WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 6 ] --

2.3 Наполнение Каталога последовательность представления наблюдательных данных в целом применялась как при работе с CNG (Karachentsev et al. 2004). Список галактик, включенных в UNGC, представлен в Таблице 2 Приложения В. В ее столбцах имеются следующие характеристики галактик:

1. Имя галактики или ее номер в известных каталогах. В базе данных LVG представлены все альтернативные имена/номера, включая их PGC номер в Leda Extragalactic Database (Paturel et al. 2003).

2. Экваториальные координаты центра галактики на эпоху (J2000.0).

3. Большой угловой диаметр в угловых минутах, измеренный на уровне Holmberg's изофоты (~26.5m arcsec-2) в В-полосе. Измерения a выполнялись визуально, для их калибровки были использованы фотометрические профили галактик разных типов по данным Bremnes et al. (1998, 1999, 2000) и Makarova et al. (2009). Следует отметить, что некоторые карликовые галактики экстремально низкой поверхностной центральную поверхностную яркость слабее изофоты Holmberg'a. В этих случаях диаметр a26 примерно соответствует экспоненциальной шкале h профиля их яркости.

4. Видимое отношение осей, измеренное на уровне Holmberg's изофоты.

5. Галактическое поглощение в В-полосе по Schlegel et al. (1998).

6. Видимая величина галактики в дальнем ультрафиолете mFUV (eff=1539, FWHM=269), по данным UV-обзора на Galaxy Evolution Explorer (GALEX; Martin et al. 2005; Gil de Paz et al. 2007).

где FFUV — поток в дальнем ультрафиолете в единицах [мЯн]. Для галактик асимптотические mFUV-величины были взяты из Lee et al.

(2011) и представлены без поправки за Галактическое поглощение. Для остальных галактик данные GALEX о FUV-потоках и FUV-величинах извлекались из NASA Extragalactic Database (NED), суммируя потоки от различных структурных узлов в пределах оптического изображения галактики.

7. Видимая интегральная величина галактики в В-полосе, источники фотометрические значения BT, ее видимая величина оценивалась глазомерно путем сравнения с изображениями других галактик сходной структуры с измеренными BT. В таких случаях, как правило у объектов низкой поверхностной яркости, типичная погрешность оценки BT составляет ~0.5m.

8. Интегральная видимая величина галактики в эмиссионной линии H.

Следуя подходу Fukugita et al. (1995), определялась как где FH — интегральный поток в линии H в единицах [эрг·см-2·с-1].

Данные о потоках и ссылки на источники данных содержатся в LVG.

9. Интегральная видимая величина галактики в ближней инфракрасной полосе K. Источником данных о K-величинах служил 2MASS обзор неба (Jarrett et al. 2000, 2003) или же фотометрические измерения из работ Fingerhut et al. (2010) и Vaduvescu et al. (2005, 2006). При отсутствии 2MASS фотометрии, К-величины оценивались по видимым величинам в оптическом (B, V, R, I) или ближнем ИК-диапазоне (J, H) с использованием синтетических показателей цвета галактик по Buzzoni (2005) и Fukugita et al. (1995). Если галактика имела оценку только Ввеличины, то ее К-величина определялась по соотношению между средним показателем цвета B-K и морфологическим типом (Jarrett et al. 2003): B-K=4.10 для ранних типов E, S0, Sa, B-K+2.35 для поздних типов Sm, BCD, Ir, и B-K=4.60-0.25·T для промежуточных типов T=(3-8) по шкале de Vaucouleurs (de Vaucouleurs et al. 1991).

10. Видимая величина галактики в линии HI где интегральный HI-поток выражен в [Ян км с-1]. Данные о потоках FHI содержатся в LVG.

11.Ширина линии HI (в км/с), измеренная на 50 % уровне от максимума.

Основным источником данных о W50 служила база данных LEDA, а также обзоры HIPASS и ALFALFA. Ссылки на индивидуальные измерения W50 представлены в LVG.

12.Морфологический тип галактики в численном коде по классификации de Vaucouleurs et al. (1991). Следует отметить, что более 3/4 объектов Местного объема являются карликовыми галактиками, которые нуждаются в более подробной морфологической классификации. К примеру, карликовые сфероидальные галактики и нормальные эллиптические обычно обозначаются одинаковым цифровым кодом T 0, хотя их физические параметры различаются кардинальным образом. Проблема классификации возникает также для карликовых галактик “транзиентного” типа, Tr, в которых сочетаются признаки сфероидальной (Sph) и иррегулярной (Ir) системы. Из-за малой ошибки классификации такие объекты могут “перепрыгивать” с одного края шкалы типов T на другой.

13. и 14. Чтобы более полно описывать морфологию карликовых галактик, для них вводится двухпараметрическая схема, которая учитывает как поверхностную яркость карликовой системы: H – High, N – Normal, L - Low, X – extremely low, так и ее цвет (или наличие эмиссии): Ir, Im, BCD – blue, Tr, dS0em, dEem – mixed, и Sph, dE – red. Условно эта классификация представлена в Таблице 2.1.

Таблица 2.1. Классификация карликовых галактик (слабее LMC или W 100 км/с).

В ее правом нижнем углу могут находиться межгалактические HI-облака, Классификация по этой схеме в столбце (11) не претендует на особый эволюционный смысл, но она позволяет более точно отразить структуру галактик со светимостями слабее, чем у LMC.

15.Гелиоцентрическая лучевая скорость в [км/с] из LEDA или NED. Как правило, выбиралось значение Vh с наименьшей ошибкой измерения.



16. и 17. Расстояние до галактики в Мпк с указанием метода, который использовался для определения расстояния: (TRGB) – по верхушке ветви красных гигантов, (Cep) – по светимости Cepheids, (SN) – по светимости Сверхновых, (SBF) – по флуктуациям поверхностной яркости галактики, (mem) – по членству галактики в известных группах с измеренным расстоянием у других членов, (TF, FP) – по соотношению Талли-Фишера или по фундаментальной плоскости (fundamental plane), (BS) – по светимости ярчайших звезд, (HB) – по горизонтальной ветви, (RR) – по светимости звезд типа RR Лиры, (PNLF) – по функции светимости планетарных туманностей, (h, h') по Хаббловскому соотношению “скороcть–расстояние” при H0 = 73 км с-1 Мпк-1 без учета Рисунок 2.2. Распределение 791 близких галактик в зависимости от оценки их расстояния, полученного различными методами.

(h) или с учетом (h') какой-либо модели Virgocentric flow. Кроме того, в выборку было включено небольшое число карликовых галактик (N = 12), у которых отсутствуют измерения как оптических, так и HI скоростей из-за их низкой поверхностной яркости и дефицита HI.

Фактура этих объектов указывает на их вероятную близость, что может быть проверено наблюдениями на HST. Эти случаи обозначены в колонке (17) как (txt). На Рисунке 2.2 представлено распределение числа галактик с измерениями расстояния, сделанными разными методами. По вполне понятным причинам, медианы этих распределений оказываются заметно различными для разных методов. Наименьшая медиана D ~ 4 Мпк приходится на подвыборку {TRGB + Cep + SN + HB +RR}, где точность измерения расстояний составляет (5-10)%.

Исходные наблюдательные данные о близких галактиках, собранные в Таблице 2 Приложения В, были использованы для вычисления линейных диаметров, интегральных светимостей, водородных масс и других глобальных Приложения В, чьи колонки содержат:

1. Имя галактики с сокращенной координатной частью.

2. Экваториальные координаты на эпоху J2000.0.

3. Большой линейный диаметр (в кпк) на уровне Холмберговской изофоты, исправленный за Галактическое поглощение и наклон по схеме Fouque&Paturel (1985).

4. Наклон галактики i от положения face-on в градусах где истинное сжатие галактики (b/a)0 зависит от ее морфологического типа T следующим образом:

Это выражение заимствовано из Paturel et al. (1997) с поправкой на небольшое отличие нашей шкалы типов от T-шкалы LEDA. Таким образом, для галактик типов Ir, Im, BCD предполагается истинное сжатие (b/a)0=0.42 в соответствии со статистикой видимых сжатий этих галактик.

исправленная за наклон, где ширина HI линии, Wc50, содержит поправку за турбулентные движения по схеме Tully&Fouqu (1985) с параметром 6. Интегральное внутреннее поглощение в галактике в В-полосе согласно Verheijen (2001) в случае, когда 2Vm78 км/с, иначе AB = 0. Т.о. карликовые галактики с Vm39 км/с и бедные газом E, S0-галактики без оценок W50 считались полностью прозрачными системами.

Галактическое и внутреннее поглощение.

8. Средняя поверхностная яркость в В-полосе в пределах изофоты Холмберга в единицах [зв.вел./кв.сек] где видимая величина и угловой диаметр исправлены за поглощение и наклон.

9. Логарифм светимости галактики в K-полосе в солнечных единицах с поправкой за поглощение K K C = 0.085( AB + AB ) при абсолютной величине Солнца M K = 3.28 (Binney&Merrifield 1998).

10. Логарифм индикативной массы M26 в пределах радиуса Холмберга где масса M26 выражена в массах Солнца, исправленный угловой диаметр в минутах дуги, а D — в [Мпк] (Roberts&Haynes 1994), Vm в [км/c].

11. Логарифм водородной массы в солнечных единицах расстояние D выражено в [Мпк], FHI — [Ян·км/с] (Roberts&Haynes 1994).

12. Лучевая скорость галактики относительно центроида Местной группы при параметрах апекса, принятых в NED:

где l и b — галактические координаты галактики.

13. Приливной индекс 1, определяемый далее в Главе 3.4 через расстояние и массу ближайшего соседа по соотношению (18). Положительные значения 1 указывают на членство в группах, отрицательные значения соответствуют изолированным галактикам.

14. Главная галактика = «Main disturber» (=MD), т.е. соседняя галактика, производящая максимальное приливное влияние на данную галактику.

Фактически, совокупность объектов в Таблице 3 Приложения В с одной и той же главной галактикой и 10 соответствует определению физической группы галактик.

15. Приливной индекс (или же контраст плотности), определяемый по пяти наиболее значимым соседям. В отличие от 1, индекс 5 является более робастной характеристикой окружения галактики.

16. Логарифм контраста средней плотности окружения галактики в К-полосе в пределах 1 Мпк, его определение приводится в Главе 3.4.

Как уже упоминалось, в UNGC по отношению к CNG были включены новые параметры, которые характеризуют активность текущего звездообразования в галактиках. Эти данные представлены в Таблице 4 Приложения В, чьи колонки содержат:

1. Имя галактики с сокращенной координатной частью.

2. Морфологический тип галактики в численном коде по классификации de Vaucouleurs et al. (1991).

Галактическое и внутреннее поглощение.

4. Интегральный темп звездообразования в галактике в линии H в единицах [Msun·год-1], согласно Kennicutt (1998) где FH — интегральный поток в линии H в единицах [эрг·см-2·с-1], A( H ) = 0.538( AB + AB ). Поглощение света в нашей Галактике AB оценивалось по данным Schlegel et al. (1998), а внутреннее поглощение AB выражалось по соотношению (8).

Karachentsev&Kaisin (2007) являющийся фактически удельным темпом звездообразования на всей интегральный темп звездообразования в галактике в линии H.

Karachentsev&Kaisin (2007) Параметр F соответствует понятию gas depletion time, выраженному в единицах T0. Здесь SFR* — интегральный темп звездообразования в галактике в линии H. Коэффициент 1.85 при MHI введен, чтобы учесть (Fukugita & Peebles 2004).



Pages:     | 1 |   ...   | 4 | 5 || 7 | 8 |   ...   | 16 |
 




 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.