 |
Астронет: А. С. Сабурова/ГАИШ Связь относительной массы темного гало со свойствами галактик http://variable-stars.ru/db/msg/1245844/korrelyaciya_s_cvetom.html |
Корреляция между отношением массы гало к полной массе и цветом звездного населения.
Помимо связи вклада темного гало в кривую вращения с массой (светимостью) или поверхностной плотностью (яркостью) галактик рядом авторов отмечается еще и связь с цветом звездного населения. Она была впервые обнаружена Beatrice Tinsley (1981) в одной из первых работ, посвященных выявлению корреляции между массовой долей темного вещества и наблюдаемыми свойствами галактик. Tinsley сопоставила зависимость отношения полной массы к светимости в фильтре B от показателя цвета B-V с аналогичной зависимостью, полученной в рамках эволюционного моделирования для звездного населения в отсутствии темного гало (см рисунок 13). Отношения полной массы (темное гало + видимое вещество) к светимости оказались больше модельных для более голубых объектов (B-V<0,55), что может свидетельствовать о том, что в этих объектах вклад темного гало в интегральную массу больше, чем в красных проэволюционировавших системах.
Рис. 13: Сопоставление отношения полной массы, определенной внутри радиуса Холмберга, к светимости в фильтре В и показателя цвета B-V. Линиями показаны модельные зависимости: точкой-тире обозначена модель для постоянного темпа звездообразования; пунктиром показана модель для звездного населения с возрастом 5 млрд. лет с постоянным темпом звездообразования после изначальной вспышки звездообразования, длившейся 1 млрд. лет; сплошная линия соответствует аналогичной модели, но для возраста 10 млрд лет. Точками на графике обозначены спиральные галактики, а крестики и квадрат справа соответствуют линзовидным галактикам и ядрам гигантских эллиптических галактик. Beatrice Tinsley (1981) .
Результат, полученный Tinsley, на значительно большем материале с использованием более современных моделей был подтвержден в работе Сабуровой, Шалденковой и Засова (2009) для выборки примерно из 1300 объектов, содержащихся в базе данных Hyperleda, с типами S0-Irr, ярче 14 зв. величины в фильтре В и имеющих угол наклона i>40. Динамическая масса в этой статье оценивалась внутри радиуса, соответствующего изофоте 25-й зв. величины в полосе B. Зависимость интегральных отношений массы к светимости от показателей цвета B-V сопоставлялась с зависимостью, полученной в работе Bell, de Jong (2001) в рамках спектрофотометрического моделирования эволюции звездных систем (см. рисунок 14a). Исходя из этого с сопоставления, авторы сделали вывод о том, что, несмотря на разброс точек на диаграмме, большая часть галактик образует четко выраженную последовательность, расположенную над теоретически рассчитанной зависимостью под углом к ней, (различие между модельной и наблюдаемой зависимостью естественно объяснить наличием темной массы), и приходят к тому же заключению, что и Beatrice Tinsley, - отношение массы звезд к полной массе увеличивается при переходе к более красным объектам. К аналогичному выводу, но для показателей цвета B-R, приходит Graham (2003), рассматривая выборку примерно из ста спиральных галактик.
Рис. 14: Диаграмма интегральное отношение массы к светимости в фильтре В - показатель цвета B-V. a) Вся выборка, b) только галактики, относящиеся к скоплению Virgo. Серой линией показана аппроксимация МНК, а черная прямая соответствует модельной зависимости, полученная в работе Bell, de Jong (2001). Сабурова, Шалденкова, Засов (2009) .
Таким образом, массовая доля темного гало в галактиках оказывается статистически связанной с их звездным составом, а значит с характером эволюции звездного населения: для наиболее проэволюционировавших галактик, в которых мало молодых звезд, вклад темной массы оказывается в среднем меньше. Можно предположить, что причиной является влияние крупномасштабных гравитационных неустойчивостей звездно-газовых дисков на звездообразование. При малой относительной массе гало диск является самогравитирующим, что способствует развитию крупномасштабных неустойчивостей, которые, по-видимому, способствовали быстрому переходу газа в звезды еще в первые миллиарды лет эволюции, в то время как при наличии массивного гало процесс звездообразования в диске протекал менее интенсивно и со временем затухал медленнее.
Также можно предположить, что корреляция массовой доли темного гало с цветом звездного населения обусловлена зависимостью между цветом и полной массой галактики, описанной выше, поскольку более массивные галактики чаще оказываются проэволюционировавшими системами.
Иная точка зрения отстаивается в работе Zavala et al (2003). Авторы утверждают, что красные галактики должны быть более старыми по сравнению с голубыми, и красный цвет объектов должен быть связан отчасти с тем, что они образовались в более концентрированных темных гало (в тех гало, которые в среднем раньше сколлапсировали). Следовательно, при фиксированной поверхностной плотности более высокой массовой долей темного гало должны обладать более старые красные системы. Сопоставляя отношение динамической массы к барионной массе и показатели цвета (см. рисунок 15), авторы приходят к выводу, что галактики низкой поверхностной плотности следуют описанной выше тенденции, а именно имеют больший вклад темного гало при более красном цвете звездного населения. В то же время для объектов с высокой поверхностной плотностью отношение динамической массы к барионной не зависит от цвета. Авторы объясняют это гравитационным влиянием диска на гало, в результате которого корреляция с цветом исчезает. Вывод, сделанный в статье Zavala et al (2003) по поводу корреляции между цветом и массовой долей темного гало ставит под сомнение тот факт, что следы старого звездного населения находят и в голубых системах (см. например Aparicio et al (2000), ). Следовательно, объекты с красными и голубыми показателями цвета, по-видимому, образовались примерно в одно и то же время.
Из изложенного выше, следует, что вопрос о корреляции цвета с относительной массой гало остается открытым.
Рис. 15: Сопоставление логарифма отношения динамической массы к барионной массе на расстоянии 5 радиальных шкал диска с показателями цвета a) В-К, b) B-V. Галактики разбиты на 3 группы согласно их центральной поверхностной плотности. Идет разбиение на объекты с высокой (заполненные кружочки), средней (значки с кружочками в центре) и низкой (пустые кружочки) поверхностной плотностью. Линиями показаны аппроксимации для галактик низкой поверхностной плотности, проведенные <на глаз>. Zavala et al (2003).