nextupprevious
Следующий:4.4 ВыводыВверх:4. Проявление сверхоболочек вПредыдущий:4.2 Численная схема


4.3 Результаты расчетов

Были рассмотрены два варианта эволюции сверхоболочки: в галактике М31 с источником энергии мощностью $L=1\times 10^{38}$ эрг/с на расстоянии 10 кпс от центра, и в галактике HoII (UGC 4305) с темпом поступления энергии в полость $L=1\times 10^{37}$ эрг/с на расстоянии $R=4$ кпс от центра галактики. Через 30 млн. лет источник энергии выключался, так как считалось, что к этому времени все массивные звезды в ОВ-ассоциации взрываются как сверхновые. После 25 млн. лет эволюции в галактике М31 и 40 млн. лет эволюции в галактике HoII оболочки проектировались на картинную плоскость в различных спектральных каналах с учетом углового разрешения радиотелескопа (см. (4.7)). Расстояния между центрами спектральных каналов $\Delta V$ бралось таким же, как в работах [5,55]: $\Delta V=4.1$ км/с для М31 и $\Delta V=2.58$ км/с для HoII. Полуширина фильтров $\sigma_f$ полагалась равной половине спектрального разрешения. Для М31 $\sigma_f =4.1$ км/с, для HoII$\sigma_f =1.29$ км/с. С учетом значения величины FWHM, равной 100 пс для М31 и 66 пс для HoII, дисперсия сферического гауссового керна$\sigma_b$ (4.9) равна соответственно 42.3 пс и 28 пс. Одномерная дисперсия $\sigma_g$ хаотических скоростей газа полагалась равной 8.1 км/с для М31 [69] и 6.8 км/с для HoII [55]. Изображение оболочки в картинной плоскости зависит от полярного угла $\theta$ родительской OB-ассоциации (который отсчитывается от линии узлов галактики), причем эта зависимость более существенна для галактик с большим углом наклона. Поэтому проекции были выполнены для нескольких значений угла $\theta$: $0^{\circ}$, $30^{\circ}$, $60^{\circ}$ и$90^{\circ}$ для М31, и $0^{\circ}$, $45^{\circ}$ и $90^{\circ}$ для HoII.

Рассчитанные карты распределения лучевой концентрации $N_{sm,j}$ показаны на рисунках 4.1-4.4 для сверхоболочки в галактике М31 и рисунках 4.5-4.7 для галактики HoII. На рисунках показаны те частотные каналы, в которых дыра имеет наибольший контраст. В тех случаях, когда дыра в распределении HI не наблюдается, изображен спектральный канал, соответствующий лучевой скорости центра оболочки. Каждая проекция была рассчитана в двух вариантах: а) без учета хаотических движений в межзвездном газе ($\sigma _g=0$ в формуле (4.6)), и б) -- с учетом уширения спектральной линии HI за счет турбулентных и тепловых движений атомов ($\sigma _g=8.1$ км/с для М31 и $\sigma _g=6.8$ км/с для HoII). На картах лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для дыр в распределении HI нанесены три уровня: минимальный$N_{min}$ и максимальный $N_{max}$, дающие замкнутые контура (тонкие линии), и уровень, соответствующий половине глубины дыры$N_{50\%}=(N_{min}+N_{max})/2$ (толстая линия). По аналогии с [5,55] уровень $N_{50\%}$ отождествляется с границей дыры.

\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph im0w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph im0n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.1: Распределение лучевой концентрации $N_{sm,j}$ для М31, $\theta =0^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$; б) $\sigma _g=8.1$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph m30w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph im30n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.2: Распределение лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для М31, $\theta =30^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$, уровни$(292-1703)\times 10^{12}~$с/см$^3$ с шагом $49\times 10^{12}~$с/см$^3$; б) $\sigma _g=8.1$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph m60w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph im60n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.3: Распределение лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для М31, $\theta =60^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$, уровни$(0-1460)\times 10^{12}~$с/см$^3$ с шагом $49\times 10^{12}~$с/см$^3$; б) $\sigma _g=8.1$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph m90w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph im90n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.4: Распределение лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для М31, $\theta =90^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$, уровни$(0-2919)\times 10^{12}~$с/см$^3$ с шагом $97\times 10^{12}~$с/см$^3$; б) $\sigma _g=8.1$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph ih0w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph ih0n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.5: Распределение лучевой концентрации $N_{sm,j}$ для HoII, $\theta =0^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$; б) $\sigma _g=6.8$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph ih45w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph ih45n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.6: Распределение лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для HoII, $\theta =45^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$; б)$\sigma _g=6.8$ км/с.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph ih90w}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph ih90n}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.7: Распределение лучевой концентрации$N_{sm,j}$ для HoII, $\theta =90^{\circ }$. а) $\sigma _g=0$; б)$\sigma _g=6.8$ км/с.
Анализ распределения лучевой концентрации в спектральных каналах в галактике М31 (рис. 4.1-4.4) приводит к выводу о том, что учет хаотических движений в межзвездном газе имеет принципиальное значение. Из рис. 4.2-4.4 видно, что в случае $\sigma _g=0$ (рисунки а)) для значений полярного угла $\theta =30^{\circ }$,$60^{\circ}$ и $90^{\circ}$ нет ни одной замкнутой изоденсы, т.е. оболочка не проявляется в виде дыры в распределении HI ни в одном из спектральных каналов. Лишь для полярных углов, близких к $0^{\circ}$ (рис. 4.1), влиянием хаотических движений на внешний вид оболочек можно пренебречь. Объясняется это тем, что в случае $\sigma _g=0$ на картах распределения лучевой концентрации $N_{sm,j}$ ширина области, соответствующей невозмущенному газу, оказывается меньшей, чем размеры дыры. Влияние данного эффекта на возможность наблюдательного обнаружения оболочек обсуждалась в [5]. При $\theta =0^{\circ }$ невозмущенный газ занимает достаточно широкую полосу даже без учета уширения спектральной линии HI за счет тепловых и турбулентных движений газа.

В случае галактики HoII (рис. 4.5-4.7) хаотические движения в межзвездном газе оказывают заметное влияние на внешний вид оболочек лишь при полярных углах $45^{\circ}\le \theta \le 90^{\circ}$. Однако даже при $\theta =90^{\circ }$ в варианте с $\sigma _g=0$ наблюдаются замкнутые контуры в распределении лучевой концентрации $N_{sm,j}$.

\begin{figure}\begin{picture}(6.693,3.057)\put(1.63,3.057){\special{em:graph new1}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.8: Профили спектральной линии HI в окрестностях дыры No. 35 в галактике HoII.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,1.577)\put(1.176,1.577){\special{em:graph h.......577){\special{em:graph ho0spn}}\put(5.718,1.429){б)}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.9: Рассчитанные профили спектральной линии HI в окрестностях сверхоболочки в галактике HoII. а) $\sigma _g=0$, б) $\sigma _g=6.8$ км/с.
Во многих дырах, наблюдаемых в галактике HoII, заметна ``двугорбость'' в спектре (пример -- рис. 4.8, воспроизведенный из работы Пуше и др. [55]). Это интерпретируется наблюдателями как вклад в общий спектр от приближающейся и удаляющейся стенок оболочки [55]. На рис. 4.9 показаны теоретически рассчитанные ``спектры'' для сверхоболочки в галактике HoII, которая расположена на линии узлов ($\theta =0^{\circ }$) на расстоянии $R=4$ кпс от центра (эти координаты близки к параметрам наблюдаемой дыры No. 35 в списке работы [55]). На рисунке изображены рассчитанные спектры для двух случаев: а)$\sigma _g=0$, и б) $\sigma _g=6.8$ км/с. Из рисунков видно, что ``двугорбость'' заметна в том варианте, когда хаотические движения в газе приняты во внимание (рис. 4.9б), и не наблюдается в случае$\sigma _g=0$ (рис. 4.9а). Это связано с тем, что без учета уширения спектральной линии относительная лучевая концентрация атомов невозмущенного газа в данном канале в области оболочки значительно выше, чем в случае отличной от нуля дисперсии $\sigma_g$. Этот эффект приводит к резкому снижению относительного вклада оболочки в общую лучевую концентрацию. Таким образом и в случае галактики HoII учет хаотических движений в межзвездном газе является важным при сравнении результатов численного моделирования с данными наблюдений.
\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(1.83,2.333){\special{em:graph cosin}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.10: Скорости расширения оболочки в HoII вдоль луча зрения для различных расстояний от центра дыры.
Наличие достаточно большого количества ``двугорбых'' спектральных линий в варианте с учетом хаотических движений в межзвездном газе (рис. 4.9б) позволяет выполнить для данной модели сверхоболочки анализ, аналогичный проделанному для дыр, наблюдаемых в HoII [55]. Нами были рассчитаны ``спектры'' вдоль каждого луча зрения на прямой, проходящей через центр оболочки параллельно оси $X'$, с шагом$\sigma_b$. Те из них, в которых наблюдались два пика, аппроксимировались суммой трех гауссиан (две соответствуют приближающейся и удаляющейся стенкам оболочки, третья учитывает вклад невозмущенного газа). На рисунке 4.10 изображены полученные для каждого такого луча скорости расширения оболочки DV в виде точек. Их величины вычислялись как половина расстояния между двумя гауссианами, соответствующими стенкам сверхоболочки. Эти результаты аппроксимировались функцией косинуса (которая точно описывает сферическое расширение): ${\rm DV}\,(\Delta X')=5.6\,$км/с$\, \times\,\cos \frac{\pi}{2}(\Delta X'-1\,$пс$)/649\,$пс. Из рисунка видно, что полученные численно спектры для данной сверхоболочки достаточно хорошо описываются законом сферического расширения со скоростью 5.6 км/с. Диаметр дыры в распределении HI в центральном канале по уровню 50% от полной глубины дыры равен ${\rm DIAM}=694$ пс.

Вычисленные скорости и размеры могут быть использованы для оценки различных параметров оболочек. Такая процедура близка к той, которая используется при интерпретации наблюдений. Полученные таким способом параметры приведены во второй строке таблицы 4.1. В первой строке этой таблицы даны значения тех же величин, полученные непосредственно из численных расчетов эволюции сверхоболочки. Здесь $E_{tot}$ -- полная энергия, произведенная источником энергии за время эволюции сверхоболочки, $M$ -- масса оболочки, $E_{kin}$ -- кинетическая энергия расширяющейся оболочки, $t$ -- возраст оболочки. Приведенные во второй строке таблицы 4.1 величины вычислялись по тем же формулам, которые используются при анализе наблюдательных данных [5,17,28,55]:
 


    $\displaystyle E_{tot}=5.3\times 10^{43}\,n_{HI}^{1.12}\,\left(\frac{\rm DIAM}{2}\right)^{3.12}\,{\rm DV}^{1.4}~\mbox{erg},$ (4.10)
    $\displaystyle M=\mu \,n_{HI} \,\pi \,\frac{\rm DIAM^3}{6},$ (4.11)
    $\displaystyle E_{kin}=M\,\frac{\rm DV^2}{2},$ (4.12)
    $\displaystyle t=\frac{\rm DIAM}{2\,{\rm DV}},$ (4.13)

где $n_{HI}$ -- концентрация невозмущенного газа вблизи центра оболочки и $\mu$ -- средняя масса одной частицы газа. Анализ таблицы 4.1 указывает на то, что в случае галактики HoII различные физические характеристики, полученные при расчетах эволюции сверхоболочек, незначительно отличаются от значений, полученных при анализе распределения лучевой концентрации $N_{sm,j}$ численно спроектированной оболочки. Это объясняется тем, что форма сверхоболочек в этой галактике даже к концу эволюции несущественно отличается от сферической (см. рис. 3.7б на с. [*]), что обусловлено прежде всего большой характерной полутолщиной распределения газа. Таким образом, в случае галактики HoII применяемый при анализе наблюдательных данных алгоритм приводит к значениям, близким к реальным параметрам оболочек.
 


Таблица 4.1: Сравнение величин для сверхоболочки в HoII, полученных из расчетов эволюции и из анализа распределения$N_{sm,j}$
Параметры получены: $E_{tot}$, $M$, $E_{kin}$, t,
  $10^{51}$ эрг $10^6~M_{\odot}$ $10^{51}$ эрг млн. лет
Из расчетов эволюции 9.5 1.2 0.53 44
Из анализа распределения $N_{sm,j}$ 5.0 0.70 0.22 60

Рассчитанные характеристики дыр в распределении нейтрального водорода в различных спектральных каналах и при различных полярных углах для галактик M31 и HoII приведены в таблицах 4.2 и 4.3. Здесь$\Delta j$ -- расстояние j-го спектрального канала от центрального в единицах $\Delta V$; $V_j^*$ -- лучевая скорость, соответствующая центру данного спектрального канала (в которой учтено систематическое движение галактики $V_{sys}$; для галактики M31$V_{sys}=-315$ км/с [6], для галактики HoII$V_{sys}=157$ км/с [55]); $X_0'$ и $Y_0'$ -- координаты центра эллипса, аппроксимирующего дыру на уровне $N_{50\%}$, в картинной плоскости в системе координат с началом в центре галактики и осью $X'$, проходящей вдоль линии узлов галактики; DIAM -- диаметр этого эллипса:${\rm DIAM}=\sqrt{ab}$, где $a$ и $b$ -- соответственно большая и малая оси эллипса; $\xi=(N_{max}-N_{min})/N_{50\%}$ -- контраст дыры;$\Delta$ -- расстояние центра дыры в текущем спектральном канале от центра дыры в центральном для данного полярного угла спектральном канале.
 


Таблица 4.2: Характеристики рассчитанных дыр в HI в различных спектральных каналах для галактики M31
$\Delta j$ $V_j^*$, $X_0'$,  $Y_0'$,  DIAM, $N_{50\%}$, $\xi$ $\Delta$, 
  км/с пс  пс  пс $10^{12}$ с/см$^3$   пс
$\theta =0^{\circ }$
-5 -573.3 10055 -6 254 23 0.54 50
-4 -569.2 10071 -13 249 69 0.53 67
-3 -565.1 10070 -26 245 174 0.46 68
-2 -561.0 10024 -33 242 349 0.47 35
-1 -556.9 10000 -25 245 545 0.59 21
0 -552.8 10005 -4 280 717 0.67 0
1 -548.7 10010 17 316 801 0.73 22
2 -544.6 9989 28 321 696 0.69 36
3 -540.5 9946 19 328 470 0.63 63
4 -536.4 9944 7 327 263 0.59 62
5 -532.3 9945 3 314 128 0.52 61
$\theta =30^{\circ }$
-2 -528.2 8531 1108 82 347 0.10 112
-1 -524.1 8585 1100 102 442 0.14 58
0 -520.0 8643 1095 121 464 0.13 0
1 -515.9 8686 1086 185 495 0.21 45
2 -511.8 8761 1058 89 362 0.10 124
$\theta =60^{\circ }$
-1 -438.0 4929 1885 81 438 0.07 63
0 -433.9 4992 1880 153 466 0.15 0
1 -429.8 5031 1877 183 482 0.11 39
$\theta =90^{\circ }$
0 -315.0 1 2167 211 598 0.29 0

 
 

Таблица 4.3: Характеристики рассчитанных дыр в HI в различных спектральных каналах для галактики HoII
$\Delta j$ $V_j^*$, $X_0'$,  $Y_0'$,  DIAM, $N_{50\%}$, $\xi$ $\Delta$, 
  км/с пс  пс  пс $10^{12}~$с/см$^3$   пс
$\theta =0^{\circ }$
-4 122.1 4164 -41 706 90 0.41 106
-3 124.7 4225 -52 663 152 0.35 168
-2 127.3 4446 -144 321 239 0.15 406
-1 129.9 4046 -34 698 321 0.68 26
0 132.4 4061 -13 881 433 1.00 0
1 135.0 4117 -16 720 355 0.82 56
2 137.6 4169 -12 304 261 0.14 108
3 140.2 4122 -25 793 164 0.35 62
$\theta =45^{\circ }$
-3 132.4 2785 2503 386 150 0.17 298
-2 135.0 2950 2196 258 294 0.08 76
-1 137.6 2916 2187 802 377 0.77 51
0 140.2 2878 2220 874 417 0.92 0
1 142.8 2938 2290 351 280 0.20 92
2 145.3 3197 2045 451 174 0.23 364
$\theta =90^{\circ }$
-2 150.5 -380 3130 303 148 0.15 418
-1 153.1 65 3168 459 273 0.33 34
0 155.7 37 3149 801 366 0.73 0
1 158.2 -12 3185 684 321 0.56 61
2 160.8 -32 3219 274 268 0.10 98

\begin{figure}\begin{picture}(6.693,3.333)\put(0.68,3.333){\special{em:graph sch2a}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.11: Схема, иллюстрирующая эффект движения центра дыры в HI в различных спектральных каналах (описание см. в тексте).
Анализ таблиц 4.2 и 4.3 показывает, что центр дыры в различных спектральных каналах может смещаться на значительные расстояния, которые могут быть сравнимы с диаметром дыры. Этот эффект выражен более явно для оболочек, находящихся вдали от линии узлов (с полярным углом $\theta > 0^{\circ}$). Качественно его можно понять из схемы на рисунке 4.11. Предположим, что наблюдатель находится в плоскости галактики и наблюдает распределение нейтрального водорода в очень узких спектральных каналах. Пусть газ в галактике распределен однородно, а линейная скорость вращения не зависит от расстояния до центра галактики: $n(x,y)\equiv const$, $V(x,y)\equiv const$. Тогда в каждом канале наблюдается газ, расположенный вдоль какого-либо радиуса-вектора (см. лучи зрения $l_1$ и $l_2$ на рис. 4.11). То есть радиусы-векторы с различными полярными углами соответствуют различным спектральным каналам. Дыра в распределении HI будет наблюдаться в тех спектральных каналах, которые соответствуют радиусам-векторам, пересекающих каверну с выметенным газом. Из схемы видно, что если область с дефицитом нейтрального водорода расположена вблизи полярного угла $\theta =0^{\circ }$, то центры ``дыр'' в наблюдаемом распределении лучевой концентрации практически совпадают для всех спектральных каналов, в которых эти ``дыры'' наблюдаются (зона $B$ на схеме). Для оболочек с полярными углами $\theta \ne 0^{\circ}$ центры ``дыр'' в различных спектральных каналах будут систематически смещаться. В предельном случае $\theta =90^{\circ }$ (рис. 4.11) наблюдаемые ``дыры'' в крайних каналах находятся столь далеко друг от друга (зоны$A_1$ и $A_2$), что не имеют областей взаимного перекрытия.

Данная схема не учитывает вклада в лучевую концентрацию стенок оболочки. Однако в крайних спектральных каналах, где дыра еще наблюдается (а именно в таких каналах эффект движения центра дыры должен проявляться наиболее сильно), вклад элементов оболочки становится существенно меньшим вклада невозмущенного газа. Связано это с тем, что дисперсия скоростей (и ширина линии) в холодной плотной оболочке значительно меньше, чем в окружающем межзвездном газе.

Схема на рисунке 4.11 иллюстрирует предельный случай с углом наклона галактики $i=90^{\circ}$. Качественно понятно, что с уменьшением угла наклона $i$ величина смещения центра дыры должна уменьшаться, и для другого предельного случая $i=0^{\circ}$ должна стремиться к нулю.

\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333)\put(0.676,2.333){\special{em:graph m_cent30}}\put(3.684,2.333){\special{em:graph h_cent45}}\end{picture}\end{figure}
Рисунок 4.12: Положение центра дыры в различных каналах для сверхоболочки: а) -- в M31; б) -- в HoII (объяснение см. в тексте).
На рис. 4.12 показано смещение центров дыр в различных частотных каналах, следующее из проведенных нами расчетов для галактик M31 и HoII. На рис. 4.12а показаны результаты расчетов для оболочки, расположенной в галактике М31 на расстоянии $R=10$ кпс от центра с полярным углом $\theta =30^{\circ }$. На рис. 4.12б -- результаты расчетов для галактики HoII; центр оболочки расположен на расстоянии $R=4$ кпс от центра галактики, $\theta =45^{\circ }$. На каждом рисунке совмещены изображения дыр в трех спектральных каналах: в том, где диаметр дыры наибольший, и в тех предельных, в которых дыра еще может быть выделена. Толстой линией обозначен контур, соответствующий центральному каналу, тонкими линиями -- контура, соответствующие двум предельным каналам. Из рисунка видно, что смещение центра дыры в различных каналах может быть значительным и даже приближаться к наблюдаемому диаметру дыры. Изображения одной и той же дыры в крайних каналах расходятся столь далеко друг от друга, что практически не перекрываются.

Конечно, на рис. 4.12 приведен предельный идеализированный случай. В крайних каналах контраст дыры сильно уменьшается (см. таблицы 4.2 и 4.3), и ее может быть трудно выделить на фоне окружающего газа. Тем не менее следующий из проведенных расчетов эффект изменения положения центра дыры в различных частотных каналах необходимо принимать во внимание при интерпретации наблюдений и составлении каталогов областей с дефицитом нейтрального водорода.

Рисунки 4.1б-4.7б показывают, что другой критерий -- близость формы дыры к эллипсу (критерий 4) -- выполняется удовлетворительно для всех рассчитанных проекций сверхоболочек как в галактике M31, так и в галактике HoII. На всех приведенных картах уровень $N_{50\%}$, описывающий границу наблюдаемой дыры, представляет собой выпуклую замкнутую кривую, хорошо аппроксимируемую эллипсом.

Критерий 1 -- наблюдаемость дыры в распределении HI не менее чем в трех подряд идущих спектральных каналах -- не выполняется лишь для сверхоболочки в галактике M31 с полярным углом $\theta =90^{\circ }$ (см. таблицы 4.2 и 4.3). Из анализа таблиц можно заметить общую для обеих галактик тенденцию к уменьшению числа каналов, в которых дыры наблюдаются, при переходе от полярного угла $\theta =0^{\circ }$ к$\theta =90^{\circ }$. Этот эффект сильнее проявляется в галактиках с большим углом наклона. В галактике M31 число спектральных каналов уменьшается от 11 (при $\theta =0^{\circ }$) до 1 (при$\theta =90^{\circ }$). Для галактики HoII эффект менее значителен -- 8 и 5 спектральных каналов соответственно.

Если учесть тот факт, что максимальный контраст дыры для данного полярного угла как правило уменьшается при удалении сверхоболочки от линии узлов (см. таблицы 4.2 и 4.3), то можно заключить, что три из используемых обычно критериев отбора -- наблюдаемость дыры не менее чем в трех каналах, неподвижность центра дыры в соответствующих каналах и достаточно хороший контраст (критерии 1, 2 и 3) -- лучше всего описывают реальные сверхоболочки, находящиеся вблизи линии узлов галактики. При переходе же к полярным углам, близким к $\theta =90^{\circ }$, идентификация аналогичных объектов с использованием вышеприведенных наблюдательных критериев существенно затрудняется.

В данной работе изучались наблюдательные проявления одиночных сверхоболочек. Концентрация оболочек в центральных областях неправильных галактик [55] и возможное взаимоналожение таких объектов в сильно наклоненных системах могут затруднить идентификацию реальных оболочек в этих системах.

nextupprevious
Следующий:4.4 ВыводыВверх:4. Проявление сверхоболочек вПредыдущий:4.2 Численная схема
Sergey Mashchenko 2000-10-25