УДК 524.7
РАСШИРЕНИЕ ЗВЕЗДНЫХ ПОДСИСТЕМ ДИСКОВЫХ ГАЛАКТИК1
© 2012 г. Н. А. Тихонов*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 09.12.2011 г.
На основе архивных снимков космического телескопа им. Хаббла проведена звездная фотометрия восьми спиральных и иррегулярных галактик, видимых с ребра. На полученных диаграммах Герцшпрунга—Рессела выделены звезды возрастов 20, 50, 80, 160, 500 млн. лет и построены распределения их численной плотности перпендикулярно плоскости диска галактик. Определены размеры звездных подсистем и построены диаграммы изменения размеров в зависимости от возраста звезд, составляющих эти подсистемы. Найдено, что во всех исследованных галактиках в пределах изученного интервала возрастов (от 20 до 500 млн. лет) наблюдается расширение звездных подсистем. По мере удаления от плоскости галактик скорость расширения подсистем уменьшается. Увеличение размеров с возрастом наблюдается и у подсистем с возрастом 1.5 и 6 млрд. лет. Размеры таких подсистем приближаются к размерам толстого диска, состоящего из красных гигантов. Полученные результаты подтверждают модель образования толстого диска иррегулярных и маломассивных спиральных галактик путем расширения тонкого диска.
Ключевые слова: близкие галактики, фотометрия галактик: звездный состав галактик, тонкий и толстый диски.
ВВЕДЕНИЕ
В 50—60-е годы прошлого столетия значимым событием в астрономии было открытие распада звездных ОВ и Т ассоциаций за время в несколько десятков миллионов лет (Амбарцумян, 1949; Блаау, 1954). Процесс распада ассоциаций подтвержден на основе современных измерений со спутника HIPPARCOS (Зееу и др., 1999). Снимки близких галактик, полученные на космическом телескопе им. Хаббла, позволяют изучить процесс рассеяния звезд в областях звездообразования. На рис. 1 представлен результат звездной фотометрии иррегулярной галактики HoII в виде диаграммы Герцшпрунга—Рессела (СМ-диаграмма), в которую вписаны теоретические изохроны Бертелли и др. (1994) для возрастов 15, 70 и 400 млн. лет с металличностью звезд Z = 0.08. На рис. 1 выделены области звезд с указанным возрастом, а на рис. 2 представлен снимок участка галактики HoII и видимые распределения звезд указанных возрастов. На рис. 2 видно, что звезды с возрастом до 15 млн. лет проявляют резкую концентрацию к
Электронный адрес: ntik@sao.ru
1На основе наблюдений с NASA / ESA космического телескопа Хаббла, получаем издание в Научном институте космического телескопа, который находится в ведении AURA, Inc по контракту № NAS 5-26555. Эти наблюдения связаны с предложениями 9765,10210,10235,10905.
областям звездообразования. По мере увеличения возраста звезд они показывают все меньшую концентрацию к каким-либо центрам. При возрасте 70 млн. лет еще можно отметить некоторые области слабой концентрации звезд, но при возрасте 400 млн. лет звезды равномерно распределены по телу галактики. Подобные распределения звезд наблюдаются во всех иррегулярных и спиральных галактиках с некоторыми вариациями в размерах областей звездообразования, численности составляющих эти области звезд и градиентов численной плотности звезд.
Где оказываются звезды этих распавшихся областей звездообразования? Остаются ли они в пределах тонкого диска или разлетаются от плоскости галактики и вдоль ее радиуса? Поскольку в спиральных и массивных иррегулярных галактиках наблюдается непрерывный процесс рождения звезд и распада областей звездообразования, то в диски галактик попадает значительное количество звезд из таких распавшихся областей. Технически сложно измерить собственные движения каждой из таких звезд, но вполне возможно изучить в каждой галактике пространственные размеры и численную плотность звездных подсистем, образованных звездами разного возраста, в том числе и такими убегающими сверхгигантами. Наилучшим образом для этой цели подходят видимые с ребра иррегулярные и карликовые спиральные галактики небольших угловых размеров, имеющие на своих
Т-1-1--1-1-г
-10 12 3
(V-I)
Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга—Рессела для звезд области галактики Но11 с вписанными изохронами Бертелли и др. (1994). Отмечены области звезд с возрастами 15, 70 и 400 млн. лет, распределения которых по телу галактики показаны на рис. 2.
СМ-диаграммах достаточно большое число звезд разного возраста.
В работе по выделению звездных подсистем среднего возраста (Тихонов, Галазутдинова, 2012) мы указали на зависимость между возрастом звезд подсистемы и ее пространственным размером. Были выделены подсистемы всего лишь в трех интервалах возрастов малого (до 100 млн. лет), среднего (0.1 — 1.0 млрд. лет) и большого (до 12 млрд. лет). Однако для некоторых галактик, имеющих на СМ-диаграммах достаточно большое число звезд разного возраста, можно получить более подробное деление звездных подсистем по их возрасту, и на этой основе проследить изменение размеров звездных подсистем. Можно предполагать, что наличие многих точек измерений размеров подсистем позволит определить даже изменение скорости расширения звездных подсистем. Предварительные результаты таких измерений были получены нами для отдельных галактик (Тихонов и др., 2009; Тихонов, 2010; Тихонов, Галазутдинова, 2011). Разделение звездной составляющей на многие подсистемы уменьшает численность звезд в каждой подсистеме и затрудняет определение их пространственных размеров, но дает более точную шкалу возрастов звезд этих подсистем. Наблюдается своего рода пространственно-временная неопределенность.
ВЫБОР ОБЪЕКТОВ И ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ
Критериями для отбора галактик являлись: малый размер галактики (не более 3'), тип галактики (Irr, Sd, Sm), ориентация к лучу зрения (галактики, видимые с ребра), большая численность звезд разного возраста. Если первые критерии можно проверить при отборе галактик по каталогам, то последнее требование предполагает проведение звездной фотометрии галактик. На основе проведенной фотометрии более сотни галактик нашлось не более двух десятков галактик, в которых звездные подсистемы можно разделить по возрасту на 6—7 отдельных компонент, сохраняя достаточное для измерений число звезд в каждой подсистеме. Следуя программе прежних исследований, мы выбрали те же восемь галактик, в которых ранее выделяли подсистемы среднего возраста (Тихонов, Галазутдинова, 2012). В этой работе был представлен список галактик, их изображения, характеристики и результаты звездной фотометрии галактик, которые мы использовали в настояшей работе. На СМ-диаграммах всех восьми галактик видно, что в каждой галактике имеются достаточно населенные ветви молодых сверхгигантов, а также большое количество старых звезд — красных гигантов (Тихонов, Галазутдинова, 2012).
Рис. 2. Изображение области галактики Но11 и видимые распределения звезд с возрастами 15, 70 и 400 млн. лет. На диаграммах видно, что с увеличением возраста звезды распределяются все более равномерно по диску галактики.
ВЫБОР ЗВЕЗД РАЗНОГО ВОЗРАСТА
На рис. 3 представлена СМ-диаграмма одной галактики нашего списка — Но1У, в которую вписаны теоретические изохроны звезд (Бертел-ли и др., 1994) с возрастами от 13 млн. лет до 500 млн. лет. Из-за необходимости пространственного разделения на СМ-диаграмме изохрон разного возраста, для выбора звезд определенного возраста можно использовать только отдельные участки СМ-диаграммы. На верхней части ветви голубых сверхгигантов можно выделить звезды с возрастами 6—15 млн. лет (рис. 3). На ветви красных сверхгигантов можно выделить звезды от 10 до 70 млн. лет. В AGB-области расположены звезды от 100 млн. лет до 10 млрд. лет. В этой области на интервале показателей цвета (V—I) от 2.4 до 3.2 изохроны направлены почти параллельно оси (V—I), располагаясь последовательно одна над другой. Это означает, что для звезд этой области существует зависимость между светимостью звезд
и их возрастом. На основе работы Бертелли и др. (1994) для звезд AGB-области на рис. 4 построена линейная зависимость между светимостью звезд и их возрастом. На основе такой зависимости можно было бы создать выборки звезд разного возраста, однако приходится учитывать влияние метал-личности на светимость звезд, поскольку возраст AGB-звезд занимает большой интервал. В процессе эволюции в галактиках возрастает метал-личность межзвездной среды, а значит, и метал-личность молодых звезд. Показанные на рис. 4 зависимости светимость—возраст для звезд разной металличности не совпадают между собой. По этой причине, не зная закона изменения металличности звезд в данной галактике, достаточно непросто создать в области AGB-звезд выборку звезд точно известного возраста. Можно использовать эту область при создании выборки звезд с возрастами до 500 млн. лет, поскольку изменение металлич-ности на этом интервале невелико. Однако и для
-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г"
HoIV
4 ;
\.v -
13
20 40
, , Л';.-' >'; .' . .чаУ-V . W- *
80
250 500
20 -
22 -
24 -
26 -
28 h
—I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L
-10 12 3 4
(V-I)
Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга—Ресселадля звезд галактики Но^ с системой вписанных изохрон Бертелли и др. (1994) разного возраста. На интервалах 0.2 < (V—I) < 0.8 и 2.4 < (V—I) < 3.2 изохроны разного возраста располагаются друг над другом почти параллельно оси (V—I), что позволяет использовать эти интервалы для определения зависимости между светимостью звезд и их возрастом.
22
—I-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г~
23
24
: I
25 -
26 -
I
Z = 0.008
Z = 0.02 §
0
а
0 о ° Й
1
■ I
! ! I
h
_i_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L_
8.0
8.5
9.0
9.5
lg t
Рис. 4. Теоретические зависимости между светимостью и возрастом AGB-звезд с металличностью Z = = 0.02 и Z = 0.008. Расхождение двух зависимостей указывает на влияние металличности на светимость звезд.
18
—I—I—|—I—I—I—I—|—I—I—I—I—|-1—I—I—Г~
20 -
22
24
26
IВ •
1 I I
Z = 0.02
i S
Z = 0.008
S 1 a
1 i ï
s I
I
_i_i_i_i_I_i_i_i_i_I_i_i_i_i_I_i_i_i_
6.5
7.0
7.5 lg t
8.0
8.5
Рис. 5. То же, что на рис. 4, но для звезд в интервале показателей цвета 0.2 < (V-I) < 0.8. Расхождение двух зависимосте
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.