ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 37, № 10, с. 730-739
УДК 524.7
О ХАРАКТЕРИСТИКАХ ПРИЛИВНЫХ СТРУКТУР ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК
© 2011 г. Я. Х. Мохамед1,2, В. П. Решетников2*, Н. Я. Сотникова2
1Национальный исследовательский институт астрономии и геофизики, Египет 2Санкт-Петербургский государственный университет Поступила в редакцию 14.05.2011 г.
Приведены результаты анализа геометрических характеристик приливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактик. Выборка близких объектов включает более двухсот галактик, а далеких — около семисот. Далекие галактики были отобраны в нескольких глубоких полях Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS), и они находятся на среднем красном смещении (z) = 0.65. Проанализированы распределения длин и ширин приливных образований и показано, что хвосты у далеких галактик выглядят короче, чем у близких. Отчасти этот эффект может быть связан с эффектами селекции, но, с другой стороны, он, возможно, является следствием общей эволюции размеров спиральных галактик с z. Показано, что положение взаимодействующих галактик на плоскости "светимость галактики (L)—длина приливного хвоста (I)" объясняется простой геометрической моделью, причем верхняя огибающая наблюдаемого распределения имеет вид I ос \[~L. В предположении, что приливные хвосты являются дугами окружностей, видимых под произвольными углами к лучу зрения, решена задача о связи наблюдаемого распределения сжатий хвостов с их длиной в угловой мере. Сделан вывод, что угловая длина приливных хвостов, визуально выделяемых у близких и далеких галактик, в среднем, превышает 180°.
Ключевые слова: галактики, взаимодействующие галактики, морфология, кинематика.
ВВЕДЕНИЕ
Приливные структуры (хвосты и соединяющие галактики перемычки) являются временными образованиями, возникающими при тесных сближениях и слияниях галактик (Тумре, Тумре, 1972). Приливные образования имеют, как правило, низкую оптическую поверхностную яркость (р(Б) & ~ 24™-25™/□"), и они наблюдаются у нескольких процентов галактик в окружающей нас области Вселенной (см. обзор в статьях Сотниковой, Решетникова, 1998а; Решетникова, Сотниковой, 2001).
Приливные структуры интересны по многим причинам. Например, из их вещества могут образовываться карликовые галактики (Дюк, 2011). В численных экспериментах по взаимодействию галактик часто наблюдается формирование гигантских конденсаций — до 108М©, — вследствие гравитационного коллапса звезд и газовых облаков, вытянутых в приливной хвост (см., например, Барнс, Хернквист, 1992; Элмигрин и др., 1993). Такого рода конденсации могут давать начало карликовым галактикам.
Электронный адрес: resh@astro.spbu.ru
Текущий темп звездообразования в приливных хвостах иногда довольно высок, причем области звездообразования (области HII) могут располагаться в хвосте довольно равномерно, как, например, в хвосте NGC 4676A (Сотникова, Решетников, 1998б). В дисках нормальных галактик звездообразование обычно происходит в гигантских H2 комплексах. Приливные детали образуются из диффузного газа и звез, вытянутых из самых внешних областей галактики. Это ставит вопрос о механизме звездообразования для этих структур, который, возможно, связан с глобальной гравитационной неустойчивостью в хвостах (Сотникова, Решетников, 1998б).
Морфология хвостов и перемычек определяется глобальной динамической структурой галактик. Так, например, выяснилось, что протяженность приливных хвостов зависит не только от параметров пролета и относительной скорости взаимодействующих галактик, но и от распределения массы темной материи (см., например, Дубински и др., 1996, 1999; Михос и др., 1998; Шпрингел, Вайт, 1999). Дубински и др. (1996), проанализировав результаты численных экспериментов, обратили внимание на то, что если масса темного вещества
достаточно велика, то образующиеся приливные хвосты оказываются слишком короткими и маловыразительными. В то же время во взаимодействующих и сливающихся системах мы часто наблюдаем весьма протяженные приливные детали, простирающиеся на расстояния до 50—100 кпк.
Вывод о том, что протяженные приливные хвосты могут служить индикаторами присутствия темной материи в далеких, периферийных частях галактик, там, где уже не виден HI диск, подкрепляется и кинематическими данными. Сотниковой и Решетниковым (1998б) на примере главного компонента знаменитой взаимодействующей системы NGC 4676 (Мышки) было сделано заключение о том, что кинематика приливного хвоста (его длина превышает 40 кпк) совместима только с моделью темного гало, масса которого в пределах оптического размера хвоста в несколько раз превосходит суммарную массу диска и балджа галактики.
Взаимное согласие кинематического и морфологического анализа говорит о возможности делать выводы о характеристиках темного гало в тех случаях, когда спектральные данные (из которых выводится кинематика системы) по тем или иным причинам получить сложно, и мы вынуждены ограничиваться лишь результатами фотометрии (в случае далеких галактик с приливными деталями, обладающими низкой поверхностной яркостью).
Не менее интересна и встречаемость приливных образований на разных красных смещениях, поскольку она отражает изменение темпа слияний и взаимодействий галактик со временем (Решетников, 2000; Бридж и др., 2010).
Основной целью этой заметки является изучение основных геометрических характеристик приливных хвостов у нескольких сотен близких и далеких взаимодействующих галактик с тем, чтобы сделать выводы о связи этих характеристик с глобальными параметрами самих галактик. Все числовые величины в статье приведены для космологической модели с постоянной Хаббла 70 км с-1 Мпк-1 и Пт = 0.3, Пл = 0.7.
ВЫБОРКИ ГАЛАКТИК И ИЗМЕРЯЕМЫЕ ПАРАМЕТРЫ
Близкие и далекие галактики с приливными структурами
Для изучения характеристик близких галактик нами были рассмотрены две выборки: 1) KPG — двойные галактики из каталога Караченцева (1987); 2) SDSS — галактики с приливными хвостами из каталога Наир и Абрахама (2010), основанного на визуальной классификации 14 034 объектов обзора Слоана. В первую выборку вошли 44 галактики, для которых в Цифровом обзоре
.. . *
Рис. 1. Определение величин D1 и D2 для приливных хвостов на примере контрастного изображения из DSS близкой сливающейся системы NGC 2623: Di — это отрезок, соединяющий начало и конец приливного образования, D2 — перпендикуляр, проведенный из середины этого отрезка до хвоста.
неба (DSS) можно было измерить характеристики приливных структур, во вторую — 182 объекта с ясно различимыми в SDSS приливными образованиями. У многих из изученных галактик наблюдается не один, а два хвоста, и поэтому число измеренных нами приливных хвостов (64 в выборке KPG и 266 в SDSS) превышает число галактик.
При изучении далеких галактик мы использовали каталог взаимодействующих галактик, найденных в глубоких полях Космического телескопа Хаббл (Мохамед, Решетников, 2011). Этот каталог включает данные для примерно семи сотен кандидатов в галактики с приливными структурами с красным смещением z < 1.5 в ряде глубоких площадок, наблюдавшихся на Космическом телескопе Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS). Исследованные площадки отчасти перекрываются (например, HUDF входит в состав GOODS), и в таких случаях характеристики галактик оценивались по более глубокому полю. Всего во всех глубоких полях нами было изучено 867 приливных образований.
Параметры приливных структур
Для всех взаимодействующих галактик по высококонтрастным оптическим изображениям были определены геометрические характеристики приливных образований (измерения были проведены в пределах поверхностной яркости ^25—26 зв. вел./кв. угл. сек. в полосе I): длина хвоста от края диска галактики до его конца (l),
Рис. 2. Распределение относительных ширин (Н/1) хвостов для близких (штриховая линия) и далеких (непрерывная линия) галактик с I > 10 кпк.
измеренная с учетом кривизны хвоста, ширина на половине полной длины (h), и отношение k = D2/D\, являющееся мерой кривизны (см. рис. 1). Для прямолинейного хвоста k = 0, для изогнутого k > 0. Если считать хвост дугой окружности, то величина k для дуги в 180° равна 0.5.
При анализе объектов выборки KPG были использованы голубые изображения из DSS, для объектов из работы Наир и Абрахама (2010) были
взяты данные в полосе g (Aeff = 4686 A). Характеристики галактик из глубоких полей определялись в фильтрах F814W (HDF-N, HDF-S), F775W (HUDF) и F850LP для GOODS и GEMS (при красном смещении z ~ 1 эти фильтры примерно соответствуют полосе B в системе отсчета, связанной с галактикой).
Для проверки природы предполагаемых приливных хвостов, выделенных у слабых далеких галактик, была выполнена их апертурная фотометрия в нескольких точках вдоль приливных образований. Средняя поверхностная яркость хвостов, пересчитанная в полосу B в системе отсчета, связанной с галактикой, ({^в) =24.7 ± 1.1(а)) оказалась близка к типичным значениям для приливных структур локальных галактик (см., например, Шомбертидр., 1990; Решетников, 1998).
Для всех рассмотренных нами далеких галактик доступны оценки красных смещений и видимые звездные величины (Фернандез-Сото и др., 1999; Вильямс и др., 2000; Савики, Маллен-Орнелас, 2003; Вольф и др., 2004; Глазебрук и др., 2006; Кое и др., 2006; Балестра и др., 2010), что позволило найти светимости галактик. Спектроскопические
красные смещения известны примерно для 20% галактик выборки, для большинства остальных объектов использованы фотометрические г из проекта COMBO-17 (Вольф и др., 2004). Среднее красное смещение нашей выборки далеких взаимодействующих галактик составляет (г) = 0.65 ± 0.31(а).
РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
Геометрические характеристики приливных хвостов
На рис. 2 показаны наблюдаемые распределения ширин приливных образований у близких и далеких галактик с относительно длинными (I > > 10 кпк) хвостами. Оба распределения схожи и они демонстрируют пики наблюдаемых сжатий при Н/1 « 0.15. Как видно на рисунке, встречаются как очень тонкие (Н/1 < 0.1), так и относительно широкие (Н/1 > 0.2) хвосты.
На рис.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.