WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 12 | 13 || 15 | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 14 ] --

верхней панели абсолютная величина галактик синтетической свиты определенно коррелирует с 1. Однако, исключение галактик слабее -11.0m, которые обнаружены в основном в окрестностях Млечного Пути, Андромеды и М81, делает эту корреляцию незначимо малой. Правая верхняя панель показывает зависимость от 1 отношения водородной и звездной массы галактики. Кружками отмечены объекты, где оценен только верхний предел HIпотока. Несмотря на большую дисперсию величины MHI/M*, ее среднее значение систематически падает, от галактик поля в сторону больших 1. Этот известный эффект обычно объясняют выметанием газа их карликовых спутников при их прохождении через плотные области гало массивной галактики (Slater & Bell 2013). Заметим, однако, что и среди галактик поля с 1 0 встречаются объекты с низким содержанием водорода на единицу звездной массы. Для объяснения этих случаев необходимо привлекать какие-то иные механизмы потери газа карликовыми галактиками, например, ”cosmic web stripping” (Benotez-Llambay et al. 2013).

Левая нижняя панель воспроизводит удельный темп звездообразования в галактиках синтетической свиты как функцию 1. Оценка SFR по H-потоку и ультрафиолетовому FUV-потоку показаны, соответственно, кружками и треугольниками. Пустые символы соответствуют верхним значениям потоков H и FUV. Наименьший разброс значений SFR/LB имеет место у галактик на далеких перифериях свит, а с ростом 1 появляется много случаев с депрессивным звездообразованием. Как и для параметра MHI/M*, уменьшение SFR/M* у галактик в плотных областях гало очевидно вызвано эффектом выметания газа из мелкой потенциальной ямы карликовых галактик.

Правая нижняя панель Рисунка 5.5 показывает распределение галактик синтетической свиты по морфологическим типам в классификации de Vaucouleurs при разных значениях 1. Из этой диаграммы снова следует, что богатые газом карликовые галактики поздних типов Т =10, 9 (=Ir, Im, BCD) преобладают в областях низкой плотности с 1 0, тогда как объекты ранних центральных частях свит.

Заметим, что на этой панели присутствуют три объекта, помеченные типом Т = 11. К ним были отнесены межгалактические HI-облака без какихлибо признаков звездного населения. Тот факт, что два из них имеют значения 1 0, вероятно, обусловен эффектом избирательности: в области близких групп HI-обзоры сделаны, как правило, до более глубокого предела, чем в обширных областях между группами.

Несмотря на наличие довольно отчетливой морфологической сегрегации галактик вдоль радиуса групп, в левом нижнем углу диаграммы {T 1} имеется ряд галактик с характеристиками T0 и 10. Эти галактики вызывают повышенный интерес, поскольку они могут оказаться критическими при проверке различных сценариев формирования галактик ранних типов.

Тринадцать таких случаев представлены в Таблице 5.3 в порядке возрастания индекса 1. В первом ее столбце указано имя галактики, во втором — морфологический тип по более детальной классификации карликовых галактик (Karachentsev et al 2013). Обозначения параметров в последующих столбцах такие же, как в Таблице 5.2. Предпоследний столбец показывает разность лучевых скоростей галактики на периферии свиты и ее главной глалактики.

Часть объектов этого списка (KKR 8, KKH 65, KK 258, KK 227) пересекаются со списком обособленных галактик ранних типов в Местном сверхскоплении (Karachentseva et al. 2010).

Как следует из данных Таблицы 5.3, в этом списке присутствуют только карликовые системы с линейными диаметрами менее 4 кпк и абсолютными величинами не ярче -16.5m. Половина из них классифицирована как объекты переходного типа (Tr) между dIr и dSph. Три карликовые галактики типов S0 и Е: NGC 4600, NGC 404 и NGC 59 показывают наличие у них газа, судя по оптическим эмиссионным спектрам и HI-потокам. Фактически, только галактики из 12: KKR 8, KKH 65, KKR 25 и UGC 8882 остаются вполне обоснованными представителями класса изолированных галактик ранних типов. При этом лишь одна из них, KKR 25, детально исследована в оптическом и радио диапазоне (Makarov et al. 2012) и имеет надежную оценку расстояния методом TRGB (Karachentsev et al. 2001).

Таблица 5.3. Карликовые галактики ранних типов с 1 0.

Таблица 5.4. Карликовые галактики поздних типов Т=9, 10 с 1 3.0.

несомненный интерес не только обособленные галактики ранних типов, но также богатые газом карлики типов Ir, Im, BCD, которые расположены рядом с противоположный по диагонали угол относительно изолированных объектов ранних типов. В Таблице 5.4 приведены данные о 18 карликовых галактиках типов Т = 9,10 c приливными индексами 1 3.0 вокруг гигантских галактик с абсолютными величинами MB -20.0m. Галактики здесь ранжированы по параметру 1. Обозначения параметров в столбцах такие же, как и в Таблице 5.3.

недетектированные пока карликовые системы обладают значительными запасами нейтрального водорода, но они слишком близки к массивным галактикам и не разрешаются как индивидуальные HI-источники.

Средняя абсолютная величина карликов в Таблице 5.3 и 5.4 практически одинакова:

-12.6m и -12.8m, соответственно. Такое согласие вполне ожидаемо, если карликовые галактики поздних типов испытывают свое первое прохождение вблизи массивной галактики, и после этого, лишившись газа, переходят в категорию сфероидальных карликов.

Обращает на себя внимание неравномерность распределения числа иррегулярных карликовых систем, тесно расположенных возле главной галактики, у разных массивных галактик. Так, четыре карликовые галактики находятся вблизи М81, и все они являются молодыми звездными системами, образовавшимися в HI-филаментах при взаимодействиии М81 с М82 и NGC 3077 (Yun 1999; Makarova et al. 2002; Karachentsev et al. 2011a).



соответственно, 4 и 3 близких к ним иррегулярных карлика. Млечный Путь и других главных галактик имеют лишь по одному такому спутнику. (В Таблицу 5.4 не была включена галактика SMC, поскольку для нее главной галактикой является не Млечный Путь, а LMC.) Вместе с тем, массивные галактики: М31, Centaurus A и Sombrero (NGC 4594) совсем не имеют близких карликовых спутников богатых газом.

Необходимо заметить, однако, что среди карликовых галактик Таблицы 5.4 только у одной галактики — LMC расстояние измерено с высокой точностью. У остальных объектов этого списка погрешность расстояния составляет около 25%.

Из данных Таблицы 5.4 видно, что Млечный Путь выделяется среди других главных галактик наличием массивного и близкого спутника — LMC.

Такая выделенность Млечного Пути была отмечена Rodriguez-Puebla et al.

(2013), Jiang et al. (2012) и другими авторами. Это обстоятельство сохраняет свою силу, если рассматривать не только карликовые спутники типов Т = 9, 10, но также спутники всех других типов. Вокруг 20 самых значимых главных галактик Местного объема (Таблица 5.1) имеется 27 физических спутников с 1 0 и абсолютными величинами ярче -17.0m. Распределение этих галактик по значениям {1,MB} представлено на Рисунке 5.6. На нем не показана также галактика SMC, которая находится в потенциальной яме Млечного Пути, хотя ее главной галактикой является LMC (см. Таблицу 5 Приложения В). Как видим, у некоторых гигантских галактик имеются физические спутники высокой светимости, например, М33 у M31, NGC 3351 у NGC 3368 и NGC у NGC 2784. Однако все они располагаются не так близко возле своих главных галактик, как LMC возле нашей Галактики. Заметим, что среди 27 массивных близких спутников на Рисунке 5.6 все, кроме NGC 3412, являются галактиками поздних типов со значительными запасами нейтрального газа и активным звездообразованием. Это обстоятельство может свидетельствовать о том, что многие богатые газом спутники находятся еще в стадии первичного падения в сторону своих главных галактик.

Рисунок 5.6. Распределение физических спутников вокруг 20 самых массивных галактик Местного объема по величине их приливного индекса и абсолютной величине.

Как следует из данных Рисунка 5.6, Млечный Путь со свитой своих спутников выглядит не вполне типичной группой. Этот наблюдательный факт следует принимать во внимание при сравнении результатов N-body моделирования со свойствами галактик Местной группы (Knebe et al. 2011;

Libeskind et al. 2010).

По набору параметров {1,MB} у членов свиты ближе всего к нашей Галактике подходит соседняя галактика М81 с ее спутниками. Однако группа М81 имеет свои существенные особенности: наличие в ней HI-филаментов, молодых ”приливных” карликов типа Holm IX, а также BCD галактик, которые отсутствуют в Местной группе (Yun 1999; Makarova et al. 2002; Chiboucas et al.

2009).

5.5 Кинематика галактик в свитах В предпоследнем столбце Таблицы 5 Приложения В представлены лучевые скорости галактик свиты относительно скорости главной галактики каждой свиты. Эти данные содержат важную информацию о кинематике и динамике ближайших групп. Распределение разности лучевых скоростей у членов самых населенных свит вокруг их массивных главных галактик показано на левых панелях Рисунка 5.7. Физические члены групп с 1 0 изображены сплошными кружками, а периферийные объекты свиты (или же галактики поля) помечены открытыми кружками. Как видно из верхней панели, дисперсия разности лучевых скоростей практически не зависит от величины 1 в области Рисунок 5.7. Лучевая скорость члена свиты относительно ее главной галактики в зависимости от приливного индекса члена свиты 1 и абсолютной величины главной галактики. Левые панели соответствуют населению 20 самых населенных свит, правые панели — свитам, состоящим из одного компаньона. Физические спутники с 10 и галактики поля (10) показаны, соответственно, сплошными и пустыми кружками. Члены Местной группы показаны более крупными кружками.

1 0. Все члены групп, кроме одного, укладываются в полосу ±300 км/с.

Однако, среди галактик поля с 1 0 имеются случаи с большой разностью лучевых скоростей, например, карликовые галактики VCC 114 и VCC перед скоплением Virgo, для которых главной галактикой оказалась гигантская скоростей в области 1 0 вполне ожидаемо и свидетельствует об отсутствии физической связи таких галактик с их главными галактиками.

На нижней левой панели Рисунка 5.7 разность скоростей у галактик свиты сопоставлена с абсолютной величиной их главной галактики. У физических членов групп (сплошные кружки) дисперсия скоростей имеет тенденцию уменьшаться в сторону низкой светимости главных галактик.

Правые панели Рисунка 5.7 представляют аналогичные данные для наименее населенных свит, в которых присутствует лишь по одной галактике.

Светимости и массы главных галактик с одним компаньоном значительно ниже, чем у главных галактик 20 населенных свит. Очевидно, что по этой причине разброс разности лучевых скоростей у них лежит в более узкой полосе, всего ±200 км/с, что существенно меньше, чем у спутников массивных галактик.

Следует упомянуть, что заметная часть галактик в близких свитах не имеет пока измеренных лучевых скоростей. Восполнение этого пробела является актуальной наблюдательной задачей.

5.6 Заключение Рассмотренные в этой Главе данные показывают, что близкие группы галактик значительно отличаются друг от друга по структуре и морфологическому составу населения. Это обстоятельство следует принимать во внимание при сравнении результатов N-body моделирования мелкомасштабной структуры вселенной с наблюдательными данными. Обычно объектом такого сравнения выбирают Местную группу (Liberskind et al. 2010; Zavala et al. 2009; Knebe et al.

2011), которая состоит из двух динамически обособленных свит карликовых галактик вокруг Млечного пути и Андромеды (М31), сближающихся со взаимной скоростью центров ~100 км/с. Однако, по ряду признаков Местная группа не является типичной среди близких групп. Поэтому сравнение объектов численного моделирования следовало бы проводить с характеристиками усредненной (синтетической) группы Местного объема, опираясь, в частности, на данные Таблицы 5.1.



Pages:     | 1 |   ...   | 12 | 13 || 15 | 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.