УДК 524.7
О -
ЗВЕЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ МОЛОДОЙ TDG-ГАЛАКТИКИ ^^
(© 2013 г. Н. А. Тихонов*, О. А. Галазутдинова
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 19.04.2012 г.
На основе архивных снимков ACS/WFC космического телескопа Хаббла проведена звездная фотометрия молодой TDG-галактики ^К. Определено, что звездообразование в началось
110 млн. лет назад и закончилось 20 млн. лет назад. В галактике выделено 20 молодых звездных скоплений с возрастом от 25 до 100 млн. лет. Для главной области звездообразования вдоль одного направления определено изменение численной плотности звезд трех возрастов: 30, 50, 90 млн. лет. Найдена зависимость между возрастом звезд и пространственными размерами образованной ими подсистемы. Такую зависимость можно объяснить расширением звездных подсистем. При таком предположении скорость расширения равна 9.8 км/с при изменении возраста от 50 млн. лет до 90 млн. лет. Аналогичные зависимости между возрастом и размером звездной подсистемы имеют видимые с ребра маломассивные галактики поздних типов.
Ключевые слова: фотометрия галактик, звездный состав галактик, тонкий и толстый диски.
DOI: 10.7868/Б032001081301004Х
ВВЕДЕНИЕ
При изучении звездного состава спиральных и иррегулярных галактик обычно предполагают, что галактики — это давно сформировавшиеся старые звездные системы, в которых все еще продолжаются процессы звездообразования. Маломассивные спиральные и иррегулярные галактики устроены достаточно единообразно: тонкий и толстый диски, а также балдж и гало, присутствующие не у всех галактик (Тихонов, 2006; Тихонов и др., 2005). Процесс образования молодых звезд тонкого диска можно наблюдать в настоящее время, в то время как образование старых звезд толстого диска происходило в далеком прошлом. Отсутствие непосредственных наблюдений процесса образования толстого диска и использование экстраполяции современных параметров толстого диска на далекое прошлое послужили причиной появления большого разнообразия гипотез о происхождении толстых дисков на разных стадиях эволюции галактик (Джилмор и др., 1989; Норрис, 1987; Вил-лалобос, Хелми, 2008; Кроупа, 1998, 2002; Асман и др., 2011).
Электронный адрес: ntik@sao.ru
1 Основано на наблюдениях, произведенных с помощью Космического Телескопа им. Хаббла (НАСА/ЕКА) в Научном Институте Космического Телескопа, управляемым компанией АУРА, Инк. по контракту №. Nas 5-26555. Данные наблюдения связаны с заявкой № 10605.
Среди многочисленных типов галактик есть приливные карликовые галактики (tidal dwarf galaxies, или TDG), образовавшиеся сравнительно недавно из приливных газопылевых рукавов, появившихся в результате гравитационного взаимодействия пространственно близких галактик. Возраст таких TDG-галактик может быть очень мал, но металличность звезд, составляющих эти галактики, может быть достаточно большой из-за своего происхождения из насыщенного металлами газа массивных галактик, т.е. по своему химическому составу молодые TDG-галактики существенно отличаются от первичных молодых галактик, возникших миллиарды лет назад, однако эволюция TDG-галактик может быть подобна эволюции молодых галактик первого поколения, что делает TDG-галактики весьма интересными объектами исследований.
Ближайшей TDG-галактикой является галактика HoIX, гравитационно связанная с гигантской спиральной галактикой М81, расстояние до которой 3.85 Мпк (Тихонов и др., 2005). Принадлежность HoIX к TDG-галактикам предполагалась неоднократно (Юн и др., 1994; Бойче и др., 2001). На карте распределения водорода HI хорошо видно, что HoIX располагается в одном из сгущений газопылевых рукавов, возникших при взаимодействии М81, М82 и NGC 3077 (Готтесман, Велиачев, 1975; ван дер Хулст, 1979; Апплетон и др., 1981; Юн и др., 1994). При использовании
г» ° ®
- О; ; О _
В .
# '
'.О ■
N
W
20'' i_я
Рис. 1. ACS/WFC (фильтр F555W) изображение молодой галактики HoIX, образовавшейся из приливного рукава между M81, M82 и NGC 3077. Кружками обозначены молодые звездные скопления HoIX, а квадратом — старое шаровое скопление периферии М81. Большинство скоплений концентрируется в центральной области звездообразования S1, но самое яркое молодое скопление (на правом краю снимка) не входит в обозначенные на рис. 3 области звездообразования.
—I—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—i—г-
BSG
20
22
24
26
28
30
RSG-
AGB
HoIX
_l_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_
-1
1 2 (У - I)
Рис. 2. СМ-диаграмма звезд области HoIX. Отмечены молодые звезды, голубые (BSG) и красные (RSG) сверхгиганты HoIX, а также красные гиганты (RGB) и звезды асимптотической ветви гигантов (AGB), принадлежащие периферии спиральной галактики M81.
0
3
4
снимков космического телескопа Хаббла (HST) был определен возраст звезд который ока-
зался меньше 200 млн. лет (Макарова и др., 2002; Сабби и др., 2008). Этого времени оказалось достаточно для появления в ^^ нескольких возможных шаровых скоплений (Шарина и др., 2005).
Исследуя звездные подсистемы карликовых галактик, мы нашли зависимость между размером подсистемы и возрастом составляющих ее звезд (Тихонов, Галазутдинова, 2012; Тихонов, 2012), которую можно объяснить пространственным расширением звездной составляющей галактик. Скорость расширения максимальна у молодых звезд
(~7 км/с) и уменьшается по мере расширения звездной подсистемы до 0.5 км/с у старых звезд — красных гигантов. Все галактики, исследованные нами на предмет расширения звездных подсистем, — это достаточно старые звездные системы, и их изучение не может дать ответа на вопрос о возможном расширении звездных подсистем первичных молодых маломассивных галактик на начальных стадиях их эволюции. Поэтому мы исследовали пространственную структуру звездных подсистем молодой карликовой галактики ^^ (рис. 1).
ФОТОМЕТРИЯ И ЗВЕЗДНЫЙ СОСТАВ HoIX
Для изучения звездного состава галактики HoIX мы использовали архивные снимки космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC в фильтре F555W (V) с экспозицией 4768 с. и в фильтре F814W (I) с экспозицией 4768 с. Фотометрия звезд проводилась стандартным образом в DAOPHOT II (Стетсон, 1987, 1994). Полученные результаты фотометрии проходили селекцию по параметрам "CHI" и "SHARP" (Стетсон, 1987), для того чтобы удалить из списка звезд диффузные объекты, например далекие галактики. Окончательная таблица фотометрии состоит из 73 250 звездообразных объектов. Указанную таблицу фотометрии можно получить у авторов данной публикации. Полученные результаты звездной фотометрии HoIX представлены на рис. 2 в виде диаграммы Герцшпрунга-Рессела (СМ-диаграммы). Поглощение света в нашей Галактике учитывалось на основе работы Шлегеля и др. (1998). Для HoIX коэффициенты экстинкции AV = 0.263 и Aj = 0.154. Недавняя работа Шлафли и Финкбайнера (2011) дает несколько иные коэффициенты экстинкции: AV = 0.218 и Aj = 0.120. Из-за изменения коэффициентов экстинкции должна измениться численность звезд разного возраста в наших выборках.
-|-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L
0 12 3
X, угл. мин
Рис. 3. Распределение молодых звезд в галактике HoIX. Кроме основной области звездообразования S1 видны соседние малые области (S2—S4). Параллельные прямые указывают область, вдоль которой вычислялось распределение численной плотности звезд возрастов 30, 50 и 90 млн. лет.
Однако в реальности эти изменения не превосходят 2—3% от численности звезд в выборках и не влияют на полученные результаты.
На СМ-диаграмме звезд HoIX (рис. 2) видна населенная ветвь голубых сверхгигантов (BSG), неравномерно населенная ветвь красных сверхгигантов (RSG), малонаселенная область звезд асимптотической ветви гигантов (AGB) и населенная ветвь красных гигантов (RGB). Пространственное распределение указанных типов звезд определялось путем построения распределения их численной плотности по разным направлениям. На этих распределениях видно, что численная плотность красных гигантов и AGB звезд увеличивается по направлению к центру соседней спиральной галактики М81, в то время как численная плотность голубых и красных сверхгигантов растет в направлении центра HoIX. Таким образом, на диаграмме рис. 2 присутствуют два типа звездного населения, с различными пространственными распределениями. Красные гиганты и AGB звезды принадлежат периферии спиральной галактики М81, а голубые и красные сверхгиганты — карликовой галактике HoIX. Полученные результаты подтверждают выводы, которые ранее были сделаны в работах Гала-зутдиновой (2005), Макаровой и др. (2002), Сабби и др. (2008).
На рис. 3 показано видимое распределение молодых звезд (голубых и красных сверхгигантов) в исследуемом поле. Видно, что галактика HoIX не является одиночным телом, а состоит из большой центральной области звездообразования (S1) и нескольких малых областей (S2—S4). Границы каждой области проведены условно, поскольку все области имеют неправильные формы, а близкое соседство областей между собой затрудняет проведение границы между ними. Отмеченные области S1—S4 видны на снимках космического телескопа GALEX, работающего в ультрафиолетовом диапазоне, где основное излучение дают горячие молодые сверхгиганты.
Ниже все наши измерения будут относиться к центральной области S1, поскольку только в ней имеется достаточное количество звезд для статистических исследований, а имеющиеся снимки полностью охватывают эту область. При подробном исследовании выяснилось, что область S1 также не является совершенно однородной и в ней можно выделить отдельные малые области звездообразования, возможно, являющиеся проекциями на центральную область. Из-за малого числа звезд в этих областях их присутствие не оказывает существенного влияния на результаты наших исследований. Мы измерили распределение численной плотности звезд вдоль области, ограниченной двумя параллельными линиями (рис. 3). Направление было выбрано так, чтобы не пересекать соседние области звездообразования, влияние которых исказит распределение численной плотности звезд в изучаемой полосе. В пределах выделенной полос
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.