научная статья по теме СТАТИСТИКА ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК НА Астрономия

Текст научной статьи на тему «СТАТИСТИКА ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК НА»

УДК 524.7

СТАТИСТИКА ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК НА г ~ 0 7

© 2011 г. В. П. Решетников1-2*, Я. Х. Мохамед1'3

1 Санкт-Петербургский государственный университет 2Парижская обсерватория, LERMA, CNRS, Франция 3Национальный исследовательский институт астрономии и геофизики, Египет

Поступила в редакцию 02.06.2011 г.

Приведены результаты анализа встречаемости галактик с приливными хвостами и галактик типа M51 в нескольких глубоких полях Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS). В сумме в этих площадках нами найдено около семисот взаимодействующих галактик с красным смещением z < 1.5. Мы нашли, что при z < 0.7 наблюдаемые пространственные плотности галактик с приливными структурами и галактик типа M51 увеличиваются ж (1 + z)m, где m « 2.6. Согласно нашим оценкам, за последние 6—7 млрд. лет, то есть при z < 0.7, примерно треть галактик с M(B) < — 18m должны были испытать сильные гравитационные возмущения и слияния, а ~1/10—1/5 галактик поглотили относительно маломассивные близкие спутники, типичные для галактик типа M51. Возможное уменьшение с ростом z шкалы времени, в течение которой далекая галактика выглядит пекулярной, может значительно увеличить оценки темпа слияний.

Ключевые слова: галактики, взаимодействующие галактики, морфология, кинематика.

ВВЕДЕНИЕ

Основой современных моделей формирования и эволюции галактик является представление о росте звездных систем внутри иерархически сливающихся темных гало (см., например, Вайт, Рис, 1978; см. обзор в книге Мо и др., 2010). В рамках модельных расчетов удается хорошо описать процесс слияний гало (Фахури, Ма, 2008, и ссылки там), однако связь этого процесса со слияниями реально наблюдаемых галактик понята еще недостаточно (см., например, Китцбихлер, Вайт, 2008).

При наблюдательном изучении темпа слияний галактик, как правило, используют два подхода. Первый из них основан на анализе встречаемости тесных пар галактик на разных г (Зепф, Коо, 1989; Карталтепе и др., 2007; де Равел и др., 2011, и ссылки там). Слабыми местами этого метода являются малое количество спектрально подтвержденных пар на больших г, а также предположение, что на определенной шкале времени все эти пары сольются (Китцбихлер, Вайт, 2008).

Второй подход (морфологический) основан на статистике встречаемости у галактик признаков недавних взаимодействий и слияний: искажений структуры (Конселис и др., 2003, и ссылки там), наличия приливных хвостов и перемычек (Решетников, 2000а,б; Бриджи др., 2010), полярных колец

Электронный адрес: resh@astro.spbu.ru

(Решетников, 1997; Решетников, Деттмар, 2007), столкновительных колец (Лавери и др., 2004) и пр. Главной проблемой этого метода является то, что основные индикаторы динамических возмущений галактик, как правило, имеют низкую яркость и их сложно наблюдать на больших г. Однако, как было показано Хиббардом и Ваккой (1997), на глубоких экспозициях Космического телескопа Хаббл (HST) такие структуры должны быть видны, по крайней мере, вплоть до г ~ 1. Поиск и статистика приливных структур у галактик в глубоких полях HDF-N и HDF-S подтвердили это заключение (Решетников, 2000а,б). Кроме того, как и в случае изучения сливающихся пар, связь получаемого из моделей темпа слияний темных гало со сложными, действующими на разных масштабах масс и времен процессами взаимодействий и слияний галактик, неоднозначна. С другой стороны, преимуществом морфологического подхода является то, что с его использованием можно создавать и исследовать очень большие выборки галактик.

Результаты двух подходов количественно пока еще не вполне согласуются, однако общий вывод несомненен — с ростом г доля взаимодействующих и сливающихся галактик, действительно, растет, как и следует из теоретических ожиданий. При г < < 1.5 этот рост принято описывать в виде степенной функции (1 + г)т, где значение т по данным разных авторов в большинстве случаев находится в

50

0

-14 -16 ,-18 -20 -22

0

0.5 1.0

Красное смещение

Рис. 1. (а) — Распределения по красному смещению выборок галактик с приливными хвостами (верхняя гистограмма) и объектов типа М51 (нижняя зависимость). Штриховыми линиями изображены ожидаемые распределения при медианных красных смещениях выборок ггп =0.64. (б) — Зависимость абсолютная звездная величина — красное смещение для галактик с приливными хвостами (точки) и галактик типа М51 (ромбы).

диапазоне от 2 до 4 (см., например, табл. 2 в работе Карталтепе и др., 2007).

В этой статье мы анализируем статистику встречаемости галактик с приливными структурами и галактик типа М51 в ряде глубоких полей Космического телескопа Хаббл. Все числовые величины в статье приведены для космологической модели с постоянной Хаббла 70 км с-1 Мпк и

^^^ — 0.3,

Пл — 0.7.

ГАЛАКТИКИ С ПРИЛИВНЫМИ СТРУКТУРАМИ НА z - 0.7

Выборка галактик

Выборка галактик основана на каталоге взаимодействующих галактик в нескольких глубоких площадках Космического телескопа Хаббл (Мо-хамед, Решетников, 2011). Этот каталог создан на основе визуальной классификации галактик в фильтрах F814W (поля HDF-N и HDF-S), F775W (HUDF) и F850LP (GOODS и GEMS). При z - 1

эти фильтры примерно соответствуют полосе В в системе отсчета, связанной с самими галактиками. Всего в нашу выборку было включено 689 галактик с приливными хвостами (перемычки имеют, в среднем, более низкую поверхностную яркость и в нашей работе они не рассматривались) и с красным смещением г < 1.5. Ссылки на источники красных смещений и фотометрических данных приведены в статье Мохамеда и др. (2011).

На рис. 1 изображены распределение галактик выборки по г и их положение на плоскости абсолютная звездная величина в системе отсчета галактики — красное смещение. Штриховой линией на верхнем рисунке показана аппроксимация наблюдаемого распределения эмпирической формулой й^/йг гс г2ехр[—(г/гс)]1-5, предложенной для описания наблюдательных данных для ограниченных по видимой звездной величине выборок с медианным красным смещением гт — 1.412гс (Бауг, Эфстатиу, 1993). Как видно на рисунке, реальное распределение удовлетворительно согласуется с ожидаемым.

СТАТИСТИКА ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК

805

Рисунок 1б иллюстрирует очевидное влияние наблюдательной селекции — среди более далеких объектов мы преимущественно выбираем наиболее яркие галактики. Стандартный способ избежать этой селекции — рассматривать только яркие галактики, представленные на разных г. В дальнейшем мы будем изучать статистику взаимодействующих галактик для двух подвыборок: 1) для объектов с абсолютной звездной величиной в полосе В от —18т до —20т и 2) для всех галактик с М(В) < < —18т (этому ограничению по светимости примерно соответствует ограничение по массе звезд М > 4 х 109 М&).

Для оценки полноты нашей выборки мы рассмотрели дифференциальные подсчеты галактик в сравнении с аналогичными подсчетами в глубоком поле УЩМОБ УЦГ Р02 (МакКракен и др., 2003). Согласно МакКракену и др. (2003), для галактик с ярче 24т в фильтре I дифференциальные подсчеты имеют наклон 0.34 ± 0.02. (Этот результат хорошо согласуется с данными и по другим глубоким площадкам — например, Меткалф и др., 2001.) Объекты нашей выборки взаимодействующих галактик следуют этому наклону вплоть до I & 21.5, затем начинают от него все сильнее отклоняться. Медианное красное смещение для галактик с I = = 21.5 равно г = 0.67 (это значение также близко к найденному из показанной на рис. 1 аналитической аппроксимации), и именно это значение красного смещения мы принимаем в дальнейшем в качестве предела полноты выборки взаимодействующих галактик (как с приливными хвостами, так и объектов типа М51).

Оценка темпа эволюции

Для изучения эволюции встречаемости галактик с приливными структурами мы воспользовались тем же подходом, что и в работах Решетникова (2000а,б). Смысл этого метода состоит в том, что, зафиксировав пространственную плотность объектов какого-то типа при г = 0, делается оценка ожидаемого числа таких галактик в пределах выбранной площадки в заданном интервале г при разных законах эволюции пространственной плотности. Сравнив реальное и ожидаемое числа объектов, можно получить ограничение на закон эволюции плотности. В дальнейшем мы принимаем, что плотность галактик с г меняется по закону п(г) = п0 х (1 + г)т и будем оценивать значение показателя степени т.

Важным этапом оценки темпа эволюции является определение локальной плотности галактик п0. К сожалению, для галактик с приливными структурами эта величина известна относительно плохо. Кроме того, она зависит от уровня яркости, на котором происходит выделение структуры, —

Таблица 1. Результаты определения параметра т

Выборка — 18т >МВ> — 20т Мв < — 18т

Галактики с приливными хвостами Галактики типа М51 2.56±8'Ц (198) 2.711°;}? (211) 2.971°;^ (27) 2.691^56 (24) 2.931ОЛБ (278) 2-60^олб(243) 3.13^(34) 2.48^;^ (26)

например, на уровне яркости ~28т/□" более 10% спиральных галактик показывают разного рода внешние образования (Мисколци и др., 2011). В нашей работе мы воспользовались результатами Наир и Абрахама (2010), выполнившими детальную визуальную классификацию примерно 14 000 галактик из Слоановского обзора и, в том числе, приведшими статистику встречаемости галактик с приливными хвостами (см. табл. 4 в их работе). Согласно Наир и Абрахаму, визуально-выделяемые приливные хвосты видны у 301 галактики из 14 034, то есть примерно у 2% галактик. В качестве функции светимости близких галактик мы принимаем результаты 2dF обзора (Норберг и др., 2002) и считаем, что в любом интервале светимостей доля галактик с приливными хвостами равна 0.02.

При сравнении близких и далеких галактик необходимо учитывать возможную эволюцию их светимости с г. Исследования соотношения Талли—Фишера и функции светимости далеких галактик показывают, что при г ~ 1 галактики были примерно на 1т ярче (см., например, Габаш и др., 2004; Миллер и др., 2011) и поэтому для корректного сравнения пространственных плотностей галактик, находящихся на разных г, этот эффект надо учитывать. В качестве модели эволюции светимости спиральных галактик мы использовали результаты работы Бикера и др

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.

Показать целиком