закон де Вокулера

Закон де Вокулера , также известный как профиль де Вокулера или модель де Вокулера , описывает, как поверхностная яркость $I$ эллиптической галактики меняется в зависимости от видимого расстояния $R$ из центра галактики: $$\ln I(R)=\ln I_{0}-kR^{1/4}.$$

Определив R _e как радиус изофоты, содержащей половину общей светимости галактики, радиус полусвета , профиль де Вокулера можно выразить как: $$\ln I(R)=\ln I_{e}+7.669\left[1-\left({\frac {R}{R_{e}}}\right)^{1/4}\right]$$ или $$I(R)=I_{e}e^{-7.669\left[\left({\frac {R}{R_{e}}}\right)^{1/4}-1\right]}$$ где I _e — поверхностная яркость при R _e . В этом можно убедиться, заметив $$\int _{0}^{R_{e}}I(r)2\pi r\,dr={\frac {1}{2}}\int _{0}^{\infty }I(r)2\pi r\,dr.$$

Модель де Вокулёра является частным случаем модели Серсика с Серсика индексом n = 4 . К числу профилей (внутренней) плотности, приблизительно воспроизводящих закон де Вокулера после проекции на плоскость неба, относятся модель Яффе и модель Денена .

Модель названа в честь Жерара де Вокулёра, который впервые сформулировал ее в 1948 году. Хотя это была эмпирическая модель, а не закон физики, она настолько укоренилась в астрономии в 20 веке, что ее стали называть «законом».

Внешние ссылки

• Запись Эрика Вайсштейна в «Мире астрономии»