«Свойства и происхождение изолированных линзовидных галактик ...»

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМЕНИ М. В. ЛОМОНОСОВА

На правах рукописи

УДК 520.8; 524.7

Катков Иван Юрьевич

Свойства и происхождение изолированных

линзовидных галактик

01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия

ДИССЕРТАЦИЯ

на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель д. ф.-м. н.

Сильченко Ольга Касьяновна Москва – 2014 2 Содержание Введение.................................... Газ в линзовидных галактиках.................... Актуальность................................. Цель диссертационной работы....................... Научная новизна............................... Практическая значимость.......................... Положения, выносимые на защиту..................... Публикации.................................. Апробация работы.............................. Личный вклад................................ Структура и объем диссертации...................... Глава 1. Наблюдения и методика анализа спектральных данных 1.1. Спектральные наблюдения...................... 1.1.1. Наблюдения на 6 метровом телескопе БТА........ 1.1.2. Наблюдения на SALT..................... 1.2. Первичная редукция данных SCORPIO/SCORPIO-2....... 1.3. Вариации инструментального контура спектрографа....... 1.4. Вычитание вклада ночного неба................... 1.4.1. Методика деконволюции................... Сравнение с интерполяцией................. 1.4.2. Методика интерполяции в частотном домене....... 1.5. Анализ редуцированных данных................... 1.6. Непараметрическое восстановление LOSVD............ 1.7. Двух-компонентный анализ спектров................ 1.8. Выводы................................. Глава 2. Выборка изолированных линзовидных галактик.... 2.1. Методический аппарат........................ 2.1.1. Алгоритм кластеризации................... 2.1.2. Свойства изолированности галактик............ 2.2. Построение выборки изолированных линзовидных галактик... 2.3. Сравнение свойств изолированных линзовидных галактик с дру­ гими типами галактик

2.4. Результаты спектральных наблюдений............... IC 875.................. ........... IC 1502............................. IC 1608............................. IC 3152............................. IC 4653............................. NGC 16............................. NGC 1211........................... NGC 2350........................... NGC 2917........................... NGC 3098........................... NGC 3248........................... NGC 3375........................... NGC 4240........................... NGC 6010........................... NGC 6615........................... NGC 6654........................... NGC 6798........................... NGC 7351........................... NGC 7693........................... UGC 4551........................... UGC 9519........................... UGC 9980........................... 2.5. Выводы................................. Глава 3. Свойства звездных населений изолированных линзовид­ 3.1. Осреднение значений параметров звездных населений...... 3.2.1. Сравнение свойств звездных населений различных струк­ 3.2.2. Эпоха формирования звездного компонента и ее длитель­ Глава 4. Ионизованный газ в изолированных линзовидных галак­ 4.4.1. Соотношение “светимость-металличность”......... Глава 5. Следы внешней аккреции газа в галактиках IC 719 и 5.1. Формирование противовращающегося звездного диска в галакти­ 5.1.3. Внутренняя кинематика и звездное население....... Непараметрическое восстановление кинематики звезд.. 5.2. Кинематика и звездное население линзовидной галактики NGC Проблема сценариев формирования и эволюции галактик является клю­ чевым вопросом современной внегалактической астрономии и наблюдательной космологии. Галактики формируются под воздействием огромного количества физических факторов, зачастую недостаточно детально известных теоретикам, и основной проблемой здесь является выделение наиболее важных из них, кото­ рые для данного морфологического типа галактик являются определяющими в ходе формирования и эволюции.

Тип линзовидных (S0) галактик был предложен Эдвином Хабблом как ги­ потетический в 1936 году, чтобы заполнить промежуточную позицию между эллиптическими и спиральными галактиками. Предполагалось, что объекты этого типа обладают крупномасштабными звездными дисками, как спиральные галактики, но не имеют заметных областей звездообразования и спирального узора в звездных дисках. Их гладкий красноватый вид и, вероятно, старый средний возраст звезд роднит их с эллиптическими галактиками. Промежуточ­ ное положение линзовидных галактик между чисто сфероидальными звездны­ ми системами и спиральными галактиками, у которых вклад балджа в общую светимость монотонно убывает с переходом от ранних типов к поздним (слева направо вдоль морфологической последовательности Хаббла), дает основание для естественного предположения, что S0-галактики должны обладать боль­ шими балджами. Однако детальные фотометрические исследования изображе­ ний S0-галактик показали, что балджи в них могут быть как очень большими, так и крошечными [1]. Ввиду этих результатов становится все более популяр­ ной старая идея Ван ден Берга [2] о том, что линзовидные галактики на са­ мом деле на схеме Хаббла должны составлять последовательность, параллель­ ную спиральным галактикам, и связь между (близким) положением на схеме S0(a,b,c) и спиральных галактик соответствующих подтипов задается отноше­ нием светимостей “балдж/диск” [3, 4]. Казалось бы, это изменение понимания эволюционного смысла последовательности Хаббла усиливает общепринятую точку зрения о формировании линзовидных галактик путем прекращения звез­ дообразования в спиральных галактиках: эволюционную стадию трансформа­ ции галактики–“прародителя” к результирующей S0-галактике намного проще представить, когда у обоих галактик одинаковые соотношения “балдж/диск”.

Однако следует заметить, что если вклад балджа в полную светимость у S галактики такой же, как у близкой ей на морфологической схеме спиральной галактики, то это оставляет возможность обратного преобразования, превраще­ ния S0-галактики в спиральную, что было бы совсем невозможно при наличии у S0-галактики бльшего балджа.

В литературе обсуждается большое количество физических процессов, ко­ торые могли бы прекратить звездообразование в диске спиральной галактики.

Перечислим некоторые из них: 1) прямые столкновения галактик [5, 6]; 2) при­ ливные эффекты от темного гало скопления/группы [7]; 3) “насилие (harassment)” – гравитационное приливное воздействие галактик друг на друга при достаточ­ но быстром пролете [8]; 4) лобовое давление горячей межгалактической среды (ram pressure) [9, 10]; 5) “голодание (starvation)” – прекращение звездообразо­ вания в результате исчезновения внешних резервуаров с газом, до того обеспе­ чивавших аккрецию газа на диск галактики и питание процессов звездообразо­ вания [11]. Все эти процессы тесно связаны с плотным окружением галактик, потому что только скопления и богатые группы галактик с их массивными тем­ ными гало могут обеспечить необходимую плотность горячей межгалактиче­ ской среды для лобового давления и близкое взаимное расположение галактик для возникновения приливных эффектов.

Известно, что линзовидные галактики являются доминирующим населени­ ем близких скоплений галактик, где их доля достигает 60% [12]. Однако и среди галактик поля число S0-галактик весьма заметно: по оценкам обзора APM [13], в ближней Вселенной доля линзовидных галактик составляет около 15%, и они находятся на втором месте по частоте встречаемости после спиральных. Более того, существуют примеры совершенно изолированных линзовидных галактик [14]. Возникает (до сих пор не поднимавшийся) вопрос о происхождении таких галактик. Под действием каких физических механизмов они были сформиро­ ваны, и насколько эти механизмы отличаются от тех, что работают в плотном окружении?

Несмотря на видимый дефицит механизмов морфологической трансфор­ мации изолированных галактик по сравнению с членами скоплений и групп, неправильно считать, что изолированные галактики эволюционируют абсолют­ но обособленно, как в сценарии “замкнутой системы (closed box)”; на это указы­ вают некоторые недавние исследования. В недавней работе [15] было показано, что совершенно изолированная спиральная галактика раннего типа NGC за последние 5 млрд. лет испытала по меньшей мере два события падения спут­ ников. В локально изолированной S0-галактике NGC 4124 мы также обнаружи­ ли следы малого мержинга, который по всей видимости произошел 2–3 млрд.

лет назад и спровоцировал центральную вспышку зведообразования (см. [16] и Главу 5).

Газ в линзовидных галактиках До недавнего времени считалось, что линзовидные галактики по сравнению со спиральными имеют существенно меньшее количество холодного газа, одна­ ко в последних работах было показано, что атомарный и/или молекулярных газ по-видимому присутствует в большинстве линзовидных галактик ([17–19]), при этом менее чем в половине случаев протяженный диск холодного газа испыты­ вает текущее звездооразование [20]. Бертола, Бузон и Зейлингер [21] показали, что в линзовидных галактиках кинематика газа достаточно часто обособленна от звезд (decoupled) и что по крайней мере в 40% случаев газ в S0 имеет внешнее происхождение. Те же авторы в работе [22] основываясь на большей выборке S0 галактик обнаружили, что половина всех близких S0 галактик c протяжен­ ными структурами ионизованного газа имеют обособленную кинематику газа.

В недавней работе Дэвиса и др. [23] на основе данных панорамного спектро­ графа SAURON было показано, что в S0 галактиках скопления Девы, всегда наблюдается совпадение кинематики газовой и звездной подсистем, в то время как линзовидные галактики в группах и в поле проявляют рассогласованную кинематику газа в 50% случаев. Такая статистика свойств газовой подсистемы в линзовидных галактиках свидетельствует о сильном влиянии окружения га­ лактик. Для галактик, расположенных в разреженных областях космического пространства, ожидается высокая доля случаев рассогласования кинематики газа.

Таким образом, исследования свойств изолированных линзовидных галак­ тик позволит сконцентрироваться на эволюционных механизмах, связанных ли­ бо с внутренними неустойчивостями дисков, либо только с внешней аккрецией газа и/или спутников. Следует заметить, что аккреция газа и/или события ма­ лого мержинга могут не только остановить звездообразование в диске, но и наоборот, спровоцировать его [24, 25].

Актуальность Одной из важнейших задач современной астрофизики является изучение вопросов формирования и эволюции галактик. Решение этой задачи сопряжено с выявлением наиболее значимых физических факторов и процессов, опреде­ ляющих эволюционный путь галактик. Как описательные методы, так и де­ тальные численные расчеты дают предсказания для свойств рассматриваемых галактик, поэтому сравнение их с наблюдениями является решающим факто­ ром при выборе сценария эволюции. Все общепринятые предлагаемые меха­ низмы формирования линзовидных галактик заключаются в морфологической перестройке спиральных галактик в линзовидные в результате динамического влияния со стороны окружения [5–11]. Однако около 15% близких галактик по­ ля составляют линзовидные галактики [13], также известны примеры сильно изолированных S0 галактик [14]. Для таких галактик эффекты окружения ма­ лоэффективны. Актуальность представленных в диссертационной работе иссле­ дований определяется недостатком глубоких наблюдений изолированных лин­ зовидных галактик и отсутствием для этих объектов “ниши” в общепринятых сценариях формирования S0 галактик. Стоит отметить важность наблюдений методами глубокой спектроскопии на крупных телескопах, которые позволяют получить информацию не только о центральных частях галактик, но и уйти в область дисков – основных структурных компонентов любой дисковой галакти­ ки. Построение детального сценария формирования и эволюции галактики без учета соотношения свойств структурных компонентов невозможно.

Цель диссертационной работы Исследование линзовидных галактик в сильно разреженном окружении, где динамическое влияние со стороны других галактик минимально и стандарт­ ные механизмы формирования линзовидной галактики, обсуждаемые в литера­ туре, малоэффективны. Поставленная цель подразумевает решение следующих задач:

1. Выделение из близких галактик, которые являются наиболее подходящи­ ми для проведения детальных исследований, объектов, удовлетворяющих необходимым критериям изолированности. Составление выборки исследу­ емых галактик.

2. Проведение спектральных наблюдений на крупных оптических телеско­ пах и анализ полученного материала современными методами, в том чис­ ле разработанными соискателем.

Научная новизна В настоящей работе впервые строго изолированные линзовидные галак­ тики выделяются в обособленную группу для детального исследования методами глубокой оптической спектроскопии. Впервые выполнены такие исследования с использованием крупных оптических телескопов.

Впервые проведены детальные исследования двух линзовидных галактик NGC 4124 и IC 719 со следами недавнего падения газа на их диски.

Разработаны усовершенствованные алгоритмы вычитания вклада спектра ночного неба для данных длиннощелевой спектроскопии, которые эффек­ тивно учитывают вариации инструментального контура вдоль щели.

Впервые разработаны методики анализа оптических спектров галактик с использованием эволюционных моделей звездных населений для случаев:

a) непараметрического восстановления распределения звезд по скоростям на луче зрения и б) одновременного определения параметров кинемати­ ки и свойств звездных населений при двухкомпонентной декомпозиции спектра.

Практическая значимость Разработанная методика вычитания спектра ночного неба с учетом ва­ риаций инструментального контура вдоль щели может быть применена для спектральных данных с любого спектрографа; кроме того, методику можно адаптировать к данным многощелевой спектроскопии и к данным панорамной спектроскопии.

Методика непараметрического восстановления распределения звезд по ско­ ростям на луче зрения и методика одновременного определения парамет­ ров кинематики и свойств звездных населения при двухкомпонентной де­ композиции спектра могут быть использованы для исследования галак­ тик с заподозренным противовращением звездных дисков, а также для определения свойств звезд балджа и диска в областях, где их вклад в интегральный спектр сопоставим.

Построенная выборка изолированных линзовидных галактик может быть использована другими исследователями для в изучения эффектов окру­ Полученные свойства и параметры изолированных галактик могут и долж­ ны быть использованы при построении космогонических сценариев фор­ мирования и эволюции внегалактических объектов.

Положения, выносимые на защиту 1. Методика вычитания спектра ночного неба при длиннощелевых наблюде­ ниях в случае вариаций инструментального контура спектрографа вдоль щели. Методика непараметрического восстановления функции распреде­ ления звезд по скоростям вдоль луча зрения и методика определения пара­ метров кинематики и свойств звездных населений неразрешенных систем путем попиксельной аппроксимации спектров для сложного двухкомпо­ нентного звездного населения.

2. Выборка из 281 линзовидной галактики местного Сверхскопления и его окрестностей, удовлетворяющих сильным критериям изолированности.

3. Измерения среднего возраста и металличности звездных населений струк­ турных компонентов изолированных линзовидных галактик, свидетель­ ствующие об отсутствии у изолированных линзовидных галактик выде­ ленной эпохи формирования балджей и дисков.

4. Оценка доли изолированных линзовидных галактик с наличием масштаб­ ной подсистемы ионизованного газа и частоты встречаемости случаев ки­ нематического рассогласования газа и звезд. Вывод о том, что наиболее вероятным источником газовой аккреции на изолированные линзовидные галактики является подсистема богатых газом карликовых спутников.

5. Детальные спектральные и фотометрические исследования двух линзо­ видных галактик — NGC 4124 и IC 719,— демонстрирующие свидетель­ ства недавнего приобретения их дисками газа извне.

Публикации Статьи в рецензируемых изданиях:

1. Katkov I. Yu., Sil’chenko O. K., Afanasiev V. L., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 438, issue 4, p. 2798 (2014); Decoupled gas kinematics in isolated S0 galaxies;

2. Katkov I. Yu., Sil’chenko O. K., Afanasiev V. L., The Astrophysical Journal, Vol. 769, issue 2, article id. 105, 10 pp (2013); Lenticular Galaxy IC 719:

Current Building of the Counterrotating Large-scale Stellar Disk ;

3. Katkov I., Chilingarian I., Sil’chenko O., Zasov A., Afanasiev V., Baltic Astronomy, Vol. 20, p. 453 (2011); A Complex Stellar Line-of-Sight Velocity Distribution in the Lenticular Galaxy NGC 524 ;

4. Катков И. Ю., Сильченко О. К., Афанасьев В. Л., Астрофизический Бюллетень, том 69, номер 2, стр. 129 (2014); Свойства звездных населе­ ний изолированных линзовидных галактик ;

5. Засов А. В., Сильченко О. К., Катков И. Ю., Додонов С. Н., Письма в Астрономический журнал, том 39, номер 1, стр. 1 (2013); Кинематика и звездное население линзовидной галактики NGC 4124.

В сборниках трудов конференций и препринтах:

1. Katkov I. Yu., arXiv:1403.4006, Isolated lenticular galaxies: properties and evolution;

2. Katkov I. Yu., Chilingarian I. V., ASPC 442, 143 (2010); A new sky subtraction technique for low surface brightness data;

3. Katkov I. Yu., Chilingarian I. V., IAUS 284, 69 (2012); Multi-component parametric inversion of galaxy kinematics and stellar populations using full spectral fitting.

Апробация работы Основные результаты диссертации докладывались на семинарах и конфе­ ренциях:

1. Конференция Astronomical Data Analysis Software and Systems (ADASS­ XX) (Boston, MA, USA), постер: “A New Sky Subtraction Technique for Low Surface Brightness Data”, ноябрь 2. Конференция 8th Serbian Conference on Spectral Line Shapes in Astrophysics (Divchibare, Serbia), доклад: “A Complex Stellar Line-of-Sight Velocity Distribution in the Lenticular Galaxy NGC 524”, июнь 3. 284-й симпозиум Международного Астрономического Союза “The Spectral energy distribution of galaxies” (Preston, UK), 2 постера: “Multi-component parametric inversion of galaxy kinematics and stellar populations using full spectral fitting”; “NBursts+phot: parametric recovery of galaxy star formation histories from the simultaneous fitting of spectra and broad-band spectral energy distributions”, сентябрь 4. Конференция EWASS, SpS4 Structure of galaxy disks shaped by secular evolution and environmental processes (Rome, Italy), постер: “Lenticular Galaxy IC 719: Current Building of the Counterrotating Large-scale Stellar Disk”, 5. Конференция Multi-Spin Galaxies (Naples, Italy), доклад: “Decoupled gas kinematics in isolated early-type disc galaxies”, сентябрь 6. Семинар ESO Lunch Talks Seminar (Garching, Germany), доклад: “Full spectral fitting techniques: shedding light on unresolved stellar populations”, декабрь Личный вклад Соискатель самостоятельно разработал методики вычитания вклада ночно­ го неба в спектр при длиннощелевых наблюдениях с учетом вариаций контура вдоль щели, методику непараметрического восстановления кинематики звезд по абсорбционным спектрам. Разработка метода двухкомпонентной декомпози­ ции спектра велась на основе алгоритма попиксельной аппроксимации наблю­ даемых спектров NBursts при совместном участии автора этого алгоритма – И. В. Чилингаряна (CfA, ГАИШ МГУ). Соискателем была выполнена первич­ ная редукция спектральных данных SCORPIO/SCORPIO-2 и анализ всех спек­ тральных данных методом попиксельной аппроксимации спектров. Получение фотометрических оценок и Ликских индексов проводились О. К. Сильченко (ГАИШ МГУ); первичная редукция данных с телескопа SALT – А. Ю. Кня­ зевым (SAAO, ГАИШ МГУ). Анализ свойств окружения близких галактик и составление выборки изолированных линзовидных галактик проводились дис­ сертантом при тесном взаимодействии с Д. И. Макаровым (САО РАН). Обсуж­ дение, интерпретация полученных результатов и написание текстов публикаций – в равных долях с другими соавторами.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, 5 глав, заключения и библиографии.

Общий объем диссертации 172 страницы, включая 38 рисунков, 6 таблиц и приложения. Библиография включает 174 наименования на 12 страницах.

Во введении приведен обзор литературы по рассматриваемой проблеме, обсуждается актуальность работы, цели и задачи исследования, научная новиз­ на, научная и практическая ценность полученных результатов. Также формули­ руются основные результаты и положения, выносимые на защиту, и приводится список работ, в которых опубликованы основные результаты диссертации.

Глава 1 посвящена описанию наблюдений и методов обработки получен­ ных данных для выборки исследуемых изолированных линзовидных галактик.

В начале главы приводится описание режимов наблюдений на 6 метровом те­ лескопе БТА Специальной Астрофизической Обсерватории РАН и на Боль­ шом Южно-Африканском телескопе (SALT, Southern African Large Telescope), действующем в Южно-Африканской Астрономической обсерватории (SAAO, Southern African Astronomical Observatory). Далее излагаются основные этапы первичной редукции наблюдательных данных, полученных на обоих телескопах в режиме длиннощелевых спектральных наблюдений. Описывается используе­ мая нами методика попиксельной аппроксимации наблюдаемых спектров мо­ делями звездных населений NBursts для определения радиальных профилей лучевых скоростей звезд, дисперсии скоростей, возраста и металличности звезд­ ного населения и для выделения чисто эмиссионного спектра.

При обработке длиннощелевых спектров протяженных объектов очень низ­ кой поверхностной яркости достаточно остро стоит проблема вычитания вклада в спектр ночного неба. Стандартные методы вычитания спектра ночного неба не всегда справляются со своей задачей в случае сильных вариаций инструмен­ тального контура вдоль щели, что приводит к появлению артефактов в спектре галактики, которые как мы показали, могут внести систематические ошибки в оценки металличности звездного населения и дисперсии скоростей звезд. Мы предлагаем несколько новых методов построения модели спектра ночного неба с учетом вариаций инструментального контура.

Также в главе излагаются разработанные нами методы непараметрическо­ го восстановления распределения звезд по скоростям на луче зрения (line-of­ sight velocity distribution, LOSVD) и метод одновременного определения пара­ метров кинематики и свойств звездных населений при двухкомпонентной де­ композиции спектра. Описывается пример использования обоих методик для исследования линзовидной галактики NGC 524, где удалось по спектру, полу­ ченному на БТА, выделить динамически горячий, медленно вращающийся ком­ понент (балдж) на фоне быстро вращающегося динамически холодного диска и оценить их параметры звездных населений.

В главе 2 излагается методический аппарат, разработанный в Лаборато­ рии внегалактической астрофизики и космологии САО РАН и используемый нами для исследования статистических свойств окружения галактик Местно­ го Сверхскопления и его окрестностей. Показано, что распределение галактик по индексу изолированности, характеризующему динамическое влияние одной галактики на другую, в плотном окружении качественно отличается от распре­ деления галактик в разреженном окружении.

Была построена представительная выборка из 281 изолированной линзо­ видной галактики, объекты которой сравнивались по интегральным парамет­ рам с галактиками других морфологических классов и окружений. Оказалось, что распределения изолированных галактик и S0 галактик в более плотном окружении по показателю цвета в целом очень похожи и существенных расхождений между ними не наблюдается. Из полученного списка изолирован­ ных S0 галактик были отобраны объекты для дальнейших детальных исследо­ ваний с использованием крупных оптических телескопов БТА и SALT. Также в главе приводится краткое описание полученных результатов анализа длинно­ щелевых спектров для 22 детально исследуемых галактик.

В главе 3 мы представили результаты исследований звездных населений изолированных линзовидных галактик на основе спектральных наблюдений на 6 метровом телескопе БТА и на телескопе SALT Южно-Африканской обсер­ ватории. Мы обнаружили, что средние возраста звездного населения в нашей выборке изолированных линзовидных галактик заполняют полный диапазон значений от 1.5 до > 15 млрд. лет, и, в отличие от S0-галактик в более плот­ ных окружениях, изолированные галактики как правило имеют одинаковый возраст звезд в балджах и в дисках. Последнее утверждение позволяет сделать вывод о том, что для галактик в разреженном окружении механизмы омоло­ жения балджа малоэффективны. Широкий диапазон возрастов звездных на­ селений различных структурных компонентов изолированных S0 галактик, а также анализ обилия -элементов в них, позволяет утверждать, что события звездообразования в изолированных линзовидных галактиках могли случаться в разное время и иметь различную длительность. Линзы и кольца повышенной звездной яркости, обнаруженные в 11 из 18 галактик (61%), имеют дисперсию скоростей звезд и химические свойства звездных населений, как правило, неот­ личимые от звездных населений дисков. При этом эпоха формирования колец (от 2 до 5 млрд. лет назад, = 0.20.5) не зависит от возрастов дисков. Сделан вывод, что вероятно оформление морфологического типа линзовидной галакти­ ки в полной изоляции критически зависит от возможных режимов аккреции внешнего холодного газа.

В главе 4 рассматриваются свойства ионизованного газа в изолированных S0 галактиках. В 13 галактиках из 18 (72 ± 11%) обнаружено наличие протя­ женных эмиссионных линий, свидетельствующих о крупномасштабной струк­ туре ионизованного газа, при этом в 46 ± 14% (6/13) случаев ионизованный газ оказался кинематически обособлен по отношению к звездам. Доля галактик с протяженными газовыми структурами вполне согласуется с оценками, при­ водимыми другими авторами. При этом наша оценка доли сильно изолирован­ ных галактик с рассогласованной кинематикой ионизованного газа подтвердила ранние подозрения о влиянии окружения на статистику ионизованных струк­ тур. Мы показали, что в случае изотропной аккреции газа такое процентное соотношение согласуется с предположением о внешнем происхождении газа во всех изолированных галактиках. Анализ диагностических диаграмм выявил, что ионизованный газ в исследуемых галактиках может быть возбужден как ударным механизмом или излучением пост-AGB звезд, так и фотоионизацией молодыми звездами. Вероятно возбуждение газа зависит от геометрии паде­ ния вещества на галактику, что проявляется в видимой дихотомии механизмов возбуждения. Для 10 галактик удалось получить оценки обилия кислорода в областях звездообразования, которые оказались близкими к солнечному значе­ нию и согласующимися со сценарием приобретения газа из карликовых спут­ ников путем приливной аккреции, исключая механизм аккреции первичного газа из космологических филаментов. Отсутствие корреляции “светимость га­ лактики—металличность газа” подтверждает сделанный вывод о происхожде­ нии газа.

Глава 5 посвящена детальному исследованию двух линзовидных галактик, IC 719 и NGC 4124, у которых мы обнаружили следы недавней аккреции газа.

Галактика IC 719 является уникальным объектом, потому что наряду с проти­ вовращающимся диском ионизованного газа, известным ранее, мы достоверно обнаружили и исследовали противовращающийся вторичный звездный диск.

Исследование этой галактики было сделано не только на основе длиннощеле­ вых данных, но также с привлечением данных панорамной спектроскопии со спектрографом SAURON. Противовращение газа к основному диску прослежи­ вается до оптических границ галактики. Распределение интенсивностей эмис­ сионных линий показывает кольцевую структуру, а в соответствии с диагно­ стическими диаграммами газ в кольце возбужден в основном излучением мо­ лодых звезд. Исследуя историю звездообразования методом двухкомпонентной декомпозиции спектров, который излагается в методической главе 1, мы также показали, что история аккреции газа на IC 719 заключалась в двух событиях, каждое из которых впоследствии инициировало вспышку звездообразования в диске галактики.

Вторую часть главы составляют результаты спектрального и фотометри­ ческого изучения локально изолированной линзовидной галактики NGC 4124, у которой обнаружен в центральной килопарсековой зоне наклоненный к ос­ новной плоскости диск ионизованного газа. По всей видимости, формирование этого диска связано с поглощением небольшого спутника, породившим также и позднюю вспышку звездообразования в центральной области, что подтвер­ ждается более низким средним возрастом ( 2 млрд. лет) звездного населения в центральной области по сравнению с возрастом звездного населения диска ( 5 7 млрд. лет).

В заключении обсуждаются основные результаты диссертации в контек­ сте недавно предложенной О.К. Сильченко концепции формирования линзовид­ ных галактик [26] и дальнейшие перспективы исследования.

В приложении А приводится таблица свойств окружения галактик из выборки 281 объектов. Приложение B состоит из иллюстративного материала для каждой галактики из списка 22 объектов, которые наблюдались на БТА и SALT. Приводятся радиальные профили скорости звезд и газа, дисперсии скоростей звезд и газа, возраста и металличности звездного населения.

Наблюдения и методика анализа спектральных В этой Главе описываются режимы наблюдений, процедура первичной ре­ дукции данных и применяемые методы извлечения физической информации об исследуемых галактиках из наблюдаемых оптических спектров.

1.1. Спектральные наблюдения Наблюдения выборки исследуемых галактик проводились на 6 метровом телескопе БТА Специальной Астрофизической Обсерватории РАН (пос. Н. Ар­ хыз) и на 11 метровом Большом Южно-Африканском телескопе SALT (Southern African Large Telescope) Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (г. Сазерленд, ЮАР) в период 2011–2013 гг в рамках наблюдательных про­ грамм, посвященных исследованию изолированных S0 галактик (рук. О. К. Силь­ ченко (ГАИШ МГУ), созаявители: А. Ю. Князев (ЮААО, ГАИШ МГУ), И.

Ю. Катков (ГАИШ и ФФ МГУ) ). Журнал наблюдений приведен в Табли­ це 1.1, где указаны даты наблюдений, суммарные экспозиции, среднее качество атмосферы в течение экспозиции каждой галактики и позиционный угол щели.

1.1.1. Наблюдения на 6 метровом телескопе БТА При наблюдениях на БТА спектральные данные для большинства галак­ тик, за исключением NGC 6615 и NGC 6654, были получены с помощью но­ вого фокального редуктора SCORPIO-2 [27], установленного в прямом фокусе телескопа, в длиннощелевом режиме с щелью размером 6 1. При наблю­ дениях использовалась гризма VPHG1200@540, обеспечивающая спектральное Спектрограф SCORPIO/SCORPIO- Таблица 1.1. Журнал наблюдений галактик.

разрешение FWHM 4 в рабочем диапазоне 3800-7300 В этот спектраль­ ный диапазон попадают как сильные абсорбционные линии, такие как Mg, Fe, G-полоса, так и ряд эмиссионных линий (H, H, [O III], [N II] и др.), что позво­ ляет исследовать одновременно кинематику, возраст и химический состав звезд­ ного компонента и кинематику ионизованного газа, а вместе с тем проводить диагностику механизмов возбуждения ионизованного газа. В качестве приемни­ ка использовалась ПЗС матрица E2V CCD42-90 с размером чипа 2k x 4k, что при считывании в режиме биннинга 1x2 обеспечивает пространственный мас­ штаб вдоль щели 0.357 на пиксель и обратную дисперсию 0.86 на пиксель. В отличие от остальных галактик, NGC 6615 и NGC 6654 наблюдались в другой инструментальной конфигурации, а именно, с прибором SCORPIO [28] и с гриз­ мой VPHG2300G, что обеспечило спектральное разрешение 2.2 в диапазоне 4800–5600, а использование приемника EEV CCD42-40 с размером матрицы 2k x 2k дало тот же масштаб вдоль щели при дисперсии 0.37 на пиксель. При наблюдениях щель была ориентирована вдоль больших осей галактик.

1.1.2. Наблюдения на SALT Наблюдения на телескопе SALT проводились со спектрографом имени Ро­ берта Стоби (RSS, Robert Stobie Spectrograph) [29]. В длиннощелевом режиме для большинства галактик использовалась щель шириной 1.25. Особенность телескопа SALT заключается в неподвижности его сегментированного сфери­ ческого зеркала. Слежение за объектом в течении ночи происходит благодаря подвижной следящей системе-трекеру. С помощью этой системы объекты вид­ ны ограниченное время, поэтому полное время одного наблюдательного блока ограничены примерно одним часом. Большинство галактик снималось несколь­ ко раз в разные наблюдательные ночи. Спектральные наблюдения проводились с решеткой GR900, покрывающей диапазон 3760 – 6860 с обратной дисперсией 0.97 на пиксель и спектральным разрешением = 4.7 4.8 Ха­ рактерное качество атмосферы варьировалось от 1.5 до 3.0. Размер пикселя составляет 0.129 при эффективном поле зрения 8. Для разных наблюдений использовались различные режимы биннинга 1x2 и 1x4, что дает простран­ ственный масштаб 0.258 и 0.516 на пиксель, соответственно. После каждой наблюдательной ночи в качестве стандарта длин волн снимался спектр аргоно­ вой лампы и спектральные калибровки плоского поля для учета попиксельных вариаций чувствительности. Также каждую ночь после наблюдений снимались спектрофотометрические звездные стандарты для относительной калибровки по потокам.

Первичную редукцию данных с телескопа SALT выполнил сотрудник Южно­ Африканской Астрономической Обсерватории и ГАИШ МГУ Алексей Князев.

Использовалась система первичной обработки наблюдений с телескопа SALT [30], после чего кадры нулевых экспозиций (байесы) и соединенные в мозаи­ ку длиннощелевые спектры с трех чипов ПЗС матрицы редуцировались таким же образом, как описано в работе [31]. Точность построения линеаризованного спектра проверялась по линии ночного неба [O I]5577; характерный разброс вдоль щели составляет около 0. 1.2. Первичная редукция данных SCORPIO/SCORPIO- Первичная редукция данных со спектрографа SCORPIO/SCORPIO-2 бы­ ла проведена с помощью оригинальных программ, написанных в среде IDL, и заключалась в поэтапном выполнении следующих шагов: учет тока смеще­ ния путем вычитания усредненных кадров с нулевой экспозицией (байесы);

учет неравномерной засветки и неоднородностей чувствительности ПЗС-мат­ рицы по кадрам калибровочной лампы плоского поля (флэт); удаление следов космических частиц с помощью алгоритма L.A.Cosmic [32], реализующего ла­ пласовский фильтр для детектирования частиц, и сложение экспозиций; постро­ ение двумерного дисперсионного уравнения по спектру калибровочной лампы с гелий-неон-аргоновым наполнением и дальнейшая линеаризация спектров с характерной точностью 0.02-0.06 в зависимости от используемой решетки;

вычитание спектра ночного неба; перерасчет инструментальных потоков в абсо­ лютные, при использовании кривой спектральной чувствительности, рассчитан­ ной по спектрам спектрофотометрических звезд–стандартов. При наблюдениях в полутемное время вклад ночного неба достаточно велик и сильно меняется со временем. Поэтому в таких случаях вычитание ночного неба проводилось для каждой отдельной экспозиции перед их сложением, чтобы наилучшим обра­ зом подобрать параметры процедуры вычитания неба для каждой из них. Для каждой экспозиции спектра объекта были рассчитаны ошибки на основе пуас­ соновской статистики фотонов и шума считывания, которые далее синхронно преобразовывались в ходе каждого этапа первичной редукции данных.

Помимо спектров объектов и спектрофотометрических стандартов в про­ цессе редукции данных были проанализированы спектры рассветного или су­ меречного неба, которые по сути представляют собой солнечный спектр, свер­ нутый с инструментальным контуром. Это позволяет определить поведение ин­ струментального контура спектрографа вдоль щели спектрографа и вдоль на­ правления дисперсии. Первое особо важно для вычитания вклада ночного неба, а второе для корректного определения параметров кинематики галактик. Об­ работка кадров рассветного неба проводилась таким же образом, как и данных для объектов. Детали о восстановлении контура и его использовании при ана­ лизе галактик приведены в параграфе 1.4.

1.3. Вариации инструментального контура спектрографа Оптические схемы SCORPIO и SCORPIO-2 таковы, что форма инструмен­ тального (или аппаратного) контура LSF (Line Spread Function) существенным образом меняется вдоль щели и вдоль дисперсии. Информация о форме ин­ струментального контура и его вариациях важны как для вычитания спектра ночного неба, так и для анализа спектров галактик. Спектр любого объекта (галактики, звезды, ночного или сумеречного неба, аргоновой лампы и т.д.) в данном положении на щели - (, ) является сверткой “истинного” спектра 0 () с инструментальным контуром (, ):

Для определения вида (, ) можно использовать спектр рассветного / суме­ речного неба, который по сути представляет собой свертку спектра солнца с ин­ струментальным контуром, или спектры калибровочной лампы для построения дисперсионного уравнения. В первом случае для определения (, ) использо­ вались программы нелинейной минимизации для аппроксимации наблюдаемо­ го спектра солнечным спектром высокого разрешения ( = 10, 000), взятым из библиотеки звездных спектров ELODIE3.1 [33], с параметризованным функци­ ей Гаусса-Эрмита [34] ядром свертки:

где – это смещение в пикселях, длинах волн или км/с относительно длинно­ волнового решения, – характерная ширина инструментального контура, () – полиномы Эрмита -го порядка, – коэффициенты Эрмита. Обычно исполь­ зуются коэффициенты 3, 4, очень редко привлекаются члены более высоких порядков. Если рассматривается спектр галактики и он интерполирован в лога­ рифмическую шкалу длин волн, то () – это распределение звезд по скоростям на луче зрения (line-of-sight velocity distribution, LOSVD), а и – это лучевая скорость и дисперсии скоростей, соответственно. Аппроксимация наблюдаемо­ го спектра рассветного/сумеречного неба выполнялась с помощью алгоритма ppxf [35] реализованного на IDL. Для получения вариаций инструментально­ го контура по полю процедура аппроксимации спектра и восстановления ядра свертки применялась для небольших участков спектра, получаемых разбиени­ ем полного спектра на 5 7 интервалов по длинам волн и на 30 50 интер­ валов в направлении поперек дисперсии. Если нужно непрерывное распределе­ ние параметров инструментального контура, например, при анализе спектров протяженных объектов, измерения в разных точках по полю интерполируются на произвольное положение полиномиальной поверхностью невысокой степени, либо двумерным сплайном. В случае определения инструментального контура по калибровочной лампе, аппроксимируются отдельные линии Гаусс-Эрмито­ вой функцией. Здесь для анализа очень важным является подбор подходящих линий, которые имеют достаточно высокую интенсивность, а главное являются одиночными линиями, а не блендами. Если ошибочно использовать бленды вме­ сто одиночных линий можно получить смещенные оценки инструментального контура. На Рис. 1.1 показаны вариации формы инструментального контура спектрографа SCORPIO вдоль щели, для разных участков спектра по длинам волн, рассчитанные по спектру рассветного неба; на Рис. 1.2 показаны вариации параметров контура для спектрографа RSS телескопа SALT. В принципе, фор­ мы контуров, восстановленные по спектру рассветного неба и калибровочному спектру, могут отличаться из-за телецентризма, т.е. разной засветки в резуль­ тате небольшого различия между углом сходимости пучка от калибровочной лампы и от телескопа. Однако анализ обоими способами показал согласованные результаты. Наличие возможности определения инструментального контура по калибровочной лампе очень востребовано, потому при наблюдениях не всегда Рис. 1.1. Вариации формы инструментального контура спектрографа SCORPIO. Показаны вариации LSF вдоль щели для 3-х из 7-ми участков по длинам волн. Синие линии соответ­ ствуют форме LSF на краю кадра, красные – в центре кадра.

снимаются спектры рассветного/сумеречного неба, например, по причине ухуд­ шившейся погоды.

1.4. Вычитание вклада ночного неба Внешние области галактик, обладающие низкой поверхностной яркостью, содержат очень важную информацию для понимания свойств галактических дисков и гало из темной материи. Часто при анализе спектров абсорбционных линий областей низкой поверхностной яркости могут возникнуть систематиче­ ские ошибки из-за вычитания спектра ночного неба, в частности в определении параметров звездного населения исследуемых объектов.

Самый простой способ учета неба заключается в вычитании из объекта спектра, который получается усреднением по внешней области кадра, где с точностью до ошибок нет вклада от галактики в спектр ночного неба. Для SCORPIO такой подход не применим, поскольку спектры ночного неба на краю и в центре кадра разные из-за разной формы инструментального контура (см.

параграф 1.3 и Рис. 1.3).

В программных пакетах для обработки спектральных данных SCORPIO, разработанных в САО РАН (В.Л. Афанасьевым и А.В. Моисеевым) предла­ -0. -0. -0. -0. -0. Рис. 1.2. Вариации параметров инструментального контура спектрографа RSS.

гается методика вычитания спектра ночного неба, которая в 0-м приближении учитывает изменение спектра ночного неба вдоль щели из-за вариаций контура.

Эта техника заключается в экстраполяции спектра с внешних областей кадра на центр в каждом столбце изображения с помощью полиномов низких степе­ ней (полиномы 2-й - 4-й степени). Далее эта методика будет фигурировать под названием “методика интерполяции”.

1.4.1. Методика деконволюции В работе [36] кратко упоминается метод деконволюции, который позволяет учесть вариации контура при вычитании спектра неба. Эта техника в том ви­ де, в котором она описана в [36], очень чувствительна к невычищенным следам космических частиц, битым пикселям и прочим артефактам ПЗС матрицы и первичной редукции. Самое главное, что эта методика требует параметризации формы инструментального контура. Использование стандартной параметриза­ ции в виде Гаусс-Эрмитовой функции (1.3) в ряде случаев может приводить к Рис. 1.3. Редуцированный спектр NGC 5440 до этапа вычитания спектра ночного неба (снят на БТА по программе А.В. Засова “Исследование динамического состояния дисков S0 галак­ тик”). Видны сильные эмиссионные линии ночного неба и видно как вдоль щели меняется толщина этих линий за счет изменения формы аппаратного контура вдоль щели. Желтыми полупрозрачными полосами обозначены области, спектр в которых используется для постро­ ения спектра ночного неба.

нестабильной работе алгоритма. Для негауссовых контуров, в некоторых случа­ ях Гаусс-Эрмитова параметризация может иметь отрицательные “крылья” (см.

Рис. 1.1 (справа)), что при работе с преобразованием Фурье, на котором осно­ ван метод, приводит к неустойчивой работе и возникновению артефактов в виде биений и синусоидальных помех в построенном спектре неба.

Нами была существенно доработана методика построения спектра неба на основе деконволюции и представлена в работе [37]. В доработанном виде мето­ дика не требует явного задания формы аппаратного контура, достигнута ста­ бильность и устойчивость алгоритма по отношению к невычищенным следам космических частиц и артефактов матрицы. Алгоритм состоит из двух принци­ пиальных шагов:

1. Би-сплайн представление. Используя дисперсионное уравнение, мож­ но отобразить в координатах “длина волны–отсчеты” двумерный нелинеа­ ризованный спектр в малой области по щели (1050 пикселей) в виде пере­ дискретизованного (oversampled) одномерного спектра. Далее этот спектр непараметрически аппроксимируется с помощью би-сплайнов. Детальное описание этой техники можно найти в работе [38]. Для корректного опи­ сания областей с сильным градиентом интенсивности, например, в обла­ сти эмиссионных линий необходимо использовать неравномерную сетку узлов для би-сплайн представления. Таким образом, спектр, отягощенный шумами, не вычищенными следами космических частиц и другими арте­ фактами, представляется в виде гладкой функции, которая может быть пересчитана на любую сетку по длинам волн. Построение передискрети­ зованного спектра возможно, если длина волны хотя бы слабо меняется вдоль столбца изображения, другими словами, линии равных длин волн наклонены к вертикали. Поэтому би-сплайн представление имеет смысл использовать только для нелинеризованных спектров. Именно использо­ вание этой техники делает работу предлагаемого алгоритма стабильной.

2. Деконволюция основана на использовании опорного двумерного спек­ тра, в роли которого может выступать спектр калибровочной лампы или спектр рассветного неба, которые являются “носителями” информации об инструментальном контуре. Для спектра ночного неба (, ) и опорного спектра (, ) можно записать соотношение 1.1:

Используя теорему о свертке, отношение фурье-образов спектра неба и опорного спектра будет выглядеть следующим образом:

где – обозначает Фурье преобразование. Это соотношение будет по­ стоянным как в области, свободной от вклада объекта, где мы анализи­ руем спектр неба (желтая полоса на Рис. 1.3), так и на объекте. Таким образом, используя это соотношение и опорный спектр в области на щели, где находится объект, мы можем получить спектр неба:

Сравнение с интерполяцией На примере галактики NGC 5440 было произведено сравнение методики вычитания неба на основе интерполяции и деконволюции. На Рис. 1.4 представ­ лен один и тот же участок двумерного спектра NGC 5440 после вычитания спектра ночного неба методикой интерполяции (слева) и деконволюцией (спра­ ва). Спектр неба был построен по одной и той же области (желтые полосы на Рис. 1.3). Видно, что после вычитания традиционной методикой остаются Рис. 1.4. Сравнение результатов вычитания спектра ночного неба разными методами. На обоих рисунках приведен один и тот же фрагмент двумерного спектра галактики NGC после вычитания спектра ночного неба методикой интерполяции (слева) и деконволюцией (справа). Для лучшей визуализации деталей на малых и больших интенсивностях к изображе­ нию применен фильтр гистограммного выравнивания интенсивности (histogram equalization).

Residuals, dex Metalicity, dex Рис. 1.5. Сравнение параметров звездного населения, полученных по одному и тому же спек­ тру NGC 5440, но с разным вычитанием вклада ночного неба. Слева показаны радиальные профили металличности и разности между оценками, полученными по спектру, к которо­ му применялись различные методики вычитания ночного неба: красные точки и линия – использовалась методика интерполяции, синие – деконволюция. Справа показан радиаль­ ный профиль дисперсии скоростей и разность оценок для разных методик вычитания неба.

Разность в оценках выражена в процентах, по отношению к самой величине.

артефакты – вертикальные полосы, которые, как оказывается, могут система­ тически влиять на анализ параметров звездного населения и кинематики звезд.

После этапа вычитания вклада неба звездный спектр NGC 5440 был про­ анализирован с помощью техники аппроксимации спектров моделями звездных населений NBursts (см. параграф 1.5). На Рис. 1.5 показано сравнение профи­ лей металличности и дисперсии скоростей звезд полученных по спектрам при разном вычитании неба. Видно, что во внешних, слабых областях галактики си­ стематические отклонения в профиле металличности могут достигать до 0.3-0. dex (2-3 раза) и порядка 10-15 % в дисперсии скоростей звезд, что несильно от­ личается от точности оценок.

При анализе звездного населения слабых объектов ( > 23 mag/arcsec) и/или внешних частей галактик необходимо очень внимательно подходить к вопросу вычитания спектра ночного неба. Присутствие в спектре артефактов от вычитания неба могу приводить к систематическому завышению, в первую очередь, оценок металличности, а так же оценок дисперсии скоростей звезд.

1.4.2. Методика интерполяции в частотном домене Не всегда имеется возможность использовать опорные спектры для постро­ ения модельного спектра ночного неба. Спектры рассветного/сумеречного неба не всегда наблюдаются из-за меняющихся погодных условий. При использо­ вании в качестве опорного спектра калибровочных экспозиций с эмиссиями (He-Ne-Ar, Ar лампы), надо иметь в виду, что инструментальный контур мо­ жет отличаться от контура при наблюдениях объекта, например, из-за эффек­ та телецентризма или из-за вариаций контура в течении наблюдений. Поэтому мы предложили еще один способ построения спектра ночного неба, который основан на процедуре экстраполяции в частотном домене.

Как показал анализ спектров рассветного/сумеречного неба, форма инстру­ ментального контура спектрографов SCORPIO/SCORPIO-2 меняется достаточ­ но сильно, но при этом монотонно вдоль щели. Если сделать Фурье-преобра­ зование изображения вдоль дисперсии, то в области доминирования ночного неба фурье-образ так же будет меняться монотонно. Пользуясь этим фактом мы предлагаем использовать стандартную методику интерполяции полинома­ ми для спектров в частотном домене. После построения модели фурье-образа в области объекта не составит труда перейти к обычному спектру обратным Фурье преобразованием. Фурье-образ изображения спектра является комплекс­ ной величиной, поэтому экстраполяцию нужно проводить отдельно для дей­ ствительного и мнимого изображения. В таком варианте построения модели ночного неба не требуется опорный спектр рассветного/сумеречного неба, в то же время качество модели не уступает с методики деконволюции [37].

1.5. Анализ редуцированных данных Дальнейший анализ заключался в аппроксимации наблюдаемых абсорбци­ онных спектров галактик моделями звездного населения высокого разрешения.

Для этого мы использовали программный пакет NBursts [39, 40], который является расширением методики попиксельной аппроксимации спектров ppxf [35]. Используемый подход позволяет извлекать информацию о звездном компо­ ненте одновременно из всех доступных участков спектра, а не только из отдель­ ных абсорбционных линий, как, например, происходит при определении Лик­ ских индексов отдельных линий [41, 42] – индикаторов свойств звездных насе­ лений. Еще одно очень важное преимущество алгоритма попиксельной аппрок­ симации перед подходом Ликских индексов заключается в возможности анали­ зировать галактики с сильными эмиссиями: можно легко исключать участки спектра с наиболее сильными эмиссионными линиями, оставляя участки, где светит исключительно звездное население. Кроме того, в работах [39, 40] пока­ зано, что метод попиксельной аппроксимации спектров дает в 1.5-2 раза более высокую точность определения параметров звездных населений по сравнению с подходом Ликских индексов.

Процедура определения параметров звездного населения заключается в нелинейной минимизации квадратичной разницы (2 ) между наблюдаемым спек­ тром и моделью. Модель представляет собой спектр синтетического звездно­ го населения для данной истории звездообразования (SFH), свернутый с па­ раметризованным распределением скоростей звезд по лучу зрения (LOSVD).

Мы использовали синтетические спектры звездного населения, рассчитанные эволюционным кодом Pegase.HR [43] на основе звездной библиотеки высоко­ го разрешения ELODIE3.1 [33] для простой истории звездообразования в виде одной короткой вспышки (SSP – Simple Stellar Population). Параметрами звезд­ ного населения в SSP модели являются возраст вспышки звездообразования (Gyr) и металличность [Z/H] (dex), при этом начальная функция масс Сол­ питера является фиксированной в модели. Распределение скоростей по лучу зрения (LOSVD) задается в виде Гаусс-Эрмитового ряда [34], чтобы учесть воз­ можные отклонения LOSVD от чистой гауссианы. Кроме того, в модель входит мультипликативный континуум, который позволяет учесть ошибки абсолютной калибровки потоков как в наблюдательных данных, так и в звездной библио­ теке, на основе которой считались модели звездных населений, а кроме того учесть поглощение пылью. Для учета инструментального контура спектрогра­ фа перед минимизацией мы сворачивали сетку моделей звездных населений с определенным ранее инструментальным контуром. Наличие даже слабых эмис­ сионных линий и/или остатки от вычитания наиболее сильных линий ночного неба может смещать оценки параметров звездного населения, поэтому чтобы ис­ ключить этот эффект, мы маскировали области размером 10-15 вокруг них.

В результате 2 –минимизации определяются следующие параметры: лучевая скорость (км/с), дисперсия скоростей звезд на луче зрения (км/с), коэф­ фициенты, характеризующие негауссовость LOSVD, 3, 4, SSP-эквивалентные оценки возраста (млрд. лет) и металличности [Z/H] (dex) звездного населе­ ния.

Спектральные наблюдения проводились с длинной щелью, которая была ориентирована вдоль большой оси исследуемых галактик. Поскольку поверх­ ностная яркость галактик очень сильно падает с расстоянием от центра, то спектры внешних областей галактики имеют низкий “сигнал-шум”. Для его уве­ личения мы использовали процедуру адаптивного биннинга, которая заключа­ ется в формировании бинов разного размера для накопления в каждом бине отношения “сигнал-шум” больше наперед заданного значения (обычно больше 20-30).

После построения модели звездного населения, т.е. абсорбционного спектра во всем диапазоне длин волн, мы вычитали ее из наблюдаемого спектра и по­ лучали чистые эмиссионные линии ионизованного газа, которые далее аппрок­ симировали гауссианами, и так мы анализировали кинематику и отношения потоков в линиях.

Используемые нами модели звездного населения Pegase.HR рассчитаны на основе библиотеки звезд солнечной окрестности, обладающих солнечным обилием -элементов, поэтому модели рассчитаны только для солнечного оби­ лия [/Fe]. В настоящее время развиваются методы для построения моделей звездного населения с учетом несолнечного [/Fe] (см. например работы [44] и [45]), однако получаемые модели рассчитываются на достаточно редкую и огра­ ниченную сетку параметров и поэтому пока уступают по качеству моделям с солнечным обилием [/Fe]. Еще одной проблемой построения моделей с несол­ нечным обилием -элементов состоит в неизвестном влиянии величины [/Fe] на эволюционные треки звезд, которые лежат в основе построения эволюцион­ ных моделей. Однако, обилие -элементов несет в себе важную информацию о длительности вспышке звездообразования, которая породила основную массу звезд. Если вспышка была очень короткой, короче 1 млрд. лет, тогда в звезд­ ном населении будет наблюдаться избыток -элементов по отношению к железу в сравнении с солнечным химическим составом; при длительной истории звез­ дообразования отношение обилий железа и -элементов, в частности магния, становится солнечным [46, 47]. Чтобы не упустить возможность оценить столь важный параметр – обилие -элементов, в звездном населении исследуемых галактик, мы применили к спектрам помимо метода попиксельной аппроксима­ ции более классический подход Ликских индексов, который позволяет оценить величину обилия магния / (элемента -процесса). Мы определили для наших наблюдаемых спектров Ликские индексы H, Mgb, Fe5270, Fe5335, опре­ деления которых брались из работ [41, 42], и сравнивая их с модельными значе­ ниями, рассчитанными в рамках детальных расчетов моделей синтеза звездных населений [48], получили оценку величины [Mg/Fe].

1.6. Непараметрическое восстановление LOSVD Основными структурными компонентами спиральных и линзовидных га­ лактик являются вращающийся плоский диск и медленно вращающийся сфе­ роидальный балдж. Звезды, принадлежащие этим подсистемам, имеют сильно отличающиеся кинематические характеристики. Результирующее распределе­ ние звезд по скоростям на луче зрения (LOSVD, далее обозначено как ()) в области, где вклад от диска и балджа сопоставим может сильно отличаться от чисто гауссового распределения. Еще одним примером где можно встретить очень сложный вид звездного LOSVD – это галактики с противовращением звездных дисков, исследование такой галактики IC 719 представлено в Главе (см. также [49]).

В первом приближении негауссовость LOSVD можно учесть используя пред­ ставление в виде Гаусс-Эрмитовой функции [34] (формула 1.3). Однако в неко­ торых случаях Гаусс-Эрмитова функция дает нефизичное представление звезд­ ного LOSVD. Во-первых, можно подобрать такие коэффициенты Эрмита 3, 4, которые будут соответствовать LOSVD с отрицательными “крыльями”. Кроме того, в случае, когда LOSVD имеет сложное распределение в виде двух макси­ мумов, которое встречается у галактик с противовращением, Гаусс-Эрмитово представление также дает очень грубое приближение (см. Рис. 5.3 (справа)). По­ этому возникает необходимость для таких сложных, тем не менее встречающих­ ся, случаев корректно восстанавливать распределения звезд по скоростям на луче зрения без привлечения Гаусс-Эрмитовой параметризации. Для этого мы разработали алгоритм непараметрического восстановления звездного LOSVD на основе метода попиксельной аппроксимации спектров, не требующий апри­ орной информации об LOSVD.

Наблюдаемых спектр, приведенных к логарифмической шкале длин волн, является сверткой опорного спектра звездного населения со звездным LOSVD.

Наш алгоритм заключается в непараметрическом восстановлении ядра свертки.

В качестве опорного спектра мы предлагаем использовать модельный спектр звездного населения, параметры которого (возраст и металличность [Z/H]) определяются аппроксимацией наблюдаемого спектра с помощью NBursts (см.

параграф 1.5). Для учета влияния на спектр инструментального контура перед процедурой восстановления LOSVD происходит свертка опорного спектра с за­ ранее определенным инструментальным контуром. Операцию свертки можно представить в виде матричного линейного уравнения Ax = b, где x - искомое распределение по скоростям (столбец), b - наблюдаемый приведенный к лога­ рифмической шкале длин волн спектр (столбец), а A - это матрица, в каждой строке которой смещенный на один пиксель (бин по скорости) один и тот же опорный спектр. Количество пикселей спектра существенно превышает число пикселей (бинов) в искомом векторе x, таким образом записанное матричное соотношение является переопределенным. Существует много методов решений и соответствующих программных средств для подобных уравнений. Мы исполь­ зовали IDL реализацию1 линейного алгоритма наименьших квадратов с ограни­ чением параметров bvls (The Bounded-Variables Least-Squares), предложенный в книге [50]. Использование именно этой программы позволяет корректно огра­ ничить LOSVD только положительными значениями. Как известно, решение обратной задачи, в частности задача о поиске ядра свертки, очень чувствитель­ на к шумам в наблюдениях, в нашем случае в спектре (вектор b). Когда уровень шумов в спектре высокий (S/N>100), LOSVD восстанавливается очень уверен­ но, но на шумных данных решение получается нефизичным. Для стабилизации работы алгоритма со спектрами с шумами мы накладываем требование на глад­ кость искомого решения введением сглаживающего регуляризирующего члена () = · · ·, где дифференциальный оператор -го порядка. В кни­ ге [51] (Гл. 19) приводится подробное описание как можно исходное матричное уравнение преобразовать для поиска решения, на котором будет выполнятся минимум величины () = 2 + (). Разностный оператор, по сути да­ ет производную вектора, а регуляризирующий член () – это скалярная величина, которая тем больше, чем больше -я производная от. Таким обра­ зом, минимальное значение () реализуется на таком решении задачи x, при котором удовлетворяется исходная задача и достигается необходимое условие гладкости (производную -го порядка стремятся к нулю). Выбор оптимально­ го значения параметра подробно обсуждается в [51]. Похожие методы уже использовались ранее для восстановления LOSVD (см. например [52]), но отли­ чие и преимущества предлагаемого нами метода в том, что в качестве опорного спектра используется не спектры отдельных звезд какого-то конкретного типа, а модельный спектр звездного населения, которое лучшим образом описывает звездный состав галактики.

Реальные наблюдаемые спектры галактик отягощены поглощением пылью http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~mxc/software/bvls.pro и/или неучтенной спектральной чувствительностью матрицы и пропусканием оптики и атмосферы. Все эти эффекты ведут к расхождению реально наблюда­ емых спектров с модельными спектрами звездных населений. Чтобы учесть это расхождение мы реализовали итерационную процедуру, на каждом шаге кото­ рой происходит подгонка мультипликативного полиномиального континуума и восстановление LOSVD. После 3-4 итераций процедура сходится и дальнейшее изменение формы континуума и/или LOSVD прекращается. Также мы реали­ зовали возможность маскировать некоторые участки в спектре, включение в анализ которых может привести к смещенным оценкам параметров. Это опция используется для исключения из подгонки областей сильных эмиссий, сильной абсорбционной линии-дублета натрия NaD5895, которая не воспроизводится моделями звездных населений, потому что обусловлена межзвездным поглоще­ нием.

На Рис. 1.6 приведен результат Монте-Карло симуляций процедуры вос­ становления звездной LOSVD. Мы построили модельный спектр звездного на­ селения с возрастом около 10 млрд. лет и металличностью -0.1 dex, свернули со сложным распределением звезд по скоростям (оранжевая линия на Рис. 1.6) и сгенерировали набор 200 спектров со случайными шумами на уровне “сигнал­ шум” / = 40 и применили нашу методику восстановления LOSVD к каждой реализации спектра с параметра = 0.01 (при = – вклад в функционал () от 2 и регуляризирующего члена () равны) и дифференциальным оператором 3-го порядка. Серое облако на Рис. 1.6 обозначает найденные рас­ пределения звезд по скоростям для каждой реализации спектра. Видно, что методика с выбранными параметрами, несмотря на небольшое смещение и раз­ брос относительно истинного решения, в целом очень хорошо воспроизводит LOSVD даже на достаточно шумных данных.

Впервые эту методику мы применили для анализа спектра яркой линзо­ видной галактики NGC 524 (см. работу Катков и др.[53]), которая обладает практически круглыми изофотами, но в то же время имеет очень высокую ам­ плитуду лучевой скорости. В результате непараметрического восстановления звездного LOSVD, мы обнаружили у этой галактики две подсистемы звезд, од­ на соответствует горячему быстро вращающемуся диску, а вторая балджу (см.

Рис. 1.7). Еще одно применение нашей методики было найдено при исследо­ вании противовращающихся звездных дисков в линзовидной галактике IC (подробности смотри Главу 5 и работу [49]).

1.7. Двух-компонентный анализ спектров Предложенная выше (параграф 1.6) методика непараметрического восста­ новления распределения звезд по скоростям на луче зрения (LOSVD) позво­ ляет обнаружить вклад в интегральный спектр динамически различных звезд­ ных подсистем, обладающие различающимися кинематическими свойствами.

Однако разные звездные подсистемы вероятно обладают своей историей фор­ мирования, а следовательно и разными свойствами звездных населений, что неминуемо будет отражаться в разных спектральных особенностях. Поэтому Rel. flux Рис. 1.7. Слева: сопоставление наблюдаемого спектраmodel. Black and white crosses correspond velocity prole obtained using one-component (черная линия) галактики NGC to the ‘bulge’ and ‘disk’ components in the two-component model. Right panel. The на радиусе LOSVDот the radii и модельного спектра (красная линия), также приводится их разность;справа показан результат восстановления из спектра распределения звезд по скоростям на луче зрения (LOSVD) для галактики NGC 524. Разные линии соответствую 3.1. SSP-equivalent parameters and emission-line kinematics спектрам на разных расстояниях от центра галактики.

We derived the parameters of internal kinematics and stellar populations of NGC 524 by tting high-resolution PEGASE.HR (Le Borgne et al. 2004) simple возникает желание для галактических систем, у которых удается выделить по stellar population (SSP) models against our spectra using the nbursts full spectral tting technique (Chilingarian et al. 2007a,b). We determined SSP-equivalent ages кинематике T(по LOSVD) различные подсистемы, иметь возможность опреде­ and metallicities [Z/H] of the stellar population as well as the stellar kinematics using the Gauss-Hermite parametrization up to the 4th moment, i.e., v,, h3 and лить их свойства звездных населений. Первые попытки определения многоком­ h4 (van der Marel & Franx 1993). The derived parametric LOSVD exhibits a strong asymmetry leading to the non-physical values of h3 and h4 (see Figure 1, понентной динамики, связанной с многокомпонентным звездным населением, right) corresponding to signicantly negative LOSVD “wings”.

The emission-line spectrum at every spatial bin was obtained by the subtraction предпринимались в работе Де Брайн the best-tting model) fromиспользуя звездные of the stellar contribution (i.e., и др. [54], где авторы, the observed spectrum.

спектры, моделировали it with pure Gaussians convolved withratios. in order to determine the kinematics of the ionized gas and emission-line Мы предлагаем более совершенное приближение, основанное на методике We propose a non-parametric recovery technique based on the full spectral попиксельной аппроксимации спектров NBursts, где динамически отличающи­ tting requiring no a priory LOSVD knowledge. The logarithmically rebinned model spectrum, F() is the convolution of the звездным еся звездные компоненты представляются составным assumedmax населением (в normalized LOSVD, L(v), with the rest-frame SSP model, Fr (w): F(w) = umin Fr (w u)L(u)du, SSP моделями). В нашем подходе наблюдаемый спектр SSP model of the nbursts where w = ln(), u = ln(1 + v/c). We used the output аппроксимируется мо­ tting as a template spectrum Fr. This equation can be considered as a linear делью, состоящей problem whose solution простого звездного населения (SSP)Hence, inverse из суммы спектров is very sensitive to the noise in the data. двух we chose to regularize the problem by requiring the LOSVD to be smooth. In компонентов, каждыйso, we use the cubic penalization P(L) = LT · DT · D · L, where D order to do из которых свернут со своей LOSVD, параметризован­ is the third-order dierence operator. The function to be minimized is given by ной простойгауссианой. В discussion on the choiceоптимальных параметров модели Using this technique, we conrmed a strong asymmetry of the NGC 524 LOSVD.

заключается в минимизации квадратичной невязки в следующем виде: along the Figure 2 displays the result of the LOSVD recovery for the long-slit data kinematical major axis as a position-velocity diagram (left panel). The LOSVD proles at radii [ 0 · 25 arcsec are shown* (,right.

где, – это наблюдаемый спектр в каждом -м пикселе и его пуассонов­ ский шум, преобразованный через всю систему редукции данных; (, ) – распределение звезд по скоростям на луче зрения (LOSVD) в виде гауссианы;

(, ) – спектр (SSP) звездного населения для -го компонента, для данно­ го возраста и металличности ; мультипликативный континуум в виде суммы ряда из полиномов Лежандра до 1 порядка, который корректирует разницу в континууме модельного и наблюдаемого спектров и коэффициенты которого определяется линейным методом наименьших квадратов на каждом шаге нелинейного минимизирующего цикла; – вес каждого компонента. Мы рассматриваем вариант только двух компонентов, поэтому = 1, 2. Поскольку общий уровень континуума регулируется мультипликативным континуумом, то на деле вместо двух параметров 1 и 2 используется относительный вклад одного из спектров.

Изначально в стандартном варианте пакета программ NBursts была за­ ложена возможность построения модели спектра, состоящей из набора несколь­ ких звездных населений, отсюда берет свое начало название NBursts – “N вспышек”. Добавление опции раздельной кинематики для каждого звездного населения с программной точки зрения было нами сделано достаточно просто, но возникли проблемы с устойчивостью поиска оптимального набора парамет­ ров модели. Процедура стала устойчивой только после включения параметра в число параметров нелинейной минимизации, изначально определялся в ходе линейной минимизации. Это было связано с предысторией развития па­ кета NBursts. NBursts был создан на основе алгоритма ppxf [35], который был разработан для определения звездной кинематики галактик и заключался в поиске LOSVD при аппроксимации наблюдаемого спектра линейной комби­ нацией спектров звезд. NBursts был идеологическим продолжением, где вме­ сто набора спектров звезд был предложен набор модельных спектров звездных населений, параметры которых были включены в нелинейную минимизацию.

Определение вклада в интегральный спектр каждого компонента в случае ап­ проксимации спектра несколькими звездными населениями было использовано как в ppxf, где коэффициенты линейного разложения определялись внутри нелинейного цикла, минимизирующего 2 варьированием параметров кинема­ тики и континуума. Дополнительными преимуществами включения в набор параметров основного цикла является легкость контролирования этого пара­ метра (допустимый диапазон варьирования, шаг варьирования, возможность зафиксировать параметр), а также возможность простого введения в миними­ зацию регуляризирующего члена, зависящего от, чтобы ограничить область искомых решений. Можно привести в пример два случая, которые были реали­ зованы введением регуляризации: 1) Подавление до нуля одного из компонентов в случае если его вклад в интегральный спектр на уровне шума. Это можно до­ стичь добавлением к 2 члена, который отличен от нуля при малых значениях (к примеру меньше 0.05) и растет линейно с уменьшением ; 2) Поиск реше­ ний близких к какому-то наперед заданному значению. Если, например, из фотометрических данных известен примерный вклад каждого компонента, что не дает основания для строгой фиксации параметра, можно ввести регуляриза­ цию, которая будет увеличивать добавку к 2 в виде | |, где – примерная оценка относительного вклада одного из компонентов. Вторая опция была использована при декомпозиции спектров галактики NGC 524.

Впервые методика декомпозиции спектра галактики на два компонента с независимой отдельной кинематикой была нами применена для анализа спек­ тра галактики NGC 524. По результатам этого анализа, мы обнаружили, что в центральной части этой галактики присутствуют быстро вращающаяся ди­ намически холодная подсистема звезд, относящаяся по-видимому к диску, и динамически горячая медленно вращающаяся подсистема звезд с очень высо­ кой дисперсией звезд 300 км/с. Параметры звездных населений также от­ личаются – компонент, соответствующий балджу, имеет очень старое звездное - Fig. 3. SCORPIO long-slit spectroscopic data. Upper row: single component spectral Рис. 1.8. Верхний 20) in the ‘green’ нализа длиннощелевого спектра SCORPIO для NGC tting (S/N = ряд – результат spectral domain. Lower row: two-component spectral tting (S/N = 40). Black points and grey squares correspond to the ‘disk’ and ‘bulge’ в рамках однокомпонентного the grey спектра; нижний ряд – результат декомпозиции спек­ components, respectively, анализа line shows the H kinematics and the light grey тра на два компонента с a relative bulge contribution. слева направо: радиальные профили shaded region presents разной кинематикой. Панели лучевой скорости, дисперсии скорости, возраста и металличности.

3.3. Two-component parametric LOSVD recovery Another approach we use is a full spectral tting using a two-component model население, оценки упираются в верхний предел диапазона сетки используемых where dierent stellar population components have two dierent pure Gaussian LOSVDs. An optimal template is represented by a linear combination of two SSPs characterized by their ages and metallicities, 17 млрд. convolved with моделей, а население диска чуть моложе около 16each of themлет. В центре, ме­ талличность дискаLOSVD. выше балджа и падает с радиусом, где диск быстро its own Gaussian немного We t the data for NGC 524 using two SSPs. Our parametric tting procedure становится болееdetermine металлами по отношению к балджу. Вbut here внеш­ may be used to бедным relative contributions of SSP components, самых we x them to the bulge plus the inner disk (1st SSP) and the outer disk (2nd SSP) них частях галактики, возможно присутствует противовращающийся (2009).

components of the total light prole decomposition derived by Sil’chenko звездный компонент с быстрым вращением и дисперсией близкой к дисперсии основного

4. RESULTS AND DISCUSSION

диска.

4.1. Kinematics Методику двух-компонентного 524 clearly demonstrates применена дляat At all radii the LOSVD of NGC анализа спектра была the presence of изу­ чения противовращающихся звездныхFigs. 2–3вconrmed independently by the least two components clearly visible in дисков линзовидной галактике IC 719, non-parametric and parametric LOSVD reconstruction on SAURON and SCORкоторой посвящена Глава region of the[49]. Независимо от нас схожие методики PIO datasets. The inner 5 и работа galaxy, which corresponds to a small exponential pseudobulge identied by Sil’chenko (2009), is very hot in a dynamical sense были представлены двумя научными km s1.

анализаwith the velocity dispersion exceeding 300 группам. В работе Коккато и др This component disappears at about R 20, where we see a sharp drop in [55] авторы применили методику декомпозиции на основе программы ppxf для the velocity dispersion and radial velocities increasing outwards, suggesting the counter-rotation with respect to the main disk (see the bottom panels of Fig. 3). At исследования кинематики и свойств звездных населений противовращающихся the radii R > 20, the LOSVD recovered non-parametrically also becomes strongly звездных дисков в галактикеcomponent clearly visible in Fig. 1. изучила звездные bi-modal with the secondary NGC 5719, а позже эти авторы 4.2. Stellar populations and emission-line ratios Radial variations of the stellar population parameters derived from the SSP населения еще двух хорошо известных примеров галактик с противовращением – NGC 3593 и NGC 4550 [56]. Вторая группа ученых тоже исследовала галактику NGC 4550 очень схожей методикой, основанной на ppxf (см. работу Джохнстон и др. [57]). Одним из авторов работы [57] является Мишель Каппеллари, один из двух авторов программного кода ppxf, который опосредованно через NBursts лег в основу и наших программ. Поскольку обе группы модифицировали про­ граммы ppxf то их анализ заключался в аппроксимации наблюдаемого спектра суммой двух компонентов с разной кинематикой, каждый из которых является линейной комбинацией набора звезд. Параметры звездных населений получают­ ся из анализа Ликских индексов отдельных абсорбционных линий в модельных спектрах отдельных компонентов. Если используемым набором звезд не удастся полностью воспроизвести спектры отдельных компонентов (mismatch problem), то анализ звездных населений в таком подходе даст смещенные оценки. В этом заключается методическое отличие нашей методики и ее преимущество – пара­ метры населений определяются самосогласованно.

1.8. Выводы В этой Главе были описаны режимы наблюдений на телескопах БТА и SALT и процесс первичной редукции наблюдательных данных. Особое внима­ ние было уделено разработанным нами методам вычитания вклада спектра ноч­ ного неба в спектры объектов, показано к каким систематически эффектам мо­ жет привести некачественное вычитание вклада неба. Описан метод анализа ре­ дуцированных спектров, который позволяет получить параметры кинематики и свойств звездных населений, которые обсуждаются в последующих главах Раз­ работан и протестирован метод непараметрического восстановления распреде­ ления звезд по скоростям на луче зрения и метод одновременного определения параметров кинематики и свойств звездных населений при двух-компонентной декомпозиции спектра.

Выборка изолированных линзовидных галактик В этой Главе описан методический аппарат, который позволил провести анализ свойств изолированности галактик в Местном Сверхскоплении и его окрестностях, представлены критерии выделения выборки изолированных лин­ зовидных галактик, не имеющих в своем окружении сопоставимых по яркости влиятельных “соседей”, и представлена выборка из 22-х изолированных галак­ тик, объекты которой были детально исследованы на 6-м телескопе БТА и те­ лескопе SALT.

2.1. Методический аппарат 2.1.1. Алгоритм кластеризации Для поиска подходящих объектов для дальнейших детальных исследова­ ний мы опирались на подход, который был разработан в Лаборатории внега­ лактической астрофизики и космологии САО РАН группой И.Д. Караченцева.

Их подход был предложен в серии работ и заключался в проведении кластерно­ го анализа к галактикам Местного Сверхскопления и его окраинам для выде­ ления групп галактик [58], триплетов [59], пар [60] и изолированных галактик [61]. Приведем здесь краткое описание некоторых деталей их подхода.

Необходимые данные о видимых звездных величинах, морфологических типах галактик и лучевых скоростях были взяты из обновленной базы данных HyperLEDA1 и базы данных NED2 и дополнены измерениями лучевых скоро­ стей из обзоров SDSS [62], 6dF [63], HIPASS [64], ALFALFA [65]. Кластеризация http://leda.univ-lyon1.fr/ http://ned.ipac.caltech.edu/ проводилась для 13 тыс. галактик с лучевой скоростью относительно Мест­ ной группы < 4000 км/с и галактической широтой || > 10. Особенностью предлагаемого авторами алгоритма кластеризации является учет индивидуаль­ ных характеристик галактик, в частности, индикатора массы галактики – све­ тимости в фильтре ближнего инфракрасного диапазона. В случае отсутствия звездных величин в фильтре использовались доступные оптические величи­ ны,,, и величины ближнего инфракрасного диапазона, для пересче­ та в величины. На первой итерации алгоритма кластеризации объединение галактик в пару происходит в том случае, если виртуальная пара “” удовлетво­ ряет условиям отрицательной полной энергии: /2 < 1 и нахождения ее компонентов внутри “сферы нулевой скорости”, т.е. галактики пары не удаля­ ются друг от друга в Хаббловском расширении: 0 /8 < 1. Здесь и – разности лучевых скоростей и взаимные проекционные расстояния, суммарная масса, выраженная через светимость в фильтре. На последующих итерациях пары и структуры более высокой кратности (триплеты, группы) рас­ сматриваются как единые объекты с массой равной суммарной массе всех ком­ понентов и со скоростями и положениями равными средним значениям для всех компонентов. Итерации продолжаются до тех пор, пока не останется объектов, удовлетворяющих принятым критериям. Свободным параметром процедуры, предложенной авторами, является безразмерная величина с помощью которой происходит перерасчет светимости галактики в ее массу: / = /.

Этот свободный параметр был принят значению = 6, при котором в ходе кластеризации наилучшим образом воспроизводятся структура и вириальные массы близких хорошо изученных групп. Одним из промежуточных продуктов работы алгоритма является список попарных индексов изолированности меж­ ду двумя любыми галактиками выборки. Индекс изолированности () между двумя галактиками – это положительная величина, характеризующая взаимное динамическое влияние обоих компонентов друг на друга. В случае несвязанной пары индекс больше нуля и равен числу раз, в которое нужно увеличить массу одного из компонентов, чтобы пара стала удовлетворять принятым кри­ териям объединения. И наоборот, в случае связанной пары меньше нуля и равен числу раз, в которое нужно уменьшить массу, чтобы пара стала несвязан­ ной. В ходе кластеризации при 1 происходит объединение в физическую пару. Одно и тоже значение индекса изолированности может реализоваться для широкой пары галактик сопоставимых светимостей и тесной пары, состоящей из гигантской галактики и близкого, но слабого спутника.

Авторы рассматриваемого подхода любезно предоставили нам всю проме­ жуточную информацию, возникающую в ходе работы алгоритма кластериза­ ции. Этот объемный массив данных содержит как параметры галактик, так и параметры характеризующие иерархическую структуру групп и окружение га­ лактик поля, в том числе взаимные индексы изолированности для любой пары галактик. Предоставленные данные организованы в виде объектно-реляцион­ ной базы данных PostgreSQL.

2.1.2. Свойства изолированности галактик Чтобы описать интегральные свойства изолированности галактик Местно­ го Сверхскопления и его окрестностей мы, располагая предоставленной базой данных, для каждой галактики определили минимальное значение индекса, т.е. величины, характеризующие наиболее влиятельного “соседа”. Для галактик, не входящих в состав групп или скоплений, находился поиском наиболее тес­ ной пары из таблицы попарных индексов. В случае галактик членов групп или скоплений под минимальным понимается индекс изолированности на итера­ ции, в которой рассматриваемая галактика объединяется с другим объектом или с уже образованным конгломератом галактик (пара/триплет/группа). Воз­ можность посчитать минимальный индекс изолированности имеется благодаря наличию в базе данных детальной информации об объединениях на каждой итерации.

После того, как для каждой галактики была соотнесена минимальная вели­ чина индекса изолированности мы построили распределения галактик по для различных морфологических типов (Рис. 2.1). Видно, что характер распреде­ лений качественно отличается в плотном окружении групп/скоплений ( < 1) и в поле ( > 1), но для различных морфологических типов очень похож. В случае плотного окружения распределение в логарифмических осях имеет ли­ нейный спад в область малых, во втором случае наблюдается стремительный завал в сторону разреженного окружения. Такое поведение распределения на больших значениях ожидается в виду отсутствия абсолютно изолированных галактик – всегда на каком-то расстоянии найдется “сосед”, поэтому сложно представить галактику с очень большим значением индекса. В тоже время, легко представить очень тесную пару, например взаимодействующих, галактик, для которых индекс изолированности будет экстремально низким, что объясня­ ет очень протяженный хвост распределения в область низких значений.

На Рис. 2.2 представлены распределения галактик по морфологическим типам для подвыборок с разной степенью изолированности. Видны давно из­ вестные наблюдательные свидетельства (см. например [12, 66, 67]),что доми­ нирующей популяцией в плотном окружении являются галактики ранних мор­ фологических типов (E/S0), а в разреженном окружении доминируют поздние спиральные и иррегулярные галактики.

2.2. Построение выборки изолированных линзовидных галактик В работе [61] И.Д. Караченцев и др. приводят каталог 520 наиболее изоли­ рованных близких галактик LOG (“Local Orphan Galaxies”). Для составления списка изолированных линзовидных галактик мы могли бы взять за основу LOG каталог, однако он содержит всего лишь 17 галактик ранних типов ( < 0), что не может претендовать на репрезентативную выборку. Поэтому на основе предоставленной информации мы отобрали из всех галактик Местного Сверх­ скопления выборку, объекты которой удовлетворяют следующим критериям:

морфологический тип 3 < < 0 (от E/S0 до S0a);

все галактики в иерархии сверху (более яркие галактики), к которым рас­ сматриваемая галактика может присоединиться в случае увеличения пара­ метра кластеризации в раз, имеют индекс изолированности > 2.5;

все галактики в иерархии снизу, которые потенциально могут присоеди­ няться к рассматриваемой, имеют индекс изолированности > 2.5 или 1 < < 2.5, но при этом разность в фильтре должна быть более звездных величин.

В результирующем списке оказалась 281 галактика. В Таблице 2 в Приложе­ нии А для каждой галактики приведены название, координаты, морфологиче­ ский тип по базе HyperLEDA, лучевая скорость относительно Местной группы 1400 II 10 скорость газа мы использовали двумерные поля лучевых скорооколоядерного диска. На > 10 скорость газа мы использовали двумерные поля лучевых скоробыстро падает – симметрично сс обеих сторон от стей, полученные по данным спектрографа интебыстро падает – симметрично обеих сторон от стей, полученные по данным спектрографа интецентра, причем более круто, чем можно ожидать грального поля SAURON (рис. 4a,б). В интервале имеет регулярный характер и прослеживается до 80. Совсем иначе ведет се­ бя скорость газа. Градиент скорости на < 10 немного более крутой, чем для звезд, при этом регулярная скорость вращения прослеживается только в пределах околоядерного диска. На > 10 скорость газа быстро падает сим­ метрично с обеих сторон от центра, причем более круто, чем можно ожидать при круговом вращении в одной плоскости. Такой характер кривой указывает на то, что газовая система динамически обособлена от звездной. Без построения двумерного поля скоростей было бы трудно судить об ориентации плоскости, в которой движется газ, хотя о том, что она сильно наклонена к лучу зрения, свидетельствует упоминавшаяся выше пылевая дуга. Отношение видимых по­ луосей для нее составляет примерно 1:10 (для тонкого диска это соответствует наклонению 84 ). Резкое падение скорости газа по обе стороны от центра на границе “кольца” в этом случае говорит об изгибе газового слоя и/или о рез­ ком возрастании некруговых движений в области, где газовый диск “входит” в звездный. По-видимому, этот эффект наблюдается на западной стороне от ядра, где выделяется область некруговых движений газа, которые ярче всего демонстрирует линия [O III]: лучевые скорости газа там на 20–60 км/с выше, чем скорости звезд. На изображении галактики эта область совпадает с концом пылевой дуги, где она переходит в темное пятно.

Чтобы оценить ориентации плоскостей вращения звезд и газа в централь­ ной области NGC 4124, мы использовали двумерные поля лучевых скоростей, полученные по данным панорамного спектрографа интегрального поля SAURON (Рис. 5.12). В интервале расстояний от центра 7 35 звездный компонент де­ монстрирует регулярное круговое вращение с постоянными параметрами ориен­ тации плоскости вращения. Применение метода скользящих наклонных колец (tilted-rings) дает уверенные оценки для углов ориентации: позиционный угол линии узлов 0 = 292, что совпадает с ориентацией большой оси изофот, и наклон плоскости вращения к лучу зрения * = 63 ±4, также согласующийся с формой изофот в пределах поля зрения SAURON (см. выше). Анализ поля ско­ ростей газа, проведенный ранее в рамках обзора ATLAS-3D, содержит только ориентации кинематических больших осей (поскольку сделан методом кинемет­ рии фурье-разложением поля лучевых скоростей в азимутальном направлении [171]): в статье Дэвис и др. [23] приводятся значения. = 293 ± и. = 296 ± 12. Для оценки ориентации газового диска мы исполь­ зовали поле скоростей ионизованного газа, построенное по эмиссионной линии H. Распределение потоков в линии [O III]5007 выглядит довольно фрагменти­ рованным, а величина потока по всему полю меньше потока в линии H (см.

Рис. 5.13). Наиболее яркая область на Рис. 5.13 соответствует ядру галактики, а вторая яркая эмиссионная область расположена вблизи конца пылевой дуги.

Ориентация кинематической большой оси газового диска видимо совпадает с линией узлов звездного диска. При этом угол наклона плоскости вращения к лучу зрения на всем протяжении газового диска, вплоть до = 12, получается очень большим, > 82. Таким образом, наши кинематические данные свиде­ тельствуют в пользу ориентации газового диска практически с ребра, подтвер­ ждая визуальное впечатление от ориентации околоядерной кольцевой пылевой структуры. Учитывая ориентацию диска, мы приходим к выводу, что газовый диск наклонен к плоскости симметрии галактики (к плоскости звездного диска) на 11 25.

Звездная дисперсия скоростей в области < 20 не превышает величи­ ны 35–45 км/с (см. Рис. 5.11) и имеет два симметричных относительно центра минимума, локализованных в кольце повышенной яркости эмиссионной линии H. В центре, где доминирует балдж, она максимальна, однако за пределами околоядерного диска дисперсия монотонно спадает до значений 10-20 км/с на 72 80. Анализ звездных населений мы проводили на основе только длин­ нощелевых данных, которые имеют более высокое отношение “сигнал-шум” и более высокое спектральное разрешение. На Рис. 5.11 (справа) приведено рас­ пределение среднего возраста звездного населения, определенного в рамках мо­ дели с одной короткой эпохой звездообразования (SSP модель). В околоядерном диске преобладает население промежуточного возраста (около 2 млрд. лет). За границей центрального диска возраст звездного населения резко возрастает до 4 млрд. лет и продолжает возрастать по мере удаления от ядра. Профиль ме­ талличности имеет зеркальный характер: в центре галактики металличность звезд [Z/H]=0.00 ± 0.1 dex близка к солнечной, а за пределами 10 15 она опускается до половины солнечного значения ([Z/H]= 0.3 dex). Такое двух­ уровневое распределение металличности и возраста довольно часто встречается в линзовидных галактиках и свидетельствует о быстром и раннем завершении звездообразования в основном звездном диске и об “омоложении” центральной области галактики во вторичной вспышке звездообразования на промежуточ­ ных красных смещениях < 0.5 [26].

5.2.4. Обсуждение NGC 4124 оказалась небольшой по размеру линзовидной галактикой, об­ ладающей довольно ярким и массивным диском, центральная поверхностная плотность которого составляет 320 380 /пк2 (см. [16], §, посвященный де­ композиции кривой вращения NGC 4124). Для сравнения, экстраполированная к центру плотность диска нашей Галактики, определенная по кривой враще­ ния и соответствующая значениям и 0 в модели, предложенной в работе Софю [172], в полтора раза выше (530 /пк2 ). По-видимому, уже после фор­ мирования звездного диска исследуемая галактика потеряла и/или не смогла аккрецировать достаточное количество газа для продолжения звездообразова­ ния, что следует из относительно большого возраста звездного населения дис­ ка. Тем не менее, галактика несколько миллиардов лет назад должна была поглотить небольшой спутник, о чем свидетельствует наблюдаемый наклонный газовый диск в центральной килопарсековой области. Судя по наличию полу­ прозрачного слоя пыли в этом диске, речь может идти о карликовой галактике, содержащей газ и пыль, причем попадание газа проглоченной галактики в цен­ тральную область NGC 4124 привело к вспышке звездообразования в централь­ ной области – по крайней мере до < 20, что следует из сравнительно низкого среднего возраста звездного населения в этой части галактики. Судя по эмисси­ онному спектру газового диска, слабое звездообразования в нем продолжается и в современную эпоху.

Отличительной особенностью рассматриваемой галактики является срав­ нительно низкая масса темного гало по сравнению с массой звездных компо­ нент в пределах нескольких радиальных шкал диска (см. [16]). Этот вывод достаточно надежен, поскольку фотометрические и динамические оценки мас­ сы диска согласуются друг с другом. В принципе, кривая вращения галактики может быть объяснена вообще без гало, хотя за пределами измеренной кривой вращения его вклад, по-видимому, все же существенен. Другой важной особен­ ностью является то, что по крайней мере в области преобладающего вклада дискового компонента в гравитационный потенциал галактики 20 диспер­ сия скоростей звезд диска близка к минимальному уровню, гарантирующему гравитационную устойчивость диска. К сожалению, большой разброс точек на радиальном профиле дисперсии скоростей и проблема радиальной зависимости параметра устойчивости не позволяет проследить, как меняется отношение дисперсии скоростей к критическому значению вдоль радиуса.