Позагалактична астрономія - Юрій Кудря 2016

РОЗДІЛ 8

МАСИ ГАЛАКТИК

8.12.Відношення маса-світність галактик

8.12.2. Відношення маса—світність для спіральних галактик

Неможливо визначити повну масу спіральної галактики, оскільки дані про те, який об’єм займає гало, де сконцентрована темна матерія, є невідомими. Це означає, що для такої оцінки треба обмежитися певним радіусом, — зазвичай вибирають радіус R₂₅, що досягає 25^m/ □" у B-смузі. У цьому випадку можна записати такий вираз для спіральних галактик будь-якого габблівського морфологічного типу:

Тоді всередині радіуса R₂₅ можна визначити: M/L_B = 6,2 для типу Sa; M/L_B = 4,5 для типу Sb; M/L_B = 2,6 для типу Sc. Спадання відношення маси до світності вздовж морфологічної класифікації спіральних галактик пояснюється тим, що спіральні галактики пізніх типів містять більш молоді блакитні, світні зорі.

Відношення Таллі—Фішера, тобто залежність світності спіральних галактик від максимуму швидкості обертання

має таку властивість: чим більша довжина хвилі фільтра, в якому вимірюється світність, тим менша дисперсія цього відношення (на більших довжинах хвиль вплив поглинання пилом менший). Зокрема, для близького ІЧ-діапазону дисперсія галактик щодо (8.50) становить близько 10 %. Як зауважувалося в розд. 5, порівняння світності галактики, отриманої за відношенням ТФ, з виміряним потоком від галактики дає змогу незалежно оцінити відстань до галактики, оскільки визначення максимуму швидкості обертання спіральної галактики не залежить від відстані до неї.

Введемо у рівняння (8.15), записане у термінах максимальної швидкості обертання V_max та відстані r від центру галактики, параметр світності галактики:

Підставимо в це рівняння відстань від центру галактики, подану виразом для середньої поверхневої яскравостітоді

Цей вираз є відношенням ТФ, коли відношення маса—світність і середня поверхнева яскравість однакові для всіх типів спіральних галактик. Зважаючи, що форми кривих обертання спіральних галактик (див. розд. 6) досить подібні, можна вважати, що й відношення світної до темної маси в них буде однаковим, особливо це стосується ІЧ-галактик, для яких залежність відношення маси до світності зоряного населення від віку майже не спостерігається.

Проаналізувавши формулу (8.52), одержимо, що маса спіральної галактики вважається такою, що містить і темну матерію, тобто припускається, що відношення маса—світність (M/L) є сталим. Припустимо тепер, що відношення баріонної маси до темної маси в галактиці є сталим, а зоряне населення в усіх спіральних галактиках однакове, тобто відношення маси зір до світності є сталим. У такому разі відношення ТФ буде правильним тільки тоді, коли газ (міжзоряне середовище) не додаватиметься до баріонної маси галактики. Але очевидним є те, що газ, особливо в спіральних галактиках з низькою масою, зокрема в карликових галактиках, — один із основних компонент баріонної матерії. Тобто для таких галактик, зокрема для спіральних галактик зі швидкістю обертання до 100 км/c, відношення ТФ не застосовують (див. рис. 8.1). Якщо врахувати масу газу, одержану за вимірюваннями в радіолінії 21 см, то отримаємо вираз для маси диска спіральних галактик (тут припускається, що світність L приблизно пропорційна масі зір M_star, тоді відношення ТФ можна вважати відношенням між максимальною швидкістю обертання V_max галактики і масою зір M_sfar):

де М_д = M_star + M_gas. Тоді формула (8.50) про сталість відношення баріонної матерії до темної матерії у широкому діапазоні мас справедлива, якщо в спіральних галактиках відсутня інша баріонна речовина (типу MACHO).