2.4.2 Эффекты оптической поверхностной яркости и типа

**Рисунок:** Зависимость отношения массы водорода к светимости от средней поверхностной яркости в фильтре B. Показаны линия регрессии и её коэффициенты, а также галактики с экстремальными параметрами.
$\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=hihls.ps,width=\textwidth}}\end{figure}$

**Рисунок:** Зависимость отношения полной массы к светимости от поверхностной яркости в фильтре B. Показаны линия регрессии и её коэффициенты, а также галактики с экстремальными параметрами.
$\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=himls.ps,width=\textwidth}}\end{figure}$

Выше мы кратко описали зависимость основных параметров близких галактик от их светимости или скорости вращения. Bothun et al. [13] и некоторые другие авторы приводили аргументы в пользу того, что галактики высокой и низкой оптической поверхностной яркости имеют существенно различные условия для звездообразования. Это должно приводить к различиям в содержании нейтрального водорода и в глобальной структуре галактик. На рисунке 2.16 отношение водородной массы к светимости у близких галактик показано в зависимости от средней поверхностной яркости в фильтре B. Как видно из этих данных, относительное содержание водорода заметно уменьшается с возрастанием поверхностной яркости, что может быть обусловлено эволюционным преобразованием газовой компоненты галактики в звёздную [112]. При изменении средней поверхностной яркости на 5^m относительное содержание водорода меняется в среднем в 30 раз. Аналогичная зависимость для отношения полной массы к светимости (см. рисунок 2.17) обнаруживает только слабую корреляцию с поверхностной яркостью галактики.

**Рисунок:** Отношение полной массы к светимости в зависимости от морфологического типа. Сплошная линия показывает ход регрессии, черточками -- соотношение для чисто звёздной эволюции галактик [62].
$\begin{figure}\centerline{\psfig{figure=himlt.ps,width=\textwidth}}\end{figure}$

Согласно Roberts & Haynes [123] средние отношения ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal L}$ и ${\cal M}_{\rm HI}/{\cal M}_{25}$ плавно возрастают от ранних морфологических типов галактик к поздним, а отношение $\left\langle{\cal M}_{25}/{\cal L}\vert T\right\rangle$ остаётся примерно постоянным. В рассматриваемой нами выборке, ограниченной расстоянием, ранние морфологические типы представлены в небольшом количестве. Тем не менее, численные коэффициенты регрессии в строках 16-18 таблицы 2.3 хорошо согласуются с данными Roberts & Haynes [123], полученными по выборке из Местного сверхскопления. На рисунке 2.18 показана зависимость ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ от морфологического типа для нашей выборки галактик, где регрессия воспроизведена сплошной линией. Штриховая линия соответствует изменению ${\cal M}_{25}/{\cal L}$ вдоль хаббловской последовательности для чисто звёздного населения галактики, вызванному звёздной эволюцией [97,62].