След.: Эмиссионный спектр галактики
Выше: curs
Пред.: Спектральные данные по NGC
Содержание
Спектральный диапазон интегрального спектрографа составляет
4800-5400, так что в этот диапазон попадает несколько сильных
абсорбционных линий звездного населения (пример спектра одной из точек
галактики на рис. 8), что можно было использовать для определения
кинематики звезд в галактике.
Рис.:
Спектр одной точки галактики размером 0.94"x0.94".
 |
Определение кинематики звездного населения всегда достаточно сложно по той
причине, что это определение основано на абсорбционных линиях, которые
сложнее измерять, чем эмиссионные линии. Также в
абсорбционном спектре часто
приходится сталкиваться с блендированием линий. Все это не позволяет
определять кинематику по одной абсорбционной линии и требует применения
методов, использующих весь спектр. Самым первым и до сих пор применяющимся
методом является кросс-корреляционный метод ([13], [12],
[14]) (спектр галактики кросс-коррелируется со спектром снятой в тот же
сет template звезды, и по положению кросс-корреляционного пика определяется
скорость, а по ширине пика дисперсия скоростей).
Однако этот метод имеет существенные ограничения,
основан на большом количестве предположений и не позволяет оценить ошибки
измерений. Также при аккуратном использовании метод требует применения
специальных подготовительных методик к спектрам ([15],[16]).
Поэтому при
исследовании кинематики звездной компоненты галактики нами применялся более
рафинированный и точный метод, основанный на работах [17] и [18].
Комбинированный метод был использован следующий: спектр template звезды
сворачивался с некоторой модельной LOSVD и
потом сравнивался с моделируемым спектром (см. пример модельного и
моделируемого спектра на рис. 9)(предварительно конечно
спектры делились на континуум).
Рис.:
Спектр одной из точек галактики (черная линия) с наложенным
модельным спектром (красная линия).
 |
Дальше проходила минимизация
, в ходе которой определялись параметры
LOSVD.
Использовалась следующая многопараметрическая LOSVD
:
 |
(1) |
 |
(2) |
 |
(3) |
|
где
- координата скорости,
- ``средняя'' скорость точки галактики,
- дисперсия скоростей в данной точке галактики,
-
константа, а
и
- полиномы Эрмита третьего и
четвертого порядка соответственно.
Использованный метод
позволял также определять отклонения от гауссова распределения скоростей в
каждой точке (характеризуемые коэффициентами
и
в формуле 1).
В этой работе была попытка подтвердить наличие в центре галактики областей
с существенно ненулевыми
и
, о которых было заявлено в работе
[3]. Пока (работа по отдельным направлениям в изучении NGC 474 еще
ведется) можно сказать, что эти области не были обнаружены. Сложно сказать,
вызвано ли это малым отношением сигнал/шум в наших спектрах, или отсутствием
вообще в галактике заявленных в работе [3] областей.
Использованный метод по определению кинематики можно очевидно также использовать
для анализа звездных населений галактики, так как осуществляется прямой fit
template спектра к спектру галактики.
Рис.:
Карта скоростей звездного населения в центральной области NGC 474
(показан диапазон скоростей 2100-2300 км/с)
Рис.:
Карта дисперсии скоростей звездного населения в центральной области NGC 474
(диапазон скоростей 0-120 км/с)
Рис.:
Карта NGC 474 в континууме.
 |
Рис.:
Сглаженная карта скоростей звездного населения в центральной
области NGC 474 (показан диапазон скоростей 2100-2300 км/с)
Рис.:
Карта NGC 474 в континууме.
 |
Итак, для галактики, используя вышеописанные методы, были получены карты
распределения скоростей и дисперсии скоростей (рис. 10, 11).
Для ясности рядом показано изображение галактики в континууме (рис. 12).
Первое, на что надо обратить внимание, это на пик дисперсии скоростей в
центре галактики (в центральных
5"
10" дисперсия
скоростей поднимается в два раза: с 80
90км/с
до 140км/с. Это значит, что, во-первых, в центральных 5"
10" в динамике
сильно проявляет себя балдж галактики. А, во-вторых, учитывая также наш
фотометрический анализ, мы получаем, что во внешних областях построенной
карты (вне центральных 5"
10") мы видим вращающийся звездный диск.
Вообще говоря, дисперсия скоростей 80
90км/с
- это большая дисперсия скоростей для диска, но недостаточная для балджа
яркой S0 галактики. Однако существует несколько
хорошо известных способа нагреть диск: нагрев диска баром [31]
или приливным
воздействием ([22])). Вероятно, один или даже оба этих механизма
должны были работать в NGC 474 (см. 5.2 и ниже).
При рассмотрении карты скоростей в NGC 474 в первом приближении можно не
заметить никаких особенностей, однако, если слегка сгладить изображение
10, или рассмотреть определяемую по изовеле ``нулевой'' скорости
зависимость положения динамической оси от расстояния от центра, то видно,
что в пределах центральных 30" динамическая ось в галактике поворачивается.
А такое явление, как поворот динамической оси в противоположную сторону от
фотометрической в центре
галактики однозначно интерпретируется, как свидетельство наличия в
центре галактики триаксиального потенциала ([23], [24]).
Можно подробнее рассмотреть поведение динамических и фотометрических осей
вблизи центра галактики.
Рис.:
Позиционные углы (фотометрические и динамические)
NGC 474 (HST, Sauron, Zeiss 1000)
 |
На рисунке 15, собраны практически все данные по NGC 474 по
ориентации изофот и кинематических осей. Там построены Хаббловские изофотные
данные (позволяющие проникнуть до центральных сотых долей секунды в
галактике),
приведены Цейссовские данные по изофотам, и SAURON-овские данные по
кинематической оси, а также для самоконтроля, SAURON-овские данные по
ориентации изофот (которые, как и должно быть прекрасно совпали с остальными
фотометрическими точками).
На последней картинке мы уже четко видим поворот динамической полуоси: она
поворачивается
в противоположную сторону от фотометрической на
, указывая нам на триаксиальность потенциала в центральных областях
галактики и подтверждая наши предыдущие
предположения.
След.: Эмиссионный спектр галактики
Выше: curs
Пред.: Спектральные данные по NGC
Содержание
Sergey E. Koposov
2005-02-12