Гравитационные линзы и микролинзы - Захаров А.Ф.
ISBN 5-88929-037-1
Скачать (прямая ссылка):
Локальная плотность ярких звезд гало, т.е. звезд с массой, много большей, чем тнв, оценена Бакаллом и др. (1983) рЦт > ™нв) — Ю~4М0/пк3. Т.о., распределение массы видимых звезд гало оказы-Вает слабое влияние на динамику Галактики. Однако предложены 16* 244
Глава 9.
динамические модели гало Галактики с учетом динамических и ф тометрических наблюдений, исходя из предположения, что плотно массы гало существенно больше плотности видимых звезд и составд ет ро — Ю-3М0/пк3 (Колдвелл и Острайкер (1981); Рольфе и KpeJ тшманн (1988)). Отличие между плотностью массы видимых звезд и динамической плотностью массы может быть обусловлено сущестВо ванием большого количества звезд с массой ниже тцв, в случае, если сделать предположение (Ричер и Фолман (1992)), что функция рас. пределения по массе звезд в гало растет dn/dm ос т~4-5±1-2 при массе меньшей 0.5 Mg, и уменьшается при приближении к минимальному измеренному значению 0.14 Mq. Тем не менее, маломассивные звезды могут (в принципе) наблюдаться при микролинзировании (Гиудайс и
При рассмотрении модели тяжелого гало Моллерах и Руле (1996) использовали плотность, которая является приближением модели Oc-трайкера и Колдвелла (1982), и определяется следующим соотношением
где ро = 1.5 X IO-3Mq/пк3, а радиус ядра берется равным величине 6 = 0.17 кпк. Общая масса в такой модели гало равна 5.7 х IO10Mq. 9.3.3. Галактический балдж
Внутреннюю часть Галактики с радиусом 1-2 кпк обычно относят к Галактическому балджу (Руле и Моллерах (1996)). Заметим, что в модели Эйнасто рассматривается существенно меньший размер балджа ~ 0.2 кпк (Сучков (1986)). Иногда балдж рассматривается как внутренняя часть гало, рассматриваемого ранее (Колдвелл и Острайкер (1981); Бланко и Терндрап (1989)), а иногда как новый, не связанный с гало, центральный компонент (Бакалл и др. (1983)). Действительно, можно заметить, что только звезды с дефицитом тяжелых элементов имеют кинематику, соответствующую сфероиду, в то время как МакВиллиам и Рич (1990) заметили, что звезды с большим содержанием тяжелых элементов находятся ближе к Центру Галактики, обладают дисперсией скоростей, уменьшающейся с расстоянием до центра и имеют ненулевое вращение (Рич (1990); Миннити (1996))-Вайс и Гилмор (1992); Миннити (1996) обсуждали возможное происхождение балджа и его связь с гало и диском, однако, по-видимому* ясно, что проблема происхождения балджа весьма сложна и далека от окончательного решения.
др. (1994)).
(9.18) g ? Компоненты Галактики 245
0 связи с высоким поглощением в направлении Галактического ра оптические наблюдения балджа можно проводить только в которых направлениях (окнах) (например, в окно Бааде, которому тветствуют галактические координаты ? = I0 и 6 = —3.9°) или инфракрасном диапазоне. Блитц и Шпергель (1991) (обрабатывая наблюдения в инфракрасном диапазоне), Кент (1992) (использующий данные космического спутника Spacelab) и Двек и др. (1995) (на осно-ве данных спутника COBE-FZHylS) обнаружили свидетельства того, что балдж не является сферически симметричным, а вероятно имеет форму стержня (бара), направленного вдоль стороны первого Галактического квадранта. Шпергель (1992) приводит подобные результаты, которые основаны на изучении количества звезд.
Имеется две модели, используемые обычно для описания внутренней части Галактики. Одну из этих моделей несимметричного балджа предложил Кент (1992), в которой (если, аналогично Руле и Моллерах (1996), пронормировать результаты на величину Ro — 8.5 кпк)
я*т = / 0.75 (г/кпк)-1-85 М0/пк3, t < 1 кпк .
Р U \ 3.13/-Со(1.4К/кпк)М0/пк3, t > 1 кпк, к >
где t4 = R4 + (z/0.61)4, а Ко - функция Бесселя.
Двек и др. (1995) предложили другую модель бара, которой соответствует распределение плотности
о2"
В і \ М0 Р (S) = A6XP
S
(9.20)
где S4 := [(х'/а)2 + (y'/fe)2]2 + (ъ'/с)4, х', у', т! направления вдоль главных осей бара. Эти координаты связаны с галактоцентрически-ми координатами, в которых ось х направлена в сторону, противоположную положению Солнца, у - в направлении увеличения долготы, a Z - в направлении Северного Полюса: х' = xcosa + у sin а и У' = —xsinc* + у cos а, где a ~ 20° - угол между главной осью бара и осью X , т! = z. Характерные масштабы вдоль осей бара выбраны Равными a = 1.58 кпк, 6 = 0.62 кпк и с = 0.43 кпк.
Отметим, что модель Кента и модель бара не могут применяться для описания распределения звезд при значениях галактоцентри-Ческой координаты больше ~ 2 кпк, поскольку в приведенных соотношениях имеется экспоненциальное убывание плотности (Руле и Роллерах (1996)), а Хан и Гоулд (1995а) заметили, что модель Две-Ка также неприемлема для описания плотности во внутренней части ^ 500 пк балджа. Поэтому эти модели балджа должны рассматри-Ваться как модель центрального компонента в дополнение к модели 246 Глава 9. Микролинзиров^щ Jte
гало (например, Бакалла и др. (1983)) для анализа (или наблюДен . внутренней части Галактики. С другой стороны, внутренняя част модели массивного гало дает грубую аппроксимацию модели Rf,, Ь
