3.3.1.1 Неправильная галактика HoII

Карликовая неправильная галактика Holmberg II (UGC 4305) принадлежит к группе М81, и расположена от нас на расстоянии 3.2 Мпс. VLA наблюдения [55] обнаружили в ней 51 дыру в распределении HI с характерными размерами от 100 пс до 1700 пс. Массивные звезды, расположенные вблизи центров крупных дыр, и ${\rm H}_{\alpha}$ эмиссия из внутренних частей небольших дыр дают наблюдательные свидетельства в пользу интерпретации данных объектов как расширяющихся остатков скоррелированных вспышек сверхновых. Это также подтверждается почти сферическим расширением, наблюдаемым в некоторых дырах.

Общая кинематическая масса HoII оценивается как $M_{tot}\simeq 2\times 10^9~M_{\odot}$ с приблизительно 30% в форме нейтрального водорода [55]. Вертикальное распределение HI может быть аппроксимировано гауссианой

$\begin{displaymath} n(R,z)=\frac{N(R)}{H\sqrt{2\pi}} \exp \left[-\frac{1}{2} \left(\frac{z}{H} \right)^2\right]. \end{displaymath}$

(3.14)

**Рисунок 3.4:** Кривая вращения галактики HoII. Точки -- результаты наблюдений, сплошная линия -- аппроксимация наблюдений моделью Кинга.
$\begin{figure}\begin{picture}(6.693,2.333) \put(1.597,2.333){\special{em:graph MNfA}} \end{picture}\end{figure}$

Радиальное распределение лучевой концентрации HI

приведено в работе [55], характерная вертикальная шкала высот

, оцененная по дисперсии скоростей газа, равна

пс. Угол наклона галактики

и позиционный угол линии узлов

равны $i\simeq 40^{\circ}$ и $P.A.\simeq 177^{\circ}$ . Кривая вращения показывает быстрый и почти линейный рост во внутренних частях галактики, и затем становится почти плоской вплоть до 7.5 кпс от центра (рис. 3.4).

Для оценки

-компоненты гравитационного поля предполагалось, что плотность звездной компоненты HoII следует распределению Кинга и дает основной вклад в гравитационное поле. Таким образом, игнорировалась самогравитация газовой составляющей. Пренебрегая градиентом газового давления вдоль галактического диска, можно записать

-компоненту гравитационного поля

и кривую вращения $V_{rot}(R)$ как [68]:

$\displaystyle g_z$	$\textstyle =$	$\displaystyle -G M_c \frac{z}{\omega^3}\, \left[ \ln\!\left(\frac{\omega}{r_c}+... ...a^2}{r_c^2}}\right)- \frac{\omega}{r_c \sqrt{1+\frac{\omega^2}{r_c^2}}}\right],$	(3.15)
$\displaystyle V_{rot}(R)$	$\textstyle =$	$\displaystyle \sqrt{\frac{G M_c}{R}}\, \left[\ln \!\left(\frac{R}{r_c}+ \sqrt{1... ...r_c^2}}\right)- \frac{R}{r_c \sqrt{1+\frac{R^2}{r_c^2}}} \right]^{\frac{1}{2}},$	(3.16)

где

-- гравитационная постоянная, $\omega=\sqrt{x^2+y^2+z^2}$ и $R=\sqrt{x^2+y^2}$ -- сферический и цилиндрический радиусы данной точки. Параметры

были оценены из сравнения с наблюдаемой кривой вращения (рис. 3.4): $M_c\simeq~1.18\times~10^9~M_{\odot}$ , и $r_c\simeq~930$ пс. Наконец, металличность полагалась равной $\xi=Z/Z_{\odot}=0.4$ [55], где $Z_{\odot}$ -- металличность межзвездного газа в окрестности Солнца.