Диссертация (1145359), страница 30
Текст из файла (страница 30)
Если считать хвост дугой окружности, то величина k для дуги в 180градусов равна 0.5.При анализе объектов выборки KPG были использованы голубые изображения из DSS, для объектов из работы [237] были взяты данные в полосе g(λeff = 4686 Å). Характеристики галактик из глубоких полей определялись вфильтрах F814W (HDF-N, HDF-S), F775W (HUDF) и F850LP для GOODS иGEMS (при красном смещении z ∼ 1 эти фильтры примерно соответствуютполосе B в системе отсчета, связанной с галактикой).Для проверки природы предполагаемых приливных хвостов, выделенныху слабых далеких галактик, была выполнена их апертурная фотометрия внескольких точках вдоль приливных образований. Средняя поверхностная яркость хвостов, пересчитанная в полосу B в системе отсчета, связанной с галактикой, (hµB i = 24.7 ± 1.1(σ)) оказалась близка к типичным значениям дляприливных структур локальных галактик (например, [48, 239].Для всех рассмотренных далеких галактик доступны оценки красных сме-192Рис.
3.22. Определение величинD1иD2для приливных хвостов на примере контрастногоизображения из DSS близкой сливающейся системы NGC 2623:начало и конец приливного хвоста,D2D1— отрезок, соединяющий— перпендикуляр, проведенный из середины этогоотрезка до хвоста.щений и видимые звездные величины [240–246], что позволило найти светимости галактик.
Среднее красное смещение составленной выборки далеких взаимодействующих галактик составляет hzi = 0.65 ± 0.31(σ).Результаты и обсуждениеГЕОМЕТРИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ПРИЛИВНЫХХВОСТОВНа рис. 3.23 показаны наблюдаемые распределения толщин при-ливных образований у близких и далеких галактик с относительно длинными(l ≥ 10 кпк) хвостами. Оба распределения схожи и они демонстрируют пикинаблюдаемых сжатий при h/l ≈ 0.15. Как видно на рисунке, встречаются какочень тонкие (h/l ≤ 0.1), так и относительно широкие (h/l ≥ 0.2) хвосты.На рис. 3.24.а показаны распределения длин хвостов в выборках близкихгалактик KPG и SDSS.
Распределения сходны и они показывают глобальныемаксимумы при l ≈ 20 кпк. На рис. 3.24.б изображено аналогичное распреде-193Рис. 3.23. Распределение относительных толщин (h/l ) хвостов для близких (штриховая линия) и далеких (непрерывная линия) галактик сl ≥ 10кпк.ление для далеких галактик в сравнении с суммарным (KPG+SDSS) распределением для близких. На этом рисунке видно различие двух распределений —у далеких галактик максимум приходится на l ≈ 10 кпк и, кроме того, средидалеких галактик относительно реже встречаются длинные (l > 30 кпк) приливные образования. Делать из этих данных вывод об эволюции длин хвостов сz несколько преждевременно, поскольку статистика длин приливных структурдалеких галактик несомненно искажена наблюдательной селекцией.
Важнейшие селекционные факторы — это космологическое ослабление поверхностнойяркости (эффект Толмена) и влияние k -поправки, приводящие к быстрому падению яркости с ростом z . При измерениях длин хвостов в пределах фиксированной изофоты мы будем получать систематически все более короткие структурыпо мере увеличения красного смещения.Чтобы хотя бы частично избежать влияния этих эффектов, мы рассмотрели относительную длину хвоста, выраженную в диаметрах главного тела галактики (d). Этот диаметр измерялся одновременно с измерением длины хвоста и194он соответствует примерно тому же уровню яркости. Космологическое ослабление яркости и k -поправка должны уменьшать измеряемый угловой размергалактики и поэтому отношение длины хвоста к диаметру основной галактики в меньшей мере подвержено влиянию этих эффектов. На рис.
3.24.в показаны наблюдаемые распределения относительных длин хвостов для выборокблизких галактик. Эти распределения сходны и они демонстрируют пики приl/d ≈ 1.5–2. На рис. 3.24.г изображено распределение относительных длин хвостов далеких галактик в сравнении с суммарным распределением для близких.На этом рисунке видно, что значимого различия двух распределений нет — удалеких галактик, как и у близких, относительная длина приливных хвостовпоказывает максимум при l/d ≈ 1.5–2 (соответствующие медианные значения— 1.99 и 1.80).Рис. 3.24.
Распределения абсолютных (а,б) и относительных (в,г) длин приливных хвостовблизких и далеких галактик; (а,в) — непрерывная линия — данные для галактик из выборки SDSS, штриховая — из выборки KPG; (б,г) — непрерывная линия — далекие объекты,штриховая — близкие (выборки KPG+SDSS).Зависимости относительной (l/d) от линейной (l) длины хвоста для близких и далеких галактик, изображенные на рис. 3.25, заметно различаются. Ра-195неев работе [247] была рассмотрена плоскость l/d–l для пары десятков далеких(из полей GEMS и GOODS) и близких галактик с протяженными приливными структурами.
Они нашли, что хвосты близких галактик в 2.7 раз длиннеехвостов далеких. Наши данные подтверждают этот результат — как видно нарис. 3.25, при фиксированном значении l/d хвосты близких галактик заметно (в среднем, в 2.6 раза) длиннее. Столь хорошее количественное согласиерезультатов, полученных по выборкам, различающимся в несколько десятковраз, примечательно, хотя, возможно, отчасти случайно.Наблюдаемое различие линейных длин приливных структур по крайнеймере частично может быть связано с эффектами селекции. С другой стороныоно может отражать реально наблюдаемую эволюцию размеров спиральных галактик и, как следствие, размеров их приливных образований (см.
обсуждениев п. Заключение на стр. 201).Рис. 3.25. Близкие (ромбы) и далекие (черные точки) галактики на плоскостиl–l/d. Непре-рывная прямая — линейная регрессия для далеких галактик, штриховая — для близких.Чтобы согласовать наклоны этих зависимостей, длины хвостов (l ) далеких галактик надоувеличить в 2.6 раза.196ЗАВИСИМОСТЬМЕЖДУДЛИНОЙ ХВОСТАСВЕТИМОСТЬЮГАЛАКТИКИИЗависимость между абсолютной звездной величинойгалактики и длиной приливного хвоста изображена на рис.
3.26. Интерес к этойзависимости связан с тем, что она может опосредованно отражать ожидаемуюиз теоретических соображений связь между протяженностью хвостов и глобальной динамической структурой галактик [159, 160, 214, 215].Рис. 3.26. Зависимость между полной светимостью галактики и длиной ее хвоста. Ромбы —данные для близких галактик; черные точки — для далеких. Штриховая линия — зависимостьl∝√L(см.
текст).Образование приливного хвоста является чисто энергетическим эффектом. Звезды на периферии диска должны получить энергию, достаточную дляперемещения в гравитационном потенциале на расстояние, равное длине хвоста.Эффективность передачи энергии связана с двумя конкурирующими факторами — временем взаимодействия галактик и возмущающей силой. Оба зависятот распределения массы, в первую очередь в темном гало, или от градиентапотенциала. Яркие галактики, по-видимому, обладают в среднем массивнымитемными гало. В этом случае действие возмущающей силы будет носить скорее197импульсный, а не резонансный характер. Это означает, что при взаимодействиитакие галактики будут образовывать менее протяженные хвосты.В случае маломассивных темных гало возникает другая трудность. Хотяприливные хвосты получаются весьма длинными, взаимодействующие галактики очень быстро сливаются.
Именно поэтому связь между массой темного галои длиной приливного хвоста оказывается неоднозначной. Следует также принимать во внимание, что протяженность приливного хвоста сильно зависит нетолько от глубины потенциальной ямы, но и от первоначального распределения видимого вещества (звезд и газа) в диске родительской галактике [4]. Если,например, считать, что приливные хвосты образуются в основном из газа, вкотором в последующем происходит вспышка звездообразования, то можно получить протяженные детали и при большой массе темного гало.Таким образом, однозначную связь между длиной приливного хвоста имассой темного гало, которая может быть связана с полной светимостью галактики, построить довольно трудно.
Гораздо проще попытаться найти непосредственную зависимость между светимостью галактики и длиной ее приливногохвоста в рамках какой-либо простой и легко формализуемой модели.Рассмотрим следующую геометрическую модель. Предположим, что в приливной хвост галактики уходит фиксированная доля массы галактики и что этовещество имеет то же самое отношение масса–светимость, что и сама галактика.Тогда поверхностная яркость хвоста будет определяться его светимостью, поделенной на площадь, которая в наших обозначениях равна β × l2 , где β = h/l.При фиксированных поверхностной яркости и относительной ширине хвостаотсюда можно сразу получить связь между полной светимостью галактики идлиной ее хвоста.
В цветовой полосе B эта связь имеет следующий вид:log l = −0.2 (Mtot + α) − 0.5 log β + 0.2 µtail − 7.31 ,(3.11)где длина хвоста l выражена в килопарсеках, Mtot — абсолютная звездная величина галактики в целом, α — разность абсолютных звездных величин хвоста198и галактики (например, если светимость хвоста составляет 10% светимости галактики в целом, то α = 2.m 5), β — относительная ширина хвоста, а µtail — егоповерхностная яркостьШтриховой линией на рис. 3.26 показана зависимость (3.11) (она имеет видl∝√L, где L — полная светимость галактики) при следующих значениях па-раметров: α = 1.m 75, то есть светимость приливной структуры составляет 20%полной светимости, β = 0.15 и µtail = 26m /00 .
Более широкие, более яркие иобладающие меньшей относительной светимостью хвосты должны лежать подэтой модельной зависимостью. Как видно на рисунке, простая геометрическаямодель достаточно хорошо описывает верхнюю огибающую реального распределения галактик. Это означает, что визуально выделяемые оптические приливные хвосты — относительно однородный класс объектов, который, конечно,в среднем, можно характеризовать фиксированной долей светимости главнойгалактики и характерными значениями толщины и поверхностной яркости.ПРОТЯЖЕННОСТЬ ПРИЛИВНЫХ ХВОСТОВ В УГЛОВОЙ МЕРЕФорму приливных хвостов, зачастую имеющих в проекции весьма замыс-ловатый вид, определить непросто.
В качестве первого приближения мы предположили, что хвосты являются дугами окружностей, видимыми под произвольными углами к лучу зрения. В этом случае наблюдаемое распределениевидимых сжатий дуг, то есть введенного нами ранее параметра k , будет зависеть от угловой меры дуг.Рассмотрим простейшую модель.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
