Диссертация (1145359), страница 35
Текст из файла (страница 35)
Malin 1 находится в области относительно низкой плотности галактик, чтотипично для LSB галактик.4. Мы обсудили возможное происхождение особенностей структуры Malin 1на периферии за счет лобового столкновения с массивной галактикой (механизм, предложенный в работе [286]). Имеющиеся данные не противоречат этому сценарию (мы даже нашли галактику, с которой могла столкнуться галактика Malin 1 — SDSS J123708.91+142253.2), но, чтобы доказать это, необходимы более подробные расчеты и новые наблюдательныеданные.2263.3.3.
Происхождение подсистем галактики NGC 7217Результаты этого раздела опубликованы в статье [24].Спектральные наблюдения галактики NGC 7217 и сделанные из них на основе динамических аргументов выводы о структуре подсистем этой галактикибыли представлены в разделе 2.1.2. Здесь мы приведем соображения о происхождении этих подсистем.Внутренний полярный дискНа рис. 3.38 представлены данные по кинематике и параметрам эмиссионных линий в центральной области NGC 7217 вдоль малой оси, полученные изанализа звездного населения путем моделирования остаточных спектров, т.е.данные анализировались после вычитания из наблюдаемого спектра модельного. В ядерной области в дополнение к водородным и кислородным линиямхорошо выделяется дублет [Ni]. Кинематика по линии [Oiii] согласуется либо с наличием вращающегося диска, либо с истечением вещества из центра,которое может быть вызвано активным ядром.
Было измерено отношение интенсивностей линий (см. нижний график на рис. 3.38). Затем для диагностикибыла использована базаITERA[291], содержащая коллекцию моделей эмисси-онных линий для различных механизмов возбуждения. Диагностика показала,что чрезвычайно высокое отношение log([Ni]/Hβ) > 0 при умеренном отношении log([Oiii]/Hβ) ≈ 0.45 говорит либо об ударной ионизации при солнечнойили околосолнечной металличности межзвездного газа, либо о наличии активного ядра с очень высокой металличностью (> +0.3 dex).
Учитывая очень умеренную металличность звездного населения в центральной области NGC 7217,последняя возможность практически исключается. Таким образом, в NGC 7217,вероятно, наблюдается внутренний полярный диск, что подтверждается снимком с космического телескопа Хаббла в узком фильтре вблизи Hα+[NII]λ6583(рис.
3.39). На рис. 3.39 цветное изображение внешнего диска скомбинировано227из снимков в полосах F 450W , F 606W и F 814W спектрографа WFPC2, а изображение полярного диска в линии Hα со спектрографа ASC в полосе F 658N сиспользованием алгоритма из работы [292].Рис. 3.38. Два верхних графика — лучевые скорости и дисперсии скоростей вдоль малой осив центральной области NGC 7217. Два нижних графика — потоки в эмиссионных линиях илогарифм отношения интенсивностей ([Oiii]/Hβ — голубые треугольники, [Ni]/Hβ — зеленыеквадраты).Согласно работе [293], NGC 7217 изолированная галактика, она не принадлежит ни к каким группам и не имеет спутников. Тем не менее в работах [107, 294] было заподозрено присутствие контрвращающегося звездного компонента в центральной области NGC 7217.
Более того, теперь внутренний по-228Рис. 3.39. Внутренний полярный диск в NGC 7217 по наблюдениям с телескопа Хаббла.Сильно наклоненная газовая структура видна в центре как полярный диск. Внешний дискрасположен почти плашмя с большой осью, идущей горизонтально.лярный диск из газа виден и на прямых снимках. Следовательно, в прошломнеизбежно должны были быть аккреция или слияние с небольшим спутником.Если предположить, что звездное население центральных областей галактикистарое, то имело место вертикальное падение спутника, богатого газом.
Тогдаполярный диск NGC 7217 в окрестности 0.3 кпк от центра может быть остатком газового спутника, сохранившего свой угловой момент. Близким аналогомтакого события является разрушение карликовой галактики в Стрелеце приливными силами со стороны нашей Галактики. Это разрушение сопровождаетсяраспределением вещества спутника вдоль полярной орбиты. Полярные орбиты, как известно, устойчивы, следовательно, газ в ядре NGC 7217 не можетупасть в центр, что объясняет отсутствие подпитки звездообразования в центре NGC 7217 и старое звездное население.Вертикальноепадениеспутникаспособновозбудитьволнусжа-тия/разрежения, бегущую по диску и создающую систему колец звездообразования [295].
Моделирование галактики Carthweel [286] показало, чтоспустя 1.5 млрд. лет после падения спутника первоначально сформировавшиесярезко очерченные звездные кольца, расширяясь в течение 1 млрд. лет, образуют229структуру, напоминающую протяженный звездный диск низкой поверхностнойяркости.
Двухярусный экспоненциальный звездный диск NGC 7217 мог быбыть построен за счет такого слияния. Тем не менее, по-прежнему нужентрехосносный потенциал, чтобы получить контрвращающийся компонент вцентре галактики, если мы рассматриваем только одно слияние. В трехосномпотенциале полярный диск изгибается во внешних частях так, что его вращение в основной плоскости звезд становится противоположным вращениюзвездам [296].
Сжимаясь, этот газ может подпитывать звездообразовательнуюактивность, оставляя после себя контрвращающийся звездный диск. Трехосныйпотенциал объясняет и систему долгоживущих резонансных колец, потому чтостолкновительные кольца являются короткоживущими. По нашим данныммы не можем отличить трехосное темное гало от протяженного звездногосфероида низкой поверхностной яркости (см. обсуждение в работе [106]).Взаимодействие галактики со спутникамиМоделирование вертикального падения спутника, производящего кольцевые структуры, показывает, что вертикальные колебания звезд диска, возбуждаемые спутником, приводят с его сильному утолщению [288]. Вероятно именноэтот эффект мы наблюдаем во внешнем диске NGC 7217. Небольшая толщинавнутреннего диска может быть объяснена высокой плотностью звезд, увеличившейся после слияния с контрвращающимся компонентом, а также наличиемзначительного количества молекулярного газа [119].
Так, например, в очень похожей на NGC 7217 знаменитой галактике Cartwheel, структура которой объясняется вертикальным падением спутника, молекулярный газ концентрируется вцентральных областях, а нейтральный водород собран во внешнем кольце [297]Можно предположить и другое объяснение внутренней структуры диска.Он мог быть образован из вещества небольшого спутник после его полного разрушения [298]. Этот новый внутренний диск может быть старше внешнего, еслизвезды спутника были изначально старше.
Внутренний диск может быть дина-230мически холодным, поскольку его вещество просто распределилось по круговойорбите. Однако такой сценарий требует столкновения почти в плоскости основной галактики, что не ведет к значительному вертикальному разогреву диска.Большая толщина внешнего диска и наличие внутреннего полярного диска вNGC 7217 заставляют нас предпочесть столкновение при больших углах наклона.Для сценария слияния с маленьким спутником при вертикальном его падении требуется, чтобы это событие произошло давно.
Галактике нужно время,чтобы преобразовать контрвращающийся газ в звезды со средним возрастом5 млрд. лет в компактном внутреннем звездном диске с высокой плотностью.Тогда текущее звездообразование во внешнем диске с участием низкометалличного газа не имеет отношения к этому событию и к столкновительному происхождению колец.
Звездообразование во внешнем диске могло быть стимулировано позже за счет падения газа из приливного хвоста назад на галактику.Такой механизм может объяснить наличие неровностей и филаментов в распределении Hi по краю кольца NGC 7217 [116]. При этом звездообразование вгазовом кольце низкой плотности, который должен быть гравитационно устойчив, может быть связано с ударной волной.Мы проанализировали результаты TreeSPH моделирования среднего пространственного разрешения (0.2 кпк) из базы GalMer5 [299], которые воспроизводят процесс слияния галактик с небольшими спутниками (minor mergers).Доступные модели включают взаимодействие гигантской линзовидной галактики (‘gS0’) без газа с карликовой галактикой, имеющей массу в 10 раз меньше,чем S0. Морфология карликовых галактик охватывает всю последовательностьХаббла — от невращающихся эллиптических галактик (‘dE0’) до дисков безбалджа (‘dSd’).
Здесь мы рассмотрим только gS0–dSd слияния, так как в такой конфигурации присутствует наибольшее количество газа. Наклон плоскости орбиты к плоскостям вращения двух взаимодействующих галактик — 33◦5 http://galmer.obspm.fr/231для гигантской S0 галактики и 130◦ для dSd галактики. Два набора численныхэкспериментов включают взаимодействия на прямой и ретроградной орбитахс различными начальными орбитальными моментами и энергией движения (вобщей сложности 24 эксперимента). Время эволюции 3 млрд.
лет.В звездном диске gS0 всегда формируется бар. Морфология продуктовслияния меняется довольно сильно, но все слившиеся объекты можно разделитьна два класса на основе взаимной ориентации углового момента падающегоспутника и орбитального углового момента.Все ретроградные столкновения приводят к образованию в gS0 галактикахсильно наклоненных колец со звездобразованием радиусом ≈ 1 кпк. Плоскостькольца ортогональна плоскости начальной орбиты, т.е. его наклон к плоскостидиска gS0 60◦ . Кольцо расположено внутри яркого S0 балджа, и его вклад вобщую светимость (и, следовательно, в звездную кинематику, получамемую изспектров) в центральной области галактики незначителен (см.
левое изображение на рис. 3.40, на котором четко видны признаки внутреннего полярногокольца, расположенного “ребром”). Тем не менее, оно сразу же распознается покинематике газа (см. правое изображение на рис. 3.40), так как это единственная структура со значительным содержанием газа. Хотя отношение масс 1:10довольно высоко, ни один из ретроградных спутников не приводит к значительному разогреву и утолщению S0 диска.Ситуация полностью отличается для прямых пролетов. В этом случае дискgS0 всегда нагревается и значительно утолщается, а иногда и полностью разрушается. Газ и новообразованные звезды из падающего спутника образуюткрупномасштабный диск, который вращается в том же направлении, что и галактика gS0, в ее основной плоскости.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
