Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://lnfm1.sai.msu.ru/~math/curs/node15.html
Дата изменения: Sat Feb 12 18:05:38 2005
Дата индексирования: Mon Oct 1 22:27:39 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п
|
След.: Звездные населения в NGC
Выше: curs
Пред.: Анализ кинематики звездной компоненты
Содержание
Как уже говорилось, спектральный диапазон спектрографа SAURON позволяет
наблюдать не только абсорбционные детали в спектре, связанные со звездами, но
и эмиссии, связанные с ионизованным газом в галактике
(в спектральном диапазоне
4800-5400 могут наблюдаться эмиссии [OIII] 5007, [OIII] 4959 и
). Однако сразу можно отметить, что так как в данной работе
изучается S0 галактика, то в ней не должно быть много газа.
Тем не менее уже самый
первый взгляд на спектры, выявил эмиссию [OIII] 5007 в 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]
![\begin{figure}\begin{center}
\begin{tabular}{cc}
\psfig{file=em_individ.ps,width...
...ndivid2.ps,width=200pt,angle=270}\\
\end{tabular}\end{center}
\par
\end{figure}](img37.png) |
На рис. 16 и 17 показаны спектры двух точек галактики
с эмиссией [OIII]. Из рис. 17 ясно, что ``ручное'' обнаружение эмиссии
будет неуверенным и необходим какой-то объективный метод выделения эмиссионной
линии. Ясно также, что алгоритм, просто осуществляющий поиск пика в спектре
на интересующей нас длине волны,
не даст правильных результатов во всех точках.
Сложность задачи в том, что
тяжело выделить слабую эмиссионную линию, на фоне глубоких абсорбционных
линий. 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 спектры 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. 18).
Оно названо грубым, так как получено простым вписыванием гауссианы в спектр
в нужной спектральной области (так, в центре алгоритм часто захватывал
вместо эмиссии края абсорбции детали и давал большие значения потока в эмиссии).
Исходя из этого грубого распределения были выбраны эмиссионные и
безэмиссионные области (см. рис. 19)
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
![\begin{figure}\begin{center}
\begin{tabular}{cc}
\psfig{file=eflux_old.ps,width=...
...\psfig{file=eflux_old1.ps,width=200pt}\\
\end{tabular}\end{center}
\end{figure}](img38.png) |
Рис.:
Выделение эмиссионных линий в областях помеченных красным на рис.
19. Каждая область c рис 19 представлена тремя графиками:
первоначальным
спектром, вычитавшимся спектром (т.е. усредненным спектром соответствующих
синих областей) и тем, что осталось после вычитания абсорбционного спектра
![\begin{figure}\begin{center}
\begin{tabular}{ccc}
\psfig{file=em1_area.ps,width=...
...rea_res.ps,width=130pt,angle=270}\\
\par
\end{tabular}\end{center}
\end{figure}](img39.png) |
После вычитания абсорбционных спектров,
мы получили эмиссионный спектр в трех областях галактики,
причем, благодаря нашему методу, помимо линии [OIII] 5007 были
обнаружены эмиссии в
и в
[OIII] 4959. Кстати надо заметить, что появление
в эмиссии не
есть артифакт связанный с тем, что из одной абсорбции вычитают другую, так как скорости по
скорости по линиям [OIII] и
достаточно хорошо совпадают.
Полученные эмиссии достаточно качественны для определения например потоков в
линиях. А потоки в эмиссионный линиях могут быть использованы
для определения природы ионизации и физических условий в газе.
Например, если измерить отношение потоков в линиях [OIII] 5007
и
, то уже можно сделать выводы о состоянии газа.
Для двух удаленных от центра областей оказалось
.
В то время, как в центральной области это отношение порядка единицы.
Отсюда можно сделать несколько выводов.
Известно, что чем больше отношение
, тем выше
возбуждение газа ([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, в пользу возбуждения газа в ударных волнах, хотя сами имеющиеся
значения отношений потоков в линиях не позволяют сделать выбор об источнике
возбуждения. К тому же возбуждение в ударных волнах очень вероятно в силу
того, 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]); в результате в газе
возбуждаются ударные волны ([27]), которые способны его нагреть и
ионизовать.
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. 21,
22, 23).
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)
![\begin{figure}\begin{center}
\begin{tabular}{ccc}
\psfig{file=f_new1_smooth.ps,w...
..._smooth_real.ps,width=130pt,angle=270}\\
\end{tabular}\end{center}
\end{figure}](img42.png) |
Основное, что мы видим, это очень быстрое движение (вращение) (
350км/с)
и достаточно маленькая (особенно сравнивая со скоростью вращения) дисперсия
скоростей газа. Т.е. судя по всему мы видим быстровращающееся газовое кольцо.
Также из картинок ясно видно то, что структура не является планарной, а
искривлена, а также лежит под большим углом к основному диску галактики.
Однако, искривление дисков тоже не является неожиданным в
триаксиальном потенциале (см. [28]).
Наиболее яркий известный пример такого искаженного диска -
пылевой диск в галактике CenA.
Sergey E. Koposov
2005-02-12