Взаимодействующие галактики на z∼1 тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Яссер Хассан Мохамед Мохамед

• Яссер Хассан Мохамед Мохамед
• кандидат физико-математических наук
• 2012

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Яссер Хассан Мохамед Мохамед

Содержание

Введение

1 Взаимодействующие галактики в глубоких полях Космического телескопа Хаббл

1.1 Введение

1.2 Каталог взаимодействующих галактик

1.3 Заключение

2 О характеристиках приливных структур взаимодействующих галактик

2.1 Введение

2.2 Выборки галактик и измеряемые параметры

2.2.1 Близкие и далекие галактики с приливными структурами

2.2.2 Параметры приливных структур

2.3 Результаты и обсуждение

2.3.1 Геометрические характеристики приливных

хвостов

2.3.2 Зависимость между светимостью галактики и длиной хвоста

2.3.3 Протяженность приливных хвостов в угловой

мере

2.4 Заключение

3 Статистика взаимодействующих

галактик на г ~ 0.7

3.1 Введение

3.2 Галактики с приливными структурами на г ~ 0.7

3.2.1 Выборка галактик

3.2.2 Оценка темпа эволюции

3.3 Встречаемость галактик типа М 51

3.4 Обсуждение результатов

3.4.1 Галактики с приливными хвостами

3.4.2 Галактики типа М 51

3.5 Заключение

Заключение

Список литературы

Приложение А

Приложение В

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Взаимодействующие галактики на z∼1»

Введение

Гравитационное взаимодействие с окружением (другими галактиками, межгалактической средой) является одним из основных факторов эволюции галактик. В настоящую эпоху взаимодействия и слияния относительно редки, в состав взаимодействующих систем входит не более 5-10% галактик ([33], [91]). В прошлом такие процессы, по-видимому, были гораздо более интенсивными. Это подтверждается как прямым изучением морфологии далеких обьектов, так и разного рода статистическими исследованиями выборок галактик на разных красных смещениях х (см., например, обзор [1]).

Детальное изучение далеких взаимодействующих галактик стало возможным лишь в последние пару десятилетий, благодаря, в первую очередь, работе Космического телескопа Хаббл (Н8Т), позволяющего получать изображения слабых галактик с высоким разрешением, и крупнейшим наземным оптическим телескопам, используемым для спектроскопии галактик. В настоящей работе исследуются два класса далеких взаимодействующих галактик - галактики с крупномасштабными приливными структурами, легко различимыми на оптических изображениях, и галактики типа М51.

Приливные структуры галактик (см. примеры на рис. 1, 2) известны очень давно. Первое упоминание о них было сделано уже около 200 лет назад. Вильям Гершель был первым, кто описал несколько двойных систем слабых туманностей и отметил, что некоторые из туманностей связаны тонкими полосками светящегося вещества [25]. Почти двести лет спустя Тумре, Тум-ре [77] посредством численного моделирования показали, что такие экзотические структуры можно естественным образом объяснить приливными искажениями гравитационно взаимодействующих галактик.

Рис. 2: Двойная система Агр 242 (NGC 4G76AJ3) (HST)

Приливные структуры имеют, как правило, низкую поверхностную яркость и их сложно выделять у далеких галактик. Однако, как показало моделирование их видимости на разных красных смещениях (Хиббард, Вакка [31]), при наблюдениях на Космическом телескопе Хаббл с длинными экспозициями, которые используются при наблюдениях глубоких полей, приливные образования остаются видимыми вплоть до г ~ 1. Прямое изучение галактик с приливными хвостами в северном и южном глубоких полях Хаббла (НБГ-М [96] и НБР-Я [97] подтвердило этот вывод ([65], [66]).

Воронцов-Вельяминов [80] был одним из первых, кто привлек внимание к интересному подмножеству галактик, которое состоит из большой спиральной галактики и относительно небольшого спутника около конца спирального рукава. Воронцов-Вильяминов ([82], [83]) утверждал, что он нашел 160 таких двойных систем типа М51 (см. примеры на рис. 3,4). Многие из них он включил в свой «Атлас взаимодействующих галактик» [84]. Галактики типа М51 оказались настолько многочисленными, что Воронцов-Вильяминов [80] предположил, что эти галактики не являются результатом случайной проекции, но являются физически связанными системами.

Арп также изучил этот специфический вид двойных галактик. Он включил 54 такие системы в свой «Атлас пекулярных галактик» [3]. Как и Воронцов-Вельяминов, Арп считал, что небольшие спутники представляют собой выбросы из главной галактики.

Говоря в целом, галактики типа М51 остаются относительно малоизученными объектами. Прототип - галактика М 51 - многократно и детально наблюдалась и моделировалась, однако такие объекты как класс остаются почти неисследованными.

Рис. 3: Галактика М 51 (Агр 85) (НБТ).

Рис. 4: Двойная система Агр 87 (ПЭТ).

13 настоящей работе сделана первая попытка изучения характеристик больших выборок близких и далеких взаимодействующих галактик с целью

поиска возможной эволюции характеристик их приливных образований, а также изменения пространственных плотностей самих галактик.

Актуальность проблемы

Согласно современным представлениям, образование галактик - длительный процесс, в ходе которого они эволюционируют под влиянием как внутренних (развитие разного рода неустойчивостей, медленная динамическая эволюция), так и внешних факторов. Одним из таких важнейших факторов является гравитационное взаимодействие между галактиками, их слияние, аккреция вещества.

В настоящее время накопились большое количество новых данных о близких взаимодействующих галактиках, однако такие данные о далеких объектах явно недостаточны. Актуальность проблемы определяется необходимостью создания и исследования больших выборок галактик разных типов на различных красных смещениях для наблюдательной проверки современных моделей формирования и эволюции галактик.

Цели и задачи работы

Основной целью настоящей работы является изучение двух типов взаимодействующих галактик - галактик с приливными структурами и галактик типа М 51 - на красном смещении % ~ Для решения этой задачи необходимо составить выборки объектов этих типов и выполнить их анализ.

Научная новизна

На основе анализа архивных кадров ряда глубоких полей Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS) составлены новые выборки далеких галактик с приливными структурами (875 галактик) и галактик типа М51 (78 объектов). В ходе работы были просмотрены изображения нескольких десятков тысяч галактик, из которых в католог включено около тысячи. Все галактики отождествлены с известными списками галактик, найдены видимые звездные величины и красные смещения. Впервые изучены геометрические характеристики приливных структур близких и далеких взаимодействующих галактик, показано, что далекие галактики имеют, в среднем, более короткие приливные хвосты. На основе анализа встречаемости взаимодействующих галактик в глубоких полях сделан вывод о росте их пространственной плотности с увеличением красного смещения.

Научная и практическая ценность

Научная и практическая ценность работы состоит в том, что она содержит обширный наблюдательный материал по близким и далеким взаимодейтсву-ющим галактикам, который может быть использован при решении широкого круга задач, связанных с взаимодействием и эволюцией галактик.

Основные результаты и положения, выносимые на защиту

1) Новая выборка галактик с приливными структурами и галактик типа М 51 в 5 глубоких полях Космического телескопа Хаббл.

2) Анализ геометрических характеристик приливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактик, вывод о меньшей наблюдаемой длине приливных структур у далеких галактик.

3) Вывод о росте пространственных плотностей галактик с приливными структурами и галактик типа М 51 с красным смещением.

Апробация результатов

Основные результаты данной работы представлялись на семинаре кафедры космических технологий и прикладной астродинамики факультета прикладной математики - процессов управления СПбГУ, на семинаре кафедры астрофизики математико-механического факультета СПбГУ, на семинаре астрофизических подразделений ГАО РАН, на международной студенческой конференции "Science and progress" (С.-Петербург, 14-18 ноября 2011).

Список публикаций автора по теме диссертации

Основные результаты диссертации изложены в 4-х печатных работах:

1. Я.Х. Мохамед, В.П. Решетников, "Взаимодействующие галактики в глубоких полях Космического телескопа Хаббл", Астрофизика, 2011, Т.54, N.2, С.181-187.

2. Я.Х. Мохамед, В.П. Решетников, Н.Я. Сотникова, "О характеристиках приливных структур взаимодействующих галактик", Письма в Астрон. журн., 2011, Т.37, N.10, С.730-739.

3. В.П. Решетников, Я.Х. Мохамед, "Статистика взаимодействующих га-

лактик на 2 ~ 0.7 ", Письма в Астрон. журн., 2011, Т.37, N.11, С.803-810.

4. Y.H. Mohamed, "Interacting galaxies at z 0.7", Conference Abstracts, International Student Conference "Science and progress", St. Petersburg -Peterhof, November, 14-18, 2011, P. 61.

Личный вклад автора

В работе [1] автором выполнен поиск и отбор галактик в глубоких полях, интерпретация результатов произведена совместно. В работах [2] и [3] автором произведена обработка наблюдательного материала, интерпретация осуществлена совместно.

Структура работы

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 103 наименования и двух приложений, содержит 17 рисунков и 2 таблицы. Общий объем диссертации 98 страниц.

Во Введении отражена краткая история проблемы, ее актуальность, цели исследования, основные положения, выносимые на защиту, показана их научная новизна, кратко представлено содержание диссертации.

В Главе 1 приведены результаты визуального анализа морфологии галактик в нескольких сверхглубоких площадках (HDF-N [96], HDF-S [97], HUDF [98], GOODS [99], GEMS [100]), наблюдавшихся на Космическом телескопе Хаббл. Составлены списки галактик с приливными структурами (хвостами, перемычками) (см., например, рис. 4, 1, 2) и галактик типа M 51 (см., например, рис. 3) в этих глубоких полях. Для большинства выделенных объектов по литературным данным найдены фотометрические характеристики и

оценки красных смещений. В трех площадках (HDF-N, HDF-S, HUDF в сумме найдены 29 кандидатов в галактики типа М51 и 381 галактика с приливными структурами. В областях каждого из проектов GOODS и GEMS выделено более двух сотен взаимодействующих галактик.

В Главе 2 приведены результаты анализа геометрических характеристик приливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактик. Выборка близких объектов включает более двухсот галактик, а далеких - около семисот. Далекие галактики были отобраны в нескольких глубоких полях Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS), и они находятся на среднем красном смещении (z) =0.65.

Проанализированы распределения длин и толщин приливных образований и показано, что хвосты у далеких галактик выглядят короче, чем у близких. Отчасти этот эффект может быть связан с эффектами селекции, но, с другой стороны, он, возможно, является следствием общей эволюции размеров спиральных галактик с z.

Показано, что положение взаимодействующих галактик на плоскости "светимость галактики (L) - длина приливного хвоста (/)" объясняется простой геометрической моделью, причем верхняя огибающая наблюдаемого распределения имеет вид I ос •л.

В предположении, что приливные хвосты являются дугами окружностей, видимых под произвольными углами к лучу зрения, решена задача о связи наблюдаемого распределения сжатий хвостов с их длиной в угловой мере. Сделан вывод, что угловая длина приливных хвостов, визуально выделяемых у близких и далеких галактик, в среднем, превышает 180°.

В Главе 3 приведены результаты анализа встречаемости галактик с при-

дивными хвостами и галактик типа М 51 в нескольких глубоких полях Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS). В сумме в этих площадках найдено около семисот взаимодействующих галактик с красным смещением 2 < 1.5, также выявлено, что при z < 0.7 наблюдаемые пространственные плотности галактик с приливными структурами и галактик типа М 51 увеличиваются ос (1 + z)m, где т « 2.6.

Согласно приведённым оценкам, за последние 6-7 млрд. лет, то есть при ^ < 0.7, примерно треть галактик с М(В) < —18ш должны были испытать сильные гравитационные возмущения и слияния, а ~1/10—1 /5 галактик поглотили относительно маломассивные близкие спутники, типичные для галактик типа М 51. Возможное уменьшение с ростом z шкалы времени, в течение которой далекая галактика выглядит пекулярной, может значительно увеличить оценки темпа слияний.

В Заключении произведено краткое обсуждение результатов изучения взаимодействующих галактик на z ~ 1 и перечислены основные выводы диссертационной работы.

В Приложении А приведены таблицы, содержащие данные о галактиках с приливными структурами (хвостами, перемычками) и о галактиках типа М 51 в нескольких сверхглубоких площадках Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS).

В Приложении В представлены характеристики галактик типа М 51 и приливных структур далеких и близких взаимодействующих галактик, входящих в выборку.

1 Взаимодействующие галактики в глубоких полях Космического телескопа Хаббл

1.1 Введение

Взаимодействующие галактики были известны очень давно. Еще в конце XVIII века Вильям Гершель описал несколько систем туманностей (как мы сейчас знаем - галактик), в которых объекты соединены тонкими светящимися перемычками [25]. В XX веке пионерами исследований взаимодействующих галактик были Пиз, Хольмберг, Цвикки, однако наиболее важную роль сыграли работы Воронцова-Вельяминова и Арпа. Их каталоги и атласы взаимодействующих и пекулярных галактик ([3], [81]) впервые ясно показали, что такие объекты не являются исключениями, а встречаются относительно часто, и что объяснение их наблюдаемой морфологии является актуальной и важной задачей. Работы, посвященные численному моделированию процессов взаимодействия и слияния галактик, начались еще в 1960-е годы (см., например, [40], [60], [77]) и продолжают активно развиваться и в наше время.

Интерес, который вызывает изучение и моделирование взаимодействующих галактик, связан с тем, что взаимные сближения и слияния галактик играют важную роль в их эволюции. Говоря в целом, галактики не являются "островными вселенными", возникающими и развивающимися в изоляции. (Такие галактики, возможно, есть, но их относительно немного.) По-видимому, большинство ярких галактик испытали в ходе своей эволюции внешнюю аккрецию, поглощение спутников, гравитационное возмущение или даже слияния с галактиками сравнимой массы.

Целью этой главы является составление выборки взаимодействующих галактик на основе наблюдений нескольких глубоких площадок на Космическом телескопе Хаббл (НБТ1) ([93], [94], [95]). В качестве признаков взаимодействия галактик мы будем рассматривать наличие у них протяженных образований (хвостов и перемычек) (см., например, рис. 4, 1, 2) [67], а также наличие близких спутников (галактики типа М51) (см., например, рис. 3) [38].

В предшествующих работах было показано, что такие объекты уверенно идентифицируются с помощью космических ([65], [66], [68]) и даже наземных [10] наблюдений вплоть до красных смещений г ~ 1. Результаты этой главы будут использованы нами в дальнейшем для детального изучения структуры приливных образований далеких галактик, а также для оценки частоты взаимодействий галактик на 2 ~ 1.

1.2 Каталог взаимодействующих галактик

В качестве наблюдательного материала для поиска взаимодействующих галактик нами были использованы результаты наблюдений на HST пяти глубоких площадок: Северное глубокое поле - HDF-N2 [96], Южное глубокое поле - HDF-S3 [97], Сверхглубокое поле - HUDF4 [98], GOODS5 [99] и GEMS6 [100].

1 Hubble Space Telescope - Космический телескоп «Хаббл» - автоматизированная обсерватория на орбите вокруг Земли, названная в честь Эдвина Хаббла, телескоп «Хаббл» - совместный проект НАСА и Европейского Космического агентства, он входит в число Больших обсерваторий НАСА

2Hubble Deep Field North - Северное глубокое поле, наблюдения были проведены в декабре 1995 года с помощью WFPC-2 (Wide-Field Planetary Camera 2) в фильтрах U (F300W), В (F450W), V (F606W), I (F814W), площадь поля относительно невелика ~ 5.3 □'

3Hubble Deep Field South - Южное глубокое поле, наблюдения были проведены в сентябре 1998 года с помощью WFPC-2 в фильтрах U (F300W), В (F450W), V (F606W), I (F814W), площадь поля относительно невелика ~ 5.3

4Hubble Ultra Deep Field - Сверхглубокое поле, наблюдения были проведены в сентябре 2003 года с помощью ACS (Advanced Camera for Surveys) в фильтрах В (F435W), V (F606W), I (F775W), Z (F850LP), площадь поля ~ 11.5 □'

5GOODS - Great Observatories Origins Deep Survey, наблюдения были проведены в 2002 году с помощью ACS в фильтрах В (F435W), V (F606W), I (F775W), Z (F850LP), площадь поля - 160 □'

6 GEMS - Galaxy Evolution From Morphology And SEDs, наблюдения были проведены в августе 2002 года с помощью ACS в фильтрах V (F606W), Z (F850LP), площадь поля ~ 900 □'

Технические детали, касающиеся этих проектов, а также результаты наблюдений можно найти на соответствующих веб-сайтах (см. также обзор [69]).

Поиск объектов производился путем визуального просмотра оригинальных кадров в фильтрах F814W (HDF-N, HDF-S), F775W (HUDF), F850LP (GOODS и GEMS). Основными критериями для выделения объектов были наличие у них протяженных приливных образований (хвостов и перемычек), подобных наблюдаемым у близких галактик, а также наличие относительно близких спутников вблизи концов спиральных ветвей (галактики типа М51). На рис. 5 приведены примеры подобных объектов в рассмотренных полях.

На следующем этапе галактики отождествлялись с опубликованными каталогами объектов в этих полях. Отождествление выполнялось по координатам объектов и типичная погрешность отождествления по обеим координатам составляет 0."15 (то есть 4-5 пикселей - элементов дискретизации изображений). В большинстве случаев для выделенных нами галактик удалось найти интегральные видимые звездные величины и оценки красных смещений (спектроскопические или фотометрические). Результаты поиска суммированы в приводимых далее таблицах.

В таблицах Al, А2 (см. в приложении А) суммированы данные для объектов, найденных в HDF-N. Описание столбцов таблиц: (1) - порядковый номер галактики; (2) - номер галактики согласно каталогу объектов [27], для первой галактики в таблице (А1) и для галактик 23 и 80 в таблице (А2) использована идентификация согласно [86]; (3) и (4) - координаты в пикселях на суммарной мозаике поля; (5) - видимая звездная величина в фильтре FSl^W] (6-8) - спектральное красное смещение, оценка фотометрического красного смещения и спектральный тип галактики по [27].

Рис. 5: Контурные карты двух взаимодействующих галактик. Слева: двойная система из HDF-N на z = 3.16, справа: двойная система из HUDF на z = 0.70. Размеры изображений - 3" х 3".

В таблицах A3, A4 (см. в приложении А) приведены характеристики галактик из HDF-S. Описание столбцов: (1) - порядковый номер галактики; (2)

- номер галактики согласно каталогу [87], для галактики номер 8 использована идентификация из [11]; (3-7) - координаты в пикселях на изображении HDF-S, видимая звездная величина в фильтре ^81414^ [87], спектральное красное смещение ([29], [71], [79]), оценка фотометрического красного смещения (по данным NED7 [101]).

Столбцы в таблицах А5, А6 (см. в приложении А) для Сверхглубокого поля Хаббла HUDF: (1) - порядковый номер галактики; (2) - номер галактики по каталогу [14]; (3-4) - координаты в пикселях на изображении HUDF [14]; (5) - видимая звездная величина в фильтре F775W согласно [14]; (6) и (7)

- оценки фотометрических красных смещений по [14] и [88] соответственно; (8) - спектральный тип галактики (буквы «SB» в спектральном типе означают галактику со вспышкой звездообразования, а буквы «ssp» относятся к

7База внегалактических данных NASA/IPAC (NED) работает под управлением Jet Propulsion Laboratory, Калтех, согласно контракту с Национальным управлением аэронавтики и космических исследований (США)

галактикам, у которых распределение энергии в спектре описывается моделью «simple stellar population» - см. подробнее в [14]).

В таблицах А7, А8 (см. в приложении А), содержащих результаты для полей GOODS: (1) - порядковый номер галактики; (2) - номер галактики по каталогу [88]; (3-4) - координаты в пикселях на изображении GOODS [88]; (5) - видимая звездная величина в фильтре i?648 согласно [88]; (6) и (7) -оценки спектральных и фотометрических красных смещений по [5] и [88] соответственно.

В таблицах А9, А10 (см. в приложении А) приведены характеристики галактик из GEMS: (1) - порядковый номер галактики; (2) - номер галактики по каталогу [88]; (3-4) - координаты в пикселях на изображении GEMS [88]; (5) - видимая звездная величина в фильтре RQ48 [88]; (6) - оценки фотометрических красных смещений [88].

На рис. 6 изображены распределения выделенных нами объектов по видимым звездным величинам, а на рис. 7 - по красным смещениям. На рис. 6 видно, что эффекты селекции при отборе объектов в полях HDF-N, HDF-S и HUDF становятся заметными лишь для галактик слабее 25т (распределение показывает пик при г ~ 25т, а затем начинается уменьшение числа галактик). В площадках GOODS и GEMS соответствующий пик наблюдается при г ~ 21т.5.

Распределения по красным смещениям (рис. 7) демонстрируют максимумы при z ~ 0.5 — 1, однако в каждом поле наблюдается «хвост» объектов с z > 1. Среднее красное смещение для выделенных нами взаимодействующих галактик в полях GOODS и GEMS составляет 0.6, а в площадках HDF-N, HDF-S и HUDF - 1.2.

В таблице В4 приложения суммированы данные для галактик с перемычками, обнаруженных в рассмотренных глубоких полях. Перемычки галактик имеют, в среднем, более низкие по сравнению с хвостами поверхностные яркости, выборка таких галактик менее полна и поэтому в дальнейшем обсуждении такие объекты мы не будем рассматривать.

60

40

20

О

15 20 25 ЗО

mag

Рис. 6: Распределение объектов каталога по видимым звездным величинам (HDF-N - непрерывная линия, HDF-S - линия из точек, HUDF - штрихи и точка, GOODS - штрих и две точки, GEMS - штрихи). Данные для HDF-N и HDF-S показаны в полосе F814W, для HUDF - в фильтре F775W, а для GOODS и GEMS - в Ä648.

60 40 20 О

Рис. 7: Распределение объектов каталога по красным смещениям. Обозначения те же, что и на рис. 6.

Т I |-1-г

-|-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г

— п ! ч | П | 1 : : 1

- 1 1 1 1 ; ! i LГ"1

1 1 1 П 1 i

! L 1_ --I !

~~ П'Л Н"!

Р — ¡1

, , И . Lf

.J...I...

1.3 Заключение

В нашей работе на основе просмотра оригинальных кадров ряда глубоких площадок Космического телескопа Хаббл составлены списки галактик с приливными структурами и кандидатов в галактики типа М51. Полученный материал представляет собой самые большие из доступных в настоящее время в литературе выборки взаимодействующих галактик среди далеких объектов. Списки взаимодействующих галактик будут использованы в дальнейшем для изучения характеристик приливных образований у далеких галактик, а также для оценки частоты взаимодействий галактик на разных красных смещениях.

2 О характеристиках приливных структур взаимодействующих галактик

2.1 Введение

Приливные структуры (хвосты и соединяющие галактики перемычки) являются временными образованиями, возникающими при тесных сближениях и слияниях галактик [77]. Приливные образования имеют, как правило, низкую оптическую поверхностную яркость (/i(-B) « 24m — 25m/D//), и они наблюдаются у нескольких процентов галактик в окружающей нас области Вселенной (см. обзор в статьях [67], [74]).

Приливные структуры интересны по многим причинам. Например, из их вещества могут образовываться карликовые галактики [20]. В численных экспериментах по взаимодействию галактик часто наблюдается формирование гигантских конденсаций - до 108 М©, - вследствии гравитационного коллапса звезд и газовых облаков, вытянутых в приливной хвост (см., например, [6], [22]). Такого рода конденсации могут давать начало карликовым галактикам.

Текущий темп звездообразования в приливных хвостах иногда относительно высок, причем области звездообразования (области НИ) могут располагаться в хвосте довольно равномерно, как, например, в хвосте NGC 4676 А [75]. В дисках нормальных галактик звездообразование обычно происходит в гигантских Н2 комплексах. Приливные детали образуются из диффузного газа, вытянутого из самых внешних областей галактики. Это ставит вопрос о механизме звездообразования для этих структур, который возможно связан с глобальной гравитационной неустойчивостью в хвостах [75].

Морфология хвостов и перемычек определяется глобальной динамической структурой галактик. Так, например, выяснилось, что протяженность приливных хвостов зависит не только от параметров пролета и относительной скорости взаимодействующих галактик, но и от распределения массы темной материи (см., например, [18], [19], [51], [76]). Дубински и др., [18], проанализировав результаты численных экспериментов, обратили внимание на то, что если масса темного вещества достаточно велика, то образующиеся приливные хвосты оказываются слишком короткими и маловыразительными. В то же время во взаимодействующих и сливающихся системах мы часто наблюдаем весьма протяженные приливные детали, простирающиеся на расстояния до 50 - 100 кпк.

Вывод о том, что протяженные приливные хвосты могут служить индикаторами присутствия темной материи в далеких, периферийных частях галактик, там, где уже не виден HI диск, подкрепляется и кинематическими данными. Сотниковой и Решетниковым [75] на примере главного компонента знаменитой взаимодействующей системы NGC 4676 (Мышки) было сделано заключение о том, что кинематика приливного хвоста (его длина превышает 40 кпк) совместима только с моделью темного гало, масса которого пределах оптического размера хвоста в несколько раз превосходит суммарную массу диска и балджа галактики.

Взаимное согласие кинематического и морфологического анализа говорит о возможности делать выводы о характеристиках темного гало в тех случаях, когда спектральные данные (из которых выводится кинематика системы) по тем или иным причинам получить сложно, и мы вынуждены ограничиваться лишь результатами фотометрии (в случае далеких галактик с приливными

деталями, обладающими низкой поверхностной яркостью).

Не менее интересна и встречаемость приливных образований на разных красных смещениях, поскольку она отражает изменение темпа слияний и взаимодействий галактик со временем ([10], [66]).

Основной целью этой главы является изучение основных геометрических характеристик приливных хвостов у нескольких сотен близких и далеких взаимодействующих галактик с тем, чтобы сделать выводы о связи этих характеристик с глобальными параметрами самих галактик. Все числовые величины в дальнейшем приведены для космологической модели с постоянной Хаббла 70 км с -1 Мпк"1 и йт = 0.3, ПА = 0.7.

2.2 Выборки галактик и измеряемые параметры

2.2.1 Близкие и далекие галактики с приливными структурами

Для изучения характеристик близких галактик нами были рассмотрены две выборки:

1) KPG - двойные галактики из каталога Караченцева [34];

2) SDSS8 [102] - галактики с приливными хвостами из каталога Наира и Абрахама [58], основанного на визуальной классификации 14 034 объектов обзора Слоана (см. в приложении В (табл. ВЗ)).

В первую выборку вошли 44 галактики, для которых в Цифровом обзоре неба (DSS9 [ЮЗ]) можно было измерить характеристики приливных структур, во вторую - 182 объекта с ясно различимыми в SDSS приливными образова-

8The Sloan Digital Sky Survey - Слоановский Цифровой Обзор Неба, использующий 2.5-метровый широкоугольный телескоп в Apache Point Observatory (Апачи-Пойнт), Нью-Мексико, проект назван в честь Alfred P. Sloan Foundation

9 The Digitized Sky Survey - Цифровой Обзор Неба был выполнен в Институте Космического Телескопа согласно гранту Правительства Соединенных Штатов NAG W-2166

ниями. У многих из изученных галактик наблюдается не один, а два хвоста и поэтому число измеренных нами приливных хвостов (64 в выборке KPG и 266 в SDSS) превышает число галактик.

При изучении далеких галактик мы использовали каталог взаимодействующих галактик, найденных в глубоких полях Космического телескопа Хаб-бл [56] (см. главу 1 и приложение А). Этот каталог включает данные для примерно семи сотен кандидатов в галактики с приливными структурами с красным смещением 2 < 1.5 в ряде глубоких площадок, наблюдавшихся на Космическом телескопе Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS). Исследованные площадки отчасти перекрываются (например, HUDF входит в состав GOODS), и в таких случаях характеристики галактик оценивались по более глубокому полю. Всего во всех глубоких полях нами было изучено 867 приливных образований (см. в приложении В (табл. В2)).

2.2.2 Параметры приливных структур

Для всех взаимодействующих галактик по высококонтрастным оптическим изображениям были определены геометрические характеристики приливных образований (измерения были проведены в пределах наблюдаемой поверхностной яркости « 25то — 26m/D// в полосе /):

- длина хвоста от края диска галактики до его конца (/), измеренная с учетом кривизны хвоста,

- ширина на половине полной длины (h),

- отношение к = D2/-D1, являющееся мерой кривизны (см. рис. 8). Для прямолинейного хвоста к — 0, для изогнутого к > 0. Если считать хвост дугой окружности, то величина к для дуги в 180° равна 0.5.

г

•А

V

™ л*

•

Jr- ш

IP

1 * ■ш * HÜ ^ ншц f , * " щ.

« я

i Л

Рис. 8: Определение величин /J- и D<¿ для приливных хвостов на примере контрастного изображения из DSS близкой сливающейся сисггемы NGC 2623: Di - это отрезок, соединяющий начало и конец приливного образования, jf2 - перпендикуляр, проведенный из середину этого отрезка до хвоста.

При анализе объектов выборки KPG были использованы голубые изображения из DSS, для объектов из работы Наира. и Абрахама [58} были взяты данные в полосе д (Aef¡ — 4686Á). Характеристики галактик из глубоких полей определялись в фильтрах F814W (HDF-N, HDF-S), F775W (HUDF) и F850LP для GOODS и GEMS (при красном смещении z ^ 1 эти фильтры примерно соответствуют полосе В в системе отсчета, связанной с галактикой).

Для проверки природы предполагаемых приливных хвостов, выделенных у слабых далеких галактик, была выполнена их апертурпая фотометрия в нескольких точках вдоль приливных образований. Средняя поверхностная яркость хвостов, пересчитанная в полосу В в системе отсчета, связанной с галактикой, ((/¿в) = 24.7± 1.1(a)) оказалась близка к типичным значениям для

приливных структур локальных галактик (см., например, [64], [72]). Апертур-ные измерения поверхностных яркостей слабых приливных структур имеют большие погрешности и поэтому в дальнейшем обсуждении мы их не будем использовать.

Для всех рассмотренных нами далеких галактик доступны оценки красных смещений и видимые звездные величины ([5], [14], [27], [29], [71], [79], [87], [88]), что позволило найти светимости галактик. Среднее красное смещение нашей выборки далеких взаимодействующих галактик составляет (г) = 0.65 ± 0.31((7).

2.3 Результаты и обсуждение

2.3.1 Геометрические характеристики приливных хвостов

На рис. 9 показаны наблюдаемые распределения толщин приливных образований у близких и далеких галактик с относительно длинными (/ > 10 кпк) хвостами. Оба распределения схожи и они демонстрируют пики наблюдаемых сжатий при к/1 « 0.15. Как видно на рисунке, встречаются как очень тонкие (/г// < 0.1), так и относительно широкие (к/1 > 0.2) хвосты.

На рис. 10а показаны распределения длин хвостов в выборках близких галактик КРС и ББЗЗ. Распределения сходны и они показывают глобальные максимумы при I « 20 кпк. На рис. 10Ь изображено аналогичное распределение для далеких галактик в сравнении с суммарным (КРСН-ЗОБЯ) распределением для близких. На этом рисунке видно различие двух распределений -у далеких галактик максимум приходится на I « 10 кпк и, кроме того, среди далеких галактик относительно реже встречаются длинные (I > 30 кпк)

VI

Рис. 9: Распределение относительных толщин (к/1) хвостов для близких (штриховая линия) и далеких (непрерывная линия) галактик с I > 10 кпк.

приливные образования.

Делать из этих данных вывод об эволюции длин хвостов с г несколько преждевременно, поскольку статистика длин приливных структур далеких галактик несомненно искажена наблюдательной селекцией. Важнейшие селекционные факторы - это космологическое ослабление поверхностной яркости (эффект Толмена) и влияние /с-поправки, приводящие к быстрому падению яркости с ростом При измерениях длин хвостов в пределах фиксированной изофоты мы будем получать систематически все более короткие структуры по мере увеличения красного смещения.

Чтобы хотя бы частично избежать влияния этих эффектов, мы рассмотрели относительную длину хвоста, выраженную в диаметрах главного тела галактики (б(). Этот диаметр измерялся одновременно с измерением длины хвоста и он соответствует примерно тому же уровню яркости. Космологическое ослабление яркости и /с-поправка должны уменьшать измеряемый угловой

40

20

0

I I I | I I I | I I I | I I I | I I I | I I I

(а) :

ч

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Яссер Хассан Мохамед Мохамед

Основные результаты и выводы, полученные в работе:

1. Составлена новая выборка галактик с приливными структурами и галактик типа М51 в 5 глубоких полях Космического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS). В ходе работы просмотрены изображения нескольких десятков тысяч галактик, из которых в католог включено около тысячи. Полученный материал представляет собой самые большие из доступных в настоящее время в литературе выборки взаимодействующих галактик среди далеких объектов.

2. Измерены геометрические характеристики приливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактик (длина, ширина, параметр формы - D2/D1), измерены поверхностные яркости. Оказалось, что визуально выделяемые приливные структуры, в среднем, представляют собой однородный класс объектов, который при данной светимости галактики можно охарактеризовать типичными значениями линейной и угловой длины, поверхностной яркости, полной светимости.

Показано, что положение взаимодействующих галактик на плоскости "светимость галактики (Ь) - длина приливного хвоста (7)" может быть объяснено простой геометрической моделью, причем верхняя огибающая наблюдаемого распределения имеет вид I ос ^/Ь.

Наблюдаемая длина хвостов далеких галактик оказалась, в среднем, меньше, чем у близких. Причиной этого, вероятно, является трудно формализуемое сочетание эффектов селекции и реальной эволюции свойств галактик.

3. Проведён статистический анализ взаимодействующих галактик. На основе большой выборки далеких галактик с приливными хвостами и галактик типа М 51 мы оценили эволюцию пространственных плотностей объектов этих типов до £ = 0.7. Оказалось, что их наблюдаемые плотности увеличиваются с красным смещением примерно как (1 + г)2,6.

На 2 = 0.7 темп слияний, приводящий к формированию протяженных приливных хвостов, составляет ^0.1 на одну галактику ярче М(В) = — 18т за миллиард лет. Соответствующий темп слияний для галактик типа М 51 примерно в 2-3 раза меньше.

За последние 6-7 млрд. лет, то есть при г < 0.7, примерно треть галактик с М(В) < — 18т должны были испытать сильные гравитационные возмущения и слияния, <^1/10-1/5 галактик поглотили близкие спутники с Ь8/Ьт « 0.1 — 0.2.

Было также показано, что оценки темпа слияний галактик сильно зависят от принимаемой шкалы времени, в течение которой они выглядят пекулярными (£„). Например, учет возможной зависимости от красного смещения (с ростом £ время отождествления приливных структур сокращается) может увеличить приведенные выше величины темпов слияний в несколько раз.

Автор выражает глубокую благодарность своему научному руководителю В.П. Решетникову за руководство работой, ценные советы при выполнении и постоянное внимание.

Автор также хотел бы выразить свою глубокую признательность всем тем, кто прямо или косвенно оказывал помощь и поддержку автору во время выполнения настоящей диссертации.

Наконец, неоценимая помощь и поддержка были оказаны автору со стороны его жены и сыновей, родителей, сестер, братьев и других родственников.

Заключение

В настоящей работе было проведено исследование двух типов объектов -галактик с приливными структурами и галактик типа М 51 в глубоких полях Космического телескопа Хаббл, представлены результаты изучения глобальной фотометрической структуры, характеристик прлиливных структур и галактик М51 в составе сильно взаимодействующих галактик. Это исследование включало в себя несколько этапов, и по его результатам был получен новый материал, который существенно дополняет данные, уже имеющиеся в литературе по галактикам с приливными структурами и галактикам типа М51, а также сделано несколько предварительных выводов, касающихся различных особенностей и природы этих объектов.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Яссер Хассан Мохамед Мохамед, 2012 год

Список литературы

[1] Abraham, R.G., Galaxy interactions at low and high redshifts (Eds Barnes J.E., Sanders D.B.), 1998, Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., P.ll.

[2] Агекян Т.А., Теория вероятностей для астрономов и физиков, 1974, М.: Наука.

[3] Arp Н., Atlas of Peculiar Galaxies, 1966, Pasadena: California Inst. Technology.

[4] Arp H., Madore B.F., A catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations, 1987, Cambridge: Cambridge Univ. Press.

[5] Balestra I., Mainieri V., Popesso P. et al., Astron. Astrophys., 2010, V.512, P.12.

[6] Barnes J., Hernquist L., Nature, 1992, V.360, P.715.

[7] Baugh C.M., Efstathiou G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1993, V.265, P.145.

[8] Bicker J., Fritze-v. Alvensleben U., Möller C.S., Fricke K.J., Astron. Astrophys., 2004, V.413, P.37.

[9] Bridge C.R., Appleton P.N., Conselice C.J. et al, Astrophys. J., 2007, V.659, P.931.

[10] Bridge C.R., Carlberg R.G., Sullivan M., Astrophys. J., 2010, V.709, P.1067.

[11] Casertano S., de Mello D., Dickinson M. et al., Astron. J., 2000, V.120, P.2747.

[12] Cluton-Brock M., Astrophys. Sp. Sci., 1972a, V.16, P.101.

[13] Cluton-Brock M., Astrophys. Sp. Sci., 1972b, V.17, P.292.

[14] Сое D., Benitez N., Sanchez S.F. et al., Astron. J., 2006, V.132, P.926.

[15] Colina L., Lipari S., Maccheto F., Astrophys. J., 1991, V.382, P.63.

[16] Conselice Ch.J., Bershady M.A., Dickinson M., Papovich C., Astron. J., 2003, V.126, P.1183.

[17] Conselice Ch.J., Yang C., Bluck A.F.L., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2009, V.394, P.1956.

[18] Dubinski J., Mihos J.Ch., Hernquist L., Astrophys. J., 1996, V.462, P.576.

[19] Dubinski J., Mihos J.Ch., Hernquist L., Astrophys. J., 1999, V.526, P.607.

[20] Due P.-A., 2011, arXiv: 1101.4834v2.

[21] Dutton A.A., van den Bosch F.C., Faber S.M. et al., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2011, V.410, P.1660.

[22] Elmegreen B.G., Kaufman M., Thomasson M., Astrophys. J., 1993, V.412, P.90.

[23] Elmegreen D.M., Elmegreen B.G., Ferguson Th., Mullan В., Astrophys. J., 2007, V.663, P.734.

[24] Eneev T.M., Kozlov N.N., Sunyaev R.A., Astron. Astrophys., 1973, V.22, P.41.

[25] Еремеева А.И., Вселенная Гершеля, 1966, M.: Наука.

[26] Fakhouri О., Ma Ch.-P., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2008, V.386, P.577.

[27] Fernández-Soto A., Lanzetta K.M., Yahil A., Astrophys. J., 1999, V.513, P.34.

[28] Gabasch A., Bender R., Seitz S. et al, Astron. Astrophys., 2004, V.421, P.41.

[29] Glazebrook K., Verma A., Boyle B. et al, Astron. J., 2006, V.131, P.2383.

[30] Hibbard J.E., Ph.D.thesis, 1995, Columbia University.

[31] Hibbard J.E., Vacca W.D., Astron. J., 1997, V.114, P.1741.

[32] Kampczyk P., Lilly S.J., Carollo C.M. et al, Astrophys. J. Suppl. Ser., 2007, V.172, P.329.

[33] Караченцев И.Д., Теребиж В.Ю., Астрофизика, 1968, Т.4, С.443.

[34] Караченцев И.Д., Двойные галактики, 1987, М.: Наука.

[35] Kartaltepe J.S., Sanders D.B., Scoville N.Z. et al, Astrophys. J. Suppl. Ser., 2007, V.172, P.320.

[36] Keel W.C., Kennicutt R.C., Hummel E., van der Hulst J.M., Astron. J., 1985, V.90, P.708.

[37] Kitzbichler M.G., White S.D.M., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2008, V.391, P. 1489.

[38] Klimanov S.A., Reshetnikov V.P., Astron. Astrophys., 2001, V.378, P.428.

[39] Климанов С.А., Астрофизика, 2003, T.46, С. 191.

[40] Козлов Н.Н., Сюняев Р.А., Энеев Т.М., Доклады Академии Наук, 1972, Т.204, С.579.

[41] Lavery R.J., Remijan A., Charmandaris V. et al., Astrophys. J., 2004, V.612, P.679.

[42] Le Févre 0., Abraham R., Lilly S.J. et al, Mon. Not. Roy. Astron. Soc.,

2000, V.311, P.565.

[43] López-Sanjuan C., Balcells M., Garcia-Dabó C.E. et al, Astrophys. J., 2009a, V.694, P.643.

[44] López-Sanjuan C., Balcells M., Pérez-González P.G. et al., Astron. Astrophys., 2009b, V.501, P.505.

[45] López-Sanjuan C., Le Févre O., de Ravel L. et al., Astron. Astrophys., 2011, V.530, P.20.

[46] Lotz J.M., Davis M., Faber S.M. et al, Astrophys. J., 2008, V.672, P.177.

[47] Lotz J.M., Jonsson P., Cox T.J., Primack J.R., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2010, V.404, P.575.

[48] McCracken H.J., Radovich M., Bertin E. et al, Astron. Astrophys., 2003, V.410, P.17.

[49] Metcalfe N., Shanks T., Campos A. et al, Mon. Not. Roy. Astron. Soc.,

2001, V.323, P.795.

[50] Mihos J.Ch., Astrophys. J., 1995, V.438, P.75.

[51] Mihos J.Ch., Dubinski J., Hernquist L., Astrophys. J., 1998, V.494, P.183.

[52] Miller S.H., Bundy K., Sullivan M. et al, Astrophys. J., in press 2011, arXiv:1102.3911vl.

[53] Mirabel I.F., Lutz D., Maza J., Astron. Astrophys., 1991, V.243, P.367.

[54] Miskolczi A., Bomans D.J., Dettmar R.-J., Astron. Astrophys., in press 2011, arXiv:1102.2905vl.

[55] Mo H., van den Bosch F., White S.D.M., Galaxy formation and evolution,

2010, Cambridge University Press.

[56] Мохамед Я.Х., Решетников В.П., Астрофизика, 2011, Т.54, С.181.

[57] Мохамед Я.Х., Решетников В.П., Сотникова Н.Я., Письма в Астрой, жури., 2011, Т.37, N.10. С.730.

[58] Nair Р.В., Abraham R.G., Astrophys. J. Suppl. Ser., 2010, V.186, P.427.

[59] Norberg P., Cole Sh., Baugh C.M. et al., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 2002, V.336, P.907.

[60] Pfleiderer J., Siedentopf Я., Z. Astrophys., 1961, V.51, P.201.

[61] Pfleiderer J., Z. Astrophys., 1963, V.58, P.12.

[62] de Ravel L., Kampczyk P., Le Fèvre 0. et al, Astron. Astrophys., in press

2011, arXiV:1104.5470vl.

[63] Reshetnikov V.P., Astron. Astrophys., 1997, V.321, P.749.

[64] Решетников В.П., Письма в Астрой, журн., 1998, Т.24, С.189.

[65] Решетников В.П., Письма в Астрон. журн., 2000а, Т.26, С.83.

[66] Reshetnikov V.P., Astron. Astrophys., 2000b, V.353, P.92.

[67] Reshetnikov V.P., Sotnikova N.Ya., Astron. Astrophys. Trans., 2001, V.20, P.lll.

[68] Решетников В.П., Климанов С.А., Письма в Астрой, жури., 2003, Т.29, С.488.

[69] Решетников В.П., Успехи Физ. Наук, 2005, Т.175, С.1163.

[70] Решетников В.П., Деттмар Р.-Ю., Письма в Астрой, журн., 2007, Т.ЗЗ, С.255.

[71] Sawicki М., Мallen-Ornelas G., Astron. J., 2003, V.126, P. 1208.

[72] Sehombert J.M., Wallin J.F., Struck-Marceil C., Astron. J., 1990, V.99, P.497.

[73] Schweizer F., Astrophys. J., 1982, V.252, P.455.

[74] Сотникова Н.Я., Решетников В.П., Известия Российской Академии Наук, 1998а, Т.62, С.1757.

[75] Сотникова Н.Я., Решетников В.П., Письма в Астрон. журн., 19986, Т.24, С.97.

[76] Springel V., White S.D.M., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1999, V.307, P.162.

[77] Toomre AToomre J., Astrophys. J., 1972, V.178, P.623.

[78] Toomre A., Evolution of galaxies and stellar populations (Eds Tinsley B.M., Larson R.B.), 1977, New Haven: University Observatory.

[79] Vanzella E., Cristiani S., Arnouts S. et al, Astron. Astrophys., 2002, V.396, P.847.

[80] Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 1957, Т.34, С.8.

[81] Воронцов-Вельяминов Б.А., Атлас и каталог 356 взаимодействующих галактик, 1959, М.: МГУ.

[82] Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрой, журн., 1975а, Т.52, С.491.

[83] Воронцов-Вельяминов Б.А., Астрон. журн., 19756, Т.52, С.692.

[84] Vorontsov-Velyaminov В.A., Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 1977, V.28, P.l.

[85] White S.D.M., Rees M.J., Мои. Not. Roy. Astron. Soc., 1978, V.183, P.341.

[86] Williams R.E., Blacker В., Dickinson M. et al, Astron. J., 1996, V.112, P.1335.

[87] Williams R.E., Baum S., Bergeron I.E. et al., Astron. J., 2000, V.120, P.2735.

[88] Wolf C., Meisenheimer K., Kleinheinrich M. et al., Astron. Astrophys., 2004, V.421, P.913.

[89] Wright A.E., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1972, V.157, P.309.

[90] Yabushita S., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1971, V.153, P.97.

[91] Засов А.В., Астрофизика, 1968, T.4, C.427.

[92] Zepf S.E., Koo D.C., Astrophys. J., 1989, V.337, P.34.

[93] http://hubble.nasa.gov

[94] http://hubblesite.org

[95] http://www.spacetelescope.org

[96] http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html

[97] http://www.stsci.edu/ftp/science/hdfsouth/hdfs.html

[98] http://www.stsci.edu/hst/udf

[99] http://www.stsci.edu/science/goods

[100] http://archive.stsci.edu/prepds/gems

[101] http://nedwww.ipac.caltech.edu

[102] http://www.sdss.org

[103] http://archive.stsci.edu/cgi-bin/dss_form