![На первую страницу](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 5.2 Вертикальная структура дисков | Оглавление | 6. Многокомпонентные галактики >>
5.3 Трехмерные диски
С использованием (43) и (54) оптическую структуру
дисков спиральных галактик можно представить в виде
![$I(r,z)\,=\,0$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img496.gif)
![$r > r_{max}$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img470.gif)
Для простоты часто используют также представление в виде
двойного экспоненциального диска:
Если диск (57) виден ''плашмя'' (), то его
центральная поверхностная яркость
. В
положении ''с ребра'' (
)
.
Следовательно,
или
Из (59,60) следует, что, если диски галактик свободны от поглощения (''прозрачны''), то наблюдаемые значения
![$\mu_0^{edge-on}$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img504.gif)
![$\mu_0^{face-on}$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img505.gif)
![$h/z_0 \approx 5$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img506.gif)
![$^m$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img50.gif)
![$^m$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img50.gif)
По этой же причине -- интегрирование излучения вдоль луча зрения -
диски видимых ''с ребра'' галактик будут иметь больший диаметр (если
диаметр измерять в пределах фиксированного уровня поверхностной
яркости). Например, если рассмотреть диск, описываемый уравнением
(57), с
и
, то с помощью
(51) можно оценить, что его видимый диаметр, определяемый
по изофоте
, при изменении наклона от
до
увеличится на
90%. При измерении диаметра
по изофоте
рост будет составлять
70%.
Когда галактика видна под произвольным углом к лучу зрения
(то есть
), наблюдаемая центральная
поверхностная яркость ее диска (
) обычно
пересчитывается к значению, которое было бы у галактики в положении
''плашмя'' при отсутствии внутреннего поглощения [39]:
![$a/b$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img514.gif)
![$a/b$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img514.gif)
![$i$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img224.gif)
![$i$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img224.gif)
![$i$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img224.gif)
![$i$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img224.gif)
![$b/a$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img135.gif)
В работе [117] для исправления наблюдаемой центральной
поверхностной яркости диска за наклон галактики, расположенной под большим
углом к наблюдателю, предложена формула, которая может
быть записана следующим образом:
![$h_z/h$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img516.gif)
![$\mu_0^{face-on} - \mu_0^{obs}$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img517.gif)
![$i > 70^{\rm o}$](http://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img518.gif)
![]() |
Приведенные выше формулы основываются на предположении, что диски галактик свободны от поглощения. Реальные спиральные галактики содержат значительное количество газа и пыли и для них необходимо применять более сложные модели, учитывающие процессы поглощения и рассеяния излучения (см. далее п. 7).
<< 5.2 Вертикальная структура дисков | Оглавление | 6. Многокомпонентные галактики >>
Публикации с ключевыми словами:
Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия
Публикации со словами: Фотометрическая система - слабые галактики - Скопление галактик - фотометрия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |