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: propulsion

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 ионизованным газом в галактике (в спектральном диапазоне 4800-5400 могут наблюдаться эмиссии [OIII] 5007, [OIII] 4959 и $H_\beta$). 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]

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

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

После вычитания абсорбционных спектров, мы получили эмиссионный спектр в трех областях галактики, причем, благодаря нашему методу, помимо линии [OIII] 5007 были обнаружены эмиссии в $H_\beta$ и в [OIII] 4959. Кстати надо заметить, что появление $H_\beta$ в эмиссии не есть артифакт связанный с тем, что из одной абсорбции вычитают другую, так как скорости по скорости по линиям [OIII] и $H_\beta$ 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 $H_\beta$, 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. Известно, что чем больше отношение $\frac{[OIII]5007}{H_\beta}$, 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)

Основное, что мы видим, это очень быстрое движение (вращение) ( $\sim$ 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.