном AB = 0,25m. Поправку у вигляді (3.44) називають законом косеканса. Було багато спроб уточнити коефіцієнт AB. У інших смугах коефіцієнт залежності інший. Формула (3.44) не враховує локальні неоднорідності в розподілі пилу в Галактиці.

Берштейн та Хейліс (1978, 1982) склали таблиці поглинання, в яких враховано «рельєф» непрозорості Молочного Шляху. Нині використовують більш досконалі таблиці Шлегеля зі співавторами (1998). Дані таблиць Шлегеля на базі огляду SDSS перекалібровано в праці Шлефлі та Фінкбайнер (2011).

Точні дослідження потребують врахування внутрішнього поглинання в самих галактиках. Тоді у вираз для Αλοнеобхідно

внести відповідний доданок Αλ0inλ0= Αλ0G + Αλ0in), який є різницею видимих зоряних величин галактики Αλο, що спостерігаються під кутом і та пласом (і = 0). Поправку подають у вигляді

де а та b — великий та малий видимі діаметри галактики. Коефіцієнт γ часто приймають відповідно до каталогу RC3 (де Вокулер Ж. та ін., 1991) квадратично залежним від числового коду T морфологічного типу:

(Діаметри а і b приймалися на B-ізофоті 25m/□".) Згідно з цією формулою, якщо галактику типу Sc (T = 5) з відношенням осей а / b = 10 розвернути з положення пласом у положення з ребра, то вона стане слабкішою на 1,5 величини у B-смузі. Стандартна процедура не передбачає корекції для еліптичних галактик (T < 0).

Свого часу Джіованеллі зі співавторами (1994, 1995) та Таллі зі співавторами (1998) показали, що краще розглядати залежність γ не від типу, а від світності (тип і світність корелюють між собою). Світність добре корелює, згідно з залежністю Таллі— Фішера, з шириною лінії 21 см або з максимальною швидкістю на кривій обертання. Таллі та інші вивели формулу розрахунку коефіцієнта γ для B-смуги у вигляді

Тут W20 — ширина 21-сантиметрової радіолінії на рівні 20 % пікового значення. Формула справджується при W20 > 85 км/с; якщо W20 < 85 км/с, то вважається, що внутрішнім поглинанням можна знехтувати.

Поправкою оцінюють додаткову непрозорість спіральних галактик для власного випромінювання при їхньому розташуванні під кутом до променя зору. Питання про те, чи є галактика прозорою для випромінювання вздовж осі симетрії, буде розглянуто далі.









загрузка...

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами. Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посилання на сайт, будьте вдячними ми затратили багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2008-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.