Диссертация (1145359), страница 34
Текст из файла (страница 34)
3.36 взято из архива телескопа Хаббла. Самая слабая изофота соответствует 22.m 3/00 , изофоты отделеныдруг от друга фактором 1.5. Отношение главных осей изофот b/a = 0.76 ± 0.07,позиционный угол большой оси PA= 79◦ ± 3◦ , ее размер около 300 или 4.5 кпк.Распределение поверхностной яркости для Malin 1B выглядит типично дляспиральных галактик ранних типов (рис.
3.36). В рамках двухкомпонентноймодели найдено отношение светимости балджа к светимости диска ≈ 1. Этозначение также типично для галактик S0–Sa (например, [282]).Светимость Malin 1B внутри изофоты µ(I) = 23m /00 составляет примерноодну десятую от светимости Malin 1 в пределах той же изофоты. Полная светимость спутника MI ≈ −20 или MV ≈ −18.7 (в предположении V − I = 1.3, чтотипично для S0 галактики).Наблюдаемая центральная дисперсия скоростей Malin 1B σ0 = 97 ±20 км/с, а параметры галактики удовлетворяют соотношению Фабер–Джексона.Отношение Vmax /σ0 > 0.7 типично для дисковых галактик, поддерживаемых в равновесии за счет вращения, как это следует, например, из диагности-219Рис.
3.36. Вверху: карта изофот Malin 1B в фильтреI . Ориентация объекта такая же, как нарис. 3.34. Внизу: фотометрический профиль Malin 1B вдоль видимой большой оси (кружки).Сплошная линия — профиль для модели девокулеровский балдж+экспоненциальный диск.ческой (v/σ − ε) диаграммы Бини–Корменди (см., например, [99]).14◦ 190 43.00 914◦ 190 49.00 4017.6 (g)24775 ± 10δ(2000)Проекционное расстояние от Malin 1Видимая величинаГелиоцентрическая скорость∗ (км/с)[276][283][274]24755 ± 1024705, 2474524750 ± 10Лучевая скорость, полученная через cz .196 ± 15[279][20][277]24784 ± 15SDSS[278]24907 ± 27[20]SDSS24767 ± 465 ± 1624840 ± 1218.6 (g)SDSSЦентральная дисперсия скоростей (км/с) 192 ± 13∗14◦ 220 53.00 312h 37m 08.s 9224819 ± 6524800 ± 1712h 36m 58.s 8912h 36m 59.s 36α(2000)SDSS J123708.91+142253.2 Ссылка9 arcsec (14 кпк) 3.0 855 (350 кпк)Malin 1BMalin 1ПараметрТаблица 3.5.
Основные характеристики галактик220221Malin 1 как взаимодействующая галактикаРис. 3.37 показывает пространственное окружение Malin 1. На рисунке накартинную плоскость спроецирован диапазон склонений 13.◦ 1 6 β(2000) 6 15.◦ 6.Видно, что галактика находится в области относительно низкой плотности, ближе к концу удлиненной структуры, которая, по-видимому, является филаментом крупномасштабной структуры галактик.
Таким образом, Malin 1 попадаетв область, типичную для LSB галактик. Например, в работах [284, 285] былсделан вывод, что LSB галактики имеют тенденцию к расположению на краяхфиламентов. Этот вывод подкрепляет идею, что LSB галактики образовалисьв пустотах крупномасштабной структуры и не испытывали сильных взаимодействий с другими галактиками, поскольку первичные флуктуации низкой поверхностной плотности могут выжить только в таком окружении. Если это так,то в дальнейшем галактика должна была мигрировать к краю филамента засчет гравитационного притяжения.Рис.
3.37. Распределение галактик в пределах прямого восхождения(сверху вниз) и красного смещенияz 6 0.15160◦ 6 α(2000) 6 220◦в участке вблизи полюса по данным NED.Положение Malin 1 обозначено красной стрелкой.Существует и другая точка зрения на происхождение LSB галактик. Неко-222торые авторы увидели связь между гигантскими LSB галактиками и кольцевыми галактиками, образовавшимися в результате лобового столкновения с массивной галактикой (например, [286]). Протяженные диффузные оболочки могуттакже образовываться при слиянии дисковой галактики и эллиптической.Столкновительный сценарий очень привлекателен, потому что Malin 1 имеет нормальный внутренний звездный диск и нормальный балдж [279]. Более того, его протяженные звездный и газовый диски можно рассматривать как столкновительные кольца на поздней стадии их эволюции.
В работе [286] была представлена модель, которая в целом соответствует глобальной фотометрическойструктуре Malin 1. К сожалению, эта модель требует столкновения с галактикой сравнимой массы. Галактика Malin 1B слишком маленькая и недостаточномассивная, чтобы быть причиной формирования протяженной кольцеобразнойструктуры. Она могла быть более массивной изначально, а затем потерять вещество при приливном взаимодействии с Malin 1. Но положение и относительнаяскорость Malin 1B поддерживают скорее предположение о замкнутой орбите,а не о быстром пролете, который обычно предполагается в столкновительномсценарии образования кольцевых галактик [287–289].Тем не менее, взаимодействие с Malin 1B может возбудить однорукавныйспиральный узор в Malin 1, который был у нее недавно выявлен [275].
Наличие такой структуры часто рассматривается как результат взаимодействия соспутником на ретроградной орбите [290].Взаимодействие с Malin 1B может также приводить к появлению двухрукавной спиральной структуру и бара во внутреннем диске Malin 1. Внутренняяспиральная структура четко видна на изображении в фильтре I с телескопаХаббла (рисунки 1 и 2 в работе [279]), а бар легко выявляется при анализе распределения поверхностной яркости Malin 1 (рисунок 3 в работе [279]). Но дляподдержки столкновительного сценария [286] нужен более массивный компаньон.Ближайшей к Malin 1 яркой галактикой с известным красным смещением223является галактика SDSS J123708.91+142253.2 с гелиоцентрической скоростьюVhel = 24907 ± 27 км/с (таблица 3.5). Галактика находится на проецируемомрасстоянии 3.0 855 или 350 кпк от Malin 1 и имеет видимую звездную величинуg(SDSS) = 18.6.
Разница скоростей между ней и Malin 1 довольно маленькая —132 ± 29 км/с.Мы можем использовать параметры столкновительной модели из работы [286], чтобы проверить, могла ли галактика SDSS J123708.91+142253.2 столкнуться в лоб с Malin 1. Отношение оптической светимости Malin 1 к светимостиобсуждаемой галактики примерно 1/2.5 в полосе g , что находится в согласиисо столкновительным сценарием.Столкновительная модель [286] предполагает удар под углом ∼ 14◦ относительно оси вращения галактики-мишени (Malin 1 в нашем случае).
Согласно [275], угол наклона звездного диска Malin 1 ∼ 45◦ . Тогда направление движения налетающей галактики будет иметь угол наклона к лучу зрения междуθ ∼ 30◦ и θ ∼ 60◦ . Для дальнейших оценок выберем наибольшее значение угла.В работе [286] для налетающей галактики были выбраны следующие значенияначального положения и скорости (по отношению к центру масс галактикимишени) rini ≈ 33 кпк и vini ≈ 900 км/с, соответственно. Это дает лучевую скорость налетающей галактики v = vini cos θprini /r ∼ 130 км/с на проекционномрасстоянии rproj = r sin θ = 350 кпк. Обе оценки означают, что налетающей галактике понадобился 1 млрд.
лет (t ≈ 23 r/v ), чтобы долететь сюда, при условиималенького прицельного параметра и быстрого пролета, как предполагается всценарии [286].Наша простая оценка скорости для налетающей галактики находится всогласии с данными, полученными из наблюдений и представленными выше.Кроме того, текущее положение галактики SDSS J123708.91+142253.2 поддерживает вывод о том, что столкновение произошло примерно 1 млрд. лет назад,что также соответствует модели [286]. Но этот сценарий имеет один серьезныйнедостаток.224Модель [286] предсказывает сильные некруговые движения, которые могут быть связаны со скоростью расширения образовавшегося кольца и/или падением части вытянутого из галактики вещества назад. Амплитуду некруговыхдвижений можно определить количественно как отношения радиальной скорости газа к тангенциальной.
В столкновительной модели во внешней областигалактики (∼ 70–80 кпк от центра) радиальные скорости должны быть сравнимы с тангенциальными (рисунок 12 в работе [286]). Однако анализ данных Hiговорит о том, что возможные радиальные движения меньше (см. [278]).
Крометого, наблюдаемое азимутальное распределение некруговых движений оказывается сложнее, чем в простой схеме падения/расширения вещества в численноймодели.Таким образом, структура Malin 1 оказалась более сложной, чем это предсказывает модель [286], и реальный сценарий должен включать два события: текущее взаимодействие с маломассивным спутником Malin 1B и возможное сильное лобовое столкновение с массивной галактикой (SDSS J123708.91+142253.2).Мы не отвергаем столкновительную модель для Malin 1, но она, безусловно,нуждается в уточнении. При этом необходимы новые наблюдательные данные.ВыводыПредставлены результаты спектральных наблюдений галактики Malin 1 иее впервые обнаруженного спутника Malin 1B. Основные выводы проведенногоисследования сводятся к следующему.1. В настоящее время Malin 1 находится в процессе слияния с относительномаленькой галактикой-спутником.
Эта галактика расположена на проекционном расстоянии 14 кпк от Malin 1 и имеет небольшую относительнуюскорость (∆Vrel = 65 км/с).2. Взаимодействие со спутником может быть причиной основных морфологических особенностей в центральной части Malin 1. Спутник может возбуж-225дать внутреннюю двухрукавную спираль и бар (рис. 3.34). Кроме того, соспутником может быть связан однорукавный спиральный узор в дискеMalin 1 (см. рисунок 4 в работе [275]).3.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
