Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/~math/curs/node14.html
Дата изменения: Sat Feb 12 18:05:38 2005
Дата индексирования: Mon Oct 1 22:27:37 2012
Кодировка: koi8-r

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. 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 $\chi^2$, в ходе которой определялись параметры LOSVD.

Использовалась следующая многопараметрическая LOSVD $L\left(w\right)$:

$$L=\frac{\gamma\alpha\left(w\right)}{\sigma}\left(1+h_3 H_3(w)+h_4 H_{4}(w)\right) ,\qquad w\equiv(v-V)/\sigma$$ (1)

$$\alpha\left(w\right)=\frac{1}{\sqrt{2\pi}}exp\left(-\frac{1}{2}w^2\right)$$ (2)

$$H_3\left(w\right)=\frac{1}{\sqrt{6}}\left(2\sqrt{2}w^3 - 3\sqrt{2}w\right) ,\qquad H_4\left(w\right)=\frac{1}{\sqrt{24}}\left(4w^4 - 12w^2+3\right)$$ (3)

где $v$ - координата скорости, $V$ - ``средняя'' скорость точки галактики, $\sigma$ - дисперсия скоростей в данной точке галактики, $\gamma$ - константа, а $H_3\left(w\right)$ и $H_4\left(w\right)$ - полиномы Эрмита третьего и четвертого порядка соответственно. Использованный метод позволял также определять отклонения от гауссова распределения скоростей в каждой точке (характеризуемые коэффициентами $h_3$ и $h_4$ в формуле 1).

В этой работе была попытка подтвердить наличие в центре галактики областей с существенно ненулевыми $h_3$ и $h_4$, 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 $\sim$ 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 $90^0$, указывая нам на триаксиальность потенциала в центральных областях галактики и подтверждая наши предыдущие предположения.