ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 5, с. 323-333
УДК 524.74
ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ ГАЛАКТИКИ МЕСТНОЙ ГРУППЫ VV 124
© 2010 г. Н. А. Тихонов*, С. Н. Фабрика, О. Н. Шолухова, А. И. Копылов
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 28.01.2009 г.
После доработки 08.09.2009 г.
Представлены результаты звездной фотометрии и спектральных наблюдений новой галактики Местной группы VV 124 (UGC 4879), полученные на 6-м телескопе БТА. Присутствие в галактике небольшого числа ярких сверхгигантов указывает на слабость текущего процесса звездообразования. Видимое распределение звезд разного возраста в галактике VV 124 не отличается от аналогичных распределений звезд в иррегулярных галактиках, однако соотношение численности молодых и старых звезд указывает, что VV 124 относится к редкому Irr/Sph типу галактик. Наиболее протяженную структуру — толстый диск с экспоненциальным падением численной плотности звезд к краю образуют старые звезды — красные гиганты. Определено, что в фоновое излучение центральных областей галактики большой вклад вносит неразрешаемое на снимках молодое звездное население. Присутствие молодых звезд также подтверждает видимая на спектрах эмиссионная линия [OIII], принадлежащая обширным диффузным областям галактики. Средняя лучевая скорость нескольких компонент: двух ярких сверхгигантов, неразрешаемого звездного населения и диффузного газа равна vh = -70 ± ± 15 км с-1, а скорость падения VV 124 на Местную группу равна vLG = -12 ± 15 км с-1. Мы подтверждаем найденные Копыловым и др. (2008) расстояние до галактики (D = 1.1 ± 0.1 Мпк) и металличность красных гигантов ([Fe/H] = -1.37). VV 124 расположена на периферии Местной группы галактик, примерно на одинаковом расстоянии от M31 и нашей Галактики и изолирована от других галактик. Ближайшая к ней галактика LeoA находится на расстоянии 0.5 Мпк.
Ключевые слова: галактики: VV 124 (UGC 4879); расстояния галактик; скопления и группы галактик: Местная группа.
ВВЕДЕНИЕ
При изучении параметров близких групп галактик особое место отводится нашей Местной группе ввиду того, что все ее галактики расположены на минимально близких расстояниях от нашей Галактики. Такое близкое соседство дает уникальную возможность детально изучить звездное население отдельных галактик, кинематику их подсистем, а также измерить точные расстояния до отдельных галактик и их скорости движения. На основе полученных значений определяются динамические характеристики Местной группы и проводится поиск возможных корреляций между параметрами отдельной галактики и ее положением среди галактик Местной группы. При изучении групп галактик параметры Местной группы часто используются как эталон при сопоставлении их с параметрами аналогичных по морфологии групп галактик.
Принадлежность галактики к Местной группе не всегда очевидна. Особенно это относится к галактикам периферии. Например, в списке галактик
Электронный адрес: ntik@sao.ru
Местной группы у Матео (1998) насчитывается 40 членов, а в более поздней статье Ван ден Берга (2000) их только 36, поскольку из списка были исключены некоторые удаленные галактики: UGCA 92, UGCA 438, GR 8 и др. Уточненные данные показывают, что эти галактики действительно находятся за пределами Местной группы. В конечном счете размер и масса Местной группы, а, значит, и вопрос о членстве в Местной группе галактик периферии решается на основе точных данных о скоростях и расстояниях всех галактик, составляющих Местную группу (Вайтинг, 2005).
Большие надежды на поиск новых близких галактик возлагались на цифровой обзор небесной сферы (Sloan Digital Sky Survey или SDSS). Действительно, при исследовании примерно четвертой части небесной сферы было найдено более десятка новых галактик Местной группы (Цукер и др., 2004, 2006, 2007; Вилман и др., 2005; Уолш и др., 2007; Белокуров и др., 2006; Ирвин и др., 2007). Три новые галактики Местной группы недавно были открыты на снимках телескопа CFHT при обзо-
Рис. 1. Изображение галактики VV 124 (UGC 4879) в фильтре V, полученное на 6-м телескопе БТА. Видно, что галактика хорошо разрешается на звезды. Большая часть слабых звезд снимка являются красными гигантами, которые образуют толстый диск галактики, простирающийся за пределы поля снимка.
ре юго-западного квадранта М31 (МакКонначи и др., 2008).
Все открытые за последнее десятилетие галактики имеют малые массы и низкие светимости (Мв = —3— — 9). Поэтому открытие, что известная яркая иррегулярная галактика УУ 124 есть член Местной группы (Копылов и др., 2008) со светимостью Мв = —12 оказалось неожиданным. Интерес к новому члену Местной групы УУ 124 состоит в том, что эта галактика достаточно изолирована от соседних галактик, ее эволюция проходила без взаимодействия с гигантской М31 или нашей Галактикой. УУ 124 расположена на периферии Местной группы, поэтому точное измерение основных характеристик этой галактики, и главное, ее лучевой скорости, позволяет уточнить расположение сферы нулевой скорости, т.е. динамической границы Местной группы. В первой публикации (Копылов и др., 2008) была описана история открытия УУ 124 и кратко представлены наши предварительные результаты. В данной работе мы представляем более полные результаты анализа наблюдений УУ 124. Поскольку оценка лучевой скорости новой галактики из-за ее положения на границе Местной группы является принципиально важной характеристикой, мы представляем переобработанные, для повышения точности, и более детальные измерения лучевых скоростей различных компонент галактики УУ 124.
НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения галактики УУ 124 и их обработка были подробно описаны ранее (Копылов и др., 2008); они проводились на 6-м телескопе БТА 11.01.2008 (прямые снимки в фильтрах V и 1С) и 06.02.2008 (спектроскопия с длинной щелью). На всех снимках галактика хорошо разрешается на звезды (рис. 1), поэтому можно было выполнить звездную фотометрию и на основе полученных результатов определить расстояние до галактики, а также изучить распределение звезд разного возраста по телу галактики.
При спектральном разрешении 5 А наблюдался диапазон длин волн от 4000 до 5600 А. Точность построения шкалы длин волн изначально составляет 5—10 км с-1. Контроль лучевых скоростей во всем спектральном диапазоне был сделан по линиям атмосферы ([01] А5577.35 и А4046.56,4358.34,5460.74); он показал,
что шкала длин волн корректна с точностью до 5 км с-1. Однако точность измерения лучевой скорости также определяется и качеством спектра. Лучевая скорость узких эмиссионных линий туманностей измеряется более надежно, чем скорость широких водородных линий фона неразрешенных звезд. Ниже мы подробно описываем результаты измерения скоростей различных компонентов галактики. В этой статье мы приводим
переобработанные спектральные измерения. В дополнение к данным, опубликованным в статье Копылова и др. (2008), мы измерили скорости большего количества компонентов галактики, распределенных более протяженно по телу галактики, поэтому эти новые измерения хорошо представляют скорость галактики УУ 124.
Использовалось два положения щели спектрографа (см. ниже рис. 5): в первом положении щель проходила через звезду Ь11 (щель-1), а во втором положении — через звезду Ь12 (щель-2). Ширина щели в обеих случаях равна 1". При двух положениях щели зарегистрировано слабое протяженное
излучение в линиях [0111] А4959 и 5007 А ив линии Нв. На щели-1 обнаружена очень компактная область Н11, излучающая линию Нв, а на щель-2 случайно спроецировалась далекая галактика с эмиссионными линиями.
ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД
Звездная фотометрия проводилась стандартным образом при использовании DAOPHOT II в MIDAS (Стетсон, 1994). В результате мы получили таблицы с координатами звезд, их звездными величинами и сопутствующими параметрами, позволяющими оценить точность фотометрии и отличие профиля каждого фото-метрируемого объекта от стандартного профиля PSF-звезды (параметры CHI и SHARPNESS). Селекция таблицы по этим параметрам (CHI<1.3 и -0.3<SHARPNESS<0.3) (Стетсон, 1994) была проведена для удаления из конечного списка звезд всех диффузных объектов и ложных звезд, появившихся в списке из-за немногих, оставшихся на снимках после первичной редукции, следов космических частиц.
Уравнения перехода от инструментальных звездных величин, получаемых программой фотометрии, к величинам V и I системы Крона— Казинса получены при фотометрии звезд-стандартов поля SA98 (Ландольт, 1992), снимки которых были получены в ту же ночь, что и снимки исследуемой галактики VV 124:
(V-I)с = 0.954(^о - io) + 0.881, (1) Ic = i0 + 0.051(V-I) + 25.565. (2)
Результаты фотометрии представлены на рис. 2 в виде диаграммы Герцшпрунга-Рессела (или CM-диаграммы). Полученная диаграмма не отличается от аналогичных диаграмм галактик с низким уровнем звездообразования (Irr/Sph), как это наблюдается, например, в галактике Phoenix (Хольтцман
0 12 3
( V-1)
Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга—Рессела (цвет-величина) звезд VV 124. Видна малонаселенная ветвь голубых сверхгигантов и большое число старых звезд — красных гигантов, составляющих толстый диск галактики. Верхняя граница ветви красных гигантов (TRGB-скачок, см. также рис. 3) отмечена горизонтальной линией. На диаграмму нанесены изохроны звезд возраста 16 (верхняя) и 63 млн. лет (нижняя) и металличностью Z = 0.008. По изохронам видно, что отмеченные яркие сверхгиганты bl1 и bl2, спектры которых представлены на рис. 6, имеют возраст не более 15—20 млн. лет.
и др., 2000). На диаграмме рис. 2 видно, что большинство звезд галактики — это старые звезды ветви красных гигантов (RGB), а голубые сверхгиганты образуют малочисленную ветвь из-за слабости процесса звездообразования. Две вписанные изохроны с металличностью Z = 0.008 и возрастом 16 и 63 млн. лет (Бертелли и др., 1994) указывают, что две голубые звезды bl1 и bl2, спектры которых описаны ниже, имеют возраст не более 20 млн. лет. Наша спектроскопия (см. ниже) показала, что звезда bl1 является голубым сверхгигантом, а bl2 —
I
Рис. 3. Функция светимости красных гигантов периферии галактики VV 124. Пр
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.