УДК 524.7-8
ЗВЕЗДНЫЙ СОСТАВ ВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ГАЛАКТИК IC 1727 И NGC 6721
© 2014 г. Н. А. Тихонов , О. А. Галазутдинова, В. С. Лебедев
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 17.07.2013 г.
На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC проведена звездная фотометрия изолированной пары взаимодействующих галактик IC 1727 и NGC 672 и построены диаграммы Герцшпрунга—Рессела. В галактике IC 1727 наблюдается сильная асимметрия в видимом распределении молодых звезд. Старые звезды имеют более гладкое и менее асимметричное распределение. В галактике NGC 672 асимметрия в распределении звезд разного возраста не заметна. На основе метода TRGB впервые определено точное расстояние до каждой галактики: D = 7.14 ± 0.10 Мпк для IC 1727 и D = 7.22 ± 0.10 Мпк для NGC 672, что подтверждает близкое пространственное расположение этих галактик. Функции светимости красных сверхгигантов и звезд асимптотической ветви гигантов периферии обеих галактик имеют локальные максимумы, совпадающие по своему положению, что указывает на одновременное усиление процесса звездообразования в двух галактиках, происходившее в интервалах 20—30 млн. и 450—700 млн. лет назад. Полученные результаты указывают на усиление процессов звездообразования во взаимодействующих галактиках.
Ключевые слова: фотометрия галактик, звездный состав галактик, взаимодействующие галактики, звездообразование в галактиках.
DOI: 10.7868/S0320010814010070
ВВЕДЕНИЕ
Большая часть всех галактик входит в разные по численности гравитационно связанные системы, от малых групп до скоплений. Иногда среди множества галактик выделяются группы или чаще пары галактик, которые по подобию лучевых скоростей и признакам искажения форм можно считать действительно физически связанными системами. Предельным случаем таких физических систем или пар галактик являются галактики с сильной деформацией звездных структур или сливающиеся галактики. Примеры таких галактик можно найти в атласе пекулярных галактик Арпа (Арп, 1966). Кроме наглядно видимых проявлений взаимодействия галактик есть и другое, менее заметное следствие взаимодействия, которое состоит в усилении процессов звездообразования и рождении звездных скоплений во взаимодействующих галактиках. Этот процесс особенно хорошо виден у сильно
Электронный адрес: ntik@sao.ru
1Based on observations with the NASA/ESA Hubble Space Telescope, obtain ed at the Space Telescope Science Institute, which is operated by AURA, Inc. under contract No. NAS 5-26555. These observations are associated with proposal 12546.
взаимодействующих или сливающихся галактик: Арп 299 (Алонсо-Герреро и др., 2000), NGC 4038 (Жанг и др., 2010; Вайтмор и др., 2010), NGC 4676 (Хиббард, ван Горком, 1996).
Что касается более удаленных друг от друга галактик, то очень сложно найти признаки усиления звездообразования в каждой конкретной галактике. Только на основе статистических сравнений интенсивности процессов звездообразования у галактик, имеющих на разных расстояниях соседей, можно определить влияние слабого гравитационного взаимодействия на эти процессы (Бергвол и др., 2003; Ли и др., 2008; Паттон и др., 2013).
Однако есть и другая возможность выявить влияние взаимодействия галактик на процессы звездообразования. Для этого достаточно найти корреляцию между процессами звездообразования двух галактик исходя из того, что гравитационное влияние галактик друг на друга является взаимным. Подходящими объектами для таких исследований являются галактики тесных групп, обладающие примерно одинаковыми массами и морфологией. Можно было бы ожидать открытие такой корреляции в Местной группе галактик, но оказалось, что все галактики Местной группы имеют различающиеся между собой истории звездообразо-
ngc 672
ic 1727
3'
Рис. 1. Изображения галактик IC 1727 и NGC 672 на снимке обзора DSS. Квадратами отмечены поля снимков космического телескопа Хаббла с камерой ACS/WFC. Расстояние между центрами галактик равно 8Í0, что соответствует 16.7 кпк. Север — вверху.
* ©
■ 11
13 ■ 12
9 6
Ш
■' ■ Ш
^ 10 8
-У;
14
вания. Вероятно, что проблема выявления такой корреляции заключается в наложении результатов действия нескольких механизмов звездообразования, в результате чего становится незаметным тот вклад, который дает процесс инициирования звездообразования из-за взаимодействия галактик. Но если в группе галактик происходит достаточно мощная вспышка звездообразования, то избыток родившихся звезд на основе спектральных наблюдений прослеживается в галактиках даже спустя несколько млрд. лет после этого события (Сильченко, Афанасьев, 2012).
ВЫБОР ОБЪЕКТОВ
Наше внимание привлекла изолированная пара галактик (рис. 1), в свое время включенная в списки пар как Ho 46 (Холмберг, 1937) и как VV 338 (Воронцов-Вельяминов, 1959). Эта пара состоит из двух спиральных галактик (рис. 2 и рис. 3): IC 1727 (SB(s)m) и NGC 672 (SB(s)cd), находящихся между собой на расстоянии 8(0, что соответствует 16.7 кпк. Сходство лучевых скоростей галактик, vr (IC 1727)= 345 км/с и vr(NGC 672) = 429 км/с, указывает на возможное близкое пространственное соседство галактик между собой. Это подтверждает и видимая деформация тела более слабой галактики IC 1727, в то время как деформация более яркой NGC 672 незаметна. Из радионаблюдений в линии HI и моделирования движения пары галактик были
1
©
10
3
4
6
30''
О
13
14
Рис. 2. Изображение в фильтре F606W (V) галактики Ю 1727, полученное на космическом телескопе Хаббла (HST). Кружками обозначены наиболее яркие области звездообразования. Большим кружком обозначена наиболее протяженная область звездообразования в этой галактике.
30'
Рис. 3. То же, что на рис. 2, но для галактики NGC 672.
Рис. 4. СМ-диаграмма звезд галактики IC 1727. Отмечены положения населенных ветвей голубых (BSG) и красных (RSG) сверхгигантов, а также положение области AGB звезд и ветви красных гигантов (RGB). Горизонтальной линией отмечена граница ветви красных гигантов (TRGB).
оценены массы галактик: 2 х 1010 Mq для IC 1727 и 4 х 1010 Mq для более яркой NGC 672 (Комбес и др., 1980). В более поздних измерениях на основе кривых вращения галактик IC 1727 была признана более массивной галактикой с массой 1.0 х 1010 Mq, а масса NGC 672 оценена в 0.8 х х 1010 Mq (Кароцци-Мейсониер, 1982). Глубокие измерения распределения нейтрального водорода HI показали, что водородные периферии галактик простираются далеко за пределы их видимых изображений (Хеалд и др., 2011). Возможно, что галактики IC 1727 и NGC 672 являются центром небольшой группы, куда входят еще четыре слабые галактики, расстояния до которых пока неизвестны (Цитрин, Брош, 2008).
ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ И РАССТОЯНИЯ ДО ГАЛАКТИК
Для изучения звездного населения галактик IC 1727 и NGC 672 мы использовали архивные снимки космического телескопа Хаббла (HST) с камерой ACS/WFC в фильтрах F606^ (V) и F814^ (I), полученные по заявке ID 12546. Время экспозиции для каждого фильтра было равно 900 секунд. Фотометрия звезд проводилась стандартным образом в DAOPHOT II (Стетсон, 1987, 1994). Полученные результаты фотометрии проходили селекцию по параметрам
"CHI" и "SHARP"(CTeTCOH, 1987), которые определяют отклонения профиля объекта от профиля стандартных звезд, с целью удалить из списка звезд диффузные объекты: звездные скопления, далекие или компактные галактики. Поглощение света в нашей Галактике учитывалось на основе работы Шлафли, Финкбайнера (2011). Результаты фотометрии звезд галактик IC 1727 и NGC 672 представлены на рис. 4 и рис. 5 в виде диаграмм Гецшпрунга—Рессела (СМ-диаграммы). На полученных диаграммах отмечены населенные ветви голубых (BSG) и красных (RSG) сверхгигантов, области звезд асимптотической ветви гигантов (AGB) и ветви красных гигантов (RGB).
Ветвь красных гигантов, которая видна на СМ-диаграммах IC 1727 и NGC 672, дает возможность точно определить расстояния до каждой галактики, используя метод TRGB2 (Ли и др., 1993). Положение верхней границы ветви красных гигантов определялось применением фильтра Со-беля (Мадоре, Фридман, 1995) к функции светимости красных гигантов и AGB звезд. Функция Собеля показывает места резкого изменения функции светимости, что наблюдается при переходе от AGB звезд к началу ветви красных гигантов. Полученные значения равны: ITrgB = 25.33 ± ± 0.03 для IC 1727 и ITRGB = 25.31 ± 0.03 для
2 Tip of Red Giants Branch.
(V - I)
Рис. 5. СМ-диаграмма звезд галактики NGC 672. Обозначения те же, что на рис. 4.
NGC 672 (рис. 6 и рис. 7). Поскольку светимость красных гигантов зависит от их металличности, то при использовании ветви красных гигантов в качестве индикатора расстояния нам необходимо измерить и металличность красных гигантов. В методе TRGB калибровка для определения металличности сделана по двум величинам, определяющим на СМ-диаграмме наклон ветви красных гигантов, который зависит от металличности звезд: (V — I)trgb (показатель цвета вершины ветви гигантов) и (V — I)—3.5 (показатель цвета ветви гигантов на уровне MI = —3.5). Измеренные по СМ-диаграммам двух галактик величины показателей цвета ветви гигантов составляют (V —1)—3,5 = = 1.56, (V — I)TRGB = 1.70 для IC 1727 и (V — — I)—3.5 = 1.72, (V — I)TRGB = 1.83 для NGC 672. Учитывая коэффициенты поглощения света в нашей Галактике в направлении на IC 1727 (Av = = 0.217, AI = 0.119) и NGC 672 (AV = 0.214, AI = = 0.117), полученные из работы Шлафли, Финк-байнера (2011), и используя зависимости из работы Ли и др. (1993), находим, что модуль расстояния для IC 1727 равен (m — M) = 29™27, а для NGC 672 — (m — M) = 29^29, что соответствует расстояниям D = 7.14 ± 0.10 Мпк и D = 7.22 ± ± 0.10 Мпк. Полученная при этих вычислениях металличность красных гигантов [Fe/H] = —1.27 для IC 1727 и [Fe/H] = —0.89 для NGC 672. Поскольку между массой галактики и ее металличностью существует зависимость, то можно считать, что масса NGC 672 все же больше массы IC 1727, по-
скольку NGC 672 имеет большую металличность. Влияние ошибок фотометрии на точность определения границы ветви красных гигантов очень мало,
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.