Диссертация (1145359), страница 33
Текст из файла (страница 33)
Некоторые реальные объекты очень похожи на модельные галактики на этих стадияхвзаимодействия, например NGC 1587/1588, NGC 7236/7237 [272].Для всех моделей мы отслеживали изменения центральной плотности (n— число частиц в сфере радиуса 0.2 в безразмерных единицах, или 0.75 кпк),“радиуса половинной массы” r1/2 и центральной дисперсии скоростей σ0 .
Придалеких сближениях эти параметры практически не изменялись. При близкихпролетах наиболее сильные изменения параметров наблюдались непосредственно перед финальным слиянием (на шкале времени ∆ t ≈ 5 ≈ 50 × 106 лет передслиянием) — рис.3.33. На рис.3.33 t = 0 соответствует начальной конфигурации,t = 30, 32 — первое прохождение перицентра, t = 34, 38 — время наибольшегорасхождения после перицентра и t ≈ 40, 49 — слияние (первое число относится213к сферам Пламмера, второе — к сферам Хернквиста, соответственно).Диапазон изменения параметров зависит от концентрации вещества вначальной модели. Более концентрированные сферы Хернквиста показывалименьшие изменения параметров, чем близкие к однородному распределениюсферы Пламмера (рис.
3.33).Амплитуда относительных изменений параметров для сферы Пламмера:δr1/2 ≈ 67%, δσ0 ≈ 17%; для сфера Хернквиста: δr1/2 ≈ 33%, δσ0 ≈ 6%.Эти изменения сравнимы с разбросом ФП (среднеквадратичный разброс∼ 0.1 − 0.15 dex). Отсюда следует вывод: даже медленные близкие пролетыс последующим слиянием не могут существенно увеличить наблюдаемый разброс ФП.
Кроме того, галактики демонстрируют большие изменения параметров только в очень короткий промежуток времени (∼ 107 − 108 лет) непосредственно перед слиянием.Следует отметить, что сфера Хернквиста показывает бо́льшие отклоненияпараметров от исходных значений (больше тех, что приведены выше) на самыхпоследних стадиях взаимодействия перед слиянием (t = 45 − 49) — рис. 3.33.Мы не обсуждаем эти изменения, поскольку они непродолжительны и их трудновыявить.Мы также рассмотрели столкновение двух галактик, обладающих темными гало. Каждая галактика состояла из сферической звездной составляющей(сфера Пламмера) и сферического темного гало (тоже сфера Пламмера). Масса темной материи была равна видимой массе внутри сферы, содержащей 95%массы звезд. Чтобы задать начальную равновесную модель звездной составляющей с изотропным распределением по скоростям, мы использовали уравнениеДжинса для определения равновесного профиля дисперсии скоростей звезд [65].Каждая галактика состояла из N = 40 000 частиц (N = 20 000 в звездной составляющей и N = 20 000 в гало).Добавление протяженного темного гало к каждой галактике делает эффект изменения параметров менее выраженным, чем в экспериментах без тем-214ного гало.
Амплитуды относительных изменений параметров для сферы Пламмера: δr1/2 ≈ 60%, δσ0 ≈ 25%; для сферы Пламмера с темным гало: δr1/2 ≈ 30%,δσ0 ≈ 15%.ВыводыПроведенные численные эксперименты и анализ наблюдательных данныхпоказали, что глобальные параметры галактик ранних типов устойчивы к сильным гравитационным возмущениям. Параметры ФП действительно изменяютсяво время близкого взаимодействия, но это происходит в течение очень короткого промежутка времени (∼ 107 − 108 лет) непосредственно перед финальнымслиянием. Более того, амплитуда этих изменений сопоставима с наблюдаемымразбросом ФП для эллиптических галактик. Вероятность того, что мы наблюдаем систему именно на этапе самого сильного взаимодействия, мала. Такимобразом, ФП остается по-прежнему хорошим методом определения расстояния,даже до скоплений, содержащих большое число взаимодействующих галактик(см., например, [273]).2153.3.2. Malin 1 как взаимодействующая галактикаРезультаты этого раздела опубликованы в статье [20].Malin 1 — одна из самых необычных галактик.
Она была обнаружена случайно в ходе систематического обзора области вблизи скопления в Деве, нацеленного на обнаружение галактик низкой поверхностной яркости (LSB) [274].По своим наблюдательным характеристикам Malin 1 является совершенно уникальным объектом.Протяженность звездного диска Malin 1 в V фильтре ≈ 6000 или ≈ 90 кпк(если принять расстояние DL = 366 Мпк и шкалу 1.51 кпк/00 согласно NED).Радиальный масштаб диска около 4500 или 68 кпк [274]. На глубоких снимках вфильтре R обнаруживается еще более протяженный диск, размером ≈ 80 arcsecили 120 кпк. Значение радиальной шкалы в этом фильтре несколько меньше— 33 arcsec или 50 кпк [275]. Таким образом, Malin 1 обладает самым большимзвездным диском среди известных спиральных галактик.
Диск имеет чрезвычайно низкую поверхностную яркость — экстраполированные значения для центра в двух полосах — µ0 (V ) ≈ 25.m 5/00 [274] и µ0 (R) ≈ 24.m 7/00 [275]. Несмотряна низкую поверхностную яркость, светимость Malin 1 высока из-за большихразмеров галактики: MV ≈ −22.m 9 [276].Malin 1 — одна из самых богатых газом галактик: M(Hi)≈ 7×1010 M [276]или ≈ 5 × 1010 M [277]. В Hi диске галактики наблюдаются довольно сильныенекруговые движения и значительный его изгиб [276, 278].Анализ изображения галактики с космического телескопа Хаббла в фильтре I показал, что Malin 1 имеет нормальный диск с баром и спиралями,окруженный протяженной диффузной оболочкой низкой поверхностной яркости [279].
В работе [280] на основании опубликованных фотометрических характеристик и Hi кинематики был получен возможный профиль плотности дляMalin 1. Был сделан вывод, что в центре галактики (в пределах ∼ 10 кпк) доминирует барионное вещество, а сама галактика имеет параметры, характерные216для нормальных галактик (за исключением гигантской диффузной оболочки).Недавно в работе [278] (см. также [281] представлены аналогичные результатына основе повторного анализа имеющихся в литературе данных по Hi. Модели [280] и [278] основаны на данных по Hi из работы [276].
Но эти данные имеютнизкое разрешение в области 15 кпк от центра, и никакой надежной кинематикив этой области до сих пор не было.Для исследования кинематики Malin 1 (по звездам) были проведены спектральные наблюдения на 6-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН. Моделирование этих данных еще только производится, но одинудивительный результат уже получен — открыта новая галактика Malin 1B, которая, по-видимому, взаимодействует с Malin 1.Спектральные наблюденияСпектральные данные для Malin 1 были получены на 6-м телескопе БТАСпециальной астрофизической обсерватории РАН 30-31 марта 2009 г.
При наблюдениях использовался фокальный редуктор SCORPIO [108] в режиме длинной щели (размер щели 60 × 100 со спектральным разрешением около 2.5Å вдиапазоне длин волн 5500–6550Å, что соответствует 5080–6050Å для неподвижной галактики. Щель проходила через ядро галактики под позиционным угломPA= 55◦ (см.
рис. 3.34). Масштаб вдоль щели 0.3500 /px. Длительность экспозиции 7200 с при атмосферном качестве изображения 200 . Детали наблюдений иподробности обработки данных можно найти в работе [20].Профили лучевых скоростей и дисперсии скоростей для звездной компоненты представлены на рис. 3.35. На расстоянии в r ≈ 900 от ядра Malin 1 щельпересекала ядро небольшой галактики (мы назвали ее Malin 1B). На рис. 3.35видно, что эта область выделяется кинематически: лучевые скорости имеютградиент, противоположный ходу кривой вращения основной галактики, хорошо заметен локальный пик на профиле дисперсии скоростей.217Рис.
3.34. Карта изофот центральной части Malin 1 в фильтреI(изображение было взято изархива телескопа Хаббла). Самая слабая изофота соответствуетны с шагом0.m 75/00 .23.m 7/00 ,изофоты проведе-Красными линиями показано положение щели (ширина100 ).Рис. 3.35. Вверху: профиль лучевых скоростей звезд, внизу: профиль дисперсии скоростейвдоль щели, установленной под позиционным углом PA= 235◦ .Штриховые линии — по-ложение фотометрического центра Malin 1, ядра Malin 1B и значения их систематическихскоростей.218Характеристики Malin 1По спектру были определены следующие параметры главной галактикиMalin 1: систематическая гелиоцентрическая скорость Vsys = 24775 ± 10 км/с,центральная дисперсия скоростей σ0 = 192 ± 13 км/с. Оба значения находятсяв хорошем согласии с ранее опубликованными результатами (таблица 3.5).Координаты галактики-спутника Malin 1B: α(2000) = 12h 36m 58.s 89 иδ(2000) = +14◦ 190 43.00 9.
Она расположена на расстоянии 9 arcsec к юго-западу отядра главной галактики (рис. 3.34). Систематическая лучевая скорость спутника Vsys = 24840 ± 12 км/с, разность скоростей с Malin 1 составляет 65 ± 16 км/с,проекционное расстояние — 14 кпк.Внешние изофоты Malin 1B немного искажены и вытянуты в направлениисеверо-северо-восток (рис. 3.36). Изображение на рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
