<< 6. Спектральные данные | Оглавление | 8. Эмиссионный спектр галактики >>
7. Анализ кинематики звездной компоненты в галактике
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. 7).
Определение кинематики звездного населения, всегда достаточно сложно по той
причине,что это определение основано на абсорбционных линиях, которые
естественно 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 кросскоррелируется со спектром снятой в тот же
сет template звезды). Однако этот метод имеет существенные ограничения,
основан на большом количестве предположений, 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 применялся более
рафинированный и точный метод, основанный на работах [17] и [18].
Комбинированный метод был использован следующий: спектр template звезды
сворачивался с LOSVD и потом сравнивался с моделируемым спектром. Дальше
проходила минимизация 
, в ходе которой определялись параметры
LOSVD (в частности скорость и дисперсия скоростей). Использованный метод
позволял также определять отклонения от гауссова распределения скоростей в
каждой точке (определять коэффициенты 
и 
распределения скоростей)
(для этого достаточно испозовать многопарметрическую LOSVD в форме полиномов
Эрмита).
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 эти области не были обнаружены. Пока сложно сказать,
вызвано ли это малым отношением сигнал/шум в наших спекрах, или отсутвием
вообще в галактикe 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 (см дальше).
 |
Рис. 8.
Карта скоростей звездного населения в центральной области NGC 474
(показан диапазон скоростей 2100-2300 км/с)
|
Итак, для галактики, используя вышеописанные методы, были получены карты
распределения скоростей и дисперсии скоростей (рис. 8, 9).
Для ясности рядом показано изображение галактики в континууме.
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 80-90
до 140 км/с. Это значит то, 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 мы видим вращающийся звездный диск. Вообще говоря, дисперсия
скоростей 80-90км/с
- это большая дисперсия скоростей для диска, но существует несколько
хорошо известных способа нагреть диск (нагрев диска баром [31] и
ли 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
8, или рассмотреть определяемую по изовеле "нулевой" скорости
зависимость положения динамической оси от расстояние от центра, то видно
что в пределах центральных 30", динамическая ось в галактике поворачивается.
 |
Рис. 11.
Сглаженная карта скоростей звездного населения в центральной
области NGC 474 (показан диапазон скоростей 2100-2300 км/с)
|
Можно подробне рассмотреть поведение динамических и фотометрических осей вблизи центра галактики.
На рисунке 13, 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 SAURONовские данные по кинематической оси, а также для самоконтроля, SAURONовские данные по ориентации изофот (которые, как и должно быть прекрасно совпали с остальными фотометрическими точками)) (просто параметры изофот были определены и для картинки полученной при помощи свертки исходного куба, вдоль длины волны) На последней картинке мы уже четко видим поворот динамической полуоси
в противоположную сторону от фотометрической на
указывая нам на триаксиальностть потенциала в центральнхы областях
галактики и подтверждая наши предыдущие предположения.
<< 6. Спектральные данные | Оглавление | 8. Эмиссионный спектр галактики >>
|
Публикации с ключевыми словами:
галактики - NGC 474 - фотометрия
Публикации со словами: галактики - NGC 474 - фотометрия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
