Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Большая часть звезд в нашей Галактике находится в диске, и плотность массы звезд обычно считается экспонентой в галактических галактоцентрических координатах (Rt z)
Dt D „\ _ D ....( R-Ro M
ри (R, z) = РЇ exp ^--—и- -Llj, (9.16)
где р^ - локальная плотность диска, /ід ~ 3.5 кпк - характерный масштаб диска (Бакалл (1986)) (оценки величины Hr имеют довольно широкий разброс в диапазоне от 1.8 до 6 кпк (Кент и др. (1991)), ^z - характерный масштаб толщины, который принимается равным ~100 пк для очень ранних звезд и газа, и ~325 пк для более старых звезд диска (Бакалл (1986)). Пачинский и др. (1994) заметили, что имеется указание на то, что на расстояниях больше, чем ~ 3 кпк по Управлению к Галактическому Центру, плотность звезд уменыпает-Ся значительно больше, чем это следует из соотношения (9.16), на 16-2441 242 Глава 9. МикролитирОВаі{
основании чего можно сделать предположение, что или характерн масштаб толщины уменьшается с уменьшением координаты H (Ke^ и др. (1991)), или, как предполагают Руле и Моллерах (1996), имеет полость (pD ~ 0 при R < 2-4 кпк). Ясно, что в выражении для плотности (9.16) не учитывается, в частности, существование спиральной структуры, которая возможно связана с относительны^ увеличением количества звезд на расстояниях ~ 2 кпк от Солнца в направлении Галактического Центра.
Диск образуют движущиеся относительно его центра звезды с характерными скоростями v®ot ~ 220 км/с. Дисперсия скоростей звезд диска (aD )2 мала: aD ~ 20 км/с локально (Руле H4 Моллерах (1996)), хотя возможно, что эта величина увеличивается при уменьшении значения R (Льюис и Фриман (1989)). Гилмор и Рейд (1983) предположили, что имеется, кроме описанного ранее диска, более толстый диск, который характеризуется большей величиной дисперсии скорости aTD ~ 40 км/с, более медленным вращением {vf® = v?ot - vJJ-ft, с асимметричным дрейфом, характеризуемым скоростью V^Pft ~ 40 км/с) и большим характерным масштабом толщины h%D ~ 1.2 кпк (Фриман (1987)).
Локальная поверхностная плотность диска := 2hzp® может быть измерена несколькими способами (Руле и Моллерах (1996)). Так Бакалл (1984) получил следующее значение для поверхностной плотности наблюдаемого вещества Sq5 ~ 48 M0/пк2, причем величина ~ 10 M0/пк2 соответствует газу, ~ 5 M0/пк2 белым карликам и красным гигантам, а ~ 33 M0/пк2 звездам главной последовательности. Однако в последующих наблюдениях Гоулд, Бакалл и Флинн (1996) приводят меньшее значение Y,® ~ 4ОМ0/пк2, что связано с уменьшением наблюдаемой плотности М-карликов. Куикен и Гилмор (1991) получили, основываясь на изучении вертикального (относительно Галактической плоскости) движения звезд, что обшая (диск+гало) поверхностная плотность в слое с толщиной в пределах ±1.1 кпк от плоскости линзы равна S0(|z| < 1.1 кпк) = (71±6)М0/пк2> Тогда, вычитая вклад гало, оцениваемый из анализа кривой враше' ния, Куикен и Гилмор (1991) получили поверхностную плотность длй диска < 1.1 кпк) = (48 ± 9)М0/пк2. Однако анализ ГоулД3
(1990) тех же самых данных привел его к оценке Т,о(\г\ < 1-1 кпк) ^ (54 ± 8)М0/пк2 (Бакалл и др. (1992)). В результате подобного ана' лиза сделан вывод о том, что в диске, по-видимому, не содержит^ большого количества скрытого вещества. Это утверждение факті1' чески согласовано с наблюдаемым локальным распределением звез;' главной последовательности (Гоулд (1994); Гоулд и др. (1996)), изм^ д $ Компоненты Галактики 243
нным практически до предела массы, соответствующего горению ^дорода- Это распределение является приблизительно плоским при дичине массы меньше m ~ OAMq, так что экстраполяция этой кривой не приводит к выводу о существенном вкладе в массу диска коричневых карликов.
Если рассмотреть верхний предел 7ОМ0/пк2 поверхностной плотности диска, соответствующей толщине диска ±1.1 кпк, и вычесть из этой величины поверхностную плотность, соответствующую известному (нескрытому) веществу, тогда максимальный вклад скрытого вещества в плотность тонкого диска можно оценить величиной Eq5 ~ 30 Mq/пк2. Для толстого диска имеется оценка ~ 45 M0/пк2 (Руле и Моллерах (1996)).
Заметим, что общая масса, соответствующая диску, выраженная через локальную поверхностную плотность So, в предположении, что характерный масштаб длины равен 3.5 кпк, определяется из следующего соотношения (Руле и Моллерах (1996)), получаемого интегрированием (9.16)
Md = 4.4 X IO10M0 f J0 ) . (9.17)
V50 M0пк V
9.3.2. Галактическое гало (сфероид)
Галактическим гало (сфероидом) называется компонент галактики, образованный звездами, наблюдаемыми при больших значениях галактической широты и обладающими сравнительно большими значениями для того, чтобы быть гравитационно связанными с диском (Руле и Моллерах (1996)). Гало содержит старые, с малым содержанием тяжелых элементов звезды, возможно протогалактического происхождения, обладающие большим значением дисперсии скоростей Crs ~ 120 км/с и плотностью, убывающей в зависимости от расстояния как г~3 5. Рич (1990) отметил, что наблюдаемые величины согласованы с оцениваемой величиной дисперсии a = ус/л/п изотропной составляющей гало с плотностью, убывающей как г~п в потенциале, приводящем к постоянному значению скорости вращения. Тем не Менее, Бакалл и Касертано (1986); Бинни и Мей (1986); Блитц и Шпергель (1991) сообщают о том, что имеются отклонения от сферичности в распределении плотности и от изотропии в распределении скорости.
