Содержание молекулярного газа в дисковых галактиках тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова

На правах рукописи УДК 524.527; 524-7

Каспарова Анастасия Владиленовна

Содержание молекулярного газа в дисковых галактиках

Специальность: 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 7 МАР 2014

Москва - 2014

005546440

005546440

Работа выполнена в отделе внегалактической астрономии Государственного астрономического института имени П. К. Штернберга МГУ

Научные руководители:

• доктор физико-математических наук, профессор Засов Анатолий Владимирович, зав. отделом внегалактической астрономии ГАИШ МГУ

• доктор физико-математических наук Чилингарян Игорь Владимирович, ведущий научный сотрудник отдела физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ МГУ

Официальные оппоненты:

• доктор физико-математических наук Решетников Владимир Петрович, профессор кафедры астрофизики математико-механического факультета Санкт-Петербургского университета

• кандидат физико-математических наук Макаров Дмитрий Игоревич, заведующий лабораторией внегалактической астрофизики и космологии Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук

Ведущая организация:

Институт астрономии Российской академии наук

Защита состоится 22 мая 2014 года в 1400 на заседании диссертационного совета Д501.001.86 в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга МГУ по адресу: 119992, г. Москва, Университетский пр-т, д. 13.

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова (119991, г. Москва, Ломоносовский пр-т., д.27, Фундаментальная библиотека) и на сайте http://sai.msu.ш/сИзэоуе^ОМ.Мт!.

Автореферат разослан 21 марта 2014 года. Ученый секретарь диссертационного совета

доктор физ.-мат. наук

С. О. Алексеев

Общая характеристика работы

Настоящая работа посвящена изучению содержания молекулярного газа в галактических дисках. Ключевым понятием в этом исследовании будет баланс компонентов меэюзвездпой среды Ни—под которым подразумевается количественное соотношение молекулярной и атомарной газовых составляющих, сильно меняющееся как в пределах одной галактики, так и от одного объекта к другому. Данная тема тесно связана со звездообразованием, первой ступенью которого и является образование молекул из Hl. Мы будем касаться фактов видимого нарушения баланса компонентов межзвездной среды с целью диагностики условий формирования молекулярного газа в разных областях дисков галактик.

Актуальность работы

В условиях большого количества исследований, направленных на изучение межзвездной среды, необходимо четкое понимание принятых упрощающих предположений, используемых для анализа и интерпретации численных и наблюдательных данных. К настоящему моменту все еще не существует достаточно полных моделей, способных объяснить все доступные наблюдаемые явления в межзвездном газе. Видимые противоречия затрудняют построение согласованной картины как эволюции галактик вообще, так и межзвездной среды в частности. Так, одним из известных наблюдательных фактов, трудно объяснимых в широко применяемой сейчас турбулентной модели образования короткоживущих молекулярных облаков, является наличие звездообразования в областях с экстремально низкими средними плотностями газа, не достаточными для крупномасштабной гравитационной неустойчивости, и обнаружение СО-излучения вне дисков галактик. Удивительно также существование достаточно обширных областей в дисках галактик, где доля молекулярного газа по отношению к атомарному многократно превышает средние значения. В свете этого актуальными задачами являются выявление причин, приводящих к наблюдаемому избытку молекулярного газа, и исследование баланса газовых компонентов Нк—»II2 в областях низкой плотности меж-

звездной среды: на перифериях дисков обычных галактик и в галактиках низкой поверхностной яркости (ЬБВ), где звездообразование продолжается, хотя и на слабом уровне.

Отдельной темой, представляющей сейчас большой интерес, является исследование эволюции галактик в космологическом контексте. Знаковыми объектами здесь являются галактики низкой поверхностной яркости. Причина этого — в предполагаемом определяющем вкладе темного гало на всех расстояниях от центра, что даст возможность непосредственного изучения профиля темной материи, поэтому актуальнейшей темой является исследование происхождения и эволюции подобных объектов. Причем в отношении образования маломассивных ЬЭВ галактик в слабонаселснных регионах Вселенной (войдах) исследователи пришли к относительному согласию, однако существуют и гигантские ЬБВ галактики, для которых обсуждается одновременно несколько альтернативных сценариев происхождения.

Цель работы

Главной целью работы является исследование баланса между атомарным и молекулярным компонентами межзвездной среды в дисковых галактиках и выявление причин, отвечающих за нарушение равновесия между процессами перехода от Н2 к Н1 и обратно и приводящих к наблюдаемому избытку молекулярного газа. Это подразумевало решение ряда конкретных задач:

• В первую очередь были необходимы анализ статистических данных по интегральным характеристикам межзвездной среды для представительной выборки галактик и выделение объектов, демонстрирующих нетипично высокие относительные содержания молекулярного газа. Это позволило ограничить круг возможных причин нарушения газового баланса.

• В целях исследования особенностей радиальных распределений относительного содержания компонентов Ш и Н2 в газовых дисках галактик необходимо было разработать метод оценки газового турбулентного давления (значимость которого периодически упоминается в литературе), учитывающих такие важные факторы, как самогравитация газа и влия-

нис гало темной материн. Задача подразумевала тестирование полученного метода и анализ чувствительности результатов к входящим параметрам на примере выборки хорошо изученных объектов ближней Вселенной.

• Поставленная цель предполагала поиск галактик с измеренными радиальными профилями газовых плотностей, выделяющихся высоким относительным содержанием молекулярного водорода, к которым можно было применить разработанную нами методику оценки давления для анализа причин аномалий.

• Выполнение перечисленных выше этапов позволило приступить к ключевому вопросу: изучению факторов, влияющих на баланс газовых компонентов межзвездной среды, внешних, связанных с эффектом окружения галактик, и внутренних, таких как особенность структуры молекулярной составляющей дисков.

Новизна

• В ходе исследования впервые был проведен подробный статистический анализ имеющихся наблюдательных данных по содержанию газа и другим характеристикам для выборки галактик с аномально высоким содержанием молекулярного водорода.

• Создан новый пакет программ в среде MATLAB для получения самосогласованной оценки профилей газового турбулентного давления межзвездной среды в галактиках с учетом изменения толщины звездного диска, самогравитации газа и влияния гало темной материи.

• Впервые показана значимость влияния на баланс газовых компонентов на периферии дисков галактик скопления не только динамического (лобового) давления межгалактического газа, но и его статического давления.

• Было показано, что модель Крумхольца и др. [1], объясняющая резкое падение относительного содержания Нг к Hl на периферии дисков галактик недостаточным экранированием молекул от UV излучения, не работает

для ряда галактик скопления Virgo с дефицитом Hl и гигантской LSB галактики Malin 2.

• Впервые обоснована некатастрофическая модель происхождения и эволюции уникальной гигантской галактики низкой поверхностной яркости Malin 2, включающая в себя объяснение видимого нарушения баланса газовых компонентов в ее диске.

Практическая и научная значимость работы:

• Результаты исследования показали, что для объяснения относительного содержания газовых компонентов межзвездной среды в галактиках скопления Virgo более информативно работать в терминах газового турбулентного давления. Такой подход даст возможность оценивать влияние лобового и статического давления межгалактической среды на периферию газового диска.

• Разработанный пакет программ по расчету газового турбулентного давления позволит в будущем делать оценки этой величины для больших выборок галактик в полуавтоматическом режиме, в том числе и при использовании карт наблюдаемых дисперсий скоростей звезд и газа.

• Предложенное объяснение высокой доли молекул в диске галактики Malin 2, связанное с возможным присутствием большого количества так называемого темного газа, может быть также использовано для анализа условий звездообразования на перифериях дисков обычных галактик и в дисках низкой яркости.

• Модель некатастрофичсского происхождения одной из гигантских галактик низкой поверхностной яркости приводит к необходимости постановки вопроса о разработке нового подхода к эволюции LSB галактик.

Положения, выносимые на защиту:

1. На основе анализа свойств спиральных галактик с высоким интегральным отношением масс молекулярного и атомарного компонентов межзвездной среды М„2/МИ1> 2 показано, что аномально высокое содержание молекулярного газа в них может быть объяснено эффективным процессом перехода Hl—>Н2 и более длительной продолжительностью существования газа в молекулярной форме.

2. Впервые выполнен расчет азимутально усредненных радиальных профилей объемных плотностей в плоскости диска, шкал высот звездного, атомарного и молекулярного компонентов и турбулентного давления межзвездной среды для представительной выборки из 37 спиральных галактик, в том числе для 18 членов скопления Virgo и нашей Галактики в рамках самосогласованной осесимметрпчной модели равновесного диска с учетом гравитации темного гало и самогравитации газа. Подтверждено существование связи турбулентного газового давления с относительной плотностью молекулярного газа.

3. Получен вывод о том, что степень молскуляризацип газа на периферии дисков галактик скопления Virgo не может быть объяснена наблюдаемой суммарной газовой плотностью и повышенной металличностыо: необходимо принимать во внимание лобовое и статическое давление межгалактического газа и низкую эффективность перехода Н2—>Hl, приводящие к росту молскуляризацип газа.

4. Аргументирован вывод о том, что облака молекулярного газа, в первую очередь в областях пониженной плотности межзвездной среды, при определенных условиях должны иметь продолжительность существования не менее 108 лет, что на порядок и более превышает обычно принимаемые значения для гигантских молекулярных облаков.

5. На основе анализа спектральных наблюдений и данных о содержании молекулярного газа в уникальной гигантской галактике низкой поверхностной яркости Malin 2 сделан вывод об особенностях структуры се газовой

среды и о вероятном наличии ненаблюдаемого темного газа в диске. Аргументирована некатастрофичсская модель образования и эволюции этой галактики.

Апробация работы

• Доклады на международных конференциях:

1. XXVIII General Assembly IAU, 20-31 aug 2012, Beijing, China, On the general structure of giant low surface brightness galaxy Malin 2, Saburova A., Kasparova A., Katkov I., Chilingarian I. and Bizyaev D. (постер);

2. Fifty years of Cosmic Era: Real and Virtual Studies of the Sky. Conference of Young Scientists of CIS Countries, 21-25 Nov 2011, Yerevan, Armenia, Atomic and molecular gas components in spiral galaxies of the Virgo cluster, Kasparova А. (устный доклад);

3. JENAM-2011: European week of astronomy and space science, Saint Petersburg, Russia, July 4-8, 2011, The features of gas component in spiral galaxies

of the Virgo cluster, Kasparova A. V. (постер);

4. JENAM-2011: European week of astronomy and space science, Saint Petersburg, Russia, July 4-8, 2011, The giant low surface brightness galaxy Malin2: general structure and molecular gas content, A. Saburova, A. Kasparova,

I. Katkov and I. Chilingarian (постер);

0. "Dynamics and evolution of disc galaxies". Moscow-Pushchino, Russia. May 31-June 04, 2010, The features of gas components in spiral galaxies of the Virgo cluster, Kasparova A. V. (постер).

• Доклады на всероссийских конференциях:

1. Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра. Москва, 23-26 декабря 2013, Портрет Malin 2, Каспарова А. В., Сабурова А. В., Катков И. Ю., Чилингарян И. В. и Бизясв Д. В. (постер);

2. Конференция "Галактики привычные и неожиданные", Ростов-на-Дону. 6-8 мая 2013. О структуре Malin 2, Каспарова А. В., Сабурова А. В.,

Катков И. 10., Чилингарян И. В. и Бизясв Д. В. (доклад);

3. Мини-симнозиум "Научная программа .миссии Миллиметром", 10 апреля 2013, Пущино, Холодный газ и пыль в далеких от центра областях галактических дисков, Засов А. В., Каспарова А. В. (доклад);

4. XXIX конференция "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущипо, 17-19 апреля 2012, Атомарная и молекулярная газовые компоненты в спиральных галактиках скопления Virgo, Каспарова А. (доклад);

5. Конференция "Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы", Москва. 28.05-01.0G.2012, О возможности большого времени о/сизин молекулярных облаков, Каспарова А. В., Засов А. В. (доклад);

G. XXV конференция "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущипо, 22—24 апреля 2008 г.. Давление равновесной меэ/с-звездной среды в галактических дисках, Каспарова А. В. (доклад);

7. Всероссийская астрономическая конференция "Космические рубежи XXI века". Казань, 17-22 сентября 2007, Давление равновесной мео/с-звездиой среды в галактических дисках, Каспарова А. В., Засов А. В. (доклад);

8. Конференция "Субпарсековые структуры в МЗС", Москва, 4-5 июля 2007 г., Равновесное давление и относительная масса молекулярного газа в дисках галактик, Засов А. В., Каспарова А. В. (доклад);

9. XXII конференции "Актуальные проблемы внегалактической астрономии", Пущино, 1G-18 июля 2005 г., Свойства галактик с преобладанием молекулярного газа, Каспарова А. В., Засов А. В. (доклад).

• Выступления на астрофизических семинарах: отдела внегалактической астрономии (СОВА) ГАИШ МГУ (06.04.2012, 15.11.2012, 19.11.2012 и др.), ВолГУ, НИВЦ МГУ, молодежных научных семинарах ИНАСАН и ГАИШ МГУ.

Основные публикации по теме диссертации

Статьи, опубликованные в рецензируемых журналах:

1. Kasparova A., Saburova A., Katkov I., Cliilingarian, I. and Bizyaev D., The portrait of Malin2: a case study of a giant low surface brightness galaxy, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2014, Vol. 437, Issue 4, pp. 3072-3086:

2. Каспарова А. В., Атомарная и молекулярная газовые компоненты в спиральных галактиках скопления Девы, Письма в астрономический журнал. 2012. том 38, No 2, с. 83-94;

3. Каспарова А. В. и Засов А. В., Давление равновесной меэ/сзвездной среды в галактических дисках, Письма в астрономический журнал, 2008, том 34, No 3, с. 174-184;

4. Каспарова А. В. и Засов А. В., Галактики с аномально высоким со-дерэ1саниел1 молекулярного водорода, Астрономический журнал, 200G, том 83, No 8, с. 703-715.

Статья, выложенная в архив препринтов astro-ph:

11. Kasparova A., Zasov A., On the possibility of the long lifetime of molecular clouds, arXiv: 1210.5738;

Статьи в сборниках трудов конференций:

5. Каспарова А., Сабурова А., Катков А., Чилингарян И., Бизяев Д., Портрет Malin 2, НЕА-2013: Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра, 23-2G декабря 2013, ИКИ РАН;

6. Saburova A. S., Kasparova А. V., Katkov I. Y. et al., On the general structure of giant low surface brightness galaxy Malin 2, IAU Symposium Ed. by D. Thomas, A. Pasquali, I. Fcrrcras., vol. 295-of IAU Symposium, 2013, p. 236;

7. Kasparova A., Atomic and molecular gas components in spiral galaxies of the Virgo cluster, Fifty years of Cosmic Era: R.cal and Virtual Studies

of tlic Sky. Confcrcncc of Young Scicnt-ists of CIS Countrics, Ed. by А. M. IVlickaclian, O. Y. Malkov, N. N. Samus, 2012, pp. 175-180;

8. Kasparova. А. V., The features of gas component in spiral galaxies of the Virgo düster, JENAM-2011: European weck of astronomy and spacc science, Saint Petersburg, Russia, July 4-8, 2011, p. 140;

9. Засов А. В., Каспарова А. В., Равновесное давление и относительная масса молекулярного газа в дисках галактик, труды конф. Субпарсс-ковыс структуры в МЗС, изд. РСЭИ, 2010, под ред. Н. Г. Бочкарсва и Ю. А. Щекинова, стр. 23-37;

10. Каспарова А. В., Засов А. В., Давление равновесной мео/сзвездной среды в галактических дисках, труды Всероссийской астрономической конференции "ВАК-2007", изд. Казанского государственного университета, 2007, под ред. Сахибуллина Н. А., Нефсдьсва Ю. А., Ишму-хаметова М. Г., стр. 407-408;

Вклад автора в совместных работах

Соискатель в равной степени с другими соавторами участвовал в постановке задач и формулировке выводов из проделанной работы. Автором диссертации был проведен статистический анализ характеристик галактик выборки с аномально высоким содержанием молекулярного газа. Соискатель самостоятельно разработал пакет программ, используемый для исследования баланса газовых составляющих, позволяющий оценивать толщины, объемные плотности компонентов дисков галактик и газовое давление. Исследование межзвездной среды галактик скопления Virgo целиком проведено автором диссертации. В работе, посвященной гигантской галактике Malin 2 автору принадлежит анализ причин видимого нарушения баланса газовых компонентов, особенностей звездообразования н вероятной эволюционной модели галактики. Идея о возможности долгого времени жизни молекулярных облаков принадлежит А. В. Засову, работа над доказательной базой и приведенные в диссертации оценки сделаны нами совместно. Подготовка к публикации полученных результатов всех статей проводилась совместно с соавторами.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и библиографии. Общий объем диссертации 150 страниц, включая 24 рисунка и 8 таблиц. Список используемой литературы включает 241 наименований на 17 страницах.

Во введении приведен обзор научных источников по рассматриваемой проблеме, обсуждаются актуальность работы, цели и задачи исследования, новизна, научная и практическая ценность полученных результатов. Также формулируются положения, выносимые на защиту, и приводится список работ, в которых опубликованы основные результаты диссертации.

Глава 1 посвящена исследованию баланса газовых компонентов в межзвездной среде н разделена на три смысловые части.

В первой части этой главы рассматривается выборка галактик из каталога межзвездной среды Беттони с соавторами (CISM) [2] с аномально высокими оценками соотношения масс газовых компонентов MIl2/Mn,> 2. Анализ данных показал, что объекты выборки не имеют больших систематических отличий от других галактик каталога тех же морфологических типов по фотометрическим характеристикам, по скорости вращения и содержанию пыли, а также по интегральной массе газа для галактик с тем же угловым моментом диска. Последнее говорит о том, что избыток Н2 связан с молекуляри-зацией Hi, а не с потерей Hi или аккрецией дополнительного холодного газа извне. Среди галактик, имеющих оценки MIl2 в CISM, чаще встречаются объекты с барами и активными ядрами. Для нескольких объектов выборки высокое значение М112/МИ] связано с переоценкой Мц2, возможно, из-за низкого фактора конверсии. В этом разделе первой главы аргументируется предположение о том, что причинами молскуляризации основной массы газа могут являться повышенная сконцентрированность газа во внутренних областях галактических дисков и связанные с этим факторы: высокое давление газа и относительно низкая эффективность звездообразования MII2/Lfir, которая может свидетельствовать о более длительном нахождении газа в молекулярной форме. Показана необходимость изучения локальных (не усредненных по всему диску галактики) характеристик межзвездной среды для объяснения

нарушения газового баланса.

Во второй части первой главы приводится методика оценки профилей газового турбулентного давления в рамках трехкомионентной осссиммстричной модели (звезды, Hl и Н2) для ряда хорошо изученных близких галактик. Для этой цели решается самосогласованная система уравнений с учетом собственной гравитации газа и наличия псевдоизотсрмичсского гало темной материи, при этом на выходе получаются профили объемных плотностей и толщин дисков всех компонентов. Входными данными модели являются параметры гало, радиальные профили поверхностных плотностей компонентов диска и дисперсии турбулентных скоростей, которые для Hl и Н2 считаются фиксированными, а для звездного диска — соответствующими его граничной гравитационной устойчивости. В качестве альтернативы рассматривается также модель с постоянной толщиной звездного диска. Проводится сравнение с широко используемым упрощенным способом оценки давления. Исследование чувствительности полученного метода к входящим параметрам на примере галактики М 33 показало, что результат сильнее всего реагирует на вариации звездной дисперсии скоростей.

Отдельный интерес представляло применение описанной выше методики для галактик скоплений, поскольку учет влияния самогравитации газа и темного гало особо заметен на периферии дисков, наиболее подверженной влиянию окружения. В третьей части этой главы в рамках двух подходов [3,1] исследовалось соотношение молекулярного и атомарного газа в 18 галактиках скопления Virgo в сравнении с 12 галактиками поля. Члены скопления обладают, в среднем, более высокой долей молекулярного газа по отношению к атомарному r¡ = Ец2/Еп, для данных значений равновесного турбулентного давления Р, которая не может быть объяснена наблюдаемой низкой суммарной поверхностной газовой плотностью и несколько повышенной мсталлич-ностыо в их дисках.

Было показано, что для большей части галактик Virgo наблюдаемую повышенную долю Н2 на периферии дисков можно объяснить тем, что молекулярный газ образовался тогда, когда Hl еще не был выметен лобовым (динамическим) давлением межгалактической среды скопления. Причем избыток Нг

по сравнению с Hi означает, что временная ткала разрушения/расходования молекулярных облаков не меньше характерного времени движения галактики сквозь плотную область скопления. Было также аргументировано, что для четырех галактик Virgo вероятными причинами высокой доли Н2 в центрах их дисков могут являться либо лобовое давление при специфических параметрах их траектории движения, либо наличие бара, приводящие к сильному сжатию газа и его молекуляризации. Только для этих объектов высокая относительная доля молекулярного газа может быть связана с низкими темпами звездообразования. Также показано, что несколько галактик, помимо лобового, могли испытывать и действие статического давления межгалактической среды, приведшее к наблюдаемому резкому возрастанию доли Н2 на самой периферии их дисков.

Глава 2 посвящена исследованию галактики низкой поверхностной яркости (LSB) Malin 2, являющейся своеобразным вызовом стандартной теории эволюции галактик, поскольку огромная масса ~ 2 • 1012 M. этой дисковой галактики должна была сформироваться без каких-либо больших слияний (major merging) в прошлом. Идея исследования состоит в создании согласованной картины этой экзотической галактики с использованием новых оптических мультиволновых фотометрических и спектроскопических наблюдений на обсерватории Апач Пойнт (Apache Point observatory), архивных данных Gemini и фотометрических обзоров. Для этой цели была построена модель распределения массы Malin 2, оценены вклад темного гало и его свойства (крайне низкая центральная плотность ~ 0.003 М../пк3 и огромный радиус ядра 27.3 кпк в модели пссвдоизотсрмической сферы), приобретенные еще до формирования дисковой подсистемы этой галактики. Еще одним из уникальных свойств этой гигантской галактики является видимое нарушение баланса в межзвездной среде, а именно: избыток молекулярного газа по отношению к атомарному для данных величин газового турбулентного давления. Этот факт можно объяснить наличием значительной доли темного газа, ненаблюдаемого в линиях СО и 21 см. Также мы не нашли оснований считать для этой галактики звездную начальную функцию масс нестандартной. Резудьта-

ты проведенного нами анализа данных говорят о том, что особенности галактики Malin 2 можно объяснить ее массивным и разреженным темным гало и нет необходимости привлекать дополнительные катастрофические сценарии, часто рассматриваемые для объяснения природы гигантских LSB галактик.

В Главе 3 приведены аргументы в пользу того, что существенная доля молекулярных облаков может избегать разрушения по крайней мере 108 лет или даже дольше, хотя обычно предполагается, что время жизни молекулярных облаков не превышает 3 • 107 лет вследствие отклика на звездообразование (stellar feedback). Факты, это поддерживающие, включают в себя присутствие молекулярного газа в на перифериях дисков при низкой плотности газа и звездообразование в приливных структурах и межгалактическом пространстве. Было показано, что молекулярное облако может быть долгоживущим в случае низкой вероятности рождения массивных звезд, если облако имеет небольшую массу или нестандартную (top-light) начальную функцию масс звезд. Еще одна возможность объяснения долгоживучести — это замедление фазы сжатия облака магнитным полем, держащим его в докритическом состоянии до тех пор, пока амбиполярная диффузия не ослабит магнитный поток. Было показано, что магнитное поле может играть существенную роль для облаков разреженного темного газа, невидимого в линиях СО.

В заключении обсуждаются основные результаты диссертации и дальнейшие перспективы исследований.

Цитированная литература

1. Krumholz M. R., МсКее С. F., Tumlinson J. The Atomic-to-Molecular Transition in Galaxies. II: HI and H2 Column Densities, Astrophys. J. 2009. Vol. 693,

p. 216-235;

2. Bettoni D., Galletta G., Garcia-Burillo S. A new catalogue of ISM content of normal galaxies, Astron. and Astrophys., 2003, Vol. 405, p. 5—14;

3. Blitz L., Rosolowsky E. The Role of Pressure in G MC Formation II: The #2 - Pressure Relation, Astrophys. J., 2006, Vol. 650, p. 933-944.

Подписано в печать 18.03.2014г. Формат 60x84/1/16. Бумага офсетная. Печать цифровая. Условный печатный лист 1,5. Тираж 100 экз. Заказ №1977А. Отпечатано в типографии «ТриКард». г.Москва, Варшавское шоссе, д.26 www.3card.ru | e-mail: 7891942@7891942.ru тел.: (495) 789-19-42

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В. ЛОМОНОСОВА Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга

На правах рукописи УДК 524-527; 524.7

0420145761?,

Каспарова Анастасия Владиленовна

Содержание молекулярного газа в дисковых галактиках

01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия

ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель

д. ф.-м. н., проф.

Засов Анатолий Владимирович

Научный руководитель д. ф.-м. н.

Чилингарян Игорь Владимирович

Москва - 2014

Содержание

Введение ........................................................................б

Обзор литературы............................................................6

Количество и распределение Ич в дисках галактик................7

Наблюдения молекулярного газа. Фактор конверсии..............7

Структура молекулярной составляющей среды. Темный газ . . 10

Баланс газовых компонентов ........................................12

Эволюция облаков......................................................14

Актуальность..................................................................17

Цель диссертационной работы..............................................18

Научная новизна..............................................................19

Практическая значимость....................................................20

Положения на защиту........................................................21

Публикации....................................................................22

Апробация работы............................................................24

Личный вклад................................................................26

Структура и объем диссертации............................................27

Глава 1. Содержание молекулярного газа

и турбулентное давление межзвездной среды......................31

1.1. Галактики с аномально высоким содержанием

молекулярного водорода..............................................31

1.1.1. Общие свойства галактик с преобладанием Н2 ............35

Выборка галактик............................................35

Содержание Н1 и Н2..........................................38

Полная масса газа в дисках..................................39

1.1.2. Возможные причины высоких значений Мн2/Мн1..........40

Фактор конверсии............................................41

Влияние окружения..........................................43

Высокое содержание пыли....................................43

Большое время существования газа

в молекулярном состоянии......................46

Повышенное давление мелсзвездного газа..................48

1.1.3. Выводы ........................................................49

1.2. Метод оценки давления................................................52

1.2.1. Выборка галактик и принимаемые параметры..............54

1.2.2. Оценка равновесного давления..............................58

Система уравнений ..........................................58

Изменение давления вдоль радиуса галактик..............60

Случай нашей Галактики....................................61

Радиальные профили давления газа..........................64

1.3. Степень молекуляризации газа:

галактики Virgo и поля................................................67

1.3.1. Выборки галактик и используемые параметры............68

1.3.2. Радиальные распределения Н2/Н1............................70

Зависимость от газового давления ........................70

Зависимость от суммарной газовой плотности..........73

Конверсионный фактор ......................................75

1.3.3. Содержание межзвездного газа..............................76

1.3.4. Возможные причины нарушения

баланса газовых компонент для галактик Virgo............79

Лобовое давление..............................................79

Статическое давление........................................81

Особенности центральных областей дисков ..............84

1.3.5. Выводы ........................................................87

Глава 2. Портрет Malin 2..................................................89

2.1. Галактики низкой поверхностной яркости.

Введение в проблему..................................................89

2.2. Наблюдаемые характеристики

и используемые данные................................................92

2.3. Моделирование распределения спектральной энергии..............94

2.4. Модель распределения массы ........................................95

2.5. Баланс газовых компонентов Ни—»-Щ

и возможные причины его нарушения................................98

2.5.1. Недооценка давления?....................102

2.5.2. Ошибки оценки плотности молекулярного газа?......103

2.5.3. Темный газ?..........................104

2.6. Звездообразваиие и начальная функция масс звезд........106

2.7. Эволюционные модели галактики Malin 2..............109

2.8. Ключевые результаты.........................113

Глава 3. Время жизни молекулярных облаков...........115

3.1. Аргументы в пользу короткой временной шкалы .........116

3.2. Аргументы в пользу длинной временной шкалы..........118

3.2.1. Центральные области дисков ................118

3.2.2. Область спиральных рукавов................119

3.2.3. Периферия дисков......................119

3.2.4. Приливные структуры....................121

3.3. Условия выживания облаков.....................123

3.3.1. Малое количество массивных звезд.............123

Маломассивные облака....................123

Нестандартная начальная функция масс звезд .....125

3.3.2. Задержка начала звездообразования............127

3.4. Выводы.................................130

Заключение...................................131

Литература...................................134

Введение

Настоящая работа посвящена изучению содержания молекулярного газа в галактических дисках. Ключевым понятием в этом исследовании будет баланс компонентов межзвездной среды Нк—»Н2, под которым подразумевается количественное соотношение молекулярной и атомарной газовых составляющих, сильно меняющееся как в пределах одной галактики, так и от одного объекта к другому. Данная тема тесно связана со звездообразованием, первой ступенью которого и является образование молекул из Н1. Мы будем касаться фактов видимого нарушения баланса компонентов межзвездной среды с целью диагностики условий формирования молекулярного газа в разных областях дисков галактик. Прежде чем подробно обсуждать цели и методику исследования, необходимо в общих чертах описать современные представления о структуре наиболее холодной составляющей межзвездной среды и о методах ее изучения.

Обзор литературы

Большая или, по крайней мере, значительная часть межзвездной среды заключена в облаках. Основным ее компонентом является водород в атомарной форме Н1 с характерными температурами внутри облаков ~ 80 К и концентрациями ~ 10 см-3, наблюдаемый но радиолинии 21 см. Более холодный и плотный компонент, непосредственно из которого рождаются звезды, представлен в первую очередь молекулярным водородом Н2 со средней температурой и концентрацией молекул 10 К и 103 см-3 соответственно. Важнейшими объектами исследований межзвездной среды и площадками для проверки теорий процесса звездообразования являются дисковые галактики (в большинстве случаев спиральные), обладающие большим количеством холодного межзвездного газа, концентрирующегося вблизи плоскости диска.

Количество и распределение Н2 в дисках галактик

До начала 90-х годов прошлого века из-за низкой разрешающей способности наблюдательной техники исследовались в первую очередь интегральные (или усредненные но большим площадям) характеристики молекулярной газовой составляющей. Общие представления о крупномасштабных характеристиках холодного компонента межзвездной среды обсуждались, например, в обзоре [1]. Полная молекулярная масса Мц2 галактик обычно лежит в диапазоне от 10Г) М0 до Ю10 М0. Соотношение молекулярной и атомарной интегральных масс составляет в среднем около 0.15, но может варьироваться от 0.01 до 10, в зависимости от морфологического типа галактики и целого ряда других факторов [2, 3]. Принято считать, что холодный Щ находится в более тонком, чем Ш, диске с характерными толщинами от нескольких десятков парсек в центральных областях диска до сотни парсек па периферии1. Поверхностная плотность Ец2 на масштабе килопарсек обычно меняется в пределах 1 — 50 М0/пк2 (за исключением околоядерных областей, где она может быть на порядок выше). Азимутально усредненный профиль Н2 сильно сконцентрирован к центру галактик в отличие от почти равномерного распределения Ш и демонстрирует либо центральный пик, либо максимум на расстоянии нескольких килопарсек от центра (так называемое молекулярное кольцо).

Наблюдения молекулярного газа. Фактор конверсии

Из-за особенностей внутренней структуры молекулы П2 ее непосредственные наблюдения сильно осложнены. Высокая температура возбуждения первого электронного уровня ~ 500 К в совокупности с нулевым дипольным моментом симметричной молекулы Н2 исключает целый ряд малоэнергозатрат-

1 Хотя в последнее время появляются работы, в которых приводятся доводы в пользу равных толщин

атомарного и молекулярного газовых слоев [4].

ных переходов. Вследствие этого холодный молекулярный водород наблюдают, как правило, по трассирующим молекулам (так называемым трейсерам), сопутствующим Н2, таким как 12С10О (далее СО). Для молекулы СО переход с первого на основной электронный уровень Л(1—»0), возможный уже при температуре 5 К п относительно низкой эффективной плотности ~ 102 —103 см-3 [5], имеет длину волны 2.6 мм (115 Ггц). Переходы между высокими энергетическими уровнями молекулы СО позволяют исследовать более горячие и плотные области в облаке (например, переход 3(4—>3) наблюдается при температуре 55 К и плотностях 105 см-3), что вносит вклад в исследование непосредственно областей звездообразования.

Отдельной проблемой является определение переходного коэффициента (фактора конверсии) между интенсивностью излучения в линиях трейсеров и плотностью молекулярного водорода. В стандартном методе определения конверсионного фактора используется условие вириального равновесия: сравнивается вириальпая масса молекулярного облака, полученная независимым путем, и наблюдаемая интегральная СО светимость. Независимые, используемые для калибровки, способы оценки массы молекулярных облаков включают в себя такие, как измерение ИУ линии поглощения на внеатмосферных инструментах, исследование редких областей Н2, нагретых ударными волнами или излучением, наблюдаемые по вращательным и вращатсльно-колебательным переходам в Ш диапазоне [6, 7]. Решающую роль здесь играют наблюдения нашей Галактики и ее ближайшей окрестности, где есть возможность исследовать области молекулярного газа наиболее детально [8, 9].

Естественно предположить, что конверсионный фактор должен расти с падением металличности газа. Хотя точная форма этой зависимости до сих пор остается предметом дискуссии [10], в первом приближении можно считать, что при металличностях, больших 12 + \og[0/Н] = 8.4 (примерно половина от солнечного значения и 8.7), фактор конверсии будет меняться с металличиостыо

медленно, тогда как при более низких значениях Z значительно быстрее |7).

Молекулярный газ в галактиках, вообще говоря, химически неоднороден. Области межзвездной среды, соответствующие разной плотности Н2, имеют различный химический состав, поэтому в зависимости от того, какие трейсеры мы используем, картина наблюдаемых распределений газовой молекулярной среды в галактиках будет качественно меняться. Химическое расслоение значительно усложняет интерпретацию наблюдений молекулярных линий и требует применения моделей химической и динамической эволюции среды [11 13].

\

Рис. 1. Примерное строение облаков (Н1+Н2) в межзвездной среде.

Несмотря на всю неоднозначность, наиболее распространенный метод оценки молекулярной массы в галактиках это использование фиксированного значения фактора конверсии. Коэффициент перехода от интенсивности СО к числу молекул Н2 на луче зрения для галактик с нормальным содержанием тяжелых элементов обычно принимается равным X = N{¥[2)/ 1со = 2 • Ю20 (К •км/с) 1 см .В настоящей работе мы будем отдельно обсуждать возможное влияние на полученные результаты неоднозначности определения конверсионного фактора.

Структура молекулярного компонента среды. Темный газ

Еще первые наблюдения молекулярной составляющей в диске нашей Галактики показали крайне сложное неоднородное ее устройство: в виде протяженных облаков (МС) без четко выраженных центров. Подробный обзор современных наблюдений молекулярных облаков можно найти, например, в работе [14]. Почти для всех ближайших галактик спектр масс молекулярных облаков с М > (0.5 — 1) • 10° М0 хорошо описывается степенным законом Nciouds М~0"7. Принято считать, что молекулярные облака с массами ~ 105 — 107 Ме, называемые гигантскими (GMC), содержат основную часть Н2 газовых дисков. Их характерные размеры составляют от нескольких десятков до нескольких сотен парсек, а средние плотности ~ 102 см-3 (см., например, [15]). Флуктуации плотности внутри облаков можно рассматривать как отдельные подструктуры: клампы (clumps) с характерными размерами несколько парсек и плотностями ~ 103 см-3 п более плотные ядра (cores) 0.3 пк и > 104 см~3) погружены в оболочку из атомарного газа III (рис. 1). Неоднородность структуры молекулярной среды является залогом разнообразия масс рождаемых звезд.

Важно понимать, что возможность существования универсального представления о молекулярной составляющей без учета локальных свойств газовых дисков крайне сомнительна. Физические условия межзвездной среды в различных областях галактических дисков (от центра к периферии) сильно отличаются, и разница в плотности, металличиости, напряженности магнитного поля может критически сказываться на структуре молекулярных облаков. Как правило, в межоблачной среде на расстоянии порядка 5 — 10 кик от центра галактик наблюдается существенное количество Hi, из которого могут пополняться запасы истраченного на звездообразование Н2, тогда как ближе к центру — практически весь газ часто бывает молекулярным [16], и механизм возобновления облаков, очевидно, должен быть несколько иным. Тем не менее, несмотря на то

что давление газа в межзвездной среде в центральных областях диска сильно возрастает, темпы звездообразования в расчете на молекулярную массу (оцененную по СО) мало меняются по сравнению с периферией [17], из чего можно сделать вывод, что на звездообразование (проявляющее себя по ИУ и На) важное влияние также оказывают внутренние механизмы, вероятно связанные со строением облака.

HI

темный HI

Рис. 2. Темные молекулярный и атомарный компоненты межзвездной среды.

Далеко не вся газовая среда галактических дисков видна по линиям СО и 21 см. Совсем недавно появилась возможность наблюдать так называемый темный газ по избыткам излучения в 7 диапазоне от взаимодействия космических лучей с межгалактическим газом [18] и в FIR от пыли [19]. Теоретические предсказания наличия невидимой барионной газовой составляющей широко обсуждались в конце прошлого века (см., например, [20, 21]). Хотя первые представления о темпом газе были именно как о наиболее холодной части Н2 компонента, на настоящий момент уже показано, что свой вклад в непосредственно не наблюдаемый газ вносит и темный Hi [19, 22].

Невозможность прямых наблюдений для части газа можно объяснить специфическими локальными свойствами межзвездной среды. Так, например, чем

больше прозрачность межзвездной среды, тем больше доля темного Н2 [23]. Это связано с тем, что молекулы СО разрушаются излучением UV диапазона более эффективно, чем Н2, и часть молекулярного газа перестает проявлять себя в линии СО. В свою очередь, атомарный газ становятся непрозрачным при температуре < 90 К [24], тогда как оценка массы III по линии 21 см базируется па предположении оптической толщины г <С 1. Темный газ детектируется на промежуточных колонковых плотностях водорода и, похоже, является элементом, связывающим диффузную атомарную среду с видимыми в СО молекулярными облаками. Иными словами, у каждого облака есть темная оболочка (см. рис. 2), и чем меньше или прозрачнее облако, тем больше доля его темного газа.

Количественные оценки в солнечной окрестности показывают, что темный газ добавляет ~ 30% к массе водорода, видимого в липни Hi, и ~ 120% к Н2, детектируемому по СО. Однако, например, для Большого Магелланова Облака (LMC) учет темного газа удваивает оценку III, найденную по линии 21 см [25, 26]. В общем случае, рассмотрение вклада темного газа является важнейшей современной задачей исследования межзвездной среды в галактиках. Это одна из интересных задач для будущей орбитальной обсерватории Миллиметров.

Баланс газовых компонентов

В первую очередь рассмотрение молекулярного газа интересно в контексте его тесной связи со звездообразованием. Принято считать, что звезды образуются в плотных молекулярных облаках, и переход от теплого атомарного водорода к холодному молекулярному является важнейшей ступенью в этом процессе. Несмотря на то что есть теоретические работы, в которых рассматривается образование звезд непосредственно из Hi [например, 27], неоспоримым является то, что в реальных галактиках распределение молодых звезд хорошо коррелирует именно с областями Н2 [28, 29]. Существует, однако, и связь звез-

дообразовапия с суммарной поверхностной плотностью газа Н1+Н2 в областях, где почти пет излучения в линии СО, что говорит о важности этапа образования молекулярных облаков из Hl. Последнее также заставляет задуматься о возможной недооценке количества Ы2 в областях слабого звездообразования.

Условия перехода от молекулярного газа к атомарному и обратно рассматривались различными авторами (см. [30-32] и ссылки в этих статьях). Очевидно, образование молекул зависит как о