ド・ヴォークルールの法則

ド・ヴォークルールの法則は、ド・ヴォークルールプロファイルまたはド・ヴォークルールモデルとしても知られ、楕円銀河の表面輝度が銀河中心からの見かけの距離の関数としてどのように変化するかを説明しています。 ^[1]${\displaystyle I}$${\displaystyle R}$ $${\displaystyle \ln I(R)=\ln I_{0}-kR^{1/4}。}$$

R _{e を}銀河の全光度の半分を含む等輝度線の半径、つまり半光度半径と定義すると、ド・ヴォークルールのプロファイルは次のように表される。 または ここで、I _{e は}R _eにおける表面輝度である。これは次の式で確認できる。 $${\displaystyle \ln I(R)=\ln I_{e}+7.669\left[1-\left({\frac {R}{R_{e}}}\right)^{1/4}\right]}$$$${\displaystyle I(R)=I_{e}e^{-7.669\left[\left({\frac {R}{R_{e}}}\right)^{1/4}-1\right]}}$$$${\displaystyle \int _{0}^{R_{e}}I(r)2\pi r\,dr={\frac {1}{2}}\int _{0}^{\infty }I(r)2\pi r\,dr.}$$

de Vaucouleurs モデルは、 Sersic モデルの特殊なケースであり、Sersic 指数はn = 4です。天空平面に投影した後に de Vaucouleurs の法則を近似的に再現する (内部) 密度プロファイルには、 Jaffe モデルや Dehnen モデルなどがあります。

このモデルは、1948年に最初に定式化したジェラール・ド・ヴォークルールにちなんで名付けられました。 ^{[2] [3]} 物理法則ではなく経験的モデルではありますが、20世紀には天文学で定着し、「法則」と呼ばれるようになりました。

• エリック・ワイスタインの天文学の世界へのエントリー