next up previous contents
Next: 2.4.2 Эффекты оптической поверхностной Up: 2.4 HI свойства близких Previous: 2.4 HI свойства близких

2.4.1 Соотношения между основными переменными


 
Таблица: Коэффициенты линейной регрессии, y = k x + c, для интегральных параметров близких галактик
y x N $r\left(xy\right)$ $\sigma_y$ k c
$\log\left(A_{25}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 194 78 [74] 0.26 $0.99\pm0.06$ $-0.95\pm0.09$
$\log\left({\cal L}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 195 87 [83] 0.48 $2.55\pm0.10$ $4.40\pm0.17$
$\log\left(A_{25}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 318 92 [91] 0.18 $0.35\pm0.01$ $-2.32\pm0.07$
$\log\left(V_{\rm max}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 195 87 [83] 0.16 $0.30\pm0.01$ $-0.92\pm0.10$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 255 -50 [-51] 0.46 $-0.25\pm0.03$ $1.80\pm0.23$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 194 -2 [-12] 0.35 $-0.01\pm0.03$ $0.47\pm0.22$
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 191 -57 [-39] 0.42 $-0.30\pm0.03$ $1.80\pm0.27$
$\log\left(\Sigma_{\rm HI}\right)$ $\log\left({\cal L}\right)$ 255 -9 [-2] 0.45 $-0.04\pm0.03$ $7.2\pm0.2$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ $\log\left(A_{25}\right)$ 255 -35 [-31] 0.50 $-0.42\pm0.07$ $-0.1\pm0.1$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ $\log\left(A_{25}\right)$ 194 12 [4] 0.35 $0.10\pm0.06$ $0.35\pm0.04$
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}\right)$ $\log\left(A_{25}\right)$ 191 -49 [-34] 0.45 $-0.60\pm0.08$ $-0.4\pm0.1$
$\log\left(\Sigma_{\rm HI}\right)$ $\log\left(A_{25}\right)$ 255 -21 [-22] 0.44 $-0.22\pm0.06$ $7.0\pm0.1$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 191 -41 [-32] 0.46 $-0.64\pm0.10$ $0.7\pm0.2$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 194 43 [38] 0.32 $0.46\pm0.07$ $-0.31\pm0.11$
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 191 -71 [-64] 0.36 $-1.10\pm0.08$ $0.98\pm0.13$
$\log\left(\Sigma_{\rm HI}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}\right)$ 191 -6 [12] 0.41 $-0.08\pm0.09$ $7.00\pm0.15$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ $\Sigma_{\rm B}$ 255 54   0.44 $0.30\pm0.03$ $-7.4\pm0.7$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ $\Sigma_{\rm B}$ 194 33   0.33 $0.12\pm0.02$ $-2.5\pm0.6$
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}\right)$ $\Sigma_{\rm B}$ 191 38   0.47 $0.21\pm0.04$ $-5.8\pm0.9$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ Type 255 60 [56] 0.42 $0.10\pm0.01$ $-1.12\pm0.07$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ Type 194 -10 [9] 0.35 $-0.01\pm0.01$ $0.51\pm0.07$
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}\right)$ Type 191 71 [63] 0.36 $0.12\pm0.01$ $-1.76\pm0.08$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}\right)$ $\Theta $ 255 -11   0.52 $-0.04\pm0.02$ $-0.32\pm0.03$
$\log\left({\cal M}_{25}/{\cal L}\right)$ $\Theta $ 194 -4   0.35 $-0.01\pm0.02$ $0.42\pm0.03$
               
$\log\left({\cal M}_{\rm HI}\right)$ $\log\left(V_{\rm max}A_{25}\right)$ 191 89   0.36 $0.99\pm0.04$ $5.9\pm0.1$

Более 95% населения нашей выборки составляют иррегулярные и спиральные галактики. Между их глобальными параметрами: $V_{\rm max}$, A25, ${\cal L}$, ${\cal M}_{\rm HI}$ и ${\cal M}_{25}$проявляются довольно тесные корреляции, анализ которых позволяет сделать важные заключения об особенностях структуры карликовых и гигантских галактик. В таблице 2.3 мы представляем численные параметры линейной регрессии, y=kx+c, где в качестве переменных x и y выбраны логарифмы различных интегральных характеристик галактик. В колонках таблицы указаны: N -- число галактик в подвыборке; r(x,y) -- коэффициент корреляции в процентах, аналогичная величина по данным Huchtmeier & Richter [66] приведена в скобках; $\sigma(y)$ -- стандартное отклонение относительно линии регрессии; k, c -- параметры регрессии с их стандартными ошибками.

Две верхние строки таблицы описывают зависимость Талли-Фишера [147] для галактик с V0<500 км/с. Сравнение коэффициентов корреляции для нашей выборки и ранних данных Huchtmeier & Richter [66] показывает хорошее соответствие. Использование новых фотометрических данных и фотометрических оценок расстояний до близких галактик вместо хаббловских уменьшает рассеяние на диаграмме Талли-Фишера. Необходимо отметить, что линейный диаметр галактики и амплитуда её вращения связаны линейным соотношением ( $k=0.99\pm0.06$) во всем диапазоне диаметров от 1 кпк до 40 кпк. Такая же особенность является характерной для тонких дисков галактик, ориентированных с ребра [75]. Линейная зависимость $A_{25}\propto V_{\rm max}$, очевидно, имеет фундаментальное значение, отражая условия формирования и равновесия газовых дисков галактик.

Из-за тесной корреляции между светимостью, линейным диаметром и амплитудой вращения галактики, каждый из этих параметров может рассматриваться как подходящий предиктор, чтобы различать гигантские, нормальные и карликовые галактики. Однако ниже мы отдаем предпочтение $V_{\rm max}$ как переменной, которая не зависит от расстояния галактики и, следовательно, от ошибок её определения.


  
Рисунок: Соотношение между отношением ``масса водорода-светимость'' и скоростью вращения. Показана линия регрессии. Некоторые галактики с экстремальными параметрами, такие как NGC 205, DDO 154, UGCA 292, указаны на рисунке. Величины r и k в рамке соответствуют параметрам регрессии в колонках 4 и 7 таблицы 2.3.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=hihlv.ps,width=\textwidth}}\end{figure}

Рисунок 2.12 представляет распределение галактик Местного объёма по скорости вращения и отношению водородной массы к светимости. Оба параметра здесь не зависят от расстояния галактики. Эти данные подтверждают хорошо известную закономерность [66,112], что количество водородной массы на единицу светимости возрастает от гигантских спиралей к карликовым галактикам. У некоторых карликовых систем (K 90, DDO 154, UGCA 292) отношение ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}$ достигает экстремального значения $\sim5{\cal M}_\odot/{\cal L}_\odot$.


  
Рисунок: ``Полная масса-светимость'' в зависимости от скорости вращения. В рамке показаны параметры r и k из таблицы 2.3.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=himlv.ps,width=\textwidth}}\end{figure}

Распределение галактик согласно отношению полной массы к светимости и скорости вращения приведено на рисунке 2.13. В отличие от ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}$, величина ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ имеет тенденцию уменьшаться от гигантских спиралей к карликам. Аналогичный результат был ранее получен Huchtmeier & Richter [66] и Broeils & Rhee [18]. Следует однако отметить, что зависимость ${\cal M}_{25}/{\cal L}$от светимости галактики практически отсутствует (см. таблицу 2.3). Некоторые авторы [66,126] указывали даже на возрастание ${\cal M}_{25}/{\cal L}$к карликовым галактикам, что давало повод предполагать наличие большого количества тёмной материи у карликовых галактик. Причина этих расхождений, очевидно, связана со статистической природой зависимостей ${\cal M}_{25}/{\cal L}\propto V_{\rm max}$ и ${\cal M}_{25}/{\cal L}\propto{\cal L}$, где ошибки измерения наблюдаемых величин по разному влияют на коэффициент корреляции. Как видно из рисунка 2.13, величина ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ у разных галактик занимает диапазон от 0.2 до 16  ${\cal M}_\odot/{\cal L}_\odot$ с медианным значением 3  ${\cal M}_\odot/{\cal L}_\odot$. Минимальные значения ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ характерны для галактик высокой поверхностной яркости (NGC 1569, NGC 5253) с признаками активного звездообразования. Максимальные отношения ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ соответствуют галактикам низкой поверхностной яркости (KK 210, PGC 18370, K 15, K 90).


  
Рисунок: Отношение массы HI к полной массе галактики как функция скорости вращения. Показана линия регрессии. Некоторые галактики с экстремальными параметрами, такие как NGC 205, DDO 154, UGCA 292 отмечены на рисунке. Величины r, k соответствуют указанным в таблице 2.3.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=hihmv.ps,width=\textwidth}}\end{figure}

Staveley-Smith & Davies [136] и Huchtmeier & Richter [66] отмечали, что отношение водородной массы к полной массе возрастает от гигантских систем к карликовым. Этот известный эффект хорошо виден на рисунке 2.14 для выборки близких галактик. Зависимость имеет более чёткий вид, когда в качестве её аргумента используется скорость вращения, а не светимость или линейный размер галактики (см. строки 7, 11, и 15 в таблице 2.3). Медианное значение ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}$ для галактик Местного объёма составляет 0.25. Несколько карликовых систем (UGC 7949, K 215, UGCA 292) имеют ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}$ в интервале 1-3, которое подсказывает, что у некоторых карликовых галактик существует протяженная периферия, и истинная полная масса может превышать заключенную в радиусе R25как минимум в 2-3 раза, в соответствии с Broeils [17]. Примером такой системы является карликовая галактика DDO 154 [23]. Три упомянутых выше объекта могут оказаться ещё более необычными и протяженными и заслуживают детального исследования в линии HI.


  
Рисунок: Поверхностная плотность водорода внутри стандартного линейного диаметра (в ${\cal M}_\odot $ на кпк2) как функция скорости вращения. Указаны линия регрессии и её параметры, соответствующие колонкам 4 и 7 таблицы 2.3.
\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=hishv.ps,width=\textwidth}}\end{figure}

На рисунке 2.15 представлена зависимость поверхностной плотности нейтрального водорода (в ${\cal M}_\odot $ на кпк2) от скорости вращения галактики. Регрессия методом наименьших квадратов показана линией. Слабое падение $\Sigma_{\rm HI}$ к гигантским галактикам незначимо на уровне $1\sigma$.


next up previous contents
Next: 2.4.2 Эффекты оптической поверхностной Up: 2.4 HI свойства близких Previous: 2.4 HI свойства близких
Dmitry Makarov