Происхождение и эволюция карликовых эллиптических галактик

Оглавление
Введение 4
1 Метод аппроксимации спектров 20
1.1 Описание метода..............................................25
1.2 Аппаратная функция спектрографа..............................27
1.3 Проверка метода и анализ ошибок...............................28
1.3.1 Анализ ошибок..........................................29
1.3.2 Стабильность решения...................................33
1.3.3 Возможные систематические ошибки ......................37
2 Карликовые галактики в скоплении Дева 43
2.1 ІС 3653 .................................................... 43
2.1.1 Спектральные наблюдения и обработка данных ............44
2.1.2 Возраст и металличность, полученные с помощью анализа Ликских индексов 49
2.1.3 Звездные населения и внутренняя кинематика, полученные из аппроксимации спектров................................55
2.1.4 Фотометрия и морфология на основе изображений HST . 56
2.1.5 Обсуждение.............................................60
2.2 Молодые ядра dE галактик скопления Дева.......................67
2.2.1 Наблюдения и обработка данных.........'................68
2.2.2 Звездные населения и внутренняя кинематика.............68
2.2.3 Обсуждение.............................................74
3 Карликовые галактики в группах 78
2
Оглавление 3
3.1 NGC 770 (группа NGC 772).................................... 78
3.2 NGC 127 (группа NGC 128).....................................81
4 Исследование галактик в скоплении Abell 496 86
4.1 Наблюдения и обработка данных . . . . •......................86
4.1.1 Фотометрические наблюдения и обработка данных . ... 86
4.1.2 Спектральные наблюдения и обработка данных ............87
4.2 Аппроксимация спектров и результаты .........................89
4.3 Фундаментальные Соотношения..................................96
4.4 Обсуждение и Выводы..........................................99
4.5 Приложение: сЕ галактика в скоплении Abell 496 ............ 101
Заключение 104
А ЗБ-спектры в Виртуальной Обсерватории 109
А.1 3D-спектроскопия, краткое введение..........................109
А.2 IVOA Characterisation Data Model............................110
А.З Характеризация 3D данных....................................112
А.4 Заключение...................................................112
Введение
История исследований диффузных (или карликовых) эллиптических (dE) галактик насчитывает более 60 лет. Впервые на значительное различие между спутниками Туманности Андромеды - компактной М 32 и диффузной NGC 205 - обратил внимание Бааде в 1944 году (Baade, 1944). Основная от-личительная особенность диффузных эллиптических галактик - очень слабая концентрация яркости к центру, практически экспоненциальный профиль яркости, в отличие от сильно сконцентрированных профилей компактных карликовых и нормальных эллиптических галактик, а также балджей дисковых галактик, описываемых законом exp — (г/го)1^4.
Впоследствии стали ясно, что именно диффузные эллиптические галактики представляют численно доминирующее население в регионах Вселенной с высокой плотностью: скоплениях галактик. Более 70% известных членов ближайшего скопления Девы -- dE галактики (каталог VCC: Binggeli et al. 1985). Несмотря на то, что dE галактики вездесущи, их происхождение и эволюция до сих пор остаются открытыми вопросами современной астрофизики. Не в последнюю очередь ЭТО объясняется трудностями наблюдения Дифф}'гЗНЫХ галактик. Их поверхностная яркость значительно ниже, чем у нормальных эллиптических галактик. Обычно dE галактики бедны металлами, что делает абсорбционные линии в спектрах слабыми и еще более затрудняет их детальные исследования. К тому же, для измерения дисперсий скоростей звезд (порядка 50 km/s) и скоростей максимального вращения (порядка 30 km/s) требуется высокое спектральное разрешение, идеальное качество и стабильность калибровок. В результате, первая работа, посвященная кинематике dE галактик появилась только при широком внедрении CCD-детекторов в 1990 году (Bender к Nieto, 1990) - через 15 лет после первых исследований кинема-
4
Введение
5
тики гигантских эллиптических галактик (Bertola к Capaccioli 1975, Binney 1976). Данные, полученные Bender к Nieto (1990), указывали на то, что dE галактики либо совсем не вращаются, либо вращаются недостаточно для поддержания сплюснутой формы. Эти выводы были оспорены лишь более десяти лет спустя.
Структура dE галактик значительно отличается от гигантских эллиптических и линзовидных галактик. На диаграмме центральная поверхностная яркость - абсолютная звездная величина (Kormendy, 1985) они формируют две различные последовательности (см. Рис.З в Ferguson к Binggeli 1994), которые соединяются в районе Мв = —18.0. В целом, центральная поверхностная яркость гигантских и компактных (таких как М 32) эллиптических галактик увеличивается с уменьшением светимости, однако для dE галактик она быстро падает.
Слабые карликовые сфероидальные галактики низкой поверхностной яркости (dSph), наблюдающиеся в огромном количестве в Локальном Объеме многие авторы относят к тому же классу, что и более яркие карликовые эллиптические галактики в скоплениях, однако в данной работе под термином ’’карликовые” (или ’’диффузные”) эллиптические галактики мы будем понимать исключительно ’’яркие” объекты с абсолютной величиной Мв < -14.0, наблюдаемые в близких скоплениях и группах галактик. Обсуждения того, являются ли dSph галактики продолжением функции светимости dE галактик в сторону слабых светимостей, мы оставим за рамками данной диссертации.
Фундаментальный обзор Ferguson к Binggeli (1994) охватывает практически все наблюдательные и теоретические работы, посвященные карликовым эллиптическим галактикам до середины 90х годов, поэтому мы сразу перейдем к описанию более современных исследований.
Серия работ Prugniel к Simien (1994, 1996, 1997) посвящена фундаментальным параметрам галактик ранних типов. Карликовые эллиптические галактики присутствуют в них как один из классов рассматриваемых объектов. Проведен анализ отклонений положений галактик от фундаментальной
Введение
6
плоскости (FP, Djorgovski & Davis, 1987) и рассмотрен ряд возможных причин этих отклонений. Наклон FP объясняется комбинацией ряда факторов: а) разнообразие звездных населений (вклад около 50 процентов); Ь) вращение (около 25 процентов и более для слабых галактик); с) негомологичность пространственных структур (около 25 процентов). Эффекты возраста, т.е. наличие звездного населения среднего возраста в примерно 10 процентах галактик (в основном, галактиках поля, в группах и бедных скоплениях) приводит к асимметрии (skewness) остаточных отклонений, которые коррелируют с плотностью окружения (Prugniel et al. 1999). Обращено внимание на то, что хотя dE галактики располагаются на фундаментальной плоскости, они населяют ее область, отличную от той, где располагаются гигантские галактики.
В течение последних 5 лет были опубликованы несколько сравнительно больших выборок длиннощелевых спектров карликовых эллиптических галактик. De Rijcke et al. (2001) представили первые свидетельства вращения по крайней мере некоторых карликовых эллиптических галактик (данные FORSl, VLT). Pedraz et al. (2002) приводят кинематические разрезы вдоль больших осей для б dE галактик скопления Дева, пять из которых показывают значительное вращение (данные получены на 2.2-м телескопе INT. La Palma). В работе Simien & Prugniel (2002) представлены кинематические профили (лучевые скорости и дисперсии скоростей вдоль большой оси) для 15 dE и dSO галактик скопления Дева. Данные были получены на 2-м телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (спектрограф CARELEC). Большая часть галактик обнаружила вращение, хотя встречались и не вращающиеся объекты (например, 1C 3381,1C 3468).
В двух работах Geha et al. (2002-, 2003) представлены результаты спектроскопии высокого разрешения (R = 7000 и R = 27000) выборки dE галактик скопления Дева, полученные на спектрографе ESI (Echelle Spectrograph and Imager), установленном на 10-м телескопе им. Кека. Авторы разделили объекты на два класса - вращающиеся и не вращающиеся. Были построены динамические модели, указавшие на довольно низкие отношения масса/светимость - от 3 до б в солнечных единицах. Впервые были проведены
Введение
7
оценки параметров звездного населения путем измерения Ликских индексов. Галактики оказались весьма разнообразными - возрасты менялись в широких пределах, от 2 до 12 Gyr (среднее значение 5 Gyr), металличности -от [Fe/H]=-0.8 до [Fe/H]=0.0 (среднее значение [Fe/H]=-0.3). Эти результаты радикальным образом отличались от предсказаний иерархической модели формирования галактик, которая отдавала карликовым галактикам роль ’’строительного материала” при формировании более крупных систем, и, таким образом, предполагала старый возраст и низкую метал личность звездного населения.
Относительно высокие металличности и не очень старые возрасты оказались типичными и для объектов в еще одной выборке карликовых галактик скопления Дева (Van Zee et al. 2004a,b) - где оценки также были сделаны посредством измерения Ликских индексов на длиннощелевых спектрах, полученных с 2-диапазонным спектрографом 5-м телескопа обсерватории Mount Palomar. Авторы также обращают внимание на сходство кинематики dE галактик с карликовыми иррегулярными галактиками (dlrr), и даже утверждают, что вращающиеся dE галактики соответствуют соотношению Талли-Фишера.
Детальные исследования отдельно взятых dE галактик выявили наличие вложенных под-структур различных типов в некоторых из них. Jerjen et al. (2000) обнаружили четкую туго-закрученную спираль в звездном диске галактики 1C 3328 (скопление Дева). Последующие фотометрические исследования обнаружили диски, бароподобные структуры и спирали в ряде других dE галактик в том же скоплении (Barazza et al. 2002). Наконец, массовое исследование этого феномена на полной выборке галактик из Слоановско-го обзора (Lisker et al. 2006) указали на наличие подобных под-структур в значительной части ярких dE галактик (Цв < -15.5).
Глубокий обзор в линии нейтрального водорода 21 см (Conselice et al 2003) установил наличие межзвездной среды в 15 процентах dE галактик из представленной выборки (скопление Дева), при этом все объекты располагались на периферии скопления. Michielsen et. al. (2003, 2004) указали на наличие теплой межзвездной среды в трех карликовых галактиках скопления Печь,
Введение
8
в двух из них было исследовано распределение нейтрального водорода HI (Buyle et al. 2005)
Наконец, некоторые из представителей класса dE галактик, внутренняя кинематика которых была исследована детально, показали присутствие кинематически-выделенных ядер - структур, показывающих независимое вращение от основного галактического сфероида или диска. В настоящее время кинематически-выделенные ядра обнаружены в двух галактиках в группах (De Rijcke et al. 2004), одной галактике в скоплении Девы - VCC 510 (Thomas et al. 2006), и галактике NGC 770 (Geha et al., 2005; эта работа), которую формально нужно причислить к галактикам низкой светимости, а не к карликам.
Подобное многообразие проявлений карликовых эллиптических галактик очень напоминает ситуацию с гигантскими эллиптическими галактиками около 25 лет назад.
Основные свойства карликовых галактик, которые необходимо учитывать при построении теории их эволюции, обозначены з таблице 2 работы Ferguson & Binggeli (1994). Здесь мы упомянем лишь важнейшие их них, а также новые, которые обнаружились после опубликования вышеупомянутого обзора: зависимость поверхностной яркости от светимости; зависимость количества dE галактик от плотности окружения (morphology-density relation, Phillipps et al. 1998); корреляция доли галактик с ядрами (dE,N) со светимостью и плотностью окружения (Ferguson к Binggeli, 1994; Cote et al. 2006); довольно низкие отношения масса-светимость для ярких галактик (Mq < —14); наличие зависимости металличность-светимость, хотя и со значительным разбросом; солнечные или суб-солнечные отношения [a/Fe]; относительно высокие спектроскопические металличности (выше, чем измерения но цветам); высокий разброс возрастов - от 2 до 12 Gyr.
Большинство численных космологических моделей предсказывают гораздо большее число гало темной материи, соответствующих массам карликовых галактик, чем количество реально наблюдаемых объектов в скоплениях и группах. Внешние причины, которые могут предотвратить звездообразование и формирование карликовых галактик, доступных наблюдениям (согласно
Введение
9
Ferguson & Binggeli, 1994):
1. Фотоионизация. Быстрое охлаждение карликовых прото-галактик можно предотвратить, если газ остается фотоионизованным метагалак-тическим полем излучения. Babul & Rees (1992) и Efstathiou (1992) указывают на то, что ионизирующее излучение при z > I достаточно высоко, чтобы сохранить газ в гало карликовых галактик достаточно стабильным, так что он не сможет ни уйти, ни сколлапсировать и сформировать звезды. Нехватка количества наблюдаемых линий поглощения в Lya-forest далеких квазаров указывает на то, что межгалактическая среда (IGM) сильно ионизована. Поле ионизирующего излучения, по оценке Lu et al. (1991) может оказаться достаточным чтобы предотвратить охлаждение газа в гало с дисперсиями скоростей ниже 35 km s“1 до £ ~ 1. Если предположить, что активные галактические ядра (AGN) - доминирующий источник ионизирующего излучения, то следует ожидать связи пространственных распределений карликовых галактик и активных ядер.
2. Повторный нагрев. Если излучения AGN не достаточно для ионизации IGM, альтернативное объяснение недостатка линий Lya-forest может быть объяснено повторным нагревом газа в эпоху формирования галактик. Механизмы включают в себя (а) нагрев ветрами сверхновых звезд от протогалактик, (Ь) Комптоновский нагрев энергетичными объектами на очень высоких красных смещениях, (в) ряд других причин (Blanchard et al. 1992). В любом случае, при температуре межгалактического Tjcm только галактики с вириальными температурами выше Tjqm могут пройти стадию коллапса газа и сформировать звезды.
3. Слияния и ударные волны. Эпоха формирования карликовых галактик также может быть эпохой многочисленных слияний. Прогрев ударными волнами, возникающими в результате этих слияний могут частично предотвратить охлаждение газа, однако одной этой причины недостаточно, чтобы избежать формирование избыточного числа карликовых галактик.
Введение
10
4. Нестабильности. Термическая нестабильность горячего газа на момент фазы охлаждения может косвенным образом повлиять на функцию светимости карликовых галактик путем влияния на начальную функцию масс звезд и, соответственно, количество ОВ-звезд и, следовательно, сверхновых.
5. Выметание газа лобовым давлением Хотя этот механизм является одним из общепринятых объяснений остановки звездообразования в недалеком прошлом, он наименее вероятен на этапе формирования галактик, поскольку в ту эпоху хотя плотность среды была много выше, чем в настоящее время, случайные скорости галактик относительно среды были намного меньше, чем сейчас, что приводит к характерным временам процесса выметания газа больше, чем Хаббловское время.
Трудно не обратить внимание на морфологическое сходство карликовых эллиптических (dE) и богатых газом карликовых иррегулярных галактик (dlrr). Фактически, если убрать газ и остановить звездообразование в карликовой иррегулярной галактике, через несколько Gyr пассивной эволюции она станет неотличима от объектов, классифицируемых в настоящее время как dE галактики.
Таким образом, наиболее важный вопрос в построении теории происхождения и эволюции карликовых эллиптических галактик - механизм устранения ионизованного газа и, как следствие, остановки звездообразования. Остановка звездообразования возможна по нескольким причинам.
Зависимость светимость-металличность может означать то, что более массивные галактики сохраняют межзвездную среду дольше, чем маломассивные, либо начальная функция масс звезд зависит от массы галактики. Наиболее простой механизм для объяснения зависимости светимость-металличность - реакция на звездообразование. Эта реакция может иметь несколько форм, и в настоящее время не до конца ясно, какая из них превалирует: (1) ветры от взрывов сверхновых звезд (Dekel & Silk, 1986); (2) ветры ОВ-звезд на ранних этапах вспышки звездообразования (первые 5 миллионов лет, до того как сверхновые начинают играть основную роль, Leitherer et al.