Диссертация (1145359), страница 13
Текст из файла (страница 13)
По своим динамическим характеристикам псевдобалджи должны напоминать диски. Однако принципиальнаяразница между дисками и балджами в их толщине: диски — тонкие и плоские,почти двумерные подсистемы, а балджи — толстые, существенно трехмерныеструктуры. Псевдобалджи, сформировавшиеся в ходе вековой эволюции галактики, могут иметь экспоненциальный профили яркости как у дисков [102], ноони отличаются от них большей толщиной.Если галактика наклонена к лучу зрения, то, анализируя ее фотометрический профиль, мы можем одновременно измерить эллиптичность ее изофоти найти радиус перехода от балджа к диску там, где эллиптичность изофот81перестает изменяться.
Для галактики, видимой почти плашмя, очень труднопровести различие между ее экспоненциальным псевдобалджем и диском, основываясь только на поведении изофот и не имея трехмерной динамическоймодели. Мы попытались построить такую динамическую модель, восстановив3D кинематику для галактики NGC 7217, для которой до сих пор не было согласия о структуре и происхождении ее подсистем.2.1.1. Структура и кинематика гигантской двухярусной галактикиNGC 7217NGC 7217 — гигантская спиральная галактика раннего типа, видимая почти плашмя. Расстояние до галактики было принято равным 18.4 Мпк (онооценивалась по соотношению Талли–Фишера в работе [103]).
Это соответствуетпространственной шкале 0.08 кпк/00 . NGC 7217 считается изолированной галактикой, но при этом она демонстрирует целый набор загадочных структур, которые могут быть лучше всего объяснены серией слияний с небольшими спутниками (minor mergers). Во-первых, галактика имеет три кольца звездообразования,в области 11, 33 и 75 arcsec [104], которые выглядят как резонансные структуры, требующие присутствия неосесимметричного потенциала [105].
При этом всамой галактике нет никакого бара. В работе [106] была предложена декомпозиция галактики на небольшой диск и протяженный трехосный балдж. В потенциале такого балджа возможно образование трех резонансных колец, которыебыли бы областями повышенной плотности газа, а значит и областями звездообразования. В работе [107] была сделана другая декомпозиция NGC 7217. Врезультате обнаружены две крупномасштабные подсистемы с экспоненциальными профилями поверхностной яркости и радиальными масштабами 12.500 (или1 кпк) для внутренней подсистемы и 35.800 (или около 3 кпк) для внешней.
Изофоты внутреннего компонента имеют бо́льшую эллиптичность, чем внешнего ипоэтому внутренний компонент может иметь овальную форму (и быть псевдобалджем), обеспечивая необходимую трехосность потенциала для образования82колец на резонансных радиусах. Чтобы выбрать между альтернативными трактовками структуры внутреннего компонента (диск или псевдобалдж), необходима динамическая модель галактики.Далее представлены результаты спектроскопии NGC 7217 с длинной щелью. Основной целью была диагностика двух крупномасштабных структур сэкспоненциальными профилями поверхностной яркости.
Внутренняя структура может быть как тонким диском, так и толстым псевдобалджем. Поскольку NGC 7217 видна почти плашмя, эллиптичность изофот является плохиминдикатором толщины подсистем. Тем не менее, восстановив профили дисперсии скоростей в трех направлениях, мы смогли оценить вертикальный масштабзвездных подсистем из динамических соображений и определить статус этихподсистем.2.1.2. НаблюденияСпектральные данные были получены на 6-м телескопе БТА Специальнойастрофизической обсерватории РАН. При наблюдениях использовался фокальный редуктор SCORPIO [108] в режиме длинной щели в диапазоне длин волн4800 < λ < 5500 Å. Диапазон содержит множество абсорбционных линий, чтодает информацию о звездной кинематике и составе звездного населения галактики.
Кроме того, туда паподает несколько эмиссионных линий, Hβ , [Oiii] и [Ni],что позволяет извлечь информацию о кинематике ионизованного газа, отношении интенсивностей линий и провести диагностику механизмов возбужденияионизованного газа.Размер щели 60 ×100 , масштаб вдоль щели 0.357 arcsec/px. Щель проходилачерез центр галактики вдоль большой оси под позиционным углом PA = 81◦ ивдоль малой оси под позиционным углом PA = 169◦ . Наблюдения для большойоси проводились 6 октября 2008 г.
Длительность экспозиции 82 мин. при атмосферном качестве изображения 1.700 . Наблюдения для малой оси были проведены 8 октября 2008 г. Длительность экспозиции 75 мин. при худшем атмосфер-83ном качестве изображения — 300 . Детали наблюдений и подробности обработкиданных можно найти в работе [24].2.1.3. Звездные населения и кинематика NGC 7217Параметры внутренней кинематики извездных населений NGC 7217 получались путем моделирования полученного спектра методомNBursts[109], вкотором используется сетка моделей звездных населений высокого разрешения(SSP)pegase.hr[110].
Детали моделирования можно найти в работе [24].возраст, млрд. летNGC 7217, SCORPIO10большая осьмалая ось10.2[Fe / H], dex0−0.2−0.4−0.6большая осьмалая ось−0.801020304050 60 70R, arcsec8090 100Рис. 2.1. Верхний график — профили среднего возраста звезд вдоль большой (PAмалой (PA= 169◦ )= 81◦ )иосей. Нижний график — профили металличности вдоль тех же осей.Полученные радиальные профили возрастов и металличности NGC 7217показаны на рис.
2.1. В работе [107] была проанализирована крупномасштабнаяструктура NGC 7217 и выявлены три подсистемы галактики: балдж, доминирующий в области 500 –1500 (0.4–1.2 кпк) и две подсистемы с экспоненциальнымраспределением поверхностной яркости, которые были интерпретированы как84звездные диски, что будет доказано ниже. Внутренняя и внешняя экспоненциальные подсистемы хорошо проявляются на профиле поверхностной яркостигалактики в области 2000 –5000 (1.6–4 кпк) и 6000 –11000 (4.8–8.8 кпк), соответственно. На рис.
2.1 и последующих рисунках вертикальными штриховыми линиямипоказаны условные границы балджа и внутреннего экспоненциального компонента, которые проведены на четырех радиальных масштабах каждой из подсистем.На профилях возрастов звездных населений NGC 7217, представленныхна рис. 2.1, видны некоторые особенности в тех областях, где доминируюттри обнаруженные подсистемы. В области балджа, который находится внутри околоядерного кольца звездообразования (R = 1000 –1200 ), средний возрастзвезд падает от 10–13 млрд.
лет в центре до 5 млрд. лет снаружи. Во внутренней экспоненциальной подсистеме возраст звезд остается почти постоянным и составляет около 5 млрд. лет; разброс возрастов в области между 2000 и5000 составляет 0.7 млрд. лет для профиля вдоль большой оси и 0.9 млрд. летдля профиля вдоль малой оси. Звезды во внешней экспоненциальной подсистеме (R = 60–110 arcsec) имеют промежуточные возрасты около 2–3 млрд. лет,тогда как в широком внешнем кольце звездобразования (R = 7000 –8000 ), возрастзвездного населения падает до 1 млрд. лет.
Удивительно то, что на всех переходных границах мы видим также резкое уменьшение металличности на примерно−0.65 dex, которое хорошо заметно на восточной стороне галактики, но едваобнаружимо на западной, что, вероятно, связано с морфологией и положениемотдельных областей звездообразования, пересекаемых щелью. Средняя металличность балджа близка к солнечной [Fe/H]=−0.06 dex, в то время как внешняяэкспоненциальная подсистема довольно бедна металлами ([Fe/H]=−0.45 dex)для такой массивной галактики. Звезды внутренней экспоненциальной подсистемы имеют среднюю металличность около −0.2 dex и заметный радиальныйградиент металличности около −0.3 dex на dex по радиусу.Следовательно, существование трех компонентов, найденных по фотомет-85рическим профилям [107], балджа и двух предположительно экспоненциальныхдисков, подтверждается анализом звездных населений.
В разделе 3.3.3 будетпредставлен эволюционный сценарий NGC 7217, в котором два диска могутиметь различное происхождение.200звездыHβOIIIаппроксимация150vr, км/с100500−50−100−150−200−100 −80 −60 −40 −200 20R, arcsec406080 100Рис. 2.2. Профили лучевых скоростей звезд и газа вдоль большой оси (PA=линии Oiii] представлены только для области81◦ ).Данные в|R| < 1000 .σlos , км/с15010050большая ось (PA = 81o)наблюденияаппроксимация0σlos , км/с15010050малая ось (PA =169o)наблюденияаппроксимация0−100 −80 −60 −40 −20 0 20R, arcsec406080 100Рис.
2.3. Верхний график — профиль дисперсии лучевых скоростей звезд вдоль большой оси(PA=81◦ );нижний график — та же величина, но для малой оси (PA= 169◦ ).86На рис. 2.2 представлены профили лучевых скоростей газа и звезд вдольбольшой оси (PA= 81◦ ) (фактически кривые вращения). Данные по эмиссии влинии Hβ присутствуют на всем протяжении галактики, где было возможно измерить звездную кинематику. В области R > 1000 эмиссия в линии [Oiii] гораздослабее, чем в линии Hβ . Скорости, полученные по этим двум линиям хорошосогласуются между собой, но данные по Hβ во внешней области имеют ошибкив четыре-пять раз меньшие.
Мы скомбинировали данные и построили кривуюлучевых скоростей газа (рис. 2.2) по [Oiii] в области < 1000 и по Hβ в области> 1000 . Оба профиля лучевых скоростей — и звездный, и газовый — имеют схожую форму, включая даже некоторые особенности, как, например, заметноепадение скорости на R ≈ 5000 . Профили симметричны, поэтому для динамического анализа, представленного в следующем разделе, мы перегнули их черезцентр галактики и усреднили значения скоростей с обеих сторон.
Скорости вращения газа (∼ 150 км/с) больше скоростей вращения звезд (∼ 120 км/с) почтина 30 км/с на всех радиусах, что является наблюдательным проявлением асимметричного сдвига. Различие остается почти постоянным в области между 1000 и7000 и указывает на одинаковый динамический статус внутренней и внешней экспоненциальных подсистем. Эти подсистемы являются, вероятно, дисками, нодостаточно высокое значение асимметричного сдвига означает, что они должны быть достаточно толстыми.На рис. 2.3 показаны наблюдаемые профили дисперсии лучевых скоростейзвезд вдоль большой и малой осей галактики NGC 7217.
Поскольку галактикавидна почти плашмя, вертикальная (σz ) компонента скорости диска дает основной вклад в наблюдаемую дисперсию скоростей. Тем не менее, существуетзаметная разница между данными вдоль большой и малой осей, что говорито заметном вкладе тангенциальной (σϕ ) и радиальной (σR ) составляющих вдисперсию лучевых скоростей вдоль обеих осей.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
