Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Zasov/zadacha_15.htm
Дата изменения: Wed May 2 20:20:30 2007
Дата индексирования: Mon Oct 1 20:27:38 2012
Кодировка: Windows-1251

Поисковые слова: ремсфйчйуфулпе дчйцеойе
А.В.Засов. Задача 15: Построение кривой вращения и оценка массы галактики
Вернуться к оглавлению
Вернуться к предыдущей задаче  


Задача ?15
ПОСТРОЕНИЕ КРИВОЙ ВРАЩЕНИЯ И ОЦЕНКА МАССЫ ГАЛАКТИКИ

Информацию о массе галактики и распределении массы внутри нее дает кривая вращения галактики - зависимость скорости вращения объектов, образующих диск галактики, от расстояния до ее центра. В общем случае, скорость вращения зависит от дисперсии скоростей объектов, по которым она определяется, и если дисперсия достаточно велика, вращение может быть сколь угодно медленным при той же массе галактики. Так эллиптические галактики даже большой массы имеют очень низкие скорости вращения. Иное дело - дисковые галактики. Сам факт существования диска свидетельствует о том, что дисперсия скоростей существенно меньше скорости вращения. Из оптически наблюдаемых объектов наименьшую дисперсию (как правило, около 10 км/с) имеют молодые звезды и связанные с ними области ионизованного водорода (HII). Они движутся по орбитам, очень близким к круговыми, поэтому обычно кривые вращения, построенные по эмиссионным линиям, считают кривыми кругового вращения. Конечно, не-круговые систематические скорости также присутствуют в каждой галактике. Так наличие спиральных волн плотности может привести к систематическим отклонениям от круговой скорости на величину 10-20 км/с, а существование яркого бара - к еще большим значениям.. Учет не-круговых движений может существенно осложнить получение кривой кругового вращения, но в данной задаче этого учета не требуется, поскольку ошибки в 10-20 км/с не мешают получению грубой оценки массы галактики.

 

Cкорость кругового вращения (круговая скорость) Vrot определяется градиентом потенциала гравитационного поля в плоскости диска, что дает возможность оценить по кривой вращения массу галактики в пределах определенного радиуса, а при наличии дополнительной информации о характере распределения вещества - и массу ее отдельных компонент.

 

Если при фотографировании спектра галактики щель спектрографа расположена вдоль большой оси, то форма спектральной линии будет отражать изменение лучевой скорости с расстоянием от центра галактики (см рис. 1). Учтя угол наклона галактики, можно перевести измеренную форму линии в кривую вращения.. Для этой цели в задаче требуется найти форму спектральной линии Нa и по возможности - рядом расположенной более слабой линии азота (если последняя видна достаточно отчетливо). Точность измерений определяется в первую очередь точностью определения центральной оси линии, которая зависит от ширины линии и "зернистости" изображения.


Рис. 1

 

В задаче используется спектр галактики, полученный с экрана ЭОПа на 125-сантиметровом телескопе ГАИШ в области Нa. или на телескопе БТА. Если предоставляются иные спектры, необходимые сведения о них сообщаются преподавателем.

 

Работа состоит из двух частей. Часть 1 - это обработка спектрограммы, оценка расстояния до галактики и получение кривой вращения. Часть 2 - оценка массы галактики и массы ее компонент (в пределах выбранного радиуса).

Порядок выполнения работы
Часть 1

По выбору преподавателя, предлагается один из двух вариантов выполнения Части 1 работы: измерение формы линии на координатно-измерительном приборе Аскорекорд (Вариант 1), или компьютерная обработка с использованием пакета обрабатывающих программ MIDAS, разработанного в ESO (Вариант 2).

 

Вариант 1

Перед началом работы необходимо познакомиться с кратким описанием прибора. Затем можно перейти к измерениям.

 

1.      Закрепить негатив в каретке эмульсией вверх.

2.     Добиться резкого изображения спектра при наблюдении без напряжения в окуляры двумя глазами. Рассмотреть негатив, найти линию Нa и опорные линии (линии неба или лабораторного источника, если спектр последнего 'впечатан' в спектрограмму) (рис.2).


Рис. 2

 

3.  Добиться перпендикулярности измеряемой спектральной линии оси Х , выбранной вдоль дисперсии спектра. Сначала путем поворота каретки со спектром, наиболее яркую линию неба "на глаз" установить вдоль оси Y. Для точной установки спектра следует навести визир на верхнюю часть линии неба. Снять отсчет координаты X., измеряемой вдоль спектра. Затем навести визир на нижнюю часть той же линии и снять второй отсчет. (при наличии спектров сравнения вместо линии неба можно использовать изображения любой линии лабораторного источника, близкой к Нa, по обе стороны от спектра галактики: оба изображения должны иметь одну и ту же координату Y)..Если снятые координаты отличаются более, чем на 5 мкм, установка спектра считается неудовлетворительной. В этом случае следует повернуть пластинку на требуемый угол и вновь измерить разность координат Y до их практического совпадения.


Рис. 3

 

Примечание: Если установка спектра вызывает большие трудности, то можно учесть остаточный наклон линий математически, найдя линейную зависимость между смещением DX и координатой Y вдоль линии неба, где DX = 0 относится к произвольной точке линии. Прямая DX =aY будет давать значение поправки, исправляющей линию l = const за ее не-параллельность оси Y. При измерении координат вдоль линии Нa, по которой находится кривая вращения, значения X всех точек линии необходимо исправить на величину DX(Y).

4.  Снять координаты линий неба, наиболее близких к Ha. Во всех случаях наведение производить по видимому центру линий. Так как их длины волн известны, в дальнейшем примем их за опорные. Координату X каждой линии снимать не менее трех раз -: в области, близкой к ее пересечению с непрерывным спектром галактики (там, где линия еще видна отчетливо) и на расстояниях, приблизительно соответствующих концам эмиссионной линии Нa . Данные трех измерений усреднить.

Примечание: При наличии спектра сравнения следует снять координаты нескольких его линий, для которых известны длины волн, расположенных по обе стороны от Нa.

 

5.  Провести обмер спектральной линии галактики, сняв координаты (X и Y) возможно большего числа точек вдоль оси линии от одного ее конца до другого.

 

6. Произвести обработку результатов. Используя любую графическую программу (рекомендуется 'Origin' ), построить зависимость l(X) - длины волны от координаты X выбранных линий неба (или - если имеется - линий спектра сравнения), и определить дисперсию спектрограммы dl/dX