WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 | 13 |   ...   | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 11 ] --

В Главе 2.3 использовалась двумерная классификация карликовых галактик, опирающаяся на их доступные наблюдательные признаки. В вертикальном направлении схемы (Таблица 2.1) карликовые галактики различались по градациям поверхностной яркости, типичные значения которых составляли: 23.0 — High SB, 24.2 — Normal SB, 25.2 — Low SB и 27.6 — eXtremely low SB в единицах [зв.вел./кв.сек.]. В горизонтальном направлении были разделены карликовые галактики на красные (старые), промежуточные и голубые (молодые). К первым относили сфероидальные (Sph), карликовые межгалактические шаровые скопления (gc). Ко вторым — объекты смешанного звездного населения Sph/Ir (или Transition), а также карлики dE и dS0 с эмиссионными спектрами. В правый столбец объединялись карликовые системы типов BCD, Im, Ir, а также редкие случаи межгалактических HIоблаков без всяких признаков звездообразования. Такой подход позволял избегать неприятных случаев, когда карликовая галактика промежуточного типа могла перескакивать из-за ошибок классификации с одного конца последовательности de Vaucouleurs (T 0) на другой (Т = 9, 10).

В Главе 3.2, на Рисунке 3.3 показано, как распределены карликовые галактики Местного объема по ячейкам предложенной двумерной схемы.

Населенность ячеек оказывается весьма неравномерной, что вызвано как физическими причинами, так и эффектами наблюдательной селекции.

Для карликовых галактик, принадлежащих каждой ячейке Рисунка 3.3, были определены средние показатели цвета mFUV B, B m H, B m21, исправленные за Галактическое и внутреннее поглощение. Здесь видимые величины выражались через соответствующие потоки согласно соотношениям (3), (4), (5).

Среднее значение каждого показателя цвета, стандартное отклонение и число галактик с данными признаками представлено в ячейках Таблицы 4.1, которые аналогичны соответствующим ячейкам Рисунка 3.3. Анализ этих данных позволяет отметить следующие особенности.

В каждом подтипе поверхностных яркостей карликовых галактик, где имеется достаточная статистика, средний показатель цвета возрастает в направлении blue mixed red. В этом же направлении видна тенденция возрастания дисперсии показателя цвета.

Таблица 4.1. Средний показатель цвета для разных типов карликовых галактик.

m FUV B При переходе от голубых карликов к красным систематически свидетельствует об относительном ослаблении эмиссии в линиях H и HI.

Дисперсия показателей цвета имеет тенденцию возрастать от голубых объектов к старым красным.

Переход от карликовых галактик высокой поверхностной яркости к низкой и экстремально низкой мало сказывается на среднем показателе цвета mFUV B. Для красных карликов величина B m H возрастает, а для голубых карликов она уменьшается в сторону объектов низкой поверхностной яркости. Показатель цвета растет от компактных карликов к экстремально диффузным, что свидетельствует о том, что в последних более высока пропорция газа относительно звездной массы.

4.5 Звездообразование в маломассивных галактиках В литературе неоднократно высказывались соображения, что преобразование газа в звезды имеет у карликовых галактик колебательный, вспышечный характер (Dohm-Palmer et al. 2002; Skillman 2005; McConnachie et al. 2006;

Karachentsev & Kaisin 2007; McQuinn et al. 2009). Stinson et al. (2007) выполнили численное моделирование этого процесса и показали, что в богатых газом карликовых галактиках с массами log (M / M*) 9 вспышки звездообразования могут варьировать темп звездообразования в несколько раз на типичной шкале времени ~3·108 лет. На эту же переменность, определяемую в основном внутренними параметрами самой карликовой галактики, накладываются некоторые внешние факторы: возбуждение активности звездообразования из-за приливного влияния соседней массивной галактики, а также выметание газа из карликовой системы при ее прохождении сквозь плотные области массивной соседки. Относительная роль внешних и внутренних факторов, воздействующих на эволюцию карликовой галактики, должна очевидно зависеть от плотности ее окружения.

На панелях Рисунка 4.7 представлено распределение карликовых галактик со звездными массами log (M / M*) 9 по удельному темпу звездообразования в зависимости от окружения. Галактики с оценками SFR по H- и FUV-потоку показаны, соответственно, кружками и треугольниками.

Значения верхних пределов потока изображены пустыми символами. На верхней панели по горизонтальной оси представлен так называемый “приливной индекс” галактики 1, который выражается через массу Mn и пространственное расстояние Dn самой значимой соседней галактики, как описано в Главе 3.4.

На нижней панели Рисунка 4.7 в качестве аргумента использован другой безразмерный индикатор j, определяемый по соотношению (20) в Главе 3.4.

Как следует из представленных данных, наименьший разброс значений удельного темпа звездообразования имеет место для обособленных карликовых Рисунок 4.7. Зависимость удельного темпа звездообразования в карликовых галактиках (logM * 9) от двух параметров окружения: 1, определяемого самым значимым соседом (верхняя панель), и j, показывающего контраст средней плотности К-светимости галактик в сфере радиусом 1 Мпк вокруг рассматриваемой галактики в единицах средней глобальной плотности (нижняя панель). Символы такие же, как на Рис. 4.4-4.6.

галактик. В областях высокой плотности, 1 0 или j 1, появляется заметное количество карликовых объектов с угнетенным темпом звездообразования log (SFR/M*) -11.5. Относительное число их не слишком значительно, всего около ~(10 - 15)%, однако эта величина может быть серьезно искажена эффектами наблюдательной селекции. Отметим также, что в области максимально высоких значений SSFR практически не видно карликовых галактик, у которых усиление темпа звездообразования было спровоцировано плотным окружением соседей. Редким и выдающимся примером здесь является Рисунок 4.8. Диагностическая диаграмма «прошлое-будущее» для галактик раннего галактик Местного объема типа (Е, S0, и dSph) (верхняя панель), спиральных галактик (средняя панель) и карликовых галактик позднего типа (BCD, IM, и Ir) (нижняя панель).



Рисунок 4.7 воспроизводит диагностические диаграммы {P,F} для галактик Местного объема ранних типов T 2 (верхняя панель), для спиральных галактик типов Т = (2 – 8) (средняя панель) и карликовых галактик типов T = (9,10) (нижняя панель).

Верхняя панель показывает, что у Е и S0 галактик современные темпы звездообразования на порядка ниже прежних темпов, которые сформировали наблюдаемую звездную массу этих галактик. При наличных запасах газа у них наблюдаемые темпы “тлеющего” звездообразования могут поддерживаться в среднем на шкале еще нескольких Хаббловских времен.

Как следует из данных средней панели, типичная спиральная галактика успевает воспроизвести свою звездную массу при наблюдаемом у нее сейчас темпе звездообразования. Запасов газа у типичной спирали достаточно, чтобы поддерживать современный темп преобразования газа в звезды на шкале еще ~10 млрд. лет. Другими словами, диски галактик работают как ритмичные фабрики звезд и при этом находятся на половине пути своей эволюции.

Наибольшее удаление от начала координат {P=0, F=0} показывает галактика NGC 1569, где наблюдается вспышка звездообразования в центральной области и радиальный разлет эмиссионных филаментов (Israel 1988; Hodge 1974).

Данные нижней панели демонстрируют, что большинство карликовых Ir, Im, BCD галактик также, как и спиральные, воспроизводят свою звездную массу при cовременных значениях SFR. Запасы газа у типичного представителя этой популяции достаточны, чтобы поддерживать средний наблюдаемый уровень SFR на протяжении еше нескольких Хаббловских времен. В этом смысле секулярная эволюция карликов может быть охарактеризована как заторможенная, “летаргическая”.

Помимо основной концентрации карликовых галактик вблизи начала координат {P=0, F=0}, около четверти популяции {Ir, Im, BCD} – карликов показывают вытянутость вдоль диагонали F = –P. Этот эффект легко объясняется предположением, что часть популяции карликов пребывает в cостоянии вспышки, которая затем сменяется более длительной стадией депрессии звездообразования.

В Таблице 4.2 собраны 15 самых представительных галактик в стадии вспышки. В ее столбцах указаны: (1) — имя активной галактики, (2-3) — параметр Р, полученный по H- и FUV-потокам, (4) — морфологический тип, (5) — абсолютная В-величина, (6) — приливной индекс. Самые экстремальные уклонения от центроида видны у карликов с оценками SFR по H-потоку. Это обстоятельство вполне вписывается в общую концепцию реккурентной вспышечной активности маломассивных галактик, поскольку H-потоки фиксируют величину SFR на более коротком интервале времени (~107 млн.

лет), чем FUV-потоки (~108 млн. лет). Данные Таблицы 4.2 снова показывают, что вспышки звездообразования мало зависят от плотности окружения галактики.

Таблица 4.2. Наиболее активные галактики Местного объема.

PH PFUV T MB

4.5.1 Эмиссионные узелки вокруг галактики М Как было показано Appleton et al. (1981), Yun (1999), Boyce et al. (2001), область группы М81 заполнена волокнистыми структурами нейтрального водорода, которые соединяют М81 с соседними яркими галактиками M82, NGC 3077 и NGC 2976. Предполагается, что этот сложный HI-узор сформировался в результате приливного взаимодействия ярчайших членов группы. В наиболее плотных частях HI-филаментов уже происходит процесс звездообразования, который привел к образованию приливных карликов: Carland, HolmbergIX, Arp loop (A0958+66) и BK3N (Makarova et al. 2002), где отсутствует старое (T 2 млрд. лет) звездное население. Brinks et al. (2008) и Chynoweth et al.

(2011) обнаружили в группе М81 значительное количество мелких HI-облаков с массами ~105 - 106 Msun, «свободно плавающих» между яркими галактиками.

Некоторые из них совпадают по положению с карликовыми dSph галактиками, например, KKH57.

Mouhcine & Ibata (2010) получили глубокие снимки с MegaCam на телескопе CFHT в фильтрах “g” и “i” площадки размером ~1 кв. между М81 и NGC 3077 при субсекундных изображениях. На них было обнаружено три сгущения, Clump I, Clump II, Clump III, разрешаемые на голубые звезды. Все они располагаются приблизительно вдоль HI-рукава, соединяющего М81 и NGC 3077. Эти голубоватые сгущения сходны с другими комплексами голубых звезд, обнаруженными ранее на более близкой периферии М81 (Durell et al.

2004; de Mello et al. 2008, Davidge 2008). Отметим, что аналогичные группы ультрафиолетового спутника GALEX на периферии других близких галактик:

NGC 404 (Thilker et al. 2010), NGC 628, NGC 2841, NGC 3621 и NGC (Alberts et al. 2011).

На Рисунке 4.9 представлены изображения объектов Clump I, II и III, полученные на 6-м телескопе САО РАН. Снимки в линии H и в континууме были сделаны в ноябре 2010 с фокальным редуктором SCORPIO (Afanasiev et Рисунок 4.9. Изображения «H + continuum» (слева) и «H – continuum» (справа) трех эмиссионных узелков между M81 и NGC3077. Север и Восток показаны стрелками.

al. 2005). CCD-приемник из 20482048 пикселов обеспечивал поле зрения 6'6' c разрешением 0.18" на пиксел. Для получения изображений в линии H использовался интерференционный фильтр с шириной 75, и эффективной длиной волны 6555, а для вычитания континуума были сделаны пары снимков с фильтрами SED607 (eff = 6063, = 167) и SED707 (eff = 7063, = 207). Время экспозиции составляло 2600 сек в H и 2300 сек в спектрофотометрические стандарты Oke (1990). Левые снимки на Рисунке 4. разности «H – continuum». Для определения H-потока использовалась стандартная последовательность процедур, описанная в работе Karachentsev & Kaisin (2010).

Таблица 4.3. H-потоки и темпы звездообразования эмиссионных узелков.

Таблица 4.4. Новые лучевые скорости галактик в группе M 81.



Pages:     | 1 |   ...   | 9 | 10 || 12 | 13 |   ...   | 16 |
 




 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.