Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node12.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:50 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:31:24 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: запрещенные спектральные линии

Основные характеристики голубых компактных галактик

Как отмечал Salzer (1987), термин голубые компактные галактики (далее в тексте -- BCG), со времени своего появления, претерпел значительное изменение в плане тех объектов, которые им обозначаются.

На пластинках Паломарского Обзора неба Zwicky (1966) обнаружил галактики, которые выглядят компактными, либо имеют компактные области. Он считал компактной галактику, имеющую среднюю поверхностную яркость выше 20 вел./кв.сек. Изучив более детально их свойства, Fairall (1978) показал, что объекты Zwicky не являются отдельным физическим классом.

Sargent (1970) нашел, что по крайней мере половина голубых компактных галактик Цвикки имеет эмиссионные линии. Небольшая доля голубых компактных галактик Цвикки является сейфертовскими, другие имеют очень интенсивное звездообразование в центре; многие являются карликовыми галактиками. Из-за высокой поверхностной яркости областей звездообразования этот тип объектов выглядит компактным на пластинках. Thuan & Martin (1981) исследовали большую выборку голубых компактных галактик из списков Zwicky, Haro и Маркаряна и показали, что эти галактики очень богаты HI, характеризуются низкой светимостью (M_B=-13$^m\div$-15^m), малыми линейными размерами 1-10 кпс, голубым показателем цвета B-V от 0.1^m до 0.5^m и низкой металличностью О/Н=1/50-1/3 O/H$_\odot$.

Эти галактики были названы голубыми компактными карликовыми галактиками (Blue Compact Dwarf Galaxies -- BCDG) из-за малости линейных диаметров. На сегодня принято называть ELGs, содержащие области звездообразования высокой поверхностной яркости и не имеющие определенной морфологии (например, спиральной или эллиптической -- это не относится к карликовым галактикам), BCG или BCDG.

По классификации Veilleux & Osterbrock (1987) эти галактики очень часто называют "HII-galaxies", а часть их, содержащие широкие эмиссионные линии звезд Вольфа-Райе, называют иногда "Wolf-Rayet galaxies" (Conti 1991; Vacca & Conti 1992).

Хотелось бы особо отметить BCDG низкой светимости. Эти объекты с типичными значениями M_B=-13$^m\div$-14^m и диаметрами <2 кпс были названы изолированными внегалактическими HII областями (Sargent & Searle 1970). Классическими примерами являются галактики Mrk 116 (I Zw 18) и II Zw 40. Эти объекты выглядят очень компактными. В их спектрах преобладают яркие узкие эмиссионные линии, а очень голубой показатель цвета говорит о том, что в них идет интенсивное звездообразование. Хотя в большинстве случаев области звездообразования видны на фоне слабой звездной подложки, на фотопластинках ее часто не было видно вообще, и поэтому таким объектам было дано название "изолированные HII области" или объекты "Sargent-Searle".

Общая характеристика

Существуют различные определения (очень часто довольно сильно отличающиеся), какими характеристиками должен обладать средний представитель группы BCG -- галактик, испытывающих сильную вспышку звездообразования, соответственно имеющих высокий текущий темп звездообразования и характеризующихся голубым континуумом и сильными эмиссионными линиями, что является доказательством существования большого количества горячих массивных звезд. Melnick (1987) определяет диапазон абсолютных величин для этих галактик как M_B=-19$^m\div$-9^m, а Thuan (1987) M$_B \geq$ -18^m. Более обширное определение дано Kunth (1988):

Характеристика	Типичное значение
MB	-14$^m\div$-17m
(U-B)	-0.6$^m\div$-0.8m
(B-V)	-0.0$^m\div$-0.3m
(V-K)	-0.2$^m\div$-0.1m
MHI	108 M$_\odot$
MHII	106 M$_\odot$
Mtot	109 M$_\odot$
Диаметр (по 25m/кв.сек)	$\leq$3 кпс
Z	1/40 $\div$ 1/3 Z$_\odot$

Как видно из приведенной таблицы, а также из работ Izotov et al. (1993), Campos-Aguilar, Moles & Masegosa (1993):

• Средний представитель BCG имеет довольно малую металличность. Гистограмма распределения обилия кислорода (12 + log O/H) этих объектов имеет максимум в районе 1/10 от солнечного (принято 12 + log (O/H)$_\odot$ = 8.91), а число галактик с меньшей металличностью резко падает. Видимое отсутствие старого звездного населения в ряде таких галактик и тот факт, что они имеют низкую металличность, привело еще Searle & Sargent (1972) к предположению, что это очень молодые системы.
• Эти галактики имеют большое количество нейтрального водорода, превышающее у некоторых BCG 50% (Thuan & Martin 1981).
• Средний представитель этих галактик имеет голубые показатели цвета и малые линейные размеры (Loose & Thuan 1986; Telles & Terlevich 1996).

Многие авторы отмечают, что критерий светимости нужно применять с осторожностью для этих галактик.

Классификация BCG

Морфологически BCG также представляют сильно неоднородный класс, включающий много различных типов галактик. Как показали Loose & Thuan (1986), Salzer (1987), Melnik (1987) BCG представляют из себя настоящий "зоопарк", включающий в себя объекты с широким набором светимостей, размеров и морфологий. Очевидно, что общей их характеристикой является интенсивное звездообразование, охватывающее всю или большую часть всей галактики, но можно ожидать разную степень полноты в разных выборках для различных типов объектов.

Объекты могут быть классифицированы чисто по морфологическим признакам, по светимости и по спектрам либо с учетом морфологических и спектральных свойств.

К первому типу классификации относятся, например описания типа: dE, dS, dSO, dIm (Bingelli 1985). Такая классификация близка к классификации нормальных галактик с указанием низкой светимости. Другой тип, предназначенный для описания BCDG, включающий в себя некоторые физические черты, а именно морфологическое описание на основе ПЗС, которое учитывает морфологию самых внешних и самых внутренних частей, изображений был предложен (Loose & Thuan 1986) на основе ПЗС фотометрии около 50 BCG:

iE

объекты со сложной структурой в центре и иррегулярными внутренними изофотами. Внешние изофоты имеют правильную эллиптическую форму. Примеры -- Mrk 86, Mrk 209, Haro 14. Таких галактик в их выборке было около 70%;

nE

объекты с компактным хорошо выделенным ядром в центре и регулярными изофотами, могут иметь признаки пыли около центральных областей; изофоты имеют правильную эллиптическую форму -- Haro 2, III Zw 102;

iI

области интенсивного звездообразования не связаны с центром, многие из них имеют "кометарную структуру", к ним могут относиться многие "mergers" -- Mrk 59, Mrk 71, II Zw 40;

iO

объекы не показывают признаков внешних структур на картах Паломарского Атласа, т.е. нет заметного старого звездного населения при очень малых линейных размерах, как правило, характеризуются очень низким Z=1/10 $\div$ 1/30 Z$_\odot$ -- I Zw 18, II Zw 7.

Telles, Melnick & Terlervich (1997), Telles & Terlevich (1996) разделили изучаемые ими HII-галактики на два класса по морфологическим признакам:

• HII-галактики первого типа -- галактики с возмущенной морфологией.
• HII-галактики второго типа -- симметричные и компактные.

По изучаемой ими выборки получается, что галактики первого типа более яркие и имеют большие эквивалентные ширины линий, Более того, они предполагают, что именно эти галактики являются взаимодействующими, сливающимися или образовались в результате взаимодействия. Telles & Terlevich (1995), однако, показали, что эти системы изолированы от ярких галактик. По результатам исследования этих авторов получается, что галактики первого и второго типов отличаются также и по светимости: M_v < -18.5^m для галактик первого типа и M_v > -18.5^m для галактик второго типа.

Ко второму или смешанному типу относится классификация, преложенная Salzer (1987). Она основана как на фотометрии, выполненной с ПЗС, так и с учетом физических параметров -- абсолютная величина и размеры, а также отношении интенсивностей линий как вторичный параметр. В целом классификация Salzer (1987) была предназначена для всех эмиссионных галактик UM обзора (в том числе и AGN):

Seyfert 1

классический тип Sa, Sb, SO галактик с широкими линиями в спектре, полная ширина разрешенных линий доходит до FWZI =10 000 км с^-1 и выше. Средняя эквивалентная ширина линии [OIII] $\lambda$5007 Å <W(OIII)>=36 Å;

Seyfert 2

подобно Sy1, но полная ширина на половинной интенсивности разрешенных линий сравнима с запрещенными и составляет FWHM = 500 км с^-1, имеются другие указания на относительные интенсивности линий, отличающие их от LINER. <W(OIII)>=51 Å;

Starburst Nucles -- SBN

к этой категории могут относиться многие LINER's, характеризуются гигантскими размерами ($\sim$ 20 кпс), высоким отношением интенсивностей [NII/H$\alpha$] подобно Sy2, но низким или очень низком возбуждением (отношение [OIII/H$\beta$]). <W(OIII)>=21 Å;

Dwarf Amorphous Nuclear Starburst -- DANS

подобны SBN, но с меньшими размерами ($\sim$ 10 кпс), и светимостью M_B = -18.5^m, характеризуются более высоким по сравнению с SBN отношением [OIII/H$\beta$]. <W(OIII)>=21 Å;

HII Hotspot Galaxies -- HIIH

размеры и светимость подобны DANS, отличимы от них более аморфной морфологией, области сильных эмиссий могут быть расположены вне центральной области, значительно более высокое возбуждение по сравнению с DANS или SBN, линии [NII] весьма слабы. <W(OIII)>=193 Å;

Dwarf HII Hotspot Galaxies - DHIIH

спектрально не отличимы от HIIH, но имеют малые размеры 3-4 кпс и низкую светимость ($\sim$ -16.5^m). <W(OIII)>=239 Å;

Sargent-Searle Objects -- SS

это объекты подобные "isolated extragalactic HII regions", впервые описаны Sargent & Searle (1970), наименьших размеров < 2 кпс и светимостей -12$^m\div$ -14^m, крайне высокого возбуждения, их спектры согласуются с низким обилием тяжелых элементов. <W(OIII)>=1091 Å;

Magellanic Irregulars -- MI

иррегулярные галактики, морфологические подобные Магеллановым облакам, с несколькими мощными областями звездообразования, основное отличие от DHIIH, HIIH состоит в несколько меньших масштабах звездообразования. <W(OIII)>=138 Å;

Giant Irregular Galaxies -- GI

подобны SBN по размерам и светимостям, но по морфологии и спектрам напоминает MI. <W(OIII)>=647 Å;

Interacting Pairs -- IP

объекты с яркими признаками тесного приливного взаимодействия и возмущенной и нарушенной морфологией, классифицируются только по ПЗС изображениям. <W(OIII)>=82 Å.

Классификация Salzer не рассматривает BCG как отдельный класс, но отмечает, что этот класс включает в себя DANS, HIIH, DHIIH и SS галактики (Salzer 1989b). На наш взгляд, рассматривая физическую основу классификации, вышеупомянутые 8 классов (исключая AGN) могут быть перегруппированы в следующие 4-5 типа (не делая больших отличий по светимости и размерам): DANS, HIIH, DHIIH+SS, MI+GI, IP. Эти 4-5 типов подразумевают разные причины вспышки звездообразования -- самораспространяющееся звездообразование, приливное взаимодействие, ударные волны, и др.

Gallego et al. (1996), классифицируя эмиссионные галактики UCM обзора (обзор Мадридского университета) только по спектральным признакам, адоптировали классификацию, преложенную Salzer, убрав классы Magellanic Irregulars, Giant Irregular Galaxies и Interacting Pairs, которые не разделяются спектроскопически, и ввели новый класс BCD (Blue Compact Dwarf galaxies), заменив им класс SS в классификации Salzer. Они также ввели критерии, основанные на светимости в линии H$\alpha$.

Известны также классификационные схемы Baldwin, Phillips & Terlrvich (1981) и Veilleux & Osterbrock (1987), в которых классификационными параметрами являются отношения эмиссионных линий спектров. Эти классификации основаны на разности механизмов возбуждения и не включают в себя морфологических признаков: объекты с фотоионизацией горячими звездами (HII галактики), объекты с нагреванием ударными волнами и объекты с фотоионизацией степенным континуумом.

Физические процессы в BCG

Подводя некое резюме всему вышесказанному о BCG необходимо определить общие свойства BCG, исходя, в основном, из некой однообразности физических процессов, протекающих в этих галактиках независимо от причин их вызвавших. Нам кажется, что именно одинаковость этих процессов и определяет этот класс объектов:

$\sim$

В голубых компактных галактиках зоны ионизованного водорода образуются вследствии сильнейшего ультрафиолетового излучения большого количества горячих звезд спектрального класса O. Полное число звезд класса O, способных ионизовать межзвездную среду в BCG может достигать 10²-10⁵. При этом можно пренебречь, из-за их относительной малости, другими источниками ионизации, такими как нетепловое излучение и ударные волны. Вследствии этого, при определении физических условий и химического состава газа в областях ионизованного водорода, применима фотоионизационная модель области ионизованного водорода (случай В).

$\sim$

Звездообразования в этих галактиках носит вспышечный характер со временем длительности одной вспышки $\leq$10⁷ лет (Thuan 1991). Вспышки отделены друг от друга длительными промежутками времени. В пользу этого указывают следующие аргументы:

• Характерная масса нейтрального водорода составляет 10⁸ M$_\odot$ (смотри выше). При скорости звездообразования, получаемой из светимости галактики в линии H$\alpha$ или наблюдений в радиоконтинууме (Sage et al. 1992; Calzetti et al. 1995; Neizvestny et al. 1996) 0.1-1 M$_\odot$ год^-1 получается, что время исчерпания газа при непрерывном звездообразовании равно 10⁸-10⁹ лет.
• Только одной вспышки звездообразования достаточно для обогащения газа тяжелыми элементами до 1/20 Z$_\odot$ (Pilyugin 1992). При непрерывном звездообразовании обилия тяжелых элементов получаются слишком большими.
• Результаты фотометрических исследований указывают на присутствие старого звездного населения во многих BCG (Loose & Thuan 1986; Kunth, Maurogordato & Vigroux 1988).

$\sim$

Звездообразованием охватывается большие области галактики (Telles & Terlevich 1995; Neizvestny et al. 1996), иногда вся галактика (объекты iO по классификации Loose & Thuan 1986).