Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/~math/otchet_summer_2002/node3.html
Дата изменения: Fri Apr 25 19:16:32 2003
Дата индексирования: Mon Oct 1 23:02:59 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: arp 220

Получение кривых вращения и определение некоторых кинематических характеристик галактик

В данной работе ставилась задача, получить кривые вращения галактик видимых с ребра по эмиссионным линиям. В спектрах галактик, уже прошедших первичную редукцию, часто, помимо $H\alpha$, были видны и другие эмиссионные линии (SII, NII), однако интенсивность $H\alpha$ эмиссии, как правило, была в несколько раз больше интенсивности других эмиссионных линий (см. хотя бы Рис. 4, там, справа от $H\alpha$ видна линия NII). В силу этого, (для большей точности) кривые вращения строились по эмиссионной линии $H\alpha$. Сами кривые получались, следующим образом: В каждую строчку спектра (которая, по сути, есть спектр от одной из точек галактики), в окрестности $H\alpha$ эмиссии, вписывалась гауссиана, координаты центра которой, очевидным образом позволяют определить скорость движения данной конкретной точки галактики. Таким образом для каждой точки галактики, дающей измеримую $H\alpha$ эмиссию, определялась скорость движения. Дальше, чтобы получить кривую вращения, необходимо было определить положение центра галактики, что можно сделать на спектре, либо по положению континуума, либо, если континуум слишком слаб и асимметричен, по симметрии кривой вращения. Для нескольких галактик кривые вращения показаны на Рис. 5 - 16. Также, при измерении скорости каждой точки галактики рассчитывалась погрешность определения скорости (см. Рис 5-16) (рассчитывалась она, как погрешность определения параметра при аппроксимации профиля линии гауссианой). И наконец определялась средняя скорость галактики и расстояние до галактики. Для этого рассчитывалось средневзвешенное (погрешность определения скорости каждой точки галактики ведь нам известна) по всей линии значение скорости. Мы понимаем, что данный метод может быть неточным при значительной асимметрии галактики, однако, в остальных случаях, он достаточно точен (по отношению к случайным погрешностям, мы оцениваем его точность где-то в 20 км/с (по измерениям скоростей галактик, спектров которых у нас было несколько)). Расстояние определялось из скорости центра галактики по закону Хаббла (принятое значение $H_0 = 70 км/с/Мпк$). Также, по уже полученным кривым вращения, определялись такие параметры как, амплитуда кривой вращения (максимальная наблюдаемая скорость вращения в галактике), линейное расстояние от центра галактики до той точки, где достигается максимум кривой вращения. Эти параметры впоследствии (см. 4.) позвролят нам получить оценку массы галактик выборки. Полученные нами данные по галактикам, (вместе с некоторыми глобальными характеристиками, взятыми из LEDA (Lyon-Meudon Extragalactic Database)) приведены в Таблице 1.

Рис. 5 Кривая вращения галактики FGC 962

Рис. 6 Кривая вращения галактики FGC 1289

Рис. 7 Кривая вращения галактики FGC 1492

Рис. 8 Кривая вращения галактики FGC 1700

Рис. 9 Кривая вращения галактики FGC 599

Рис. 10 Кривая вращения галактики FGC 670

Рис. 11 Кривая вращения галактики FGC 852

Рис. 12 Кривая вращения галактики FGC 867

Рис. 13 Кривая вращения галактики FGC 2067

Рис. 14 Кривая вращения галактики FGC 2074

Рис. 15 Кривая вращения галактики FGC 2081

Рис. 16 Кривая вращения галактики FGC 2174