![На первую страницу](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 5.1 Радиальное распределение ... | Оглавление | 5.3 Трехмерные диски >>
5.2 Вертикальная структура дисков
![]() |
Для описания распределения яркости в дисках видимых ``с ребра''
галактик (см. пример на рис. 21)
в направлении, перпендикулярном их плоскости, часто
применяют модель самогравитирующего изотермического
слоя [114,110], для которого
![$z_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img473.gif)
![$z$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img24.gif)
![$z_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img473.gif)
![$\sigma_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img474.gif)
![$\rho(r,z)$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img475.gif)
![$\Sigma(r)$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img476.gif)
![$\sigma_z^2(r) = 2 \pi G \rho(r,0) z_0^2 = \pi G \Sigma(r) z_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img477.gif)
Наблюдения в близкой инфракрасной области спектра показали,
что у некоторых галактик вблизи плоскости наблюдается избыток
яркости по сравнению с формулой (54) (например, [115]).
Такие объекты лучше описываются экспоненциальным законом:
![$h_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img480.gif)
![$z$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img24.gif)
![$z/z_0 << 1$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img481.gif)
![${\rm sech}^2(z/z_0) = {\rm exp}(-z^2/z_0^2)$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img482.gif)
![$z/z_0 >> 1$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img483.gif)
![${\rm sech}^2(z/z_0) = 4\,{\rm exp}(-2\,z/z_0)$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img484.gif)
![$z_0~=~ 2\,h_z$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img485.gif)
![$\sigma_z^2(r)=4\pi G h_z \Sigma(r) \left(1-\frac{1}{2}e^{-\mid z \mid/h_z}\right)$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img486.gif)
В [116] для описания вертикального распределения плотности
в дисках галактик было предложено использовать более общий закон:
![$2/n$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img488.gif)
![$z=0$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img478.gif)
![$n=1$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img220.gif)
![$n=\infty$](https://images.astronet.ru/pubd/2006/08/23/0001215351/img489.gif)
Для случая, когда , то есть
,
вдали от плоскости галактики выполняется соотношение
.
Вертикальная дисперсия скоростей связана с вертикальным масштабом
уравнением
.
![]() |
<< 5.1 Радиальное распределение ... | Оглавление | 5.3 Трехмерные диски >>
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 >> |