Диссертация (1149373), страница 26
Текст из файла (страница 26)
Его яркость преобладаетнад яркостью диска на расстояниях до 15′′ − 20′′ . Полная светимость балджав три раза меньше светимости диска. Изображения NGC 1167 демонстрируютзаметные кольцеобразные структуры или тонкий спиральный узор, происхождение которого не ясно. Предполагается, что эти особенности связаны с текущимзвездообразованием, однако в теле галактики отсутствуют голубые области, а136показатель цвета B − V в спиралях смещен в голубую область совсем незначительно (0.05m − 0.1m ). Согласно наблюдениям [82], в рассматриваемой галактикесодержится значительное количество нейтрального водорода с полной массойприблизительно 1.7 × 1010 M⊙ , который распределен в большой области диска.Наблюдения нейтрального водорода демонстрируют протяженную газовую кривую вращения, протянувшуюся на расстояние R > 200′′ больше 10экспоненциальных масштабов диска h. Звездная кривая вращения короче и измерена вплоть до расстояния R = 50′′ . Обе кривые вращения близки и имеютпохожие ошибки измерений 10 − 15 км/с.
Максимальное значение скорости идля газа, и для звезд очень большое и приблизительно равно 350–400 км/с. Максимальное значение скорости достигается на газовой кривой на расстоянии 110′′ ,а на звездной — на краю измеренного профиля около 50′′ . В центральных областях профили дисперсий скоростей вдоль луча зрения имеют схожий наклон длябольшой и малой осей, а также близкие значения и величины ошибок порядка20 км/с.
Это ведет к тому, что на расстояниях R ⩽ 20′′ наблюдательные данные плохо разделяются на два четких профиля. Профиль дисперсии скоростейвдоль большой оси σlos,maj по данным из [13] тянется почти до 60′′ и показываетбольшие значения дисперсии скоростей в центре порядка 200 км/с.NGC 3245 является изолированной галактикой с двумя дисками. Границамежду ярким внутренним и основным внешним дисками очень четкая и лежитна расстоянии R ≈ 15′′ − 20′′ . Для этой галактики не было найдено свидетельствналичия спиральной структуры, зон ионизированного водорода или областей активного звездообразования. NGC 3245 является сейфертовской галактикой сослабым ядром и компактным балджем, эффективный радиус которого в ИК диапазоне в работе [47] равен 15′′ .Звездная кривая вращения и профили дисперсий скоростей достаточносимметричны, но галактика обладает несколькими динамическими особенностями.
Звездная кривая вращения достигает максимума на расстоянии порядкаR ≈ 30′′ , после чего медленно убывает. Значения дисперсии скоростей в центреочень большие (сравнимы со значениями для NGC 1167, см. Рис. 1.1). Наблюдательные данные для дисперсий скоростей звезд вдоль луча зрения обладаютхорошим качеством и малыми ошибками, но отличие между профилями длябольшой и малой осей в центре значительное (|σlos,maj − σlos,min | ≈ 20 км/с), чтосвидетельствует о возможном смещении щели вдоль большой оси.137NGC 4150 обладает низкой поверхностной яркостью и экспоненциальнымфотометрическим профилем. Данных по газовой кривой вращения нет. Звезднаякривая вращения становится постоянной на расстояниях R > 20′′ и демонстрирует максимальную скорость vφ ≈ 100 км/с.
Данные для дисперсий скоростейочень зашумлены и обладают наибольшими ошибками среди всех данных длягалактик выборки. В дополнение к указанному, данные для большой оси содержат большое количество нереалистичных значений около нуля, что требуетдополнительной процедуры очистки. Отметим также, что оценки расстояния доNGC 4150 сильно разнятся и варьируются от 10 Мпк в [194] до 20 Мпк в [195].138Приложение БОписание галактик в Главе 2NGC 338 подробно описана в [34]. Галактика типа Sa или Sab, находящаяся под большим наклоном к лучу зрения в 64◦ . Оценки расстояния составляют65 − 75 Мпк.
В диске галактики виден плотный спиральный узор, а в центре— пылевая полоса.Кинематика описана в Приложении А. Галактика сильно асимметрична,что отчетливо проявляется на кривой вращения. Асимметрия также проявляетсяв распределении HI, хоть и не столь ярко выражена [82]. Количество атомарногогаза в NGC 338 превышает 1010 M⊙ , наибольшие значения поверхностной плотности ΣHI составляют 11 M⊙ пк−2 . Профиль ΣH2 строился по данным работы[105], в которой общая масса молекулярного водорода оценена в 6.2 × 109 M⊙ .Области звездообразования, видимые вдоль спиральных рукавов в виде голубых областей, наблюдаются вплоть до видимой границы галактики, удаленнойна 60′′ от ее центра.NGC 1167 является очень яркой галактикой раннего типа S0, наклоненной на 36◦ [82] к лучу зрения и удаленной на расстояние в 67 Мпк.
В дискенаблюдаются туго закрученные очень слабые и тонкие спиральные ветви. Фотометрический профиль хорошо разделяется на диск и балдж. Спектр NGC 1167показывает широкие эмиссионные линии в центре, галактика классифицируется как сейфертовская.Кинематика галактики описана в Приложении А.
Значения дисперсии скоростей вдоль большой оси сравнивались со значениями на карте дисперсий изобзора CALIFA ([98]) и показали хорошее согласие.Профиль ΣHI из работ [82, 95] демонстрирует максимальные значенияплотности около 2 M⊙ пк−2 в районе газового кольца на расстоянии 60′′ от центра.
При этом общее количество атомарного газа в галактике довольно великои превышает 1010 M⊙ . Данные о наличии молекулярного водорода были найдены из наблюдений в линии CO ([106]), поверхностная плотность в центреΣH2 (0) ≈ 0.5M⊙ пк−2 . В работе отмечается, что маловероятно наличие эмиссии в линиях CO за пределами 7.8 кпк. Общая масса H2 в галактике в 10 разменьше чем атомарного водорода.139На изображениях SDSS не заметно сколько-нибудь протяженных голубыхобластей. В работе [79] по данным обзора CALIFA с помощью специальногометода удалось измерить и закартографировать спиралеподобный узор с текущим звездообразованием поверхностной яркости µr ≈ 25m /⊓⊔′′ , максимальноудаленный на 40′′ от центра.
В работе также удалось совместить полученныеконтуры с данными Hα и обосновать, что подобное звездообразование не является следствием слияния со спутником. Оценки темпа звездообразования дляэтой галактики составляет 0.3 M⊙ /год ([79]).NGC 2985 регулярная спиральная галактика раннего типа Sab с несколькими рукавами и наклоном в 37◦ [11]. Во внешней части видна массивнаяспираль, опоясывающая галактику.
Эта спираль на расстоянии 70′′ от центрагалактики формирует псевдокольцо и проявляется в виде «горба» в фотометрических данных [46, 86]. Изображение NGC 2985 отсутствует в SDSS, поэтомубыли использованы изображения Digitized Sky Survey (DSS) и Hubble SpaceTelescope (HST). По данным обзора AINUR ([196]), галактика имеет центральное газовое кольцо радиусом 50 пк.По всему диску галактики присутствует большое количество обособленных голубых узлов звездообразования, особенно хорошо видных на изображении HST и в линии Hα [109].
Газ распределен равномерно, величинаповерхностной плотности HI равна 4 M⊙ пк−2 и постоянна вплоть до границы внешней спирали, после которой равномерно уменьшается. Поверхностныеплотности молекулярного газа 17 M⊙ пк−2 , протяженность профиля составила90′′ .Профили дисперсий скоростей вдоль большой оси были найдены в трехисточниках [8, 11, 100].
Данные из работы [8] имеют большие ошибки. Все трипрофиля σlos,maj согласуются друг с другом, за исключением особенности околоR ≈ 25′′ . Самая далекая наблюдательная точка в работе [11] расположена на расстоянии 100′′ от центра галактики. Значения кривой вращения почти постояннывплоть до 250′′ и равны 240 км/с.NGC 3898 имеет морфологический тип SA(s)ab и большой наклон, величина оценки которого варьируется в пределах 50◦ − 70◦ из-за сложности учетавклада яркого балджа. Диск галактики содержит слабые туго закрученные спирали.
Расстояние до галактики составляет 18.9 Мпк [82].140Профили дисперсий скоростей вдоль большой оси σlos,maj из [11, 100, 197]согласуются между собой за исключением выброса из трех точек в [100], и показывают большое значение в центре равное 250 км/с. Наиболее протяженныйпрофиль [11] протянут до 70′′ . Газовые кривые вращения по данным WSRT HI[82] и по Hα [85] согласуются между собой в центральной области.
Криваявращения имеет локальный максимум на расстоянии 100′′ от центра и локальный минимум на 150′′ , после которого возвращается до предыдущего уровня в250 км/с.Поверхностная плотность атомарного водорода ΣHI достигает максимальных значений около 3 M⊙ пк−2 на расстоянии 60′′ , после чего на протяженииследующих 100′′ остается постоянной на вдвое меньшем уровне ([82]). Профиль поверхностной плотности молекулярного водорода строится на основе COданных из [107] (часть 1) с использованием переводного коэффициента XCO ,равного среднему по Галактике. Приведена оценка общей массы молекулярноговодорода 1.9 × 108 M⊙ , что в 15 − 20 раз меньше суммарной массы атомарного водорода в галактике.
Звездообразование в галактике хорошо трассируетсяHα наблюдениями [109, 197], которые показывают большое количество очаговрождения новых звезд, плотно расположенных по всему диску вплоть до расстояний 70′′ , а также на далекой внешней спирали.NGC 4258 (М106) является близкой (7.8 Мпк) сейфертовской галактикойII типа, морфологического типа SABb, имеющей сильный наклон 60◦ − 70◦и большое количество особенностей в своей структуре. В центральном регионе располагается бар, пылевая полоса, несоосный внутренний диск ([198,199]). Центральная область галактики размером 200′′ содержит также две тугозакрученные спирали, которые иногда относят к балджу [47].
Балдж тяжело отделяется от диска и иногда классифицируется как псевдобалдж [47]. Внешнийдиск представлен двумя ассиметричными спиралями, которые тянутся достаточно далеко (согласно [200] r25 ≈ 9′ ). NGC 4258 также известна своимианомальными протяженными рукавами, видимыми в рентгеновских полосах ивыходящими из плоскости диска, которые могут быть связаны с джетами изгалактического ядра [201] или с выбросами газа под действием бара [202].
Галактика также входит в скопление с 20 членами, среди которых она являетсясамой яркой [203].Профиль дисперсии скоростей σlos,maj , найденный в [99], меняется мало впределах 80-120 км/с и протянут до 50′′ . Кривая вращения по HI из [89] позволяет141проследить только внешние области на расстоянии больше 100′′ от центра галактики, для анализа внутреннего диска была использована кривая по CO даннымиз работы [91]. Полученная кривая вращения убывает после своего максимумадо 250′′ , после чего начинает опять возрастать.Галактика содержит большое количество газа [90], оцениваемое в1011 M⊙ . Центральное значение поверхностной плотности молекулярногогаза, полученного из анализа линии молекулы CO в обзоре BIMA, превышает 100 M⊙ пк−2 и с увеличением расстояния до центра остается выше10 M⊙ пк−2 вплоть до 60′′ .
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
