Диссертация (1145359), страница 27
Текст из файла (страница 27)
Эти значения типичны для ядерспиральных галактик, называемых ядрами типа Hii областей (Кенникат, Кил,Блаха, 1989).Как видно на рис. 3.17.в, значения эквивалентных ширин линии Hα длядвух околоядерных конденсаций превышают соответствующую величину дляядра галактики (например, для южной конденсации Wλ (Hα) достигает 100 Å).Отношение I([NII]λ6583)/I(Hα) в области конденсаций уменьшается до значений <0.5. По своему положению эти конденсации совпадают с выделенными воптическом диапазоне (см. п. Главная галактика на стр. 169) и могут представлять собой гигантские комплексы звездообразования, наблюдающиеся в дискахи околоядерных областях галактик [230].
Интересно, что локальные минимумыв распределении лучевых скоростей газа при r ≥ 300 (рис. 3.17.в) приходятсяна область конденсаций, что, вероятно, означает их кинематическую выделенность.174Приливной хвостЭмиссионные линии в приливном хвосте NGC 4676A про-слежены нами до r ≈ 9500 (40.5 кпк) от ядра галактики (рис. 3.17в,г). Наблюдаемый разброс лучевых скоростей очень велик и примерно в два раза превышаетнашу оценку точности измерения индивидуальных скоростей (±20–30 км/с). Винтервале расстояний r = 2000 –8000 от ядра галактики средняя систематическаяскорость хвоста составляет 6975 ± 67(σ) км/с. Следовательно, по отношениюк ядру хвост имеет систематическую скорость 295 ± 70 км/с.Представленная на рис.
3.17.в кривая вращения находится в согласии спервым подробным исследованием кинематики приливного хвоста [231]. В этойработе была найдена значительная дисперсия лучевых скоростей (правда, только во внутренней части хвоста) и очень большая (около 400 км/с) разница лучевых скоростей между ядром галактики и краем оптического хвоста. В работе [231] отмечалось, что наблюдающиеся в приливном хвосте большие скоростисоздают трудности для классической модели Мышек, построенной братьями Тумре [210].
Что касается данных, полученных в работах [228, 232], то согласие сними нельзя считать хорошим: приведенные в этих работах значения скоростипопадают на нижнюю огибающую кривой вращения на рис. 3.17.в и не показывают заметного разброса. Частично такое отличие может быть обусловленоразным положением щели спектрографа при наблюдениях.На рис. 3.17.г непрерывной линией показано распределение интенсивностилинии Hα вдоль хвоста (в относительных интенсивностях). Треугольниками нарисунке изображено распределение эквивалентной ширины линии Hα вдоль разреза (в логарифмической шкале).
В распределении Hα излучения имеется рядлокальных максимумов (конденсаций). Характерные размеры этих конденсаций составляют 300 –500 (1–2 кпк), абсолютные звездные величины в фильтре B :MB ≈ −14m ... − 15m , светимости в линии Hα порядка (0.5–1.0)×1039 эрг/с.По совокупности характеристик наблюдаемые в приливном хвосте NGC 4676Aконденсации можно отнести к гигантским комплексам Hii, подобным тем, чтонаблюдаются в дисках нормальных спиральных галактик. Однако, как бы-175ло отмечено в работе [223], они могут быть и результатом случайной проекции на луч зрения нескольких меньших Hii областей. Среднее отношениеI([NII]λ6583)/I(Hα) в хвосте типично для областей звездообразования и составляет 0.55 ± 0.18(σ).При интегрировании вдоль щели найдено, что Hα светимость хвоста в пределах r = 1500 –9000 от ядра галактики достигает 5 × 1039 эрг/с.
Это значениепочти в пять раз меньше величины полной светимости хвоста, приведенной в работе [223], что, возможно, обьясняется тем, что при наших наблюдениях в щельспектрографа попала лишь небольшая часть относительно широкого хвоста.По светимости в линии Hα мы оценили скорость звездообразования в пределахисследованного участка хвоста (оценка сделана по формуле из работы [233],которая составила ≈ 10−9 M /год/пк2 . Эта величина характерна для дисковнормальных спиральных галактик [234]; с учетом внутреннего поглощения вхвосте реальный темп звездообразования может быть заметно выше.КакследуетизпроведенногоанализаосновныххарактеристикNGC 4676A, главная галактика представляет собой спиральную галактику раннего типа Sa–Sb. Наблюдаемые особенности ее структуры — отсутствиеясно выраженного балджа (рис.
3.17.а), необычно красные интегральныепоказатели цвета, сильный градиент показателей цвета от центра к периферии(рис. 3.17.б), пекулярное поле скоростей (рис. 3.17.в) — могут быть обьяснены условиями ее видимости (галактика видна практически “с ребра”), атакже сильным гравитационным взаимодействием с NGC 4676B. Гигантскийприливной хвост галактики также виден под очень большим углом к лучузрения.
Это обстоятельство затрудняет интерпретацию его характеристик. Посовокупности наблюдательных параметров — показателям цвета (рис. 3.17.б),содержанию нейтрального и молекулярного водорода (табл. 3.4), светимости влинии Hα, наличию Hii областей, темпу звездообразования — хвост напоминаетдиски спиральных галактик поздних типов (Sc и позднее). Крупномасштабноезвездообразование в хвосте NGC 4676A делает эту галактику уникальной176лабораторией для исследования звездообразования в нестандартных — внегалактических дисков — условиях.Численное моделирование системыКИНЕМАТИКА ХВОСТАКлассическая модельНаличие нового, практически уникального, матери-ала о лучевых скоростях в далеких областях приливного хвоста позволяет поставить вопрос об адекватности классической модели Мышек полученным наблюдательным данным.Численная модель Мышек была впервые построена братьями Тумре [210]на основе метода пробных частиц (в дальнейшем эту модель будем обозначатькак ТТ), а затем пересмотрена в работе [232] (обозначение модели — МБР),в которой решалась самосогласованная задача N -тел.
Рассматривался пролетдисковых галактик одинаковой массы по вытянутой эллиптической орбите сэксцентриситетом e = 0.6 (rper = 25 кпк (ТТ), rper = 11.6 кпк (МБР)). Первоначальная ориентация дисков галактик описывалась двумя углами i и ω , где i —угол между двумя векторами — углового и орбитального моментов, а ω — уголмежду линией узлов орбиты и направлением на перицентр, отсчитываемый отвосходящего узла орбиты (см. рисунок 6 в работе [210]). При 0◦ ≤ i < 90◦ вращение галактики и ее движение по орбите происходит в одном и том же направлении, а при 90◦ ≤ i < 180◦ — эти направления противоположны. Следующиевеличины углов были выбраны как наиболее подходящие: i1 = 15◦ , i2 = 60◦ ,ω1 = ω2 = −90◦ (индекс “1” относится к главному компоненту Мышек).
Морфология моделируемой системы сильно зависела от условий ее наблюдения истадии взаимодействия галактик. Получаемая картинка в наибольшей степенибыла похожа на реальное изображение, если галактики рассматривались со стороны апоцентра под небольшим углом (10◦ ) к орбитальной плоскости в момент,соответствующий времени t = 608.6 млн. лет (ТТ) и t = 180 млн. лет (МБР)177после прохождения перицентра.Главный итог численных экспериментов братьев Тумре [210] — определение набора параметров пролета, начальной конфигурации системы и положениягалактик относительно наблюдателя, при которых достигалось наилучшее морфологическое согласие между численной моделью и наблюдениями. Вопрос осоответствии модели кинематическим данным в этой работе не ставился вообще.
В работе [232] модель ТТ была несколько модифицирована. Предполагалось, что каждая галактика состоит из двух компонент — диска и сферическойсоставляющей, — с суммарной массой (8.6 × 1010 M ) близкой к массе светящегося вещества (∼ 8 × 1010 M ).
Рассматривался более тесный, нежелив модели ТТ, пролет и более ранняя стадия взаимодействия. Было построенораспределение лучевой скорости вдоль воображаемой щели, проходящей черезхвост главной галактики. Значения скорости по отношению к центру галактикив самых внутренних областях хвоста (< 20 кпк от центра), для которых имелась возможность сравнения с наблюдениями, не превосходили 140 км/с и непоказывали заметного разброса.
Между тем, как следует для другой системыиз последовательности Тумре [218] — NGC 7252, — ее морфологические особенности хорошо воспроизводятся для широкого диапазона параметров пролета, иименно кинематика галактик должна давать наиболее сильные ограничения намодель [235].Для того чтобы сравнить распределение лучевой скорости в далеких областях хвоста, даваемое моделями ТТ и МБР, с полученными нами кинематическими данными, мы построили газодинамическую модель хвоста главногокомпонента системы на основе метода SPH. Обращение к газодинамическимрасчетам связано с двумя причинами: а) получаемые из наблюдений лучевыескорости отражают кинематику именно газовой составляющей хвоста; б) массагаза, вытянутого в приливной хвост значительна — 2.1×109 M (см. табл.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
