УДК 524.7
ЗВЕЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ РАЗНОГО ВОЗРАСТА В СПИРАЛЬНЫХ
И ИРРЕГУЛЯРНЫХ ГАЛАКТИКАХ1
(© 2012 г. Н. А. Тихонов*, О. А. Галазутдинова
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 14.09.2011 г.
На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла проведена звездная фотометрия восьми спиральных и иррегулярных галактик, видимых с ребра. На полученных диаграммах Герцшпрунга— Рессела выделены звезды трех возрастов и построены распределения их численной плотности перпендикулярно плоскости диска галактик. Определены размеры звездных подсистем малого (до 100 млн. лет), среднего (0.1 — 1.0 млрд. лет) и большого (до 12 млрд. лет) возраста. Во всех изученных галактиках найдена зависимость между возрастом подсистемы и ее размером. Полученные результаты может объяснить модель образования толстого диска галактик путем расширения тонкого диска. Звездная подсистема среднего возраста в этом случае является переходным этапом от тонкого диска к толстому.
Ключевые слова: близкие галактики, фотометрия галактик; звездный состав галактик, тонкий и толстый диски.
ВВЕДЕНИЕ
Согласно распространенной в настоящее время модели звездного строения спиральных и иррегулярных галактик, в каждой галактике имеется тонкий и толстый диски (рис. 1). В тонком диске содержится значительное количество газопылевой материи и в нем протекают процессы звездообразования. Размеры тонкого диска определяются областью, занимаемой молодыми звездами. В более протяженном толстом диске содержится большое количество красных гигантов, и он состоит главным образом из старых звезд (Тихонов, Галазутдинова, 2005; Тихонов и др., 2005). Две другие звездные подсистемы галактик: балдж и гало, присутствуют, по всей видимости, не у всех галактик.
Поскольку при изучении галактик используются разнообразные методы и разные спектральные диапазоны, то номенклатура названий подсистем галактик оказалась недостаточно четко определенной. На основе методов поверхностной фотометрии в большом числе спиральных галактик были выделены две звездные подсистемы: балдж и диск (Си-мен, Вокулер, 1986; Багет и др., 1998). Однако на основе поверхностной фотометрии весьма сложно
Электронный адрес: ntik@sao.ru
xBased on observations with the NASA/ESA Hubble Space Telescope, obtained at the Space Telescope Science Institute, which is operated by AURA, Inc. under contract No. NAS5-26555. These observations are associated with proposals 9765, 10210, 10235, 10905.
определить, звезды какого возраста занимают ту или иную область галактики, и звездный диск, выделенный этим методом, представляет из себя смесь разных по возрасту звезд. Таким образом, изучение параметров такого диска дает мало информации для понимания эволюции галактик. С другой стороны, на основе изучения кинематики и химического состава звезд нашей Галактики можно разделить звездные подсистемы на еще более тонкие структуры, основываясь на некоторых различиях в кинематике или в физических параметрах звезд (Чиба, Бирс, 2000; Каролло и др., 2010). Но в других галактиках, даже очень близких, сложно или даже невозможно изучить звездное население с той же подробностью и точностью, как это делается для звезд нашей Галактики. Поэтому сравнение тонкой структуры подсистем Галактики с подсистемами более удаленных галактик оказывается затруднительным.
Мы считаем, что при изучении звездных подсистем за основу следует принять ту схему, которую дает метод разрешения близких галактик на звезды и определения численной плотности звезд разного возраста по телу галактик. При таком подходе в галактиках достаточно определенно и однозначно выделяются тонкий и толстый диски, а также балдж и гало, если они присутствуют. Недостатки этого метода заключаются в возможности его применения только для близких (не далее 20 Мпк) галактик. Однако и в доступной методу области на-
ЗВЕЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ РАЗНОГО ВОЗРАСТА Таблица 1. Наблюдательные данные
Галактика «J2000.0 5j2000.0 Фильтр 2~ехр Заявка (ID) Ay (то - M) M%
Но IV 13h54m45?7 +53°54/03" F814W 1158 10905 0.047 13.41 29.20 -15.79
F606W 600
1С 4247 13 26 44.4 -30°21'45" F814W 900 10235 0.207 13.59 28.48 -14.89
F606W 1200
NGC 784 02 01 16.9 +28°50/14" F814W 1226 10210 0.196 11.16 28.47 -17.31
F606W 933
NGC 1311 03 20 06.90 -52°11'08" F814W 1304 10210 0.070 12.76 28.66 -15.90
F606W 997
NGC4144 12 09 58.6 +46°27/26" F814W 700 9765 0.050 11.10 29.33 -18.23
F606W 676
NGC 5023 13 12 12.6 +44°02/28" F814W 676 9765 0.060 11.59 28.90 -17.31
F606W 400
UGC 1281 01 49 32.0 +32°35/23" F814W 1230 10210 0.154 11.79 28.53 -16.74
F606W 937
UGC 3755 07 1351.6 +10°31/19" F814W 1226 10210 0.295 13.21 29.24 -16.03
F606W 934
Примечание. AV и В0 — данные взяты из баз данных NED.
ходятся тысячи галактик, разрешаемых на звезды, пониманию процессов происхождения и эволюции вплоть до красных гигантов. тонкого и толстого дисков галактик.
Возраст звезд сверхгигантов тонкого диска находится в интервале от 5 до 100 млн. лет, а звезд толстого диска — несколько млрд. лет. Виден большой разрыв между возрастами этих звездных подсистем. Поэтому было бы вполне логично выделить звездную подсистему среднего возраста, которая бы заполнила этот временной разрыв. То есть такая звездная подсистема должна состоять из звезд возраста от 100 млн. лет до 1 млрд. лет. Изучение параметров этой подсистемы может дать ключ к
ВЫБОР ОБЪЕКТОВ И ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ
Для изучения звездных подсистем галактик, мы использовали снимки из архива космического телескопа Хаббла (HST). Снимки галактик, видимых плашмя, дают возможность проследить изменение численной плотности звезд вдоль радиуса галактик, а снимки галактик, видимых с ребра, — изменение численной плотности звезд перпендикулярно плоскости диска. Из-за эффекта проекции галактики,
Балдж
Гало
Толстый диск
Рис. 1. Модель звездного строения иррегулярных и маломассивных спиральных галактик. Гало, как правило, отсутствуют у карликовых галактик.
видимые с ребра, имеют повышенную звездную плотность подсистем, что упрощает их изучение, поэтому в нашей выборке представлены галактики с большим наклоном к лучу зрения. Список галактик и их краткие характеристики представлены в табл. 1, а изображения галактик — на рис. 2. В список вошли как карликовые иррегулярные галактики (NGC 3755 и IC 4247), так и маломассивные спиральные галактики (NGC 4144) в диапазоне абсолютных светимостей Ив от -14m до -18m.
Звездная фотометрия HST снимков в фильтрах F606W (V) и F814W (I) проводилась стандартным образом программой DAOPHOT II (Стетсон, 1987, 1994) в MIDAS. Таблицы результатов фотометрии звезд прошли селекцию по параметрам, которые определяют форму профиля звезд: CHI < 1.5 и \SHARP\ < 0.3 (Стетсон, 1987) с целью удаления незвездных объектов из таблиц фотометрии. Для изучения пространственного распределения звезд таблица фотометрии каждой галактики представлялась в виде диаграммы Герцшпрунга—Рессела (диаграмма "цвет—величина" или СМ-диаграмма). На диаграммах (рис. 3) видно, что в каждой галактике есть достаточно населенные ветви молодых сверхгигантов, а также большое количество старых звезд — красных гигантов, на основе которых были определены расстояния до галактик методом TRGB (Ли и др., 1993). Поглощение света газопылевыми облаками нашей Галактики учитывалось на основе работы Шлегеля и др. (1998). Поскольку диаграммы галактик подобны друг другу, различаясь только населенностью ветвей разных типов звезд, то достаточно на примере одной галактики показать всю последовательность измерений.
ВЫДЕЛЕНИЕ ЗВЕЗД РАЗНОГО ВОЗРАСТА
На рис. 4 представлена диаграмма Герцшпрунга— Рессела с теоретическими изохронами Бертелли
и др. (1994) и металличностью звезд Z = 0.008, что соответствует средней металличности звезд возраста до 1 млрд. лет в маломассивных спиральных или иррегулярных галактиках. Интересующие нас звезды среднего возраста находятся в области асимптотической ветви гигантов (AGB) при 2 <
< V—I < 4 и —7 < Mj < -5, а также на эволюционных треках между ветвями голубых и красных гигантов. На диаграмме рис. 4 видно, что на ветвь голубых сверхгигантов (—0.3 < V—I < 0.2) попадают звезды разного возраста, поэтому эту область можно использовать только для выделения молодых звезд с одной нижней границей возраста, например, t < 120 млн. лет при Mj < —3. На ветвь голубых сверхгигантов (рис. 4) попадают даже старые звезды, чей возраст более 1 млрд. лет, однако число таких звезд незначительно и они мало изменяют параметры пространственного распределения молодых сверхгигантов.
На рис. 5 представлена СМ-диаграмма иррегулярной галактики Ho IV с вписанными изохронами Бертелли и др. (1994) возраста 12 и 120 млн. лет, а также 1.2 и 12 млрд. лет. с металличностью звезд от Z = 0.02 до Z = 0.0004. Использование изохрон разной металличности связано с повышением металличности звезд в процессе эволюции галактик. Поэтому невозможно описать в Ho IV распределение звезд разного возраста, используя изохроны только одной металличности. У молодых звезд Ho IV металличность доходит до Z = 0.02, а у старых звезд Z = 0.0004.
На диаграмме рис. 5 выделены области молодых звезд (при V—I ~ 0), звезд среднего возраста (1.6 < V—I < 3.5) и старых звезд (1.3 < V—I <
< 1.8). Границы областей выбраны таким образом, чтобы первая область содержала звезды возраста от 10 до 100 млн. лет, вторая область — от 100 млн. до 1 млрд. лет, а третья область — более
Но IV
10' х 10' 1С 4247
ш ■
10' х 10'
> .
2 кпк
2 кпк . .
I_ _|
КОС 784
10' х 10' КОС 1311
10' х 10'
2 кпк 2 кпк
2 кпк
I_I
КОС 4144 .
10' х 10' КОС 5023
10' х 10'
3 кпк
I_I
иОС 1281
10' х 10'
2 кпк
I_I
иОС 3755
10' х 10'
2 кпк
■ I_и
2 кпк
Рис. 2. Изображения галактик на DSS обзоре. Внутренние квадраты указывают границы поля снимков космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC. На всех снимках север — вверху, а запад — справа.
22
24
26
28
И—I—I—1—1—г-1—I—I—г
Но IV
-Я""
- 25-18_ _1_I_I_1_|_I_I_I_I_I_I_|_
п—I—г-1—I—I—I—I—I—Г-
1С 4247
Т^В - 24-52_
]_I_I
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.