Астронет > Приливной Индекс

Астронет: И. О. Дроздовский/АИ СПбГУ Приливной Индекс как мера взаимодействия
http://variable-stars.ru/db/msg/1167616/tidal_index.html

Приливной Индекс

Приливной Индекс как мера взаимодействия.

Игорь Дроздовский

Для объективного описания взаимодействия между галактиками И. Д. Караченцевым была введена количественная характеристика, которая каждой галактике "i" сопоставляет приливной индекс:

$\Theta$ _i = max{log(M_k/D_ik³)} + C, k=1,2...N. где M_k и D_ik -- это масса и пространственное расстояние до соседних галактик. С помощью такого параметра для каждой галактики находиться Главный Возмущатель (Main Disturber=MD), который оказывает наибольшее приливное действие на галактику. При вычислении приливного индекса $\Theta$ для галактик Местного Комплекса также учитываются более далекие галактики с лучевыми скоростями до 1000 км/с. Значение граничной константы C берется из следующего условия. Взаимодействие галактики с ее MD можно описать из кругового кеплеровского периода: t_ik = D_ik^2/3 . G^-1/2 .(M_i + M_k)^-1/2, где G -- гравитационная постоянная. Величину C определяют из условия, что $\Theta$ равно 0, когда кеплеровский период равен космологическому времени 1/H. Если массу галактик измерять в массах солнца, а расстояния в Мпк, то тогда C = -11.75. Если использовать идею критической плотности $\rho$ _c = 3H²/8

G, то можно выразить условие $\Theta$ = 0 по другому: $\rho$ _k( $\Theta$ = 0) = $\rho$ _c, где $\rho$ _k избыток плотности вещества, производимый MD с массой M_k, находящегося на расстоянии D_ik. Поэтому мы можем рассматривать галакику с приливным индексом $\Theta$ < 0 скорее изолированной. Как видно из таблицы взаимодействующих и пекулярных галактик Местного Комплекса, большинство иррегулярных галактик, классифицированные Воронцовым-Вельяминовым и Арпом, в действительности являются изолированными объектами. Для оценки полной массы галактики можно воспользоваться зависимостью: M = кV_m^2 .A²⁵/2G, где V^m -- амплитуда кривой вращения галактики, полученная из ширины линии нейтрального водорода, после учета поправок за наклон и турбулентную скорость, как это описано в PGC-ROM (Paturel et al., 1996). Безразмерная константа к принимается равной 2.5 для учета того, что типичная кривая вращения галактика обычно в 2.5 дальше, чем ее стандартный оптический радиус (Broeils, 1992). В случае, если у галактики неизвестно ширина линии нейтрального водорода, или угол наклона i<40^o, ее массу можно оценить из светимости L и морфологического типа: (M/M_Sun) = к ^. (8-0.4^.T) ^. (L/L_Sun). Такая оценка использовалась для определения масс 46% галактик Местного Комплекса. Полный список галактик Местного Комплекса c указанием расстояний до них, масс, приливных индексов и Главных Возмущателей был оубликован в работе Караченцева и Макарова (1997).

(Использованы материалы из доклада И.Д.Караченцева и Д.И.Макарова на 186 съезде IAU в Киотo в Августе 1997 года: "Galaxy Interaction in the Local Volume".)

Литература:

Broeils A., 1992, Dark and Visible Matter in Spiral Galaxies, Dissertation, Groningen