Относительная масса темной материи в дисковых галактиках

• Автор: Сабурова, Анна Станиславовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 171 с. : ил.

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
2 Гравитационная устойчивость звездных дисков
2.1 Введение
2.2 Выборка и методика
2.3 Основные результаты
2.4 Обсуждение и выводы главы
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
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
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
Обсуждение и выводы диссертации
Литература
А Учет влияния внутреннего поглощения на положение точек на диаграмме «M/L-цвет»

заключается в сложности учета внутреннего ослабления света, которое особенно велико для галактик с большим наклоном оси диска к лучу зрения. В каталогах и базах данных (см., например, NASA Extragalactic Database [53], HyperLeda [54]) для большого числа галактик содержатся значения фотометрических параметров, приведенные с помощью статистически определенных поправок к нулевому углу наклона диска.
Ситуация с оценкой массы оказывается более сложной. Прямые измерения массы могут быть получены только на основе анализа динамики звезд или газа, но и в этом случае результат в значительной степени зависит от принятой модели галактики, особенно если речь идет о массах отдельных компонент: диска, балджа и темного гало. Поскольку полная масса галактики - понятие довольно неопределенное, оценки массы относят, как правило, к области внутри некоторого выбранного радиуса. В качестве последнего удобно принять радиус Г25, соответствующий 25-й зв. величине в полосе В. В пределах этого радиуса заключена преобладающая часть интегральной светимости галактики и массы звездного диска, если только речь не идет о галактиках низкой яркости.
Масса гало обычно сопоставима с массой звездного диска в пределах оптических границ галактики (см., например, [55]; [56]; [29]), хотя вопрос степени универсальности этого соотношения остается открытым. Чем выше относительная масса темного гало и чем меньше в составе галактики молодых массивных звезд, тем выше для нее отношение M/L. Разделить эти два фактора можно лишь, привлекая дополнительную информацию, и, прежде всего, данные о цвете галактики и форме ее кривой вращения. Причем форма кривой вращения далеко не всегда указывает на то, в каком соотношении находятся массовые вклады диска и гало. Казалось бы, выходящая на плато или продолжающая расти к периферии кривая, должна свидетельствовать о наличии темной массы, играющей доминирующую роль на больших расстояниях от центра, в то время как падение скорости вращения должно говорить нам о более низком вкладе темного гало в кривую вращения галактики в пределах ее опти-