Диссертация (1145359), страница 32
Текст из файла (страница 32)
ФП помогает понятьпроцессы, которые привели к формированию эллиптических галактик, и установить ограничения на их эволюцию. ФП можно использовать для независимыхот закона Хаббла оценок расстояний до галактик и т.д.Что касается последнего, то тут нужно быть осторожными.
Окружениегалактик может влиять на их свойства и смещать их положение на ФП. Таким образом, вопрос о том, как галактика должна сдвигаться в пространстве(re , µe , σ0 ) в результате взаимодействия с другими галактиками, имеет важноезначение.В работе [255] для выборки эллиптических галактик в компактных группахисследовалась зависимость ФП от окружения. Центральные дисперсии скоростей эллиптических галактик в компактных группах оказались на 20% ниже,чем для галактик в другом окружении (в скоплениях и в поле).
В работе [256]этот вопрос был пересмотрен с использованием более однородного наблюдательного материала. Не было обнаружено никаких существенных различий междуэллиптическими галактиками в компактных группах и сопоставими по светимости галактиками в другом окружении.В работе [257] методом Монте-Карло проводилось моделирования эволюции эллиптических галактик в ядре очень богатого скопления. Предполагалось,что выполняется вириальное соотношение и сохраняются профили поверхностной яркости и плотности галактик. Любые изменения в галактике, вызванныевзаимодействием, но удовлетворяющие сделанным предположениям, лежали впределах ФП для эллиптических галактик даже при больших изменениях отношения M/L. Угол между построенной плоскостью и наблюдаемой ФП дляэллиптических галактик был меньше 15◦ . Таким образом, если галактика лежала в пределах ФП, то она там и оставалась, несмотря на взаимодействие.206В работе [258] было обнаружено, что эллиптические галактики в скоплениях образуют ФП, немного отличную от ФП для галактик поля.
Однако, согласноработе [259], эта разница объясняется ошибками в оценках поглощения пыльюили в оценках расстояний (а не внутренними различиями в составе звездногонаселения эллиптических галактик в разном окружении). Нет четких доказательств, что нуль-пункт, наклон или разброс ФП зависят от пространственногоокружения (см. обсуждение в работе [259]).Ниже приводятся результаты исследования возможного влияния сильноговзаимодействия галактик ранних типов с последующим их слиянием на общиехарактеристики галактик и их место на ФП.Фундаментальная Плоскость для взаимодействующих исливающихся галактикРассматривалось несколько выборок галактик.
На рис. 3.29 представленазависимость Фабер–Джексона для Е/S0 галактик, взятых из следующих каталогов. 1. Каталог Воронцова-Вельяминова VV [260] или Арпа (Arp [261]); 28галактик, обозначены звездочками. 2. Каталог CPG [262] или каталог двойныхсистем TURNER [263]. 3. Каталог компактных групп Хиксона HCG [264] (обозначены кружками). Общее число галактик — 94.Значения σ0 брались из следующих источников и баз данных: Hypercat,CRAL Observatoire de Lyon (www-obs.univlyon1.fr/hypercat), [265], [266], [267].Видимые звездные величины mB взяты из базы NED4 .
Звездные величины mBбыли исправлены за поглощение в Галактике согласно данным NED. При переходе от видимых звездных величин к абсолютным MB использовались значениягелиоцентрических лучевых скоростей галактик согласно NED и по стандартной методике вводилась поправка за счет движения Солнца. Постоянная ХабблаH0 = 75 км с−1 Мпк−1 .4 База астрономических данных NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) функционирует под руководством Jet Propulsion Laboratory, CalTech в соответствие с контрактом с NASA207Рис.
3.29. Соотношение Фабер–Джексона для 94 взаимодействующих E/S0 галактик.Штриховая линия на рис. 3.29 показывает среднее соотношение для 594E/S0 галактик [268]: LB ∝ σ03.3 . Наклон и разброс данных (σ(log σ0 ) = 0.15) длявзаимодействующих галактик такие же, как для нормальных E/S0 галактик.Треугольниками на рис.
3.29 представлены характеристики 14 объектов —остатков слияния двух дисковых галактик [269]. Видно, что слившиеся объектыследуют той той же зависимости, что и галактики ранних типов, но немногосмещены относительно них (∼ 0.m 6) в сторону больших светимостей. Ромб показывает средние значения (±1σ ) для 9 ярких в ИК диапазоне галактик совспышкой звездообразования [270]. Все эти галактики находятся на той илииной стадии слияния. Сливающиеся галактики со вспышкой звездообразования значительно ярче (на ∼ 2m ) нормальных галактик. Можно ожидать, чтоостатки слияний дисковых галактик и сливающиеся галактики (“мержеры”) совспышкой звездообразования будут эволюционировать в сторону нормальныхэллиптических галактик на ФП.На рис. 3.30 сравнивается положение на ФП взаимодействующих E/S0галактик, принадлежащих каталогам VV и Arp (крестики), и относительно208изолированных галактик (точки).
Данные в фотометрической полосе rG взяты из работы [250], в фильтре B — из работы [271]. Здесь использовалосьH0 = 100 км с−1 Мпк−1 . Рассматривалась проекция ФП в виде: log re ∝log σ0 + 0.26hµie (наиболее часто используемая комбинация параметров). Разброс ФП для взаимодействующих галактик (σ(log re ) = 0.09 в полосе B иσ(log re ) = 0.14 в полосе rG ) такой же (или даже меньше), как и для невзаимодействующих объектов (σ(log re ) = 0.19 в фильтре B и σ(log re ) = 0.15 вфильтре rG ).Рис. 3.30. Фундаментальная плоскость для взаимодействующих E/S0 галактик.Из проведенного анализа можно сделать следующий вывод: пространственное окружение сильно взаимодействующих E/S0 галактик не влияет (или оказывает незначительное влияние) на ФП.
Единственное различие можно наблюдатьдля формирующихся (молодых) эллиптических галактик — они значительно ярче (при фиксированном значении σ0 ) вследствие вспышки звездообразования.Численное моделирование взаимодействия эллиптических галактикДля проверки сделанных эмпирических выводов было проведено численное моделирование тесных сближений двух эллиптических галактик.209При моделировании динамической эволюции сферически-симметричныхгалактик мы использовали алгоритм TREE [59] и пакет NEMO [58]. Использовался только монопольный член в разложении потенциала, параметр θ, отвечающий за точность вычисления силы, был взят равным 0.7.Рассмотривалось поведение только звездной составляющей.
Число частиц,используемых в численных экспериментах, варьировалось от N = 20 000 доN = 50 000 на одну галактику. В этом случае удалось существенно подавитьэффекты численной парной релаксации и проследить эволюцию сливающихсягалактик на масштабах времени до t ≈ 0.5 × 109 лет. Шаг интегрирования былвзят равным dt = 106 лет. Длина сглаживания потенциала ε выбиралась < 0.1от среднего расстояния между частицами при их однородном распределении.Сталкивающиеся галактики представлялись двумя моделями. Одна из них— сферически-симметричная сфера Пламмера (1.26) (стр. 37) с параметрамиMpl — полная масса модели, apl — масштаб распределения вещества. В некоторых экспериментах мы использовали сферу Хернквиста (1.27) (стр.
37) с параметрами Mhr — полная масса модели, ahr — масштаб распределения вещества.Обе модели имеют аналитические функции для фазовой плотности и являютсяравновесными и устойчивыми.Результаты представлены в следующей системе единиц: гравитационнаяпостоянная G = 1, масса галактики M = Mpl = Mhr = 1, полная энергиямодели E = −1/4 (E = −3πGM2 /64apl и apl = 3π/16 для сферы Пламмера;E = −GM2 /12ahr и ahr = 1/3 для сферы Хернквиста).
Масштабируя эти единицы к физическим параметрам типичной эллиптической галактики, например,M = 1011 M , r1/2 = 3 кпк (радиус сферы, содержащий половину массы), получаем для сферы Пламмера r1/2 ≈ 1.31apl , для сферы Хернквиста r1/2 ≈ 2.41ahr .При этом единицы расстояния, времени и скорости будут 3.73 кпк, 10.3 млн. лети 345.3 км/с, соответственно.Первоначально галактики разносились на расстояние rini = 37.3 кпк, аотносительная скорость между ними варьировалась в промежутке vini = 77.3 −210Рис.
3.31. Тесное столкновение двух одинаковых сфер Пламмера для нескольких моментоввремени: 0, 2, 6, 14, 28, 30, 32, 34, 40.103.6 км/с.Результатом взаимодействия было либо медленное тесное сближение и последующее слияние (наименьшее расстояние в ходе первого сближения составляло 5.2 кпк), либо быстрый далекий пролет без слияния (в этом случае минимальное расстояние между галактиками было 10.3 кпк).На рис. 3.31 приведены результаты моделирования тесного сближения галактик.
Показано начальное положение галактик (t = 0), положение галактик211Рис. 3.32. Изоденсы двух сталкивающихся сфер Пламмера для нескольких моментов времени: 0, 6, 14, 28, 30, 32, 34, 40.вблизи первого слияния (t = 30), незадолго до финального слияния (t = 34)и состояние слияния (t = 40). Изоденсы двух взаимодействующих сфер Пламмера приведены на рис. 3.32. Изменения в морфологии галактик становятся212Рис. 3.33. Эволюция характеристик двух модельных галактик (сплошные и незакрашенныеромбы) во время тесного сближения Верхние графики: —- сферы Пламмера, нижние — сферыХернквиста. Крестики — две слившиеся сферы Пламмера, сплошная линия — изолированныемодели.заметны лишь на заключительных этапах столкновения (t = 30 − 34).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
