Относительная масса темной материи в дисковых галактиках тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Сабурова, Анна Станиславовна

• Сабурова, Анна Станиславовна
• кандидат физико-математических наук
• 2012

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Сабурова, Анна Станиславовна

Оглавление

Введение

0.1 Немного истории

0.2 Проблема количественного сравнения вкладов видимого и темного вещества в кривую вращения галактики

0.3 Модель максимального диска: аргументы за и против

0.4 Связь между массовой долей темного гало и другими

свойствами галактик

0.5 Актуальность проблемы

0.6 Цели работы

0.7 Научная новизна

0.8 Практическая и научная ценность

0.9 Структура и содержание работы

0.10 Апробация работы

0.11 На защиту выносятся следующие результаты

0.12 Личный вклад автора

0.13 Основные результаты диссертации содержатся в следующих работах

1 Интегральные значения отношения массы к светимости для дисковых галактик

1.1 Введение

1.2 Диаграмма «отношение массы к светимости - цвет»

1.3 Галактики с аномальными отношениями массы к светимости

1.4 Поверхностная фотометрия галактик с аномально низкими оценками M/L

1.4.1 Наблюдения и их обработка

1.4.2 Результаты фотометрии

1.4.3 Сравнение с другими работами

1.4.4 Сопоставление фотометрических и динамических оценок массы диска

1.5 Кинематика и поверхностная фотометрия галактик с аномальными M/L. Данные, полученные на WSRT и Apache Point Observatory

1.5.1 Радио- и оптические наблюдения и их обработка

1.5.2 Основные результаты и их интерпретация

1.6 Выводы главы 1

2 Гравитационная устойчивость звездных дисков

2.1 Введение

2.2 Выборка и методика

2.3 Основные результаты

2.4 Обсуждение и выводы главы 2

3 Масса и плотность звездного диска

в галактике МЗЗ

3.1 Введение

3.2 Критерий устойчивости и учет газового компонента

3.3 Оценки плотности диска

3.4 Радиальный профиль эффективного выхода кислорода в МЗЗ

3.5 Обсуждение и выводы главы 3

4 Галактики низкой яркости

4.1 Введение

4.2 Диски галактик низкой яркости легкие или массивные?

4.2.1 Отношение массы к светимости

4.2.2 Моделирование кривых вращения

4.2.3 О толщине звездных дисков

4.3 Гигантская галактика низкой яркости Malin 2: структура и содержание молекулярного газа

4.3.1 Поверхностная фотометрия Malin 2

4.3.2 Декомпозиция кривой вращения Malin2

4.3.3 Равновесное гидростатическое давление межзвездной среды в плоскости диска Malin2

4.3.4 Внутренняя кинематика Malin2

4.4 Выводы главы 4

Обсуждение и выводы диссертации

Литература

А Учет влияния внутреннего поглощения на положение

точек на диаграмме «M/L-цвет»

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Относительная масса темной материи в дисковых галактиках»

Введение

Посвящается всем, кто в меня верит. В работе принимается постоянная Хаббла Н = 75 км/с/Мпк.

0.1 Немного истории

Вопрос о наличии темной массы впервые был поставлен еще в 1933 году Zwicky, который, изучая галактики в скоплении Coma, обнаружил, что они обладают очень высокой дисперсией скоростей. Применив теорему вириала, Zwicky получил полную массу скопления, которая оказалась в 50 раз больше массы видимого вещества. Опираясь на этот результат, Zwicky пришел к заключению о том, что для поддержания динамического равновесия в скоплении необходимо большое количество невидимого вещества. Вывод о существовании темной массы на масштабах галактик был сделан позднее. Freeman [1] обратил внимание на то, что кривые вращения NGC300 и МЗЗ, измеренные по Hi, не показывают кеплеровского падения, которое можно ожидать для экспоненциального распределения поверхностной плотности диска, а, следовательно, в них должно быть дополнительное вещество, по массе сопоставимое с видимыми массами галактик и с распределением плотности, отличным от экспоненциального распределения оптической галактики. Ostriker и Peebles [2] предположили, что видимые спиральные галактики должны окружать массивные невидимые сферические компоненты, препятствующие формированию баров в холодных самогравитирующих дисках.

С появлением современных наблюдательных средств, проблема темного гало не перестала быть актуальной. Однако есть направление, отрицающее существование скрытой массы, и объясняющее наблюдательные данные с использованием модифицированной ньютоновской динамики (так называемая MOND), впервые предложенная [3], и поддерживаемая рядом авторов (см. например [4]). Но эта гипотеза не снимает полностью вопроса о скрытой массе, поскольку имеет ряд проблем. В частности, на масштабах скоплений галактик для согласования моделей MOND с наблюдаемыми данными требуется дополнительная невидимая материя (см. [5], [6]). Без дополнительного темного вещества не обойтись и при объяснении в рамках MOND наблюдаемой кинематики шаровых скоплений в галактике NGC1399, находящейся в центре скопления галактик Fornax [7]. Данные слабого гравитационного линзирования также противоречат MOND (см. [8]).

Исследования проблемы темного гало привели к появлению ряда новых вопросов. В частности, до сих пор неясно, каково количественное соотношение вкладов темного гало и видимого вещества в полную массу галактики, насколько это соотношение универсально, и существует ли связь между этим соотношением и наблюдаемыми свойствами галактик.

0.2 Проблема количественного сравнения вкладов видимого и темного вещества в кривую вращения галактики.

В настоящее время предложено несколько способов оценки отношения масс дисковой составляющей и темного гало. Большинство методов базируются на изучении наблюдаемой кривой вращения, поскольку ее форма отражает распределение плотности основных составляющих галактики (диска, балджа и темного гало), а численное значение скорости вращения позволяет получить грубую оценку полной массы внутри заданного радиуса. Оценку массы каждого

компонента можно получить, разделяя кривую вращения на составляющие. Однако эта задача может иметь много решений, поэтому необходимо задействовать дополнительную информацию, которую может дать поверхностная фотометрия. Но в связи с наличием скрытой массы с плохо известным законом распределения плотности, даже знания радиальных шкал диска и балджа обычно бывает не достаточно, чтобы сузить круг решений задачи о разделении кривой вращения до единственно возможного. На рисунке 1 наглядно продемонстрировано, как моделирование кривой вращения с использованием совершенно разных вкладов диска и темного гало в кривую вращения приводит к одинаково хорошему согласию между моделью и наблюдениями.

Рис. 1: Пример декомпозиции кривой вращения N003198. (а) - модель кривой вращения, соответствующая отношению массы диска и темного гало /1 = 0.65, (б) - то же, что и на рисунке (а), но для ц — 5.5.

Таким образом, при интерпретации кривых вращения помимо данных по поверхностной фотометрии нужно использовать дополнительную информацию. В качестве такой информации могут выступить: отношение массы к светимости, полученное из наблюдаемого показателя цвета или путем моделирования спектра галактик, или используя условие существования волновой спиральной структуры; сравнение наблюдаемой кинематики газа с гидродинамическими моделями; условие маржинальной устойчивости звездного диска; оценка толщины газового слоя или звездного диска в галактиках, видимых с ребра (см.[11] и [12] соответственно), или же данные гравитационного линзирования [8]. При отсутствии допол-

нительной информации, можно ограничиться оценкой «максимального диска», определяя максимальную массу плоского компонента, совместимую с наблюдаемой кривой вращения, или использовать подход «наилучшего соответствия» (best fit model), при котором параметры компонентов подбираются таким образом, чтобы разница между рассчитанной и наблюдаемой кривыми вращения была минимальной (недостаток этого метода продемонстрирован на рисунке

1). В обоих случаях радиальная шкала принимается близкой к фотометрической шкале диска, желательно в красном или ближнем ИК диапазоне спектра. В ряде работ используется также модель минимального диска, в которой вклад диска в кривую вращения приравнивается к нулю, что в общем случае не имеет физического смысла, но позволяет получить верхнюю оценку массы гало. Эта модель используется, когда вводится предположение о темном гало, доминирующем по массе на всех радиусах (как в спорном случае галактик низкой поверхностной яркости или карликовых галактик), или когда требуется рассмотреть, соответствует ли гало некоторым теоретическим требованиям, хотя бы в самом экстремальном случае, когда масса диска пренебрежимо мала по сравнению с массой темного гало. Выбор той или иной модели произволен, и зависит лишь от воли автора и задачи, которую он решает.

Различные подходы к определению массовых долей дисковых и сфероидальных составляющих могут приводить к противоречивым результатам. Противоречивость этих оценок во многом обусловлена недостатками методов. В частности, метод, основанный на маржинальной устойчивости звездных дисков, базируется на предположении о том, что диск обладает дисперсией скоростей звезд со значением, которое близко к критическому, требуемому для его гравитационной устойчивости. Нарушение этого условия должно привести к переоценке массы диска. Также, при использовании этого метода могут возникнуть ошибки, связанные с неопределенностью параметра стабильности Тоомре и проблемой выделения радиальной компоненты дисперсии скоростей из наблюдаемой вдоль луча зрения (см. гл.

2). Основной минус фотометрического подхода (в котором в каче-

стве дополнительной информации используется отношение массы к светимости диска, определенное из наблюдаемого показателя цвета или путем моделирования спектра галактики) связан с ошибками, следующими из неопределенности начальной функции масс (об этом подробнее в гл. 1). Метод, базирующийся на условии существования спиральных волн плотности дает лишь верхний предел оценки массы диска.

Дополнительную неопределенность в оценку массовой доли темного гало вносит тот факт, что в большинстве моделей рассматриваются гало со сферической формой, в то время как современные сценарии формирования галактик предсказывают более или менее сплюснутую форму. Моделирование в рамках ЛСБМ дает триак-сиальную форму гало (осевая симметрия отсутствует даже в плоскости барионных галактических дисков). В пользу триаксиально-сти и сплюснутости темных гало говорят наблюдения рентгеновского диффузного излучения вокруг эллиптических галактик (см. [9]). Наблюдения слабого гравитационного линзирования также свидетельствуют в пользу несферических темных гало (см. [8]). А данные по распределению и кинематике атомарного водорода соответствуют тому, что темные гало галактик обладают осевой симметрией в плоскости дисков ([10]). С другой стороны, в пользу сферического распределения плотности темного гало свидетельствует работа [11], в которой рассматриваются дисперсия скоростей и утолщение диска Ш в галактике 1ЮС7321, видимой с ребра. Таким образом, вопрос о том, имеют ли темные гало сферическое распределение плотности, остается открытым. В случае, если они все-таки имеют несферическую форму, пренебрежение этим фактом при моделировании может вносить дополнительную неопределенность в оценку массовой доли темных гало.

0.3 Модель максимального диска: аргументы за и против

В настоящее время предметом горячих дебатов является вопрос о том, близка ли модель максимального диска к реальности. Доводы, свидетельствующие против варианта максимального диска, были получены в работе [13], исходя из наблюдаемых дисперсий скоростей звезд для выборки из 12 галактик. В статье [14], также делается вывод о том, что использование варианта максимального диска при моделировании галактик может дать сильно заниженные оценки масс сфероидальных компонент. Динамическое моделирование максимального диска приводит для рассматриваемых авторами галактик к плохому согласию между модельными и наблюдаемыми значениями дисперсии скоростей старых звезд, что говорит о переоценке массы диска. Против модели максимального диска свидетельствуют также результаты работы [15], в которой данные о гравитационном линзировании играли роль дополнительной информации при разделении кривой вращения спиральной галактики на компоненты. А McGaugh [16], рассматривая выборку галактик с кривыми вращения, определенными в линии 21 см, высказывается в пользу модели максимального диска, но лишь для галактик высокой поверхностной яркости (HSB). Результаты гидродинамического моделирования газа HSB галактик, полученные в статье [17] свидетельствуют в пользу того, что модель максимального диска соответствует реальности лишь для галактик высокой поверхностной яркости со скоростью вращения vc > 200 км/с. В пользу приемлемости варианта максимального диска вне зависимости от яркости и скорости вращения галактики говорят модели распределения массы, полученные Williams и соавторами [18]. Модели 26 из 28 галактик ранних и поздних типов, основанные на решении уравнения Джинса для суммарного потенциала темного и видимого вещества с использованием результатов моделирования ACDM, оказались близки к моделям максимального диска (плотность темного гало считалась распределенной по закону Navarro, Frenk & White [19], а распределение плотности видимого

вещества определялось в рамках предположения о постоянном отношении массы к светимости на основе распределения поверхностной яркости в фильтре К).

Из изложенного выше следует, что на сегодняшний момент мы не можем сказать, насколько оправданно использование модели максимального диска в том или ином случае. Большинство авторов сходятся на том, что эта модель подходит для массивных галактик с высокой поверхностной яркостью. Вопросу о том, применима ли модель максимального диска к галактикам низкой поверхностной яркости, посвящена глава 5.

0.4 Связь между массовой долей темного гало и другими свойствами галактик

Под массовой долей темного гало в настоящей работе понимается отношение массы гало к полной массе галактики внутри оптических границ, если отдельно не оговорено другое.

О наличии связи между массами темного гало и видимого вещества в первую очередь свидетельствует зависимость Талли-Фишера, которая была впервые продемонстрирована в работе Tully & Fisher (1977) [20], это зависимость между светимостью и скоростью вращения галактик (или шириной линии Hl, исправленной за наклон диска). Из зависимости Талли-Фишера следует, что есть четкая корреляция между светимостью галактики и распределением массы ее темного гало. Светимость галактики в свою очередь пропорциональна массе видимой составляющей, таким образом имеет место связь между массами видимого и темного вещества.

Gallagher, Hunter и Tutukov [21], исследовавшие истории звездообразования в спиральных и неправильных галактиках, полученные с использованием различных индикаторов (полной массы, светимости в фильтре В и числа фотонов лаймановского континуума), пришли к выводу что объекты с массами Mt > 1010Msun в среднем содержат больше темной материи или испытали ранее вспышку звездообразо-

вания, по сравнению с менее массивными галактиками.

Дополнительные аргументы в пользу наличия взаимосвязи между массовым вкладом темного гало и свойствами видимой материи дало изучение кинематики спиралей, инициированное Persic и Salucci [22]. Авторы пришли в выводу, что кривые вращения спиральных галактик имеют общие черты, которые коррелируют с такими глобальными свойствами галактик как абсолютная звездная величина в фильтре В и скорость вращения. Кривые вращения галактик с низкой светимостью на оптическом радиусе продолжают расти, в то время как кривые вращения объектов с высокой светимостью начинают на этом расстоянии спадать. Аналогичная корреляция прослеживается, если вместо абсолютной звездной величины взять скорость вращения: для большой скорости вращения характерно падение кривой вращения на оптическом радиусе.

Вывод о корреляции между наклоном кривой вращения (радиальным градиентом скорости вращения) на оптическом радиусе и светимостью вкупе с кривыми вращения и профилями яркости для выборки из 1100 галактик HSB позднего типа позволил Persic, Salucci и Stel [23] построить универсальные кривые вращения, определяемые такими параметрами как светимость или масса галактики, способные воспроизвести «типовую» кривую вращения любой галактики. Авторы считали, что универсальные кривые вращения полностью определяются двумя компонентами: диском, имеющим экспоненциальный профиль плотности, и псевдоизотермическим гало. Причем кривая вращения описывается заданием таких параметров, как радиус ядра гало и отношение максимальной скорости дискового компонента к полной скорости вращения. А поскольку форма кривой вращения зависит от светимости (массы), то и параметры кривой вращения, в частности, отношение скорости дискового компонента кривой к полной скорости вращения должны быть функцией светимости. Таким образом, авторы пришли к важному выводу о том, что отношение массы гало (или диска) к полной массе зависит от светимости (или массы) галактики. Этот вывод подтверждается и в других работах. В частности, в статье [24], в которой производится

моделирование кривых вращения высокого разрешения, получается аналогичная корреляция.

Однако вывод о связи между массовой долей темного гало и полной светимостью галактики подвергается сомнению некоторыми авторами. В частности, в работе [25], где проводилось моделирование кривых вращения для большой выборки галактик, не было выявлено корреляции между отношением массы гало к полной массе и абсолютной звездной величиной в фильтре В. Распределение массы звездного компонента в этой работе оценивалось, исходя из профилей поверхностной яркости, полученных в фильтре J, и фиксированных отношений массы к светимости.

Verheijen [26] обнаружил, что из 30 кривых вращения его выборки спиральных галактик 10 имеют форму, не согласующуюся с соответствующей формой универсальной кривой. Противоречие между универсальной и наблюдаемой кривой вращения может свидетельствовать о наличии дополнительных параметров, определяющих форму кривой вращения, а, следовательно, и массовую долю темного гало внутри заданного радиуса. Таким параметром может быть центральная поверхностная яркость (плотность).

Наличие связи между поверхностной яркостью (или плотностью, поскольку она пропорциональна яркости) и относительной массой гало было декларировано в нескольких работах различных авторов. В частности, в статье Zavala и др. [27], где рассматривается большая выборка дисковых галактик с доступными данными по фотометрии в фильтрах В и К, измеренными по ширине линии Hi скоростями вращения и потоками Hi, подчеркивается, что основным наблюдаемым свойством, коррелирующим с массовой долей темного гало является именно поверхностная яркость (плотность) диска, а не масса или светимость галактики. Авторы указывают на возрастание массовой доли барионного вещества при увеличении центральной поверхностной плотности звезд, и отмечают, что если вклад диска в кривую вращения как-то и связан со светимостью (или массой), то эта зависимость, хотя и слабая, обратна той, что была найдена в работе [23]. То есть, чем меньше светимость (полная масса) галактики,

тем в среднем больше вклад диска в кривую вращения.

Зависимость вклада гало в полную скорость вращения от центральной поверхностной плотности звездного диска была также получена в рамках иерархической модели формирования галактик в работе [28]. В то же время корреляция между светимостью галактики и массовой долей темного гало, найденная в работах [23], [24] плохо согласуется с результатами космологического моделирования.

В пользу корреляции между массовой долей гало и поверхностной яркостью свидетельствует связь между отношением толщины диска к радиальной шкале и поверхностной яркостью, изученная в работе [29] для галактик, видимых с ребра: наиболее тонкие диски галактик являются одновременно объектами с наиболее низкой поверхностной яркостью (приведенной к положению «плашмя»), и относятся к галактикам с наиболее высокой относительной массой темного гало.

Наличие корреляции между поверхностной плотностью звездного диска и массовой долей темного гало подтверждается в статье Pizagno и др. [30]. Авторы, однако, признают существование слабой связи между отношением полной массы к массе звезд, оцененным внутри г = 2.2 шкалы диска и массой звезд, в пределах того же радиуса. При этом они отмечают, что отношения полной массы галактики к массе звезд для галактик с низкой поверхностной плотностью и малой массой близки по значениям к соответствующим отношениям для галактик с большой массой, но такой же поверхностной плотностью. Таким образом, относительная масса гало зависит, прежде всего, от поверхностной плотности, а не светимости диска: в галактиках с «рыхлым» диском роль гало преобладает. Следовательно, согласно [30], зависимость массовой доли темного гало от звездной массы можно рассматривать, как следствие более фундаментальной корреляции - с поверхностной плотностью. К аналогичному выводу приходит McGaugh [16].

Casertano и van Gorkom [31] еще раньше отмечали существование корреляции между формой кривой вращения и центральной поверх-

ностной яркостью. Согласно их работе, галактики с большей поверхностной яркостью обладают спадающей кривой вращения на расстоянии 2/3 оптического радиуса, в то же время менее яркие объекты демонстрируют рост кривой вращения на том же радиусе. Это может быть связано с большим вкладом дисков в кривую вращения в галактиках высокой поверхностной яркости. При этом объекты высокой яркости с большой скоростью вращения образуют отдельную зависимость на диаграмме «логарифм наклона кривой вращения -поверхностная яркость». Это указывает на то, что вклад диска в кривую вращения, по-видимому, зависит как от поверхностной яркости, так и от светимости галактики. Этот результат противоречит выводу о том, что зависимость массовой доли темного гало от звездной массы является лишь проявлением более фундаментальной корреляции с поверхностной плотностью, сделанному в работе [30].

Таким образом, вопрос остается открытым. Возможно, корреляции доли темного гало с массой (светимостью) и с поверхностной плотностью (яркостью) следует рассматривать совместно. С таким выводом согласуются и результаты гидродинамического моделирования газа для галактик с высокой поверхностной яркостью, полученные в работе Kranz и др. [17] . Напомним, что в этой статье среди галактик высокой поверхностной яркости модели максимального диска соответствовали лишь те объекты, которые обладали максимальной скоростью вращения vc > 200 км/с. В главе 2 настоящей работы рассматривается вопрос о связи между массовой долей и поверхностной плотностью и яркостью дисков для выборки галактик с имеющимися в литературе распределениями дисперсии скоростей звезд.

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 Tinsley [32] в одной из первых работ, посвященных выявлению корреляции между массовой долей темного вещества и наблюдаемыми свойствами галактик. Tinsley сопоста-

вила зависимость отношения полной массы к светимости в фильтре В от показателя цвета В — V с аналогичной зависимостью, полученной в рамках простой эволюционной модели для звездного населения. Отношения полной массы (темное гало + видимое вещество) к светимости оказались выше модельных значений для более голубых объектов (В — V < 0.55), что может свидетельствовать о том, что в этих объектах вклад темного гало в интегральную массу больше, чем в красных проэволюционировавших системах. Результат, полученный Tinsley, на значительно большем материале с использованием более современных моделей был подтвержден в работе [33] для выборки примерно из 1300 объектов (подробнее об этом в следующей главе).

Корреляция массовой доли темного вещества с цветом звездного населения на статистическом уровне может отражать связь с текущим темпом звездообразования или с морфологическим типом галактики, поскольку цвет связан с типом. Галактики ранних типов имеют в среднем более красные цвета, а поздние типы относятся к более голубым объектам, хотя эта связь слабо выражена для галактик низкой светимости. Отсюда следует, что объекты ранних типов, для которых характерен красный цвет, обладают в среднем меньшей массовой долей темного вещества по сравнению с галактиками поздних типов. Если связь между массовой долей темного гало и морфологическим типом действительно существует, то относительную массу темного гало можно рассматривать как один из параметров, определяющий последующую эволюцию галактики.

Корреляция между вкладом темного гало в кривую вращения и морфологическим типом отмечалась нескольким авторами. В частности, в работе Casertano и van Gorkom [31] было обнаружено, что спадающей к периферии кривой вращения (большему вкладу диска) соответствуют объекты с более ранним морфологическим типом. Этот вывод подтвердился в работе Kassin и др. [34], где производилась декомпозиция кривых вращения 34 спиральных галактик, причем профили плотности звездного диска получались из распределений яркости и модельных зависимостей М/L-цвет. Авторы

пришли к выводу, что диски галактик раннего типа продолжают доминировать по массе до больших расстояний от центра, по сравнению с дисками объектов поздних типов. Однако, наличие связи между массовой долей темного вещества и морфологическим типом ставится под сомнение некоторыми авторами. В частности, в более поздней работе Williams и соавторы [18] не находят систематического различия между содержанием темного вещества в спиральных и линзовидных галактиках.

Вопрос о влиянии окружения на массовую долю темного гало в галактиках заслуживает отдельного рассмотрения. Этой проблеме посвящена работа Plana и др. [25], где производилось моделирование кривых вращения для выборки галактик, принадлежащих к компактным группам Хиксона, и сравнивались распределения темного и видимого вещества для них с распределениями, полученными для галактик поля и скоплений. Авторы пришли к выводу о том, что галактики в компактных группах не отличаются по своим отношениям массы темного гало к интегральной массе от галактик поля. Этот вывод подтверждается ниже в главе 1 для галактик, относящихся к скоплению Virgo.

Некоторые авторы ([30], [31], [35]) находят связь между массовой долей темного гало и радиальной шкалой диска. Согласно этим работам, большей шкале диска соответствует большая массовая доля темного вещества. Из космологической модели AC DM следует, что основным параметром, стоящим за этой корреляцией, является удельный угловой момент А (см. [35]). Модельные диски с низким удельным угловым моментом обладают высокой поверхностной плотностью и большим вкладом в максимальную скорость вращения, в то же время диски с большим А имеют низкую поверхностную плотность и малый вклад в полную скорость вращения. Таким же образом можно объяснить и связь между поверхностной плотностью и массовой долей темного гало, упомянутую выше.

Другой вопрос, заслуживающий внимания, касается связи между поверхностными плотностями темного вещества и нейтрального водорода. Наличие корреляции между поверхностными плотностями

темного вещества и нейтрального водорода впервые было обнаружено в работах [36], [37], где для сравнительно небольшой выборки галактик был сделан вывод о том, что полная поверхностная плотность вещества (то есть масса, приходящаяся на единицу площади диска), необходимая для объяснения наблюдаемой кривой вращения вне оптических границ примерно пропорциональна поверхностной плотности нейтрального водорода. (Этот результат эквивалентен выводу о связи между поверхностными плотностями темного вещества и нейтрального водорода, там, где вкладом видимого вещества в полную поверхностную плотность можно пренебречь (за пределами оптического радиуса).) Вопрос о примерном постоянстве отношения между поверхностными плотностями темной материи и Ш вдоль радиуса был позднее исследован в работах [38], [39] и [40]. Эти авторы подтвердили, что данное отношение постоянно вдоль радиуса за пределами оптических границ. Согласно [40], оно также слабо меняется от галактики к галактике и возрастает при переходе от поздних к ранним морфологическим типам. Вывод о постоянстве этого отношения с радиусом был получен также и для карликовых галактик (см, например, [41]).

Для объяснения наблюдаемой связи между поверхностными плотностями темного вещества и нейтрального водорода, и с учетом ряда других предпосылок, была предложена гипотеза о том, что темное вещество состоит из холодного газа, находящегося, в основном, в молекулярной форме и имеющего фрактальную структуру (см. [42]).

Однако постоянство отношения поверхностных плотностей темного вещества и нейтрального водорода также может лишь отражать сходство в законах распределения этих составляющих в галактиках, которые не являются причинно-связанными.

К описанным выше выводам следует относиться с осторожностью, связь плотности Н1 и темной массы не является универсальной. Подтверждение этому можно найти в работе Ноек^га и др. [43], где производится моделирование кривых вращения для выборки из 24 спиральных галактик. Кривые вращения в этой работе моделиру-

ются следующим образом: распределения поверхностной плотности звездных дисков вычисляются из распределений поверхностной яркости и отношений массы к светимости, постоянных с радиусом, а профили поверхностной плотности темной материи считаются пропорциональными наблюдаемым профилям нейтрального водорода. Авторы приходят к заключению, что часть объектов плохо объясняется такой моделью на больших расстояниях от центра, где профиль поверхностной плотности газа начинает резко спадать (что приводит к спадающей модельной кривой вращения), в то время как наблюдаемая кривая вращения остается плоской. А те случаи, когда модельные кривые хорошо объясняют наблюдения, соответствуют менее протяженным наблюдаемым профилям поверхностной плотности нейтрального водорода (соответствующие им кривые вращения Ш просто не достигают еще радиуса, на котором происходит падение). Таким образом, связь между поверхностными плотностями темной материи и нейтрального водорода оказывается слабой, или вовсе отсутствует для многих галактик.

Другая сложность, к которой приводит предположение о темной материи, находящейся вместе с газом в диске, заключается в том, что массивный диск должен быть достаточно сильно динамически нагретым, чтобы оставаться гравитационно устойчивым ([44], [45]), хотя этот вопрос требует более подробной проработки.

Таким образом, судя по результатам многочисленных исследований, массовая доля темного гало в галактиках оказывается связанной с другими наблюдаемыми характеристиками. Однако нет такой корреляции, в отношении которой наблюдалось бы единодушное согласие. Такое положение дел можно объяснить тем, что оценка вклада темного гало в полную массу галактики зависит от метода, с помощью которого она получена. Разные методики дают порой противоречивые результаты, поэтому авторы не могут сойтись во мнениях по поводу того, с чем же все-таки коррелирует массовая доля темного вещества. Также спорным является вопрос о том, какие из зависимостей являются первичными, а какие просто следуют из них. Однако обнаружение любой связи между наблюдаемы-

ми характеристиками видимой галактики и массовой долей темного вещества может помочь нам продвинуться в понимании фундаментальных свойств как непосредственно наблюдаемого, так и темного вещества. Она показывает, что при изучении формирования и эволюции галактик темное и видимое вещество необходимо рассматривать совместно. В связи с этим представляется важным дальнейшее изучение этой проблемы.

Настоящая работа посвящена проблеме оценки массовой доли темного гало в спиральных галактиках и ее взаимосвязи с другими наблюдаемыми свойствами галактик. Также изучается вопрос о содержании темной материи и о применимости модели максимального диска к галактикам низкой поверхностной яркости. Обсуждаются проблемы неопределенности начальной функции масс звезд и гравитационной устойчивости звездных дисков, которые очень важны не только в приложении к вопросу об оценке массы темного гало в галактиках, но и являются ключевыми в изучении эволюции и формирования галактических дисков.

0.5 Актуальность проблемы

Проблема оценки относительной массы темной материи в галактиках актуальна, поскольку она напрямую связана с вопросами формирования и эволюции галактик. Под темной материей в диссертации понимается как не-барионная материя, так и барионное вещество, не вносящее заметного вклада в светимость. Из стандартной космологической модели следует, что галактики формировались в гравитационном поле темного гало, состоящего из бесстолкнови-тельных частиц, которое, возможно, и в последующей истории галактики влияло на их эволюцию. Об этом может свидетельствовать связь относительной массы темной материи с другими наблюдаемыми свойствами галактик (см. выше). Оценки масс темного гало в пределах оптических границ галактики необходимы также для того, чтобы иметь возможность вычислить массу и плотности галактических дисков, содержащих барионную материю (звезды и газ). Про-

блема заключается в сложности и подчас неоднозначности оценок массы темного гало и диска в пределах оптических границ галактик, обусловленной недостатками используемых с этой целью методов, каждый из которых исходит из определенных допущений. В некоторых случаях разные подходы приводят к сильно различающимся выводам как о массе гало, так и составе галактических дисков, что продемонстрировано в диссертации на примере галактик низкой яркости. Поэтому важно иметь оценку массовой доли темного гало, произведенную независимыми методами. Самостоятельный интерес и актуальность имеют также вопросы о применимости тех предположений, что лежат в основе различных методов оценки относительных масс диска и гало, такие, как универсальность начальной функции масс звезд, близость звездных дисков к границе гравитационной устойчивости, или наличие темной материи в дисках.

0.6 Цели работы

В основе настоящей работы лежат следующие задачи:

1. Оценка относительной массы темного гало и диска для дисковых галактик различных типов и поверхностных яркостей с использованием различных методов.

2. Поиск галактик, обладающих аномальным для данного показателя цвета значением M/L, и их изучение: проведение поверхностной фотометрии (для 11 объектов) и наблюдения в линии Hi на Westerbork Synthesis Radio Telescope (далее WSRT).

3. Изучение гигантской галактики низкой яркости Malin2: обработка данных по поверхностной фотометрии и построение динамической модели, основанной на них.

4. Исследование близкой галактики МЗЗ: построение ее динамической модели с использованием критерия маржинальной устойчивости, учитывающего влияние холодной газовой подсистемы.

Оценка радиального распределения эффективного выхода кислорода на основе полученных данных.

0.7 Научная новизна

1. Используя большой массив данных по оценкам скоростей вращения и светимостей, были выделены объекты с предположительно аномальными значениями отношения М/Ь диска и показано, что в большинстве случаев они связаны с ошибками оценок скоростей вращения или светимости.

2. Впервые были получены оценки масс дисков 4 галактик низкой яркости методом, основанным на условии маржинальной гравитационной устойчивости. Полученные оценки оказались сильно отличающимися от оценок, основанных на фотометрии, и близкими к оценкам максимального диска, что, по-видимому, свидетельствует в пользу того, что диски низкой яркости значительно тяжелее, чем это обычно принимается, альтернативное объяснение - динамический перегрев дисков.

3. В диссертации впервые были оценены массы дисков для выборки из 121 галактики с известными значениями дисперсии скоростей звезд на галактоцентрическом расстоянии в 2 радиальные шкалы диска с использованием критерия гравитационной устойчивости. Сопоставление этих оценок с фотометрическими, а также построение барионной зависимости Талли-Фишера говорит о хорошем согласии между ними (за исключением галактик с высокими показателями цвета). Это свидетельствует об отсутствии сильного динамического перегрева дисков большинства спиральных и части линзовидных галактик, а, следовательно, об отсутствии слияния с крупными спутниками в их истории. В то же время примерно половина линзовидных галактик обладают динамически перегретыми дисками на выбранном расстоянии от центра.

4. В настоящей работе впервые была получена динамическая модель МЗЗ, основанная на критерии маржинальной устойчивости звездного диска с учетом влияния газовой подсистемы. На основе оцененной поверхностной плотности диска и имеющихся в литературе распределений обилия кислорода впервые был получен ход эффективного выхода кислорода по радиусу для МЗЗ.

5. В диссертации впервые были получены результаты наблюдений в линии Hl на радиоинтерферометре WSRT для двух галактик с аномальными оценками отношения массы к светимости: NGC6824 и UGC11919.

В диссертации получены данные многоцветной фотометрии в фильтрах В, V, R для 11 галактик с аномальными для данного показателя цвета оценками отношения массы к светимости (для 9 галактик это выполнено впервые).

В настоящей работе впервые была проведена поверхностная фотометрия гигантской галактики низкой яркости Malin 2 в фильтрах g, г, i, z. Эти результаты были использованы для построения динамической модели Malin 2.

0.8 Практическая и научная ценность

1. Оценки масс дисков низкой яркости, полученные в диссертации, позволяют сделать важный вывод о структуре этих объектов: галактики низкой поверхностной яркости, по-видимому, далеко не всегда являются системами с дисками малой плотности и доминирующим на всех радиусах темным гало. В этом случае различие между галактиками низкой и высокой поверхностной яркости может отражать не преобладание темного гало над диском в системах с низкой яркостью, как это принимается во многих работах, а особенность эволюции диска при наличии гало умеренной массы.

6.

7.

2. Вывод об отсутствии сильного динамического перегрева большинства спиральных и некоторых линзовидных галактик, сделанный в главе 2, свидетельствует о том, что они не испытали за свою историю слияний с крупными спутниками, и позволяет таким образом получить определенные ограничения на условия формирования дисковых галактик.

3. Динамическая модель МЗЗ, построенная в главе 3 свидетельствует об отсутствии динамического перегрева центральной части этой галактики, и позволяет уточнить оценку массы ее диска. А радиальное распределение эффективного выхода кислорода, рассчитанное с использованием полученной оценки поверхностной плотности диска подтверждает вывод о большой роли аккреции в химическом обогащении среды в центральной области диска.

4. Исследование галактик с аномальными значениями отношения массы к светимости показывает, что существует небольшая доля галактик, по-видимому, обладающих нестандартной начальной функцией масс (НФМ) звезд и требующих более подробного исследования. Однако в большинстве случаев нет основания предполагать наличие сильных различий в НФМ звезд, образовавшихся в дисках.

5. Исследование структуры гигантской галактики низкой яркости МаНп2 позволяет продвинуться в понимании природы этого объекта.

6. Фотометрические и кинематические оценки, полученные в диссертации, содержат в себе новую информацию об изучаемых объектах и могут быть использованы другими авторами в их исследованиях.

0.9 Структура и содержание работы

Диссертация состоит из введения, 4 глав, выводов, одного приложения и списка цитируемой литературы.

Первая глава состоит из б разделов. В ней приводится диаграмма M/L — (В — V)o для выборки из ~ 1300 галактик по базе данных Hyperleda. Вид диаграммы может свидетельствовать о статистической связи между массовой долей темной материи и цветом звездного населения. Галактики скопления Virgo на этой диаграмме не выделяются. Отдельное внимание уделяется галактикам с аномальными для данного показателя цвета отношениями массы к светимости, разъясняется почему эти объекты представляют интерес, обсуждается проблема универсальности начальной функции масс. В этой главе также приводятся результаты многоцветной фотометрии, полученные для 9 галактик с предположительно аномально низкими отношениями массы к светимости, обсуждаются возможные причины этой аномалии для каждого объекта, делается вывод о том, что для 5 из 9 рассмотренных объектов фотометрические данные дают основание предположить существование аномальной начальной функции масс звезд с дефицитом звезд малой массы. Помимо этого, в первой главе приводятся и анализируются результаты наблюдений в линии Hl на WSRT для двух галактик с нетипичными значениями отношения массы к светимости звездного населения. Приводятся результаты поверхностной фотометрии для этих объектов.

Вторая глава включает в себя 4 раздела. В ней описывается выборка из 121 объекта с известными значениями дисперсии скоростей звезд на расстоянии двух радиальных шкал диска от центра (по опубликованным данным), для которых нами были оценены массы дисков. Описывается метод оценки, основанный на критерии маржинальной устойчивости звездных дисков. Приводятся численные значения поверхностных плотностей и массовых долей звездных дисков для рассмотренной выборки. Полученные оценки массы дисков сопоставляются с фотометрическими на диаграмме «M/L - цвет», делается вывод о хорошем согласии между ними (за исключением объ-

ектов с красными показателями цвета звездного населения). Приводятся диаграммы сг/ус—тип, ус~сг, М^/М^—(В — V)о, сг(2Д)-тип и барионная зависимость Талли-Фишера (сг/ус - отношение радиальной дисперсии скоростей звезд к круговой скорости на расстоянии двух радиальных шкал, М^/Мг - массовая доля диска, сг(2К) - поверхностная плотность диска на расстоянии двух фотометрических радиальных шкал). Показано, что: корреляция между типом и сг/ус практически отсутствует, то же относится и к зависимости между ус и сг; галактики с динамически перегретыми дисками чаще всего встречаются среди объектов с высокими показателями цвета, большинство которых относится к линзовидным галактикам; галактики в парах не выделяются на диаграммах, то же можно сказать и об объектах с барами. Массовые доли дисков сопоставляются с центральными поверхностными плотностями, определенными фотометрически, и яркостями дисков. Делается вывод о наличии статистически значимой корреляции между массовой долей диска и центральной поверхностной плотностью для выборки галактик позднего типа с надежными оценками дисперсии скоростей звезд и скорости вращения, изображения которых доступны в ЗББЗ. Однако этот вывод не очень надежен, ввиду малости выборки (9 галактик).

Третья глава посвящена оценкам массы и плотности звездного диска МЗЗ по дисперсии скоростей планетарных туманностей и состоит из 5 разделов. В главе описывается метод, используемый для оценки поверхностной плотности диска МЗЗ, в котором учитывается дестабилизирующее влияние газового компонента на устойчивость системы. Сравниваются профили поверхностной плотности диска, полученные в рамках настоящей работы и работы С1агс1и11о и др. [46]. Отношение массы к светимости в фильтре К, определенное с использованием этих профилей сопоставляется со значением, найденным по фотометрии (исходя из наблюдаемых показателей цвета), делается вывод о хорошем согласии оценок плотности, сделанных в рамках настоящей работы с фотометрическими оценками. В третьей главе также приводится профиль изменения толщины звездного диска по радиусу для различных отношений дисперсий скоростей

с2/сг и декомпозиция кривой вращения МЗЗ на компоненты, относящиеся к газовому и звездному дискам, балджу и темному гало. Делается вывод о том, что темное гало начинает доминировать по массе над видимым веществом с расстояния г = 7 кпк от центра. Рассчитывается изменение эффективного выхода кислорода с расстоянием от центра с использованием оценок поверхностной плотности диска и обилия кислорода из работ [47], [48]. Эффективный выход кислорода возрастает с радиусом. Это может свидетельствовать о систематическом уменьшении роли аккреции бедного металлами газа с расстоянием от центра.

Четвертая глава «галактики низкой яркости» включает в себя 4 раздела. В этой главе получены оценки масс и плотностей дисков четырех галактик низкой поверхностной яркости с использованием метода, основанного на критерии их маржинальной устойчивости и распределений дисперсии скоростей звезд по радиусу, взятых в работе [49]. Отношения массы к светимости дисков низкой яркости, найденные на основе этих оценок, в несколько раз превышают значения, следующие из фотометрии (согласно наблюдаемому цвету звездного населения и теоретическим зависимостям «М/Ь-цвет» со стандартной НФМ), однако хорошо согласуются с кривыми вращения галактик. Отношения массы к светимости дисков были использованы при декомпозиции кривых вращения, полученные модели оказались близки к моделям максимального диска. Данные по дисперсии скоростей звезд позволили также оценить полутолщины звездных дисков, соответствующие условию их маржинальной устойчивости и сравнить их с оценками, следующими из фотометрических измерений поверхностной плотности дисков. Сравнение этих величин показывает, что случаю маржинально устойчивых дисков соответствует толщина в 2-2.5 раза меньшая, чем в случае фотометрической оценки плотности. Делается вывод, что диски галактик низкой яркости могут быть гораздо массивнее, чем это следует из фотометрии, если только они динамически не перегреты. Высокие отношения массы к светимости дисков низкой яркости могут быть связаны или с нестандартной НФМ (с избытком звезд малой мас-

сы), или с наличием темного вещества в дисках. В четвертой главе также приводятся результаты многоцветной фотометрии гигантской галактики низкой яркости Malin 2, и декомпозиция ее кривой вращения, с учетом полученных данных. Рассчитанная модельная кривая вращения свидетельствует в пользу того, что во внутренней части этого объекта доминирует по массе видимое вещество, в то же время внутри г = Ah преобладает темное гало. Также в главе 4 приведены данные по кинематике звезд и ионизованного газа Malin2, полученные, исходя из спектра, доступного в архиве GMOS-N, в совместной работе с Каспаровой, Катковым и Чилингаряном. Щель была ориентирована вдоль малой оси, поэтому кривой вращения получить не удалось, но на PV-диаграмме заметно противовраще-ние центральной части звездного и газового дисков, которое может свидетельствовать о слиянии этой галактики с малым спутником. Поверхностные плотности молекулярного и атомарного водорода из работ [50], [51] вкупе с результатами динамического моделирования позволили нам рассчитать равновесное гидростатическое давление турбулентного газа. Наблюдаемая степень молекуляризации газа по данным Das и др. [51] в этой галактике значительно выше, чем ожидается для галактик высокой поверхностной яркости, не входящих в состав скоплений, при данных значениях давления межзвездной среды. Возможным объяснением этого явления может послужить долгоживучесть молекулярных облаков в областях с низким темпом звездообразования.

В главе «Выводы и обсуждения диссертации» массовые доли дисков, оцененные разными методами, сопоставляются с показателями цвета и светимостями, даются корреляции между массами диска и гало в пределах оптического радиуса и скоростью вращения, делается вывод о том, что скорость вращения теснее связана с массой диска, а не гало. Приводится зависимость между массой темного гало в пределах оптических границ и вириальной массой, делаются основные выводы работы.

В приложении содержится расчет влияния внутреннего поглощения на положение точек на диаграмме «M/L - цвет» и делается

вывод о том, что ослабление света, связанное с пылью, одновременно уменьшает оценку светимости и увеличивает оценку показателя цвета. Таким образом, точки на диаграмме М/Ь — цвет оказываются на все той же модельной зависимости.

0.10 Апробация работы

Основные результаты работы были представлены на следующих научных семинарах и конференциях:

1. Всероссийская школа для молодых ученых «Галактические и аккреционные диски», Н. Архыз, 2009.

2. Международная конференция «17th Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics», Киев, 2010.

3. Семинар по гравитации и космологии им. A.JI. Зельманова под руководством проф. Сажина М.В. и чл.-корр. РАН Старобин-ского А.А. No 201, Москва, 2010.

4. Международная конференция «Dynamics and evolution of disc galaxies», Москва, 2010.

5. Международная конференция «Evolution of galaxies, their central black holes and their large-scale environment», Потсдам, 2010.

6. Семинар в рамках международной инициативы «Dark Matter Awareness Week», Москва, 2010.

7. Всероссийская конференция «Современная звездная астрономия», Москва, 2011.

8. Международная конференция JENAM, Санкт-Петербург, 2011.

9. Неформальный научный семинар lunch-colloquium института ASTRON, Двингелоо, Нидерланды, 2011

10. «Конференция пользователей крупных телескопов России», Н. Архыз, 2011

11. Семинары отдела внегалактической астрономии, Москва, 2009, 2011.

0.11 На защиту выносятся следующие результаты

1. Получены результаты поверхностной BVR- фотометрии 11 галактик с аномально низкими оценками отношения массы к светимости для наблюдаемого показателя цвета. Для трех из них (NGC4826, NGC5347 и NGC6814) подтверждены аномально низкие для данного показателя цвета значения M/L, что свидетельствует о низкой массе гало и/или аномальной функции масс звезд в этих галактиках.

2. Представлены результаты исследований в линии Hl, проведенных на радиоинтерферометре WSRT (Голландия), для двух галактик с отношениями массы к светимости, не соответствующими имеющимся оценкам их интегральных показателей цвета. Получены PV-диаграммы галактик, и определена кривая вращения NGC6824. В результате декомпозиции последней найдены значения масс диска, балджа и темного гало, причем масса гало оказалась много меньше массы видимых компонент.

3. Представлены результаты поверхностной многоцветной фотометрии гигантской галактики низкой яркости Malin 2 и проведено моделирование кривой ее вращения с учетом полученных данных. Массовая доля, приходящаяся на темное гало, составляет 0.17 и 0.70 в пределах одной и четырех радиальных шкал диска соответственно. Полученная модель близка к модели максимального диска.

4. Получены оценки массы и поверхностной плотности дисков четырех галактик низкой яркости с известными кинематическими

характеристиками, основанные на использовании условия маржинальной гравитационной устойчивости дисков. Результаты дают основание считать, что диски рассматриваемых галактик в 4-6 раз тяжелее, чем это следует из фотометрии, что может быть связано с аномально высокой долей звезд малой массы или концентрацией темного вещества в диске.

5. Получены теоретические оценки поверхностных плотностей и масс дисков 121 галактики, для которых известны кривые вращения и дисперсии скоростей звезд на расстоянии г « 2к от центра (где Ъ. — радиальная шкала плотности диска), в предположении маржинальной гравитационной устойчивости дисков. Показано, что для большинства спиральных галактик относительная масса диска внутри оптических границ лежит в пределах 0.4-0.8. Отсутствует систематическое расхождение полученных оценок масс дисков с фотометрическими оценками, базирующимися на эволюционной модели звездного населения. Это дает основание считать, что большинство рассмотренных галактик не испытало сильного динамического нагрева внутренних областей дисков. Галактики в парах и галактики с барами не выделяются по массовой доле дисков.

6. Динамически перегретые диски встречаются, однако, примерно у половины галактик с высоким показателем цвета (В — У)о > 0.7 (т.е. со слабым звездообразованием), относящихся в основном к типам ЗО-БО/а, что указывает на не одинаковую историю формирования линзовидных (80) галактик.

7. Предложена динамическая модель МЗЗ, построенная в предположении маржинальной устойчивости ее газо-звездного диска, которая согласуется как с кинематическими, так и с фотометрическими свойствами галактики. С использованием этой модели рассчитаны массы диска и темного гало галактики, а также радиальный профиль эффективного выхода кислорода, показывающий отклонение от ожидаемого для модели мгновенного обогащения. Подтверждается вывод о массивном темном гало в

галактике, полученный СогЬеШ [52]: начиная с 7 кпк от центра, темное гало преобладает над диском по массе.

8. Показано, что отношение масс темного гало и диска галактик в пределах нескольких радиальных шкал диска варьируется в широком интервале (0-0.8) и очень слабо коррелирует с фотометрическими параметрами галактик. При этом скорость вращения периферийных областей дисков теснее коррелирует с массой диска, чем с массой темного гало, в гравитационном поле которого находится диск.

0.12 Личный вклад автора

По пунктам 1 и 3 автором была произведена обработка данных по поверхностной фотометрии всех рассмотренных объектов и построение динамической модели Malin2. По пункту 2 автору принадлежит создание наблюдательной заявки на WSRT, автор принимала активное участие в обработке и интерпретации полученных результатов. По пунктам 4-8: автор принимала равное участие с остальными соавторами.

0.13 Основные результаты диссертации содержатся в следующих работах

1. Сабурова A.C., Шалденкова Е.С., Засов A.B., Астрономический журнал, 53, No 9, 861-873 (2009) «Спиральные галактики с «нетипичными» значениями отношения массы к светимости.»

2. Сабурова A.C., Астрономический журнал, 88, No 5, 446-453 (2011) «Диски LSB - галактик: легкие или массивные?»

3. Засов A.B., Хоперсков A.B., Сабурова A.C., Письма в Астрономический журнал, 37, No 6, 410-421 (2011) «Гравитационная устойчивость и динамическая перегретость звездных дисков галактик»

4. Сабурова А.С., Бизяев Д.В., Засов А.В., Письма в Астрономический журнал, 37, No 11, 811-826 (2011) « Существуют ли дисковые галактики с аномально низкими значениями отношения массы к светимости?»

5. Сабурова А.С., Засов А.В., Письма в Астрономический журнал, 38, No 3, 163-171 (2012) «Масса и плотность звездного диска в галактике МЗЗ»

6. Saburova A.S., Proceedings of the 17th Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics, 19-22 (2011) «On the massive disks in low surface brightness galaxies»

7. Saburova A.S., Astronomical and Astrophysical Transactions, 27, No 2, 71-76 (2012) «On the possibility of massive disks in low surface brightness galaxies»

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Сабурова, Анна Станиславовна

4.4 Выводы главы 4

Массы дисков четырех галактик низкой поверхностной яркости, полученные исходя из критерия устойчивости, оказались значительно выше, чем можно ожидать из фотометрии для нормального звездного состава, и близки к оценкам в моделях максимального диска. Следовательно, либо диски этих галактик сильно динамически «перегреты» и толстые, либо их плотности и массы вполне типичны для HSB- галактик. В этом случае их высокие отношения массы к светимости можно объяснить тем, что они содержат большое число маломассивных звезд (а, следовательно, плохо описываются моделями, построенными для нормальных спиральных галактик со стандартной начальной функцией масс), либо же в дисках находится значительная доля темного вещества.

Для гигантской LSB-галактики Malin2 также справедлив вывод о массивном диске («max disk model»), но это следует уже не из дисперсии скоростей звезд, которая неизвестна, а из фотометрии. Предположения об аномальном звездном составе для этой галактики не требуется. Центральной часть Malin2 очень похожа на галактику высокой яркости, в которой видимое вещество преобладает по массе, при этом внутри 4 радиальных шкал диска темное гало доминирует.

Наблюдаемое отношение поверхностных плотностей атомарного и молекулярного водорода Malin2 из работы Das и др. [51] значительно выше ожидаемого для нормальных галактик с данным значением равновесного гидростатического давления межзвездной среды. Возможное объяснение этому — долгое время жизни молекулярных облаков, которые успели образоваться ранее, в областях с низким темпом звездообразования.

Профиль лучевых скоростей звезд и ионизованного газа центральной части Malin2, полученный на основе длинно-щелевых данных из архива GMOS-N, показывает вращения звезд и газа вдоль малой оси, при этом газ и звезды вращаются в противоположные стороны. Это может свидетельствовать о наличии малого мержинга в истории галактики или может быть связано с оттоком вещества в результате активности ядра (см. Ыатуа и др. [232]).

Обсуждение и выводы диссертации

Во введении был приведен подробный обзор публикаций по оценке массы темного гало и поискам связи между относительной массой диска или темного гало с другими наблюдаемыми свойствами галактик. В рамках диссертации были получены оценки масс дисков и гало для выборки галактик разных типов и яркостей. Для того чтобы проверить существование корреляций, отберем из нашей выборки объекты с наиболее надежными оценками: объекты, для которых фотометрический метод и метод, основанный на критерии маржинальной устойчивости дают близкие значения массы диска, а также для которых в литературе можно найти надежные данные по дисперсии скоростей звезд и скорости вращения. Отдельно будем рассматривать галактики низкой яркости. Помимо этой выборки, рассмотрим галактики, для которых массовая доля диска оценивалась различными методами другими авторами. Методы оценок перечислены ниже:

• фотометрический метод, в котором при декомпозиции кривой вращения ограничение на поверхностную плотность диска и балджа берется из наблюдаемого показателя цвета и зависимости «М/Ь - цвет», полученной из моделирования методом популяционного синтеза, (Каявт и др. [34]);

• метод, основанный на критерии маржинальной устойчивости, (Во^ета [13], Хоперсков и др. [14]);

• моделирование кривой вращения в рамках модели наилучшего соответствия или максимального диска (УоэЫпо, 1сЫкаша [233],

Сабурова и др. [33], Moriondo и др. [234], Dicaire и др. [235], Ryder и др. [58], Barnes и др. [236]);

• Методы, основанные на гидродинамическом моделировании газа в спиральных ветвях (Kranz и др. [17]) и на условии существования спиральной структуры волновой природы (Athanassoula и др. [195]).

На рисунке 4.11 отношение массы диска к полной массе галактики сопоставляется с полной светимостью в фильтре В (а) и показателем цвета (B — V)о (б), пустыми квадратиками выделены объекты с наиболее надежными оценками массы дисков. Различные значки относятся к разным методам, с помощью которых были получены оценки относительной массы дисков (на рис. 4.116 отсутствуют оценки, полученные фотометрическим методом, поскольку этот метод изначально использует значения показателей цвета).

Из рисунка 4.11 следует, что корреляция между массовой долей диска и светимостью или показателем цвета (В — V")o отсутствует для рассмотренных галактик. Таким образом, мы на гораздо меньшей выборке по сравнению с рассматривавшийся в главе 1, но с использованием более надежных оценок массы диска, не находим корреляции между массовой долей диска и показателем цвета. Корреляция будет отсутствовать и в том случае, если вместо показателя цвета или светимости по оси абсцисс отложить морфологический тип. Статистически значимая корреляция имеет место только между Md/Mt, оцененными для случая маржинально устойчивых дисков, и центральной поверхностной плотностью диска для галактик с типами t > 3, но и она не очень надежна, поскольку основана на маленькой выборке (см. главу 2). Галактики с барами также в среднем не обладают более высокими относительными массами дисков по сравнению с галактиками без баров (см. главу 2). То же можно сказать и о сравнении галактик в скоплениях и поле (см. главу 1). Отсутствие корреляции между массовой долей диска и полной светимостью в фильтре В, а также окружением галактики подтверждается в работе Plana и др. [25], где проводилось моделирование

1,2-1

1,0

0,6

0,2 декомпозиция кривых вращения +анализ дисп. скоростей

• декомпозиция кривых вращения +учет спир. структ., гидрод. моделир. О декомпозиция кривых вращения (max dsk best fit)

Ж декомпозиция кривых вращения +учет зависимости цвет-M/L О оценки, полученные в рамках настоящей работы (по анализу дисп. скоростей)

• LSB . г** °

0,0П

1Е9

1Е10

1Е11

1,0

0,8

0,6

0,4

0,2

0,0 ■

• декомпозиция кривых вращения +учет спи р. структ., гидрод. моделир. О декомпозиция кривых вращения (max dsk, best fit) А декомпозиция кривых вращения +анализ дисп. скоростей □ оценки, полученные в рамках настоящей работы (по анализу дисп. скоростей) о

Г) оз о □

О □ А

0,2 0,3 0,4 0,5

I—

0,6 I

0,7 I

0,9

1,0

B-v)„

Рис. 4.11: Сопоставление массовой доли диска с полной светимостью галактики в фильтре В (а) и показателем цвета (В — У)о (б). кривых вращения высокого разрешения, полученных по двумерным полям скоростей в линии На. Следовательно, если и существуют связи между массовой долей диска или гало и фотометрическими свойствами галактик, то они оказываются очень слабыми и зависят от тех методов, которыми были получены оценки массы диска. Заметим, что только анализ большого статистического материала позволил найти статистически значимую зависимость между показателем цвета и разностью оценок lgMt/L, определенных по фотометрии и по ширине линии Hl (глава 1), которую можно интерпретировать как проявление связи между относительной массой звездного диска и цветом звездного населения.

Гораздо более тесные корреляции имеют место между массами гало или диска и скоростью вращения галактик, они показаны на Рис. 4.12а, б соответственно. Из рисунка 4.12 видно, что со скоростью вращения теснее связана масса диска, чем масса гало. Это подтверждается статистически: для корреляций с массами диска и гало мы получили следующие коэффициенты корреляции и сред-неквадратические отклонения Ri ± gr = 0.87 ± 0.11, g\ = 0.07; R2 ± gr = 0.75 ± 0.15, сг2 = 0.10 соответственно для выборки галактик с наиболее надежными оценками массы диска. Более высокий разброс точек на диаграмме «Mh~v» частично обусловлен тем, что интегральная масса гало увеличивается с расстоянием от центра, а не конечна, как масса экспоненциального диска, поэтому мы должны ограничивать ее определенным, довольно условно задаваемым радиусом. Однако в пределах этого радиуса (Г25) массы диска и гало сопоставимы, поэтому при фиксированном значении их суммарной массы ошибки в оценках M¿ и M/¿ также должны быть сопоставимы.

Другой важный вопрос, касающийся проблемы темного гало в галактиках, заключается в том, как связана масса гало внутри оптических границ (или 4 радиальных шкал диска) с полной массой внутри вириального радиуса. Вириальный радиус ~ это расстояние от центра галактики, в пределах которого средняя плотность галактики в фиксированное число раз (обычно принимают 200 или 337) выше средней плотности Вселенной. Скорость вращения на периферии диска галактики пропорциональна вириальной скорости вращения vV{r/v « 0.79 (см. Reyes и др. [238]). Ниже мы используем также связи между и vv{r, rv¿r, полученные в работе Alam и др. [237]. На рисунке 4.13 показана зависимость между массой гало внутри оптических границ и вириальной массой галактики. Пустыми квадратами показаны галактики с наиболее надежной оценкой

1Е12 ■

1Е11

1Е10

1Е9 ■

1Е8

1Е7

• декомпозиция кривых вращения +учет спир. структ., гидрод. моделир. о декомпозиция кривых вращения (max dsk, best fit) Ж декомпозиция кривых вращения +учет зависимости цвет-M/L □ оценки, полученные в рамках настоящей работы (по анализу дисп. скоростей) декомпозиция кривых вращения ^анализ дисп, скоростей LSB

100

1Е12

1Е11

1Е10

1Е9

V, км/с

• декомпозиция кривых вращения +учет спир. структ., гидрод. моделир. о декомпозиция кривых вращения (max dsk, best fit) Ж декомпозиция кривых вращения +учет зависимости цвет-M/L □ оценки, полученные в рамках настоящей работы (по анализу дисп. скоростей) декомпозиция кривых вращения +анализ дисп. скоростей LS8 О

100

V, км/с

Рис. 4.12: Сопоставление массы гало (а) и диска (б) внутри оптических границ со скоростью вращения. массы диска. Для выборки галактик с наиболее надежными оценками массы диска, мы получили следующую линейную аппроксимацию зависимости между массой гало внутри оптических границ и вириальной массой: 1д{Мъ) = (6.9=Ы.0) + (0.53±0.1)^(М^Г), среднеквадратичное отклонение точек а = 0.29. Связь между массой гало в пределах г25 и вириальной массой оказывается нелинейной: у более массивных галактик М^/МтГ в среднем ниже. Примечательно,

1Е12

1Е11

1Е10

1Е9

1Е8

• декомпозиция кривых вращения +учет спир. струкг., гидрод. моделир. О декомпозиция кривых вращения (max dsk, best fit)

Ж декомпозиция кривых вращения +учет зависимости цвет-M/L □ оценки, полученные в рамках настоящей работы (по анализу дисп. скоростей) А декомпозиция кривых вращения +анализ дисп. скоростей

• LSB ф о ъ'1

1Е11

1Е12

М .

1Е13

Рис. 4.13: Сопоставление массы гало внутри оптических границ с вириальной массой. что галактики низкой яркости не выделяются на этой диаграмме.

Подведем итог: из настоящей работы можно вынести следующие основные выводы: о

• Вид диаграммы «М/Ь~цвет», построенной для ~ 1300 объектов указывает на наличие темного гало в галактиках, массовая доля которого увеличивается с уменьшением показателя цвета (см. главу 1). Во многих случаях точки, сильно отклоняющиеся от модельной зависимости, полученной моделированием методом популяционного синтеза, обусловлены ошибками определения скорости вращения или светимости галактик. Однако поверхностная фотометрия 11 галактик и наблюдения в линии Ш на WSRT двух галактик с отношениями массы к светимости, не соответствующими данному показателю цвета, свидетельствуют в пользу того, для небольшой части галактик аномальные значения М/Ь, по-видимому, реальны. Они могут указывать на нестандартную НФМ звезд в дисках (с дефицитом или избытком звезд малой массы, если речь идет об аномально низких или высоких М/Ь соответственно) или на темное вещество, распределенное в диске (для галактик с высокими значениями М/Ь).

• Оценки масс дисков 4 галактик низкой яркости методом, основанным на условии их маржинальной гравитационной устойчивости, оказались близки к оценкам в модели максимального диска, что, по-видимому, свидетельствует в пользу того, что диски этих галактик значительно тяжелее, чем это следует из фотометрии.

• В диссертации были оценены массы дисков для выборки из 121 галактики с известными значениями дисперсии скоростей звезд на галактоцентрическом расстоянии в 2 радиальные шкалы диска (г « 2К) с использованием критерия гравитационной устойчивости. Сопоставление этих оценок с фотометрическими, а также построение барионной зависимости Талли-Фишера, говорит о хорошем согласии между ними. Это свидетельствует об отсутствии сильного динамического перегрева дисков большинства спиральных и части линзовидных галактик во внутренних областях дисков, а, следовательно, об отсутствии слияния с крупными спутниками в их истории. В то же время примерно половина линзовидных галактик обладают динамически перегретыми дисками на выбранном расстоянии от центра.

• Предположение о том, что дисперсия скоростей звезд в диске МЗЗ в пределах г ~6-7 кпк близка к минимальному значению, обеспечивающему его устойчивость, не входит в противоречие ни с фотометрическим профилем диска, ни с отношением М/Ь звездного населения, ни с кривой вращения галактики, ни с оценками радиального распределения кислорода в диске. Это означает, что оптический диск галактики в пределах нескольких радиальных шкал плотности в течение своей эволюции не подвергался существенному динамическому нагреву, связанному со взаимодействием с соседним членами Местной Группы или с поглощением мелких систем. Подтверждается вывод о массивном темном гало в этой галактике и о значительной роли аккреции в химической эволюции галактик.

• Динамическая модель, полученная с использованием данных проведенной поверхностной фотометрии, для гигантской галактики низкой яркости МаНп2, оказывается близка к модели максимального диска. Центральная часть Ма1т2 напоминает галактику высокой поверхностной яркости, в то время как в пределах 4 радиальных шкал диска это система с доминирующим по массе темным гало. Но даже с учетом гравитации темного гало давление газа, рассчитанное в рамках равновесной модели диска, оказывается слишком низким для наблюдаемого отношения поверхностных плотностей молекулярного и атомарного газа. Последнее требует поиска механизмов, повышающих или поддерживающих уровень молекуляризации газа в областях очень низкой плотности.

• Для выборки галактик с наиболее надежно определенными массовыми долями дисков мы не находим корреляции между этими величинами и показателями цвета (В — V)о, а также светимостью в фильтре В. Однако на гораздо большей выборке галактик 1300), но с менее надежными оценками относительной массы диска, мы прослеживаем связь между М^/М^ и показателем цвета на статистическом уровне. Галактики с барами и в скоплениях не отличаются по своим отношениям М^/М^ от остальных галактик. Мы наблюдаем корреляции между вири-альной массой и массой темного гало внутри оптического радиуса, а также между скоростью вращения и массой диска или гало в пределах Г25, причем со скоростью вращения теснее связана масса диска, чем масса гало.

• Было показано, что ослабление света внутри галактики, обусловленное наличием пыли, одновременно уменьшает светимость и увеличивает показатель цвета галактики, таким образом точки оказываются на все той же модельной зависимости М/ Ь—цвет.

Благодарности

Я благодарна моему научному руководителю A.B. Засову за его помощь, обсуждение и поддержку.

Я выражаю благодарность своим соавторам Бизяеву Д.В., Хопер-скову A.B. и в особенности Gyula Jozsa , который помогал в проведении наблюдений в линии 21 см, обработке полученных данных, а также организовал мое пребывание в институте Astron в Нидерландах.

Я благодарю своих коллег по отделу внегалактической астрономии, в особенности Блинникова С.И., Каспарову A.B., Каткова И.Ю. и Терехову H.A. за моральную и техническую поддержку.

Я благодарна своей семье, в особенности маме Сабуровой И.Г., бабушке Бируле Т.А. и сестре Сабуровой A.C. за то, что они всегда были со мной и поддерживали меня. Я благодарю своих друзей, в особенности Сафонову Е.С.

Я бесконечно благодарна Заславскому К.А. за его веру в меня, за то, что он помогал мне и в любой момент был готов обсудить вопросы внегалактической астрономии.

Работа выполнена при финансовой поддержке грантов РФФИ: 07-02-00792, 11-02-12247-офи-м-2011, президента: МД-3288.2012.2 и фонда Династия.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Сабурова, Анна Станиславовна, 2012 год

Литература

[1] Freeman К.С., ApJ 160, 881 (1970)

[2] Ostriker J.P., Peebles P.J.E., ApJ 186, 467 (1973)

[3] Milgrom M., ApJ, 270, 365 (1983)

[4] Sanders R.H., McGaugh, S.S, ARA&A, 40, 263 (2002)

[5] Sanders R.H., MNRAS, 342, 901 (2003)

[6] Pointecouteau E., Silk J., MNRAS, 364, 654 (2005)

[7] Richtler Т., Schuberth Y., Hilker M. et al., A&A, 478, 23 (2008)

[8] Parker L. C. et al., ApJ, 669, 21 (2007)

[9] Buote D.A., Jeltema Т.Е., Cañizares C.R., Garmire G.P., ApJ, 577, 183 (2002)

[10] Merrifield M.R., Proceedings of the Yale Cosmology Workshop, Held 28-30 May 2001 in New Haven, Connecticut, USA. Edited by Priyamvada Natarajan (Yale University, USA) . Published by World Scientific Publishing Co., 170 (2002)

[11] O'Brien J.C., Freeman K.C., van der Kruit P.C., A&A, 515, 63 (2010)

[12] Williams M.J., Bureau M., Capppellari M., Memorie della Societa Astronómica Italiana Supplement, 18, 79 (2011)

[13] Bottema R., A&A, 275, 16 (1993)

[14] Хоперсков A.B., Засов A.B., Тюрина H.B., АЖ, 78, 1 (2001)

[15] Trott C.M., Webster R.L., MNRAS, 334, 621 (2002)

[16] McGaugh S.S., ApJ, 632, 859 (2005)

[17] Kranz Т., Slyz A., Rix H.W., ApJ, 586, 143 (2003)

[18] Williams M.J., Bureau M., Cappellari M., MNRAS, 400, 1665 (2009)

[19] Navarro J.F., Frenk C.S., White S. D. M., ApJ, 490, 493 (1997)

[20] Tully R.B.& Fisher J.R., A&A, 54, 661 (1977)

[21] Gallagher J.S., Hunter D.A., Tutukov A.V., ApJ, 284, 544 (1984)

[22] Persic M., Salucci P., ApJ., 368, 60 (1991)

[23] Persic M., Salucci P., Stel F., MNRAS, 281, 27 (1996)

[24] de Blok W. J. G., Walter F., Brinks E. et al., AJ, 136, 2648 (2008)

[25] Plana H., Amram P., Mendes de Oliveira C. et al., AJ, 139, 1 (2010)

[26] Verheijen M., Ph.D. thesis, University of Groningen (1997)

[27] Zavala J., Avila-Reese V., Hernández-Toledo H., Firmani С., A&A, 412, 633 (2003)

[28] Avila-Reese V., Firmani С., RevMexA&A, 36, 23 (2000)

[29] Bizyaev D., Mitronova S., ApJ, 702, 1567 (2009)

[30] Pizagno J., Prada F., Weinberg D.H. et al., ApJ, 633, 844 (2005)

[31] Casertano S., van Gorkom J.H., AJ, 101, 1231 (1991)

[32] Tinsley В., MNRAS, 194, 63 (1981)

[33] Сабурова A.C., Шалденкова E.C., Засов A.B., АЖ, 86, 861 (2009)

[34] Kassin S. A., de Jong R. S., Weiner B. J., ApJ, 643, 804 (2006)

[35] Avila-Reese V., Zavala J., Firmani С., Hernändez-Toledo H. M., AJ, 136, 1340 (2008)

[36 [37 [38

[39 [40

[41 [42 [43 [44 [45 [46

[47 [48

[49 [50

[51 [52 [53

Bosma A., Ph.D. thesis, University of Groningen (1978) Bosma A., AJ, 86, 1825 (1981)

Freeman K., «Physics of nearby galaxies: Nature or Nurture?» ed. Thuan T.X., Balkowski C., Van J.T.T., Ed. Frontieres, p. 201 (1993)

Broeils A., Ph.D. thesis, University of Groningen (1992)

Combes F., Molecular hydrogen in space, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 326 p (2001)

Jobin M., Carignan C., AJ, 100, 648 (1990)

Pfenniger D., Combes F., Martinet L., A&A, 285, 79 (1994)

Hoekstra H., van Albada T. S., Sancisi R., MNRAS, 323, 453 (2001)

Elmegreen B. G., MNRAS, 275, 944 (1995)

Терехова H., принято в печать в АЖ (2012)

Ciardullo R., Durrell P. R., Laychak M. B. et al., ApJ, 614, 167 (2004)

Pilyugin L. S., Vilchez J. M., Contini Т., A&A, 425, 849 (2004)

Magrini L., Stanghellini L., Corbelli E., Galli D., Villaver E., A&A, 512, 63 (2010)

Pizzella A., Corsini E. M., Sarzi M. et al., MNRAS 387, 1099 (2008)

Pickering Т. E., Impey C. D., van Gorkom J. H., Bothun G. D., AJ, 114, 1858 (1997)

Das M., Boone F., Viallefond F., A&A, 523A, 63 (2010) Corbelli E, MNRAS, 342, 199 (2003) http: / ned. ipac. caltech. edu/

[54] http:/leda.univ-lyonl.fr/

[55] Khoperskov A., Bizyaev D., Tiurina N., Butenko M., AN, 331, 731 (2010)

[56] Засов A.B., Хоперсков A.B., Сабурова A.C., ПАЖ, 37, 374 (2011)

[57] Pedrosa S., Tissera Р. В., Fuentes-Carrera I., Mendes de Oliveira C., A&A, 484, 299 (2008)

[58] Ryder S. D., Zasov A. V., Sil'chenko О. K. et al., MNRAS, 293, 411 (1998)

[59] Bell E. F., de Jong R. S., ApJ, 550, 212 (2001)

[60] Portinari L., Sommer-Larsen J., Tantalo R, MNRAS, 347, 691 (2004)

[61] Graham A. W., MNRAS, 334, 721 (2003)

[62] Kroupa P., Sei, 295, 82 (2002)

[63] Gilmore G., Starburst Galaxies: Near and Far, Proceedings of a Workshop held at Ringberg Castle, Edited by L. Tacconi and D. Lutz. Heidelberg: Springer-Verlag, p.34 (2001)

[64] Bastian N., Covey K.R., Meyer M.R., ARA&A, 48, 339 (2010)

[65] Meurer G.R., Wong O.I., Kim J.H. et al., ApJ, 695, 765 (2009)

[66] Lee J.C., Gil de Paz A., Tremonti C. et al., ApJ, 706, 599 (2009)

[67] Dabringhausen J., Fellhauer M., Kroupa P., MNRAS, 403, 1054 (2010)

[68] Hoversten E.A., Glazebrook K., ApJ, 675, 163 (2008)

[69] Zackrisson E., Bergvall N., Östlin, G. et al., ApJ, 650, 812 (2006)

[70] Gunawardhana M.L.P., Hopkins A.M., Sharp R.G. et al., MNRAS, 415, 1647 (2011)

[71] Stil J.M., Israel F.P., A&A, 392, 473 (2002)

[72 [73 [74 [75 [76 [77 [78 [79 [80

[81 [82

[83

[84 [85 [86 [87 [88

[89 [90

Landolt A.U., AJ, 104, 340 (1992) Landolt A.U., AJ, 137, 4186 (2009)

Schlegel D.J., Finkbeiner D.P., Davis M., ApJ, 500, 525 (1998)

Vader J. P., Chaboyer B., AJ, 108, 1209 (1994)

de Souza R. E., Gadotti D. A., dos Anjos S., ApJS, 153, 411 (2004)

Gadotti D. A., MNRAS, 384, 420 (2008)

Swaters R. A.& Balcells M., A&A, 390, 863 (2002)

de Robertis M. M., Hayhoe K., Yee H. K. C., ApJS, 115,163 (1998)

Sánchez-Portal M., Díaz A.I., Terlevich R. et al., MNRAS, 312, 2 (2000)

Buta R., Williams K.L., AJ, 109, 543 (1995)

Grocholski A. J., Aloisi A., van der Marel R. P. et al., ApJ, 686L, 79 (2008)

Recchi S., Hensler G., Angeretti L., Matteucci F., A&A, 445, 875 (2006)

Burstein D. & Heiles C., AJ., 87, 1165 (1982) Vaduvescu O., Richer M.G., McCall M.L., AJ, 131, 1318 (2006) Epinat B., Amram P., Marcelin M. et al., MNRAS, 388, 500 (2008) Allsopp N. J., MNRAS, 188, 765 (1979)

Braun R., Walterbos R.A.M., Kennicutt R.C.J., Tacconi L.J., ApJ, 420, 558 (1994)

Rubin V. C., AJ, 107, 173 (1994)

Márquez I., Durret F., Masegosa J. et al., A&A, 416, 475 (2004)

[91] THIRD REFERENCE CATALOGUE OF BRIGHT GALAXIES, de Vaucotileurs G., de Vaucouleurs A., Corwin H. G., Volume 1-3, XII, 2069 pp., Springer-Verlag Berlin Heidelberg New York (1991)

[92] Hernandez O., Carignan C., Amram R et al., MNRAS, 360, 1201 (2005)

[93] Katkov I., Moiseev A., Sil'Chenko O., ApJ, 740, 83 (2011)

[94] van Moorsei G.A., A&AS, 54, 19 (1983)

[95] Liszt H.S., Dickey J.M., AJ, 110, 998 (1995)

[96] Kornreich D.A., Haynes M.R, Lovelace R.V.E., van Zee L., AJ, 120, 139 (2000)

[97] Sault R.J., Teuben P.J., Wright M.C.H., Astronomical Data Analysis Software and Systems IV, ASP Conf. Ser., 77 (San Francisco: ASP), 433 (1995)

[98] Jözsa G.I.G., Ph.D. thesis, Univ. Bonn (2006)

[99] Jözsa, G.I.G, A&A, 468, 903 (2007)

[100] Epinat В., Amram P., Marcelin M., MNRAS, 390, 466 (2008)

[101] Засов A.B., Сильченко O.K., УФН, 180, 4 (2010)

[102] Jenkins A., Binney J., MNRAS, 245, 305 (1990)

[103] Binney J., Tremaine, S., Galactic Dynamics, Princeton Univ.press, Princeton, NJ, (2008)

[104] Shapiro K. L., Gerssen J., van der Marel R. P., A J, 126, 2707 (2003)

[105] Betrin G., Lin C.C., Proceedings of 10th European Regional Astronomy Meeting of the IAU, 4, 255, Czechoslovak Academy of Sciences, (1987)

[106] Хоперсков A.B., Засов A.B., Тюрина H.B., АЖ, 80, 387 (2003)

[107] Поляченко В.JI., Поляченко Е.В., Стрельников A.B., ПАЖ., 23, 598 (1997)

[108] Bottema R., А&А, 328, 517 (1997)

[109] Засов A.B., Хоперсков A.B., Тюрина Н.В., ПАЖ, 30, 593 (2004)

[110] Засов A.B., Бизяев Д.В., Макаров Д.И., Тюрина Н.В., ПАЖ, 28, 599 (2002)

[111] Сотникова Н. Я., Родионов С. А., АЖ, 32, 649 (2006)

[112] Mosenkov A.V., Sotnikova N.Ya., Reshetnikov V.P., MNRAS, 401, 559 (2010)

[113] Tyurina N.V., Khoperskov A.V., Zasov, A.V., Astron. and Astrophys. Transactions, 20, 155 (2001)

[114] Засов A.B., Хоперсков A.B., АЖ, 79, 195 (2002)

[115] Zasov A.V., Khoperskov А. V., Tyurina N.V., «Astrophysical Disks» Ed. by A. M. Fridman, et al., (Springer, Dordrecht, The Netherlands, p. 307 (2006)

[116] Засов A.B., Абрамова O.B., АЖ, 83, 976 (2006)

[117] Zasov A.V., Abramova O.V., ASP Conference Series, Ed. by Jose G. Funes, S.J. and Enrico Maria Corsini, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 396, 169 (2008)

[118] Каспарова A.B., Засов A.B., ПАЖ, 34, 174 (2008)

[119] Засов A.B., Моисеев A.B., Хоперсков A.B., Сидорова Е.А., ПАЖ, 52, 79 (2008)

[120] Neistein Е., Maoz D., Rix H.-W., Tonry J.L., AJ, 117, 2666 (1999)

[121] Graham A.W., AJ, 121, 820 (2001)

[122] Buta R., Mitra S., de Vaucouleurs G., Corwin H.G. AJ, 107, 118 (1994)

123] Reshetnikov V., Combes F., A&AS, 324, 80 (1997)

124] Flynn C., Holmberg J., Portinari L., astro-ph/0510515vl, (2005)

125] Korchagin V.l., Girard T.M., Borkova T.V., Dinescu D.I., van Altena W.F., AJ, 126, 2896 (2003)

126] Holmberg J., Flynn C., MNRAS, 352, 440 (2004)

127] Kuijken K., Gilmore G., AJ, 367, 9 (1991)

128] Wyse R.F.G., IAUS, 254, 179 (2009)

129] Torres-Flores S., Epinat В., Amram R, Plana H., Mendes de Oliveira C., MNRAS, 416, 1936 (2011)

130] Хоперсков A.B., Тюрина A.B., АЖ 47, 443 (2003)

131] Noordermeer E., Merrifield M.R., Coccato L. et al., MNRAS, 384, 943 (2008)

132] Baggett W.E., Baggett S.M., Anderson K.S.J., AJ, 116, 1626 (1998)

133] Mathewson D.S., Ford V.L., Buchhorn M., A&AS, 81, 413 (1992)

134] Chaves T.A., Irwin J.A., AJ, 557,646 (2001)

135] Simien F., Prugniel Ph., A&AS, 145, 263 (2000)

136] Gerssen J., Kuijken К., Merrifield M. R., MNRAS, 317, 545 (2000)

137] Daigle О., Carignan С., Amram P., Hernandez O., Chemin L., Balkowski C. and Kennicutt R., MNRAS, 367, 469 (2006)

138] Черепащук A. M., Афанасьев В. JI., Засов А. В., Катков И.Ю., АЖ, 87, 1 (2010)

139] Simien F., Prugniel Ph., A&A, 384, 371 (2002)

140] Westfall K.B., Bershady M.A., Verheijen M.A.W, et al., Island Universes, Astrophysics and Space Science Proceedings, Springer, 157 (2007)

142

143

144

145

146

147

148

149

150

151

152

153

154

155

Bershady M., Verheijen M., Andersen D., ASP Conf. Proc., 275, 43 (2002)

Beltran J.C.V., Pizzella A., Corsini E.M. et al., A&A, 374, 394 (2001)

Mendez-Abreu J., Aguerri J.A.L., Corsini E.M., Simonneau E., A&A, 487, 555 (2008)

Gavazzi G., Franzetti P., Boselli A., Pierini D., Scodeggio M., A&A, 361, 863 (2000)

Grosbol P. J., A&AS, 60, 261 (1985)

Gerssen J., Kuijken K., Merrifield M. R., MNRAS, 288, 618 (1997)

Herrmann K.A., Ciardullo R., International Conference on Planetary Nebulae as Astronomical Tools Proceedings, AIP Conference Proceedings, 804, 341 (2005)

Regan M.W., Vogel S.N., ApJ, 434, 536 (1994)

Chilingarian I., Novikova A., Cayatte V., Combes F., Di Matteo P., Zasov A., A&A, 504, 389 (2009)

Marquez I., Moles M., A&AS, 120, 1 (1996)

Heraudeau Ph., Simien F., Maubon G., Prugniel Ph., A&AS, 136, 509 (1999)

Kregel M., van der Kruit P. C., MNRAS, 358, 481 (2005)

Kregel M., van der Kruit P. C., de Grijs R., MNRAS, 334, 646 (2002)

Xilouris E.M., Byun Y.I., Kylafis N.D., Paleologou E.V., and Papamastorakis J., A&A, 344, 868 (1999)

Chung A., Bureau M., AJ, 127, 3192 (2004)

Pizzella A., Corsini E.M., Sarzi M. et al., MNRAS, 387, 1099 (2008)

157] Pohlen M., Balcells M., Luetticke R., Dettmar R.-J., A&A, 422, 465 (2004)

158] Bedregal A.G., Aragón-Salamanca A., Merrifield M.R. et al., MNRAS, 371, 1912 (2006)

159] Barteldrees A., Dettmar R.-J., A&AS, 103, 475 (1994)

160] van der Kruit P. C., Jimnez-Vicente J., Kregel M., Freeman K. C., A&A 379, 374 (2001)

161] Merrett H.R., Merrifield M.R., Douglas N.G. et al., MNRAS., 369, 120 (2006)

162] Noordermeer E., Ph.D. thesis, University of Groningen, 1 (2006)

163] Noordermeer E., van der Hülst J.M., Sancisi R., Swaters R.S., van Albada T.S, MNRAS, 376,1513 (2007)

164] Simien F. and Prugniel Ph., A&AS, 126, 519 (1997)

165] D'Onofrio M., Capaccioli M., Merluzzi P., Zaggia S., Boulesteix J., A&AS, 134, 437 (1999)

166] Fisher D., AJ, 113, 950 (1997)

167] Erwin P., MNRAS, 364, 283 (2005)

168] Ganda K., Falcon-Barrosoet J., Peletier R.F. et al., MNRAS, 367, 46 (2006)

169] Fridman A.M., Afanasiev V.L., Dodonov S.N. et al., A&A, 430, 67 (2005)

170] Pizzella A., Corsini E. M., Vega Beltran J. C. Bertola F., A&A, 424, 447 (2004)

171] Capaccioli M., Cappellaro E., Held E. V., Vietri M., A&AS, 274, 69 (1993)

172] Silva D. R., Boroson T. A., Thompson I. A. et al., AJ, 98, 131 (1989)

173] Kent S. M., A&AS, 59, 115 (1985)

174] Verheijen M.A.W., Sancisi R., A&A, 370, 765 (2001)

175] Loyer E., Simien F., Michard R., and Prugniel Ph., A&A, 334, 805 (1998)

176] Thakar A.R., Ryden B.S., Jore K.P., Broeils A.H., ApJ, 479, 702 (1997)

177] Bremnes T., Binggeli B., Prugniel P., A&AS, 141, 211 (2000)

178] Simien F. and Prugniel Ph., A&AS, 126, 15 (1997)

179] Hunter D.A., Rubin V.C., Swaters R.A. et al., ApJ, 634, 281 (2005)

180] Valdez-Gutierrez M., Rosado M., Puerari I. et al., AJ., 124, 3157 (2002)

181] Wagner S. J., Bender R., Dettmar R.-J., A&A, 215, 243 (1989)

182] Simien F., de Vaucouleurs G., ApJ, 302, 564 (1986)

183] Nanyao Y. Lu, ApJ, 506, 673 (1998)

184] Hinz J.L., Rix H.-W., Bernstein G.M., AJ., 121, 683 (2001)

185] Marquez I., Masegosa J., Moles M. et al., A&A, 393, 389 (2002)

186] Debattista V.P., Williams T.B., AJ, 605, 714 (2004)

187] Wainscoat R. J., Hyland A. R., Freeman K. C., ApJ, 348, 85 (1990)

188] Fisher D., Illingworth G., Franx M., AJ, 107, 160 (1994)

189] Herrmann K. A., Ciardullo R., ApJ, 705, 1686 (2009)

190] Pohlen M.,Trujillo I., A&A, 454, 759 (2006)

191] Smith J.A., Tucker D.L., Kent S. et al., AJ., 123, 2121 (2002)

192] Bell E.F., Mclntosh D.H., Katz N., Weinberg M.D., ApJS, 149, 289 (2003)

194

195

196

197

198

199

200

201 202

203

204

205

206

207

208

209

210 211 212

Sil'Chenko O.K., arXiv:1112.3771 (2011)

Corbelli E., Salucci P., MNRAS, 311, 441 (2000)

Athanassoula E., A. Bosma, S. Papaioannou, A&A, 179, 23 (1987)

Засов A.B., ПАЖ, 11, 730 (1985)

Засов A.B., Морозов А.Г., АЖ, 62, 475 (1985)

Фридман A.M., Хоперсков A.B., Физика галактических дисков, М., Физматлит, 2011, стр. 490

Williams В. F., Dalcanton J.J., Dolphin А. Е. et al., ApJ, 695, 15 (2009)

Hood M.A., Smecker-Hane Т., Teig M., Ferguson A., Irwin M., BAAS, 41, 204 (2009)

Corbelli E., Schneider S.E., ApJ, 479, 244 (1997) Rafikov R.R., MNRAS, 323, 445 (2001)

Морозов А.Г., Хоперсков A.B., Физика дисков (издательство Волгоградского Государственного Университета, 2005)

Seigar М., arXiv:1103.3200 (2011)

de Grijs R., Peletier R.F., A&A, 320, L21 (1997)

Guidoni U., Messi R., Natali G., A&A, 96, 215(1981)

Verley S., Corbelli E., Giovanardi C., Hunt L.K., A&A, 493, 453 (2009)

Edmunds V., MNRAS, 246, 678 (1990)

Pilyugin L.S., Thuan T.X., Vilchez J.M., MNRAS, 376, 353 (2007) Bresolin F., Garnett D.R., Kennicutt R.C., ApJ, 615, 228 (2004) Magrini L., Corbelli E., Galli D., A&A, 470, 843 (2007) O'Neil K., Bothun G.D., Schombert J., AJ, 119, 136 (2000)

214

215

216

217

218

219

220 221 222

223

224

225

226

227

228

229

230

231

232

Boissier S., Gil de Paz A., Boselli A., ApJ, 681, 244 (2008)

Bothun G., Impey С., McGaugh S., PASP, 109, 745 (1997)

de Blok W.J.G., McGaugh S.S., MNRAS, 290, 533 (1997)

de Blok W.J.G., Bosma A., A&A, 385, 816 (2002)

Kuzio de Naray R., McGaugh S.S., de Blok W.J.G., ApJ, 676, 920 (2008)

Засов A.B., Бизяев Д.В., EAS, 10, 121 (2003)

Palunas P., Williams T.B., AJ, 120, 2884 (2000)

Lelli F., Fraternali F., Sancisi R., A&A, 516A, 11 (2010)

Masset F.S., Bureau M., AJ, 586, 152 (2003)

Fuchs В., Ap&SS, 284, 719 (2003)

Matthews L.D., Uson J.M., AJ, 135, 291 (2008)

Lee H., Gibson В.К., Flynn С., Kawata D., Beasley M.A., MNRAS, 353, 113 (2004)

Mattsson L., Caldwell В., Bergvall N., ASPC, 396, 155 (2008)

Абрамова O.B., Засов A.B., АЖ, 88, 228 (2011)

Blitz L., Rosolowsky E., ApJ, 650, 933 (2006)

Krumholz M.R., McKee C.F., Tumlinson J., ApJ, 693, 216 (2009)

McGaugh S.S., Bothun G.D., AJ, 107, 530 (1994)

Каспарова A.B., arXiv:1201.2029 (2012)

Sotnikova N.Ya., Reshetnikov V.P., Moiseev A.V., готовится к печати (2012)

Ramya S., Prabhu T.P., Das, M., MNRAS, 418, 789 (2011) Yoshino A., Ichikawa T., PASJ, 60, 493 (2008)

[234 [235 [236 [237 [238 [239

[240 [241

Moriondo G., Giovanardi С., Hunt L.K., A&AS, 130, 81 (1998)

Dicaire I., Carignan C., Amram, P. et al, AJ, 135, 2038 (2008)

Barnes E.I., Seilwood J.A., Kosowsky A., AJ, 128, 2724 (2004)

Alain S.M.K., Bullock J.S., Weinberg D.H., ApJ, 572, 34 (2002)

Reyes R., Mandelbaum R., Gunn J.E., arXiv:1110.4107 (2011)

Ferrara A., Bianchi S., Cimatti A., Giovanardi C., ApJS, 123, 437 (1999)

Jaffe W, MNRAS, 202, 995 (1983)

Davies J.I., Trewhella M., Jones H. et al., MNRAS, 288, 679 (1997)