WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 8 ] --

Вплоть до конца 90-х годов детальное исследование Местной вселенной сдерживалось скудностью данных о расстояниях даже самых близких галактик, расположенных сразу за границами Местной группы. Использование уникальной разрешающей способности космического телескопа Хаббла (HST) и нового метода определения расстояний до галактик любого типа по светимости верхушки ветви красных гигантов (TRGB) (Lee et al. 1993), привело к массовому измерению расстояний до более чем 250 соседних галактик с точностью (5–10)%. Сводка накопленных данных о расстояниях, лучевых скоростях и других базовых параметрах 450 галактик Местного объема (D Мпк) была представлена в “Catalog of Neighboring Galaxies” CNG (Karachentsev et al. 2004). CNG содержит карликовые галактики со светимостями на 4 порядка слабее светимости Млечного Пути, в нем имеется более десятка групп, по своим размерам и светимости похожих на Местную группу. Детальная картина движений галактик в этих группах и вокруг них впервые выявила неожиданные свойства Хаббловского потока на масштабах 1-3 Мпк. Были получены свидетельства того, что Хаббловские диаграммы “скорость – расстояние” вокруг Местной группы и других соседних групп характеризуются малой дисперсией пекулярных скоростей ~30 км/с. При таких малых хаотичных скоростях и малых ошибках измерения расстояний ~(100-200) кпк становится заметным искривление “холодного” Хаббловского потока, обусловленное гравитационным торможением окружающих группу галактик суммарной массой самой группы. Достигнутые точности позволяют определять полную массу близких групп с погрешностью ~30% по величине “радиуса сферы нулевой скорости” R0, которая отделяет объем группы от остального расширяющегося окружения (Karachentsev 2005; Karachentsev et al.

2009).

Следует отметить, что метод “R0” дает оценку массы группы, независимую от теоремы о вириале, причем эта оценка полной массы относится к масштабу в 3–4 раза большему, чем вириальный радиус группы.

Примечательно, что согласие оценок массы у близких групп по внешним и по внутренним (вириальным) движениям галактик достигается только при наличии космологического параметра 0.7. Это означает, что наблюдаемые свойства Местного Хаббловского потока дают прямое и независимое свидетельство существования во Вселенной особой среды — темной энергии, недавно обнаруженной по наблюдениям далеких Сверхновых.

телескопе Хаббла для звездного населения близких галактик открывает возможность восстанавливать историю звездообразования в них с разрешением ~(0.1–1) млрд. лет, что было отмечено в работах Dalcanton et al. (2009), Weisz et al. (2011) и других авторов. Этот подход является важным наблюдательным подспорьем для моделей эволюции галактик в зависимости от их окружения.

3.2 Морфология и оптические зависимости Рисунок 3.1. Соотношения между абсолютной величиной, диаметром Холмберга и скоростью вращения для галактик Местного объема.

спутников Milky Way и Andromeda диаметры оценивались по изофоте, которая гораздо слабее Холмберговской.

Средняя панель Рисунка 3.1 показывает, что корреляция между размером галактики и амплитудой вращения следует ожидаемой линейной зависимости Vm A26 (прямая линия) лишь в грубом приближении. Дисперсия на этой диаграмме заметно больше, чем на двух других. Возможно, существуют другие наблюдательные аналоги величинам Vm и A26, которые дают корреляцию более близкую к линейной.

Соотношение между амплитудой вращения галактики и ее абсолютной величиной показано на нижней панели. Прямая линия на ней отображает кубическую зависимость L B ~ Vm, которая известна еще как зависимость ТаллиФишера, M B ~ 7.5 logVm (Tully&Fisher 1977). Карликовые галактики в правом нижнем углу диаграммы систематически отклоняются от линии регрессии для нормальных спиральных. Очевидно, что в карликах, имеющих скорость вращения менее 30 км/с, учет турбулентных движений газа с характерной скоростью ~10 км/с способен сыграть существенную роль в определении массы.

Светимости, размеры и амплитуды внутреннего движения различны у галактик разного морфологического типа. Распределение их в развертке по шкале типов T показано на трех панелях Рисунка 3.2. Для каждого глобального параметра: Vm, MB и A26 распределение среднего значения по T имеет приблизительно параболический вид с максимумом на типе T 4 или Sbc.

Дисперсия всех трех параметров вблизи максимума оказывается минимальной, что вероятно связано с условиями динамической стабильности этого типа галактик. Отметим, что на диаграмме Vm от T число галактик слева от максимума гораздо меньше, чем на двух нижних панелях (MB и A26). Низкое содержание газа в галактиках ранних типов обычно не позволяет измерить с хорошей точностью у них амплитуду кривой вращения, что может привносить значительную скрытую селекцию в анализ диаграмм подобных Рисунку 3.1.

Необходимо отметить, что в схеме морфологической классификации Хаббла тип карликовых иррегулярных галактик представлял собой нечто вроде Рисунок 3.2. Скорости вращения, диаметры Холмберга и абсолютные величины галактик различном окружении. Однако, Местного объема в зависимости от их морфологического типа.

Рисунок 3.3. Классификация карликовых галактик, как в Таблице 2.1, с указанием количества галактик Местного объема в каждой морфологической ячейке.

быть подвержен значительному эффекту селекции: галактики экстремально низкой поверхностной яркости и бедные газом, подобные Apples I, легко остаются незамеченными как в оптических, так и в HI обзорах.



Как следует из гистограмм Рисунка 3.4, распределение карликовых галактик по визуальным градациям поверхностной яркости хотя и [зв.вел./кв.сек]: 22.6 (H), 24.1 (N), 25.2 (L) и 27.5 (X). Различия в средней поверхностной яркости карликовых галактик достигают более 10 звездных величин и очевидно вызваны особенностями истории звездообразования в них.

Важной динамической характеристикой галактик является отношение их индикативной массы в пределах Холмберовской изофоты к полной светимости.

На Рисунке 3.5 представлено распределение этого отношения в полосах В и К для различных морфологических типов. Галактики с углами наклона i 45, для Рисунок 3.4. Распределение карликовых галактик Местного объема в соответствии с их средней поверхностной яркостью. Галактики классифицированы как имеющие экстремально низкие (X), низкие (L), нормальные (N) и высокие (H) поверхностные яркости и соответственно представлены на разных панелях.

которых оценка M26 может содержать значительную неопределенность, выделены пустыми символами. Обе величины показывают тенденцию роста от ранних типов к поздним, более выраженную в случае отношения M26/LK.

Однако, при переходе от спиральных галактик (Sd, Sm) к иррегулярным (BCD, Im, Ir) наблюдается скачкообразное уменьшение среднего отношения M26/L примерно в 4 раза. Этот эффект может быть вызван различием в структуре и Рисунок 3.5. Отношение индикативной массы к светимости в B- и К-полосах в зависимости от морфологического типа галактики. Face-on галактики с наклоном i 45 показаны открытыми треугольники.

3.3 Основные HI свойства выборки Характеристики различных выборок галактик в линии нейтрального водорода, ограниченных HI-потоком, видимой величиной или угловым диаметром галактик, рассматривались неоднократно (Roberts & Haynes 1994; Zwaan et al.

2003; Martin et al. 2010). Такие выборки имеют сильное смещение в сторону дискообразных галактик высокой светимости и не отражают HI-свойства галактик в единичном объеме, где преобладают карликовые объекты. В настоящее время более 70% галактик Местного объема детектированы в линии HI, а для ~14% других известны верхние значения их HI-потока. Громадный радиотелескопах Parks (HIPASS), Arecibo (ALFALFA) и специальному обзору близких карликовых галактик, выполненному Хухтмайером на 100-м телескопе в Эффельсберге. Тем не менее, на высоких склонениях (decl.+38) остается еще ряд близких галактик, не наблюдавшихся в линии HI. Очевидно, что планируемый “слепой” HI-обзор северного неба WNSHS в Вестерборке (http://www. astron.nl/~jozsa/wnshs/) скоро заполнит этот пробел.

Рисунок 3.6. представляет связь между отношением водородной массы к светимости в В- и К-полосах и амплитудой вращения галактик Vm (нижняя и средняя панели). Выборка близких галактик демонстрирует известный эффект, что при переходе от нормальных спиральных галактик к карликовым системам с Vm 50 км/с среднее отношение MHI/LB возрастает от ~ 0.1 Msun/Lsun до ~ 0.7 Msun/Lsun.

звездообразования в карликовых галактиках с их турбулентными движениями по сравнению с дисками, где регулярное вращение и волны плотности ускоряют процесс звездообразования. Заметим, что у самых мелких карликов с Vm 6 км/с видна некоторая тенденция к уменьшению отношения MHI/L.

Возможно, это обусловлено тем, что неглубокая потенциальная яма карликовых систем не способна удерживать в себе большую массу газа.

Светимости галактики в К-полосе являются хорошим индикатором ее Рисунок 3.6. Отношение водородной массы к светимости в B- (внизу) и К-полосах (в центре) в зависимости от детектированных в HI, скорости вращения галактик. Верхняя панель представляет отношение водородной массы к динамической. Face-on галактики отмечены открытыми треугольники.

звездную компоненту.

водородной массы к динамической массе внутри Холмберовского радиуса в зависимости от Vm. Для нормальных спиральных галактик (Vm 100 км/с) имеем медианное значение MHI/M26 ~ 0.03, тогда как для карликовых галактик с Vm 20 км/с оно возрастает до MHI/M26 ~ 1, достигая в отдельных случаях MHI/M26 10. Только малая часть таких экстремальных отношений обусловлена Рисунок 3.7. Соотношение между средней поверхностной плотностью массы водорода и скоростью вращения (верхняя панель) галактики. Линией показана скользящая медиана.

Зависимость средней поверхностной плотности от морфологического типа представлено на нижней панели. Объекты с верхним пределом водородной массы показаны пустыми кружками.

ошибками в определении угла наклона галактики i (случаи с i 45 отмечены на этой панели пустыми треугольниками).

Как отмечали Roberts & Haynes (1994), важным глобальным параметром, характеризующим условия звездообразования в галактике, является ее средняя поверхностная плотность водорода, M HI / A26. Распределение этой величины для галактик Местного объема представлено на панелях Рисунка 3.7 в зависимости от амплитуды вращения Vm и морфологического типа T. В области T 0 средняя плотность M HI / A26 слабо растет в сторону поздних типов, показывая минимальную дисперсию при T = 4 (Sbc). Большой разброс значений поверхностной плотности водородной массы на обоих краях морфологической шкалы легко объясняется особенностями их эволюции: исчерпанием запасов газа у E, S0-галактик, выметанием газа из карликовых систем при вспышках звездообразования и/или прохождении их через гало массивных галактик. Для самых слабых карликовых галактик со скоростями вращения Vm 6 км/с заметно некоторое уменьшение средней поверхностной плотности водородной массы.

3.4 Влияние плотности окружения галактики на преобразование газа в звезды Для количественного описания плотности окружения галактики можно использовать различные индикаторы. Karachentsev & Makarov (1999), рассматривая некоторую галактику “i”, осуществляли ранжировку ее соседей “n” по величине приливной силы Fn ~ M n / Din, где Din — пространственное расстояние соседней галактики, а Mn — ее масса, которая считалась пропорциональной светимости. Локальная плотность массы характеризовалась “приливным индексом” самого значимого соседа, называемого “Main Disturber” (=MD).



Pages:     | 1 |   ...   | 6 | 7 || 9 | 10 |   ...   | 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.