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.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

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.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

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 посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.