Метод исследования кинематики газа в спиральных

Введение 6

Глава 1 Метод исследования кинематики газа в спиральных

галактиках

§1.1 Вводные замечания. 29

§ 1.2 Наблюдательный материал 33

§ 1.3 Некруговые движения в спиральных галактиках 35

§ 1.4 Учет некруговых движений в галактическом диске.

Метод определения коротационного радиуса галактики. 42 § 1.5 Учет радиально симметричного движение газа в туго

закрученных спиралях. 46

§ 1.6 Учет радиально симметричного движение газа в

открытых спиралях 53

§ 1.7 Учет геометрических параметров диска 54

§ 1.8 Заключительные замечания 56

Глава 2 Некруговые движения газа в галактиках NGC 3031, NGC 2903, NGC 925, NGC 628 И NGC 6946.

§ 2.1. Некруговые скорости в NGC 3031 (М81). 57

§ 2.2 Некруговые скорости в NGC 925. 71

§ 2.3 Некруговые скорости в NGC 2903. 79

§ 2.4 Некруговые скорости в NGC 628. 86

§ 2.5 Некруговые скорости в NGC 6946. 96

§ 2.6 Заключительные замечания. 104

Глава 3. Многоцветная фотометрия и спектрофотометрия комплексов звездообразования в спиральных и неправильных галактиках для исследования параметров звездообразования. Наблюдательный материал и редукции.

§ 3.1 Вводные замечания. 109

§ 3.2. Новые измерения цветов КЗО в галактиках • 111

§ 3.3. Фотометрические многоцветные наблюдения КЗО в

спиральных и неправильных галактиках. 112

§ 3.4. Редукции наблюдательных данных 118

§ 3.5 Оценки точности наблюдений цветов КЗО различными

авторами. 120

§ 3.6 Каталог многоцветной фотометрии внегалактических

КЗО 123

§ 3.7 Спектроскопические наблюдения КЗО. 125

§ 3.10. Сопоставление наблюдаемых цветов комплексов

звездообразования с синтетическими цветами 140

§ 3.11 Заключительные замечания 143

Глава 4. Инверсия интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс и истории звездообразования.

§ 4.1 Вводные замечания. 146

§ 4.2. Модель звездного населения КЗО 150

§ 4.3 Метод инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования при фиксированной доле квантов лайма-новского континуума не участвующих в ионизации. 153

§ 4.4 Точность метода инверсии интегральных цветов в

параметры звездообразования 156 § 4.5. Параметры звездообразования в КЗО, первое

приближение . 159

§ 4.6 Модифицированный метод. 163

§ 4.7 Режимы звездообразования. 172 § 4.8. Чувствительность наблюдаемых характеристик КЗО к

режиму звездообразования 176 § 4.9 Сопоставление прямых и непрямых оценок наклонов

НФМ. 179

§4.10. Обсуждение. 182

§4.11. Заключительные замечания. 187

Глава 5. Систематические свойства НФМ и СЗО в комплексах звездообразования в спиральных галактиках. Связь со спиральной волной плотности.

§ 5.1 Вводные замечания. 189 § 5.2 Чувствительность интегральных цветов КЗО к

параметрам НФМ и истории СЗО 190

§ 5.3. Чувствительность НФМ к химсоставу КЗО. 195

§ 5.4. Светимости КЗО в лаймановском континууме. 196

§ 5.5 Звездная масса КЗО 199

§ 5.6 Скорость звездообразования в КЗО 204 § 5.7 Корреляция параметров звездообразования в КЗО с

параметрами материнской галактики 206 § 5.8 Скорость втекания газа в спиральный рукав и СЗО в

галактиках NGC 628 и NGC 6946 209

§ 5.9 Градиент возрастов в спиральных рукавах и кинематика волны плотности в МЗЗ 217

§ 5.10 К эволюции СЗО в галактических дисках 221

§ 5.11 Заключительные замечания 228

Заключение 231

Литература 238

Введение

Проблема образования звезд в дисках галактик, стоит на пересечении основных направлений развития астрофизики как спиральная структура галактик, начальная функция масс (НФМ), образующихся звезд, история скорости звездообразования в дисках (СЗО), химический состав вещества, из которого формируются звезды, физика межзвездный среды. Хорошо известно, что звезды не рождаются в одиночку, а группами. Поэтому, от истории СЗО и НФМ зависят основные характеристики комплекса звездообразования (КЗО): его интегральная светимость, распределение энергии в спектре, светимость в эмиссионных линиях газа. С другой стороны, история СЗО и НФМ в отдельных КЗО зависят от локальных и глобальных свойств галактики: плотность, угловой момент, спиральная волна плотности и.т д. через процессы фрагментации протозвездных облаков. Таким образом, история СЗО и НФМ связывают эволюцию звезд с эволюцией галактики. Очевидна также взаимосвязь между звездообразованием в дисках и феноменом спиральной структуры: - молодые звезды, НИ области и КЗО сконцентрированы в спиральных рукавах. Спиральная волна плотности вызывает ударную волну в газе, которая в свою очередь должна способствовать образованию звезд. Ударная волна в газе является своеобразным триггерным механизмом звездообразования. Степень сжатия газа определяется скоростью втекания газа в спиральный рукав. Чем выше скорость, тем больше степень сжатия газа, тем интенсивнее процесс звездообразования и выше светимость галактики. Величина скорости втекания газа определяется разницей между скоростью вращения вещества в диске и скоростью вращения спирального узора. Так как вращение вещества в диске дифференциальное, а спиральный узор вращается твердотельно, то скорость втекания газа в спиральный рукав, и, тем самым, ход по радиусу степени сжатия газа в спиралях является функцией расстояния до центра галактики. В области твердотельного вращения, где скорость вещества превышает скорость вращения спирального узора, скорость втекания газа в рукав монотонно растет, достигает максимума, а затем падает до нуля в области, где скорость вещества в диске и скорость вращения спирального узора совпадают, в области радиуса коротаний.

Факт кольцевого распределения величины скорости звездообразования (СЗО) в галактических дисках хорошо известен. Поверхностная плотность СЗО сначала монотонно растет по мере удаления от центральной области галактики, достигает максимума, а затем падает по мере приближения к периферии оптического диска.

Многие методы расчета кинематики и динамики спиральной волны плотности предполагают существование взаимосвязи между радиальным распределением интенсивности звездообразования и скоростью втекания газа в рукав. Априори полагая, что положение коротационного радиуса должно совпадать с концами оптических спиральных рукавов, в которых происходит звездообразование, многие исследователи (Lin, 1970, Shu et al.,, 1971; Roberts et aL, 1975; Рольфе, 1977, Kenney et al., 1992; Zhang et al., 1993) связывали кинематику волны плотности со звездообразованием. Элмегрин и др. (Elmegreen et al., 1989) идентифицировали коротационный резонанс с изломом в звездном спиральном узоре. В работе (Сера and Beckman, 1990) авторы связывали радиус коротации с минимумом распределения по радиусу галактик индекса эффективности формирования массивных звезд. Введенный ими индекс эффективности звездообразования основан на отношении плотности потока ионизирующих квантов от массивных звезд к плотности нейтрального водорода Ш. Наконец, в недавно предложенном методе изохронной диагностики кинематики волны плотности (Оеу et al., 2003), в предположении, что звездообразование вызвано спиральной волной плотности, за положение спиральной волны плотности принимается положение самых молодых НП-комплексов.

Остается актуальной проверка самой гипотезы о взаимосвязи между волной плотности и звездообразованием в галактических дисках, которая должна основываться на сопоставлении независимо определенных кинематических величин с наблюдаемым распределением скорости звездообразования в галактиках.. Исследование кинематики газа и звездообразования в галактических дисках является одним из путей выявления и описания связей между этими процессами.

Чтобы непосредственно сравнить скорость втекания газа в спиральный рукав или амплитуду гравитационного потенциала спиралей, или величину скачка плотности в газе, также как и положение коротационного резонанса с распределением темпа звездообразования в диске требуется знать, с одной стороны, поле спиральных возмущений скорости, вызванное волной

плотности, с другой стороны, - радиальный профиль функции звездообразования в галактическом диске. Пекулярные движения газа, вызванные волной плотности, могут быть определены из анализа наблюдений двухмерного поля скоростей газа в диске. Определение и исследование начальной функции масс в молодых комплексах звездообразования (гигантских областях HII) на основе многоцветной UBVRHa фотометрии и спектроскопии позволяет получить радиальный профиль поверхностной плотности скорости звездообразования в дисках галактик.

Для решения поставленных задач нами были разработаны новые методы анализа наблюдательных данных. В работах (Сахибов и Смирнов, 1987, 1988, 1989, 1990) нами впервые применен метод Фурье анализа азимутального распределения лучевых скоростей в кольцевых зонах удаленных на различные расстояния от центра для галактик NGC 3031, NGC 925, NGC 2903 и NGC 6646. Подобный подход, при исследовании возмущенных скоростей в галактиках NGC 4321, NGC 157 и NGC 3631, был применен позднее в работах других авторов (Canzian and Allen, 1997; Fridman et al. 2001, 2001a). Для нашей Галактики, оценки динамических параметров волны плотности были получены из анализа локального поля скоростей в волне плотности по движению звезд (Creze and Mennesier, 1973; Мишуров и др., 1979). Коэффициенты Фурье при различных гармониках, позволяют выделить некруговые движения и строить неискаженные ими «чистые» кривые вращения, а также определить ориентацию в пространстве самих галактических дисков Интерпретация различных Фурье гармоник в рамках теории спиральной волны плотности дала новый метод определения положения коротационного радиуса в спиральных галактиках. Позже этот метод в не полной мере был повторен другим автором (Canzian, 1993). Не в полной мере потому, что в этой работе пренебрегли вкладом радиально-симметричного движения газа в дисках галактик в радиальную компоненту первой гармоники Фурье, от величины которой зависит выполнение условия коротационного резонанса на том или ином расстоянии от центра. Присутствие радиально симметричных движений в галактических дисках предполагается как в теоретических исследованиях (Ohnishi, 1973; Moss et al., 2000), так и проявляется в наблюдениях ( Сахибов и Смирнов, 1987, 1989; Fraternali et al., 2001; Schinnerer et al., 2000). Развитый в диссертации подход по выявлению пекулярных скоростей в газа в галактических дисках с помощью пространственного Фурье анализа, получил применение и развитие в работах группы российских авторов по восстановлению полного поля скоростей в дисках и поиску новых структур в спиральных галактиках (Fridman and Khoruzhini, 2003 и ссылки в работе).

До появления наших работ по исследованию некруговых движений газа во внешних спиральных галактиках во второй половине восьмидесятых годов все тесты спиральной структуры имели качественный характер. Суть этих тестов заключается в следующем:

- согласуется ли распределение пекулярных скоростей с наблюдаемым спиральным узором?

- согласуется ли наблюдаемый спиральный узор с дисперсионным соотношением?

- согласуются ли между собой амплитуды спиральных возмущений гравитационного потенциала,

определенных из вариаций поверхностной яркости при переходе из межрукавной области в спиральный рукав и амплитуды соответствующие пекулярным движениям газа и звезд в диске ?

При этом предполагается существование определенной, обычно второй, моды спиральной волны плотности. В нашем подходе типы и величины некруговых пекулярных скоростей выявляются и оцениваются безотносительно их происхождения. Далее, выявленные функции некруговых скоростей описываются спектром моделей волн плотности ( а не одной заранее выбранной модой ), а также движениями иной природы (например радиально-симметричное движение). Теоретические параметры волны плотности, например, положение коротационного и линбладовских резонансов, определяются непосредственно из соотношения наблюдаемых амплитуд различных гармоник Фурье, а не подбираются путем мультивариационного анализа. Примененный нами подход при исследовании кинематики газа в дисках спиральных галактик поясняется схемой, приведенной на следующей странице.

Впервые также, нами был развит метод инверсии интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс (НФМ), режима и скорости звездообразования (СЗО) (Sakhibov and Smirnov, 2000; Сахибов и Смирнов, 2001). Состав звездного населения в комплексах звездообразования (КЗО) в галактиках содержит информацию об истории звездообразования, эволюции химсостава и эволюции галактики в целом. Поэтому для понимания процессов формирования галактик, важно интерпретировать наблюдаемые характеристики КЗО в терминах физических параметров, таких как возраст, режим звездообразования, начальная функция масс (НФМ).

Различают два основных подхода для разрешения этой задачи. Первый, это метод эволюционного популяционного синтеза, который рассчитывает спектральную эволюцию звездного скопления на базе теории эволюции звезд, звездных спектральных библиотек при заданных параметрах НФМ, скорости (режиме) звездообразования и химической эволюции (Tinsley, 1972; Larson and Tinsley, 1978; Fioc et al., 1997: Brazual and Chariot, 1993; Leitherer C. et al., 1999 и ссылки в них). Результаты метода зависят от принятых треков эволюции звезд, НФМ и режима звездообразования, В рамках сделанных предположений вариации цветов в областях звездообразования относят обычно к вариациям возраста, химсостава и внутреннего поглощения света.

Второй подход это метод синтеза звездного населения на базе наблюдаемых характеристик звезд и звездных скоплений или метод эмпирического популяционного синтеза (Spinrad and Taylor, 1971; Bica, 1988; Pelat, 1998; Boisson et al., 2000).

Наибольшее развитие этот метод получил при вычислении синтетических спектров галактик с использованием эмпирически построенных спектров звездных скоплений (Bica, 1988; Bica and Alloin, 1987; Schmidt et al., 1991; Bonatto et al., 1995; Bonatto et al., 2000; Cid Fernandes et al., 2001 и ссылки в них). Основной проблемой метода эмпирического популяционного синтеза является неоднозначность решения, так как необходимо решить сильно вырожденную алгебраическую систему уравнений. Первая версия метода (Bica, 1988) использовала 35 параметров, скомбинированных в различных пропорциях для вычисления 9 величин эквивалентных ширин линий поглощения в спектрах галактик. Комбинации параметров, которые давали 10% процентное совпадение 9 вычисленных значений эквивалентных ширин с наблюдениями рассматривались как решение. Окончательная комбинация параметров вычислялась как среднее арифметическое всех решений. В последние годы достигнут значительный прогресс в преодолении неоднозначности решения эмпирического популяционного синтеза. Помимо сокращения числа элементов с 35 до 12 (Bica and Alloin, 1987), использования показателей цвета в звездном континууме (Bonatto et al., 2000), расширения наблюдательной базы звездных скоплений в область далекого ультрафиолета (Bonatto et al., 1995), была сформулирована и формализована процедура статистического анализа для нахождения наиболее вероятного решения (Cid Fernandes et al., 2001).

Наш подход можно характеризировать как дальнейшее развитие, расширение метода эволюционного синтеза, примененный к молодым комплексам звездообразования (КЗО - гигантским зонам НИ) во внешних галактиках. Расширение относится к применению эмпирической связи между возрастом и размером области звездообразования, впервые установленной Ефремовым и Элмегрином (Efremov and Elmegreen, 1998), наряду с комплексным многопараметрическим анализом наблюдаемого распределения энергии в спектре КЗО, по сути инверсии показателей цвета в параметры начальной функции масс звезд и истории звездообразования в комплексе. В этом состоит существенное отличие нашего подхода от выше перечисленных, в основе которых лежит метод мультивариационного анализа - согласование синтетических модельных цветов путем вариаций свободных параметров. В нашем подходе свободные параметры (например химсостав, поглощение света) не варьируются, а фиксируются наблюдениями. Применение эмпирического соотношения между возрастом и размером комплекса звездообразования в качестве дополнительного ограничения позволило снять вырождение НФМ - история СЗО, состоящего в том, что различным режимам (историям) звездообразования при различных НФМ соответствуют одинаковые интегральные цвета (Scalo, 1986). Использование эмпирической зависимости возраст - размер, наряду с моделями эволюционного синтеза при определении параметров звездообразования позволяет характеризовать данный подход как эмпирический эволюционный синтез. Наиболее доступными для изучения звездного состава и его эволюции методом эмпирического эволюционного синтеза являются молодые комплексы звездообразования в спиральных и неправильных галактиках.

Схема исследования звездообразования в молодых КЗО - гигантских областях НИ в галактиках

U,B,V,R фотометрия молодых КЗО - гигантских областей НИ в галактиках: Банк данных (Сахибов и Смирнов, 1999)

Цвета, (U-B)obs, (B-V)ob» (V-R)obs, LCI obs» исправленные за поглощение в континууме A v и вклад эмиссии газа в континуум (Сахибов и Смирнов, 1999)

Инверсия наблюдаемых интегральных цветов КЗО в параметры звездообразования: a, Mmax, t, режим

(Сахибов и Смирнов, 1999а, 2000,2001, 2004)

Спектроскопия и спектрофото-метрия молодых КЗО -гигантских областей НП в галактиках: [ОШ]/Нр [NII]/Ha, H

В/На На-поток. Банк данных

Поглощение в континууме

(Сахибов и Смирнов, 1995)

Полуэмпирическая модель излучения газа в КЗО (Сахибов и Смирнов, 1992): - бальмеровское поглощение

- лаймановские кванты

- мера эмиссии ME;

- электронная температуру Те;

- вклад эмиссии газа в континуум

- химический состав z

Эволюционные модели звездного

населения молодого комплекса

звездообразования (Мякутини

Пискунов, 1996):

(U-B) = f1(oc,Mmax,t,z) (B-V) = f2(a,Mmax,t,z) = f3(a,Mmax,t,z) = f4(cx,Mmax,t,z)

На предыдущей странице приведено схематическое представление инверсии фото и спектрометрических характеристик в параметры характеризующие процесс звездообразования в КЗО.

Эволюционные модели звездного населения КЗО, связывающие эти параметры с интегральными цветами представлены в табличной форме с некоторым шагом по ос, Мщах» * Для Двух сценариев истории звездообразования (взрывного и непрерывного продолженного во времени). Каждый узел таблицы есть абстрактная модель звездного скопления с фиксированными внутренними параметрами химсоставом, НФМ, возрастом, режимом звездообразования. Для каждого узла таблицы были вычислены внешние параметры -четыре интегральных показателя цвета, характеризующие распределение энергии в спектре абстрактной модели звездного скопления.