ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 5, с. 332-341
УДК 524.7-1/-8,524.332
СТАРЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
© 2013 г. Н. А. Тихонов
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 15.11.2012 г.
На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC проведена звездная фотометрия восьми карликовых галактик разных типов (1гг, S0, E), имеющих на своих диаграммах Герцшпрунга—Рассела населенную горизонтальную ветвь. В этих галактиках выделены вероятные звезды типа RR Lyr и построено распределение их численной плотности вдоль малых осей галактик. Для сравнения аналогичные распределения построены для красных гигантов этих же галактик. Во всех случаях размер подсистемы звезд RR Lyr превосходит размер подсистемы в среднем более молодых звезд — красных гигантов. Полученные результаты согласуются с высказанной нами ранее гипотезой о расширении звездных подсистем карликовых галактик.
Ключевые слова: фотометрия галактик, звездный состав галактик, тонкий и толстый диски, звезды RR Lyr.
DOI: 10.7868/80320010813050045
ВВЕДЕНИЕ
Из всех типов галактик спиральные и иррегулярные галактики обладают наиболее разнообразным звездным населением в диапазоне возрастов от нескольких млн. лет (молодые сверхгиганты) до 13 млрд. лет (звезды НН Lyr). Изучая звездные подсистемы маломассивных спиральных и иррегулярных галактик, мы нашли зависимость между размером подсистемы и возрастом составляющих ее звезд (Тихонов, Галазутдинова, 2012; Тихонов, 2012). Найденная зависимость допускает две интерпретации: 1) непрерывное уменьшение размеров тонкого диска, т.е. зоны звездообразования в ходе эволюции галактик; 2) физическое, пространственное расширение звездных подсистем галактик. Зависимость между размером подсистемы и возрастом звезд оказалась нелинейной для всех изученных нами галактик. Если принимать гипотезу уменьшения зоны звездообразования за время эволюции галактики, то из нелинейности найденной зависимости следует, что уменьшение размеров тонкого диска происходит с ускорением, и через несколько десятков миллионов лет размеры областей звездообразования всех карликовых галактик должны свестись к нулю. Поскольку гипотеза непрерывного уменьшения областей звездообразования приводит к нереальному выводу, то мы интерпретируем зависимость между размером и возрастом как пространственное расширение звездных подсистем галактик. Было найдено, что при такой интерпретации результатов изменение
размеров подсистемы молодых сверхгигантов соответствует скорости расширения 10 км/с, а далекой от центра галактики подсистемы из старых красных гигантов — меньше 0.5 км/с. Если расширение существует, то при удалении от центра галактики скорость расширения звездной подсистемы должна уменьшаться и звезды далекой периферии должны иметь наименьшие скорости расширения.
Основой для выделения в галактиках звезд разного возраста служат диаграммы Герцшпрунга— Рессела (СМ-диаграммы), полученные при звездной фотометрии снимков космического телескопа Хаббла (^Т) с камерой ACS/WFC. Обычно на СМ-диаграммах спиральных и иррегулярных галактик хорошо видны ветви голубых и красных сверхгигантов, ветвь красных гигантов и область звезд асимптотической ветви гигантов. Число звездных подсистем разного возраста, которые можно выделить в галактиках для изучения пространственных характеристик подсистем, определяется фотометрическим пределом снимков, расстоянием до исследуемых галактик и наличием звезд разного возраста в этих галактиках. Чем больше подсистем будет выделено, тем с большей точностью может быть определена зависимость между размерами подсистем и их возрастом. Однако слишком подробное деление звезд по их возрасту приведет к малой численности звезд в каждой выборке, что увеличит ошибки определения пространственных размеров звездных подсистем.
То есть возникает своеобразная пространственно-временная неопределенность.
Звезды с массами от нескольких десятков до двух масс Солнца при эволюции быстро изменяют свое положение на СМ-диаграмме, переходя за время в несколько миллионов или десятков миллионов лет с ветви голубых сверхгигантов на ветвь красных сверхгигантов или в область звезд асимптотической ветви гигантов. Поэтому на СМ-диаграмме, при наличии звездообразования в галактике, можно достаточно уверенно выделить звезды с возрастами 20, 50, 100 и 200 млн. лет, используя теоретические изохроны Бертелли и др. (1994). По мере увеличения возраста звезд увеличиваются трудности выделения звезд определенного возраста на имеющихся СМ-диаграммах. Это связано с тем, что звезды большого возраста мало изменяют свое положение на СМ-диаграммах при дальнейшем увеличении возраста. Поэтому при создании выборки старых звезд в нее могут попасть звезды другого возраста, находящиеся на СМ-диаграмме вблизи звезд требуемой выборки. Созданная в этом случае выборка из смеси разных по возрасту звезд приведет к неопределенности получаемых результатов по пространственному распределению звезд. Хорошо видимая на СМ-диаграмме ветвь красных гигантов может иметь в своем составе звезды возраста от 1.5 до 13 млрд. лет, что позволяет создать выборку старых звезд. Но разделить на основе имеющихся СМ-диаграмм красные гиганты возраста, например, 8 млрд. лет от гигантов возраста 12 млрд. лет практически невозможно. Ветви красных гигантов этих возрастов расположены на СМ-диаграмме настолько близко друг к другу, что наблюдаются как единая ветвь. Кроме того, увеличение металличности звезд изменяет положение ветви красных гигантов таким же образом, как и увеличение возраста звезд, т.е. ветвь старых красных гигантов будет занимать на СМ-диаграмме то же самое положение, что и ветвь более молодых гигантов, но с большей ме-талличностью. Поскольку в галактиках происходит непрерывное увеличение металличности межзвездной среды и новых поколений звезд, то изменение положения ветви красных гигантов, происходящее вследствие этого процесса, создает трудности для определения возраста старых звезд при сравнении полученных СМ-диаграмм с теоретическими изо-хронами Бертелли и др. (1994).
При наблюдениях ближайших галактик или при использовании очень глубоких снимков для более удаленных галактик на СМ-диаграммах видна горизонтальная ветвь, что дает возможность выделить очень старые звезды галактик — пульсирующие переменные звезды типа RR Lyг. Возраст этих звезд находится в интервале 10—13 млрд. лет,
что позволяет создать выборку и определить пространственные размеры подсистем очень старого звездного населения галактик.
Возраст маломассивных красных гигантов может также доходить до 13 млрд. лет, но непрерывные процессы звездообразования приводят к появлению в галактиках более молодых красных гигантов, положение которых на СМ-диаграмме мало отличается от положения старых гигантов. Таким образом, выборка из красных гигантов оказывается в реальности смесью звезд разного возраста. Такое разбавление старых красных гигантов более молодыми ведет к уменьшению среднего возраста красных гигантов и они оказываются в среднем всегда моложе, чем, например, звезды RR Lyr. В этом случае, если исходить из нашей гипотезы о физическом расширении звездных подсистем галактик, размер подсистемы звезд RR Lyr должен быть всегда больше размера подсистемы из красных гигантов. Можно предполагать, что расширение звездных подсистем происходит и у маломассивных линзовидных и эллиптических галактик, поэтому при изучении старого звездного населения можно не ограничиваться только карликовыми спиральными и иррегулярными галактиками.
ВЫБОР ОБЪЕКТОВ И ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ
Звездный фотометрический предел снимков большинства близких галактик с камерой ACS/WFC равен примерно 28—29 зв. величины в фильтре I. Чтобы при таком фотометрическом пределе на СМ-диаграммах была видна горизонтальная ветвь, галактики должны располагаться не далее 5 Мпк. Кроме того, поле камеры ACS/WFC должно полностью охватывать изучаемую галактику (хотя бы вдоль одной оси), а СМ-диаграмма галактики должна содержать не менее 100—150 звезд RR Lyr. Первые два критерия несложно проверить по каталогам галактик или базам данных. Но последнее условие можно проверить только после проведения звездной фотометрии галактики и просмотра ее СМ-диаграммы.
При изучении звездного населения галактик мы использовали архивные снимки космического телескопа Хаббла (HST) с камерой ACS/WFC в фильтрах V и I. Фотометрия звезд проводилась стандартным образом в DAOPHOT II (Стет-сон, 1987, 1994). Полученные результаты фотометрии проходили селекцию по параметрам „CHI" и „SHARP" (Стетсон, 1987), для того чтобы удалить из списка звезд диффузные объекты — звездные скопления, компактные или далекие галактики. Поглощение света в нашей Галактике учитывалось на основе работ Шлегеля и др. (1998) и Шлафли, Финкбайнера (2011). Расстояния до галактик были
ESO 294-010 ■
ESO 540-032
ESO 410-005
DDO' 71
' lX-«
KDG 61
2'
KDG 64
2'
i_2_i
ггЩВШ;
VV 124
2'
M 81F6D1
2 i.
Рис. 1. Изображения, взятые из DSS-обзора полей исследованных галактик. Квадратами отмечены границы ACS/WFC-изображений, на основе которых проводилась звездная фотометрия.
определены на основе TRGB (Tip of Red Giants Branch) метода Ли и др. (1993).
Используя проведенную нами фотометрию, мы проверили СМ-диаграммы примерно 100 близких галактик и выбрали восемь галактик, удовлетворяющих заявленным критериям: ESO 294-010, ESO 410-005, ESO 540-032, DDO 71, KDG 61, KDG 64, VV 124, M 81F6D1. Изображения указанных галактик на основе карт Паломарского обзора (DSS) приведены на рис. 1. Галактика
М 81F6D1 имеет низкую поверхностную яркость, поэтому плохо видна на DSS-снимке. Основные характеристики выбранных для исследования галактик представлены в табл. 1.
Результаты звездной фотометрии выбранных галактик представлены на рис. 2 в виде диаграмм Герцшпрунга—Рессела (СМ-диаграмм). На СМ-диаграмме каждой галактики видна населенная ветвь красных гигантов и горизонтальная ветвь с объектами в области звезд НН Lyr. Отобранные
Таблица 1. Наблюдательные данные
Объект «J2000.0 5j2000.0 Фи
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.