Эмиссионный спектр галактики

Как уже говорилось, спектральный диапазон спектрографа SAURON позволяет наблюдать не только абсорбционные детали в спектре, связанные со звездами, но и эмиссии, связанные с нагретым газом в галактике (в спектральном диапазоне 4800-5400могут наблюдаться эмиссии [OIII] 5007, [OIII]4959и $H_\beta$). Однако, сразу можно отметить, что так как в данной работе изучается S0 галактика, то в ней не должно быть газа. Однако, уже самый первый взгляд на спектры, выявил эмиссию [OIII] 5007в отдельных областях галактики.

Рис.: Спектр одной точки галактики, в которой наблюдается эмиссия [OIII] (взята точка, где эмиссия наиболее яркая)
Рис.: Спектр другой точки галактики, в которой наблюдается эмиссия [OIII]

На рис 14 и 15 видны спектры двух точек галактики с эмиссией [OIII]. Из рис. 15 ясно, что "ручное" обнаружение эмиссии будет неуверенным и необходим какой-то объективный метод выделения эмиссионной линии. Ясно также, что алгоритм просто осуществляюший поиск пика на спектре не даст правильных результатов во всех точках. Сложность задачи в том, что тяжело выделить слабую эмиссионную линию, на !!неизвестном абсорбционном спектре. Для решения этой проблемы была придумана следующая методика. Дело в том, что если приблизительно локализовать области, где есть эмиссия, и где ее нет, то, воспользовавшись тем фактом, что спектрs соседних точек галактики во общем-то отличаются достаточно слабо, можно по соседним с эмиссионной областям определять средний абсорбционный спектр, который уже вычитать из спектра эмиссионной области. Итак, в начале было получено грубое распределение эмиссии по телу галактики (рис. 16). Оно названо грубым, так как получено простым вписыванием гауссианы в спектр в нужной спектральной области (и в центре алгоритм часто захватывал детали на спектре и давл большие значения потока в эмиссии ). Исходя из этого грубого распределения были выбраны области (см. рис. 17)

Рис.: Грубое распределение эмиссии [OIII] в NGC 474
Рис.: Области которые использовались для выделения эмиссий. Красные области - области эмиссий, синие использовались для построения абсорбционного спектра, подложки

Рис.: Выделение эмиссионных линий в областях помеченных красным на рис. 17. Каждая область представлена двумя графиками: первоначальным спектром и тем, что осталось после вычитания абсорбционного спектра

Таким образом мы получили эмиссионный спектр в трех областях галактики, , причем, благодаря нашему методу, помимо линии [OIII] 5007были обнаружены эмиссии в $H_\beta$ и в [OIII] 4959. Кстати надо заметить, что появление $H_\beta$ в эмиссии не связано с тем, что из одной абсорбции вычитают другую, так как скорости по кислородным линиям и скорость по $H_\beta$ достаточно хорошо совпадают. Полученные эмиссии достаточно качественны для определения например эквивалентных ширин линий. А эквивалентные ширины могут быть использованы для определения природы ионизации и физических условий в газе. Например, если измерить отношение эквивалентных ширин линий [OIII] 5007 и $H_\beta$, то уже можно сделать выводы о состоянии газа. Для двух удаленных от центра областей оказалось $\frac{[OIII]5007}{H_\beta}\sim 3.3$. В то время, как в центральной области это отношение порядка единицы. Отсюда можно сделать несколько выводов. Известо, что чем больше отношение $\frac{[OIII]5007}{H_\beta}$, тем сильнее ионизован газ ( [25], [26] ). Так что мы видим, что газ в центре ионизован меньше чем в периферийных областях. Этот факт позволяет уверенно отказаться от центральной активности ядра, как инициатора наблюдаемой эмиссионной структуры. И видимо тогда наиболее вероятная причина наблюдаемой эмиссии есть возбуждение в ударных волнах. Дело в том, что мы уже видели, что в центре галактики проявляет себя триаксиальный потенциал, а при движении в триаксиальном потенциале газа (падении на центр) , газ оказывается на самопересекающихся орбитах ([20]) и в результате в газе возбуждаются ударные волны ([27]), которые способны его нагреть.

Предложенный выше метод по выделению эмиссионных линий может быть применен ( с некоторыми минимальными модификациями) и ко всей галактике. И именно так для NGC 474 было получено распределение яркости в линии [OIII] 5007, и построено поле скоростей ионизованного газа.

Рис.: Карта распределения яркости в эмиссии [OIII] 5007 в NGC 474
Рис.: Карта распределения скоростей в эмиссии [OIII] 5007 в NGC 474 (диапазон 1800-2700км/с)
Рис.: Карта распределения дисперсии скоростей в эмиссии [OIII] 5007 в NGC 474 (диапазон 0-140км/с)

Основное, что мы видим, это очень быстрое движение (вращение) ( $\sim$ 350км/с) и достаточно маленькая (особенно сравнивая со скоростью вращения) дисперсия скоростей. Т.е. судя по всему мы видим быстровращающееся газовое кольцо. Также из картинок ясно видно то, что структура не является планарной, а искривлена. Однако, искривление дисков тоже не является неожиданным в триаксиальном потенциале (см. [28]). Наиболее яркий изветный пример такого искаженного диска - пылевой диск в галактике CenA.