Изучение звездного населения близких галактик тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Предисловие

Введение

1 Фотометрические индикаторы расстояния и возраста

1.1 Изучение звездообразования.

1.2 Звезды как индикаторы расстояний'">.

1.2.1 Методы определения расстоянийдо.^фдактЙс

1.2.2 Звезды типа Ш1 Лиры и Цефеиды

1.2.3 Красные гиганты

1.2.4 Сверхгиганты

1.2.5 Метод флюктуаций поверхностной яркости.

1.2.6 Шаровые скопления.

1.2.7 Планетарные туманности.

1.2.8 Новые звезды

1.2.9 Сверхновые.

1.3 Звезды как индикаторы возраста.

1.3.1 Точки поворота ветви Главной Последовательности

1.3.2 Звезды на стадии горения гелия в ядрах - Голубая Петля.

1.3.3 Ветвь Красных Гигантов.

1.3.4 Красное Сгущение / Горизонтальная Ветвь.

1.3.5 Продленная Асимптотическая Ветвь Гигантов.

1.3.6 Основные источники ошибок.

1.3.7 Функции светимости звезд.

1.3.8 Изохроны.

1.3.9 Модельные диаграммы «цвет-зв.величина».

1.3.10 Возможность проверки различных методов.

2 Методика фотометрии звезд в тесных полях

2.1 Наблюдения.

2.2 «Эффективность» телескопа.

2.3 Основные этапы обработки ПЗС-изображений.

2.4 Звездная фотометрия в тесных полях.

2.4.1 Апертурная фотометрия.

2.4.2 Оценка фона неба.

2.4.3 PSF-фотометрия.

2.4.4 Адаптация пакета звездной фотометрии в комплексе MIDAS

2.5 Приведение к стандартной фотометрической системе

2.6 О точности звездной фотометрии.

3 Голубая компактная галактика NGC

3.1 Введение.

3.2 Результаты.

3.2.1 Диаграмма «цвет-зв.величина».

3.2.2 Металличность.

3.2.3 Расстояние.

3.2.4 Поверхностная фотометрия.

3.3 Заключительные замечания.

4 Комплекс 1С 342/Maffei

4.1 Введение

4.2 Результаты фотометрии и модули расстояния

4.2.1 Детальное фотометрическое исследование звездного населения галактики 1С

4.2.2 UGCA

4.2.3 UGCA 92 = EGB 0427+

4.2.4 UGCA 86 = VIIZw9.

4.2.5 NGC 1569 = UGC 3056 = Arp 210 = VIIZwl6.

4.2.6 Cas 1 = A0202+

4.3 Параметры галактик из комплекса IC342/Maffei.

4.4 Заключительные замечания

5 Исследование структуры Местного Комплекса

5.1 Облако в Гончих Псах (Canes Venatici).

5.1.1 NGC

5.1.2 NGC

5.1.3 NGC

5.1.4 NGC

СОДЕРЖАНИЕ

5.1.5 UGC 8331 = DDO

5.1.6 Заключительные замечания к облаку в Гончих Псах.

5.2 Группа М101.

5.2.1 NGC 5204 - UGC 8490 = PGC 47368 = IRAS 13274+

5.2.2 NGC 5474 - UGC 9013 = VV 344 = Arp 26 = PGC 50216 = IRAS 14031+

5.2.3 NGC 5585 = UGC 9179 = KIG 624 = PGC 51210 = IRAS 14181+

5.3 Заключительные замечания о группе M 101.

Se non e vero, e ben trovato.

Если этого и не было, то по крайней мере придумано неплохо.

Староитальянская поговорка)

Очевидно, что все галактики, которые мы наблюдаем сейчас в Местной Группе и вокруг нее, формировались и участвовали в жизни Вселенной. Разумно предположить, что процесс формирования и эволюции близких галактик в целом не должен был отличаться от всеобщего. В противном случае мы должны считать, что наша область космоса уникальна — для подобного утверждения у нас нет никаких оснований.

Для близких галактик доступны для наблюдений звезды практически всех возрастов: от только что рождающихся, до самых древних звезд с возрастами, как у шаровых скоплений из гало нашей Галактики. Посредством глубокой высокоточной многоцветной фотометрии этих звезд и анализа их распределения на диаграммах <цвет -зв.величина» получают много полезной информации, которую затем можно использовать для изучения эволюции галактик. Таким образом, для близких галактик (в настоящее время до расстояний <^4 Мпк) можно моделировать историю образования в них звезд (star formation history — SFH), начиная с эпохи первой вспышки звездообразования и до недавнего прошлого. Эти модели затем можно применять к более далеким галактикам. Изучение звездного состава близких галактик в комбинации с использованием результатов обзоров галактик с большими красными смещениями может прояснить многие вопросы, связанные с эволюцией Вселенной.

Высококачественные данные, полученные в последние годы как на космическом телескопе Хаббла, так и на наземных телескопах, позволили получить глубокие диаграммы «цвет-зв.величина» (в дальнейшем СМ-диаграммы), на которых хорошо прослеживаются звезды разных возрастов. Но несмотря на существенный прогресс в этом вопросе, в настоящее время мы можем наиболее полно описать SFH лишь у очень небольшого числа самых близких карликовых галактик. Поэтому получение новых наблюдательных данных является весьма актуальным. Проведение более глубоких наблюдений на орбитальных и наземных телескопах и использование новых методов анализа полученных данных позволяют ожидать выдающихся по значимости результатов для большинства

Введение

Человечество давно пытается понять эволюцию Вселенной. Понимание истории создания и развития Космоса формирует основы нашего мировоззрения. В настоящее время мы впервые получили возможность наблюдать чрезвычайно далекие области Вселенной с недостижимой ранее детальностью. Мы можем наблюдать объекты практически на любых расстояниях и тем самым на любой стадии их эволюции.

В результате астрономических наблюдений уже получены ответы на некоторые вопросы, но еще больше возникло загадок. Что стало с далекими квазарами? Как формировались близкие галактики? Для построения связанной модели Вселенной мы должны установить взаимосвязь далеких объектов с ближайшими.

В качестве примера, приведем "проблему слабых голубых галактик" (см. обзоры [40]; [22]). Она состоит в том, что наблюдается существенный избыток слабых голубых объектов на красных смещениях в интервале 0.3 < г < 1 (см. [65]; [14]). Пространственная плотность таких галактик значительно выше, чем можно было бы предположить при экстраполяции функции светимости галактик Локальной Вселенной.

Существующий избыток голубых галактик объясняют особенностями эволюции галактик, а именно, эволюцией числа таких галактик в единице объема (главным образом вследствие процесса слияния галактик), так что в результате они отсутствуют в Местном Объеме ([22]). Считается, что близкие карликовые галактики являются остатками, или предками этих слабых голубых галактик (например, [4]; [56]; [11]). В этом случае карликовые галактики должны были быть значительно ярче в прошлом за счет больших вспышек звездообразования.

Приведенный пример показывает, что звездообразование является одним из определяющих факторов в эволюции галактик. Переход газа в звезды и последующая «деятельность» этих звезд меняет структуру галактик и их химический состав. Кроме того, звезды — наиболее выдающаяся в оптике компонента галактик. Поэтому распределение звезд определяет морфологию галактики. Например, если все звездообразование концентрируется в очень небольшом объеме, поверхностная яркость будет больше, по сравнению со случаем, когда звездообразование распределено равномерно по галактике.

Для построения последовательных моделей эволюции галактик мы должны в первую очередь понимать процессы образования звезд и их влияние на галактическую структуру. Объекты с большими красными смещениями слишком далеки для того, чтобы иметь возможность наблюдать детали подобных процессов. Вместо этого мы можем изучать близкие галактики и обобщать результаты на более далекие объекты.

Цепь работы

Целями данной диссертационной работы являются:

1. Уточнение пространственной структуры Местного Комплекса путем получения оценок расстояний до изучаемых галактик;

2. Изучение звездного состава галактик — очаги звездообразования, старое звездное население на периферии галактик, история звездообразования;

3. Изучение физических характеристик близких, разрешаемых на звезды галактик.

Научная новизна

Для 15 близких галактик, изолированных и принадлежащих к галактическим группам, были получены глубокие ПЗС-снимки на телескопах БТА, ZeisslOOO (CAO РАН) и Nordic (Канары, Испания). Они позволили разложить исследуемые галактики на звезды. Для большинства этих галактик такие глубокие наблюдения проведены впервые.

Была выполнена многоцветная фотометрия звезд в этих галактиках. Для четырех галактик была проведена и поверхностная фотометрия.

На основе полученных диаграмм «цвет-зв.величина» для всех галактик были сделаны оценки расстояний (методом ярчайших звезд или методом точки обрыва ветви красных гигантов) и галактического поглощения (по положению голубых звезд), а для некоторых также были получены оценки металличности (на основе положения красных и голубых сверхгигантов или ветви красных гигантов). Для галактик NGC 4144, NGC 4244, NGC 4395, NGC 4449, UGC 8331 и NGC 6789 оценки расстояний на основе фотометрии звезд были получены впервые.

В галактиках IC342 и NGC6789 было изучено пространственное распределение звезд разных типов (голубые и красные сверхгиганты, асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов). Особое внимание было уделено изучению внешних областей галактик. Была проведена интерпретация наблюдаемых СМ-диаграмм посредством вписывания теоретических звездных изохрон с определенной металличностью и получена оценка возрастов наблюдаемых звезд. Был подтвержден вывод об эпизодическом характере звездообразования в них.

Объект NGC 6789 оказался самой близкой из известных голубых компактных карликовых галактик (BCD). Присутствие на расстоянии всего в 2.1 Мпк галактики такого галактики такого типа, находящейся в стадии бурной вспышки звездообразования, заставляет по-новому взглянуть на эволюцию Локальной Вселенной.

На основе измерения избытка цвета было оценено поглощение для галактик из комплекса 1С 342/Maffei, расположенного вблизи галактической плоскости. Впервые было показано, что объект КК 35 находится на одном расстоянии с галактикой 1С 342, которая является одним из динамических центров одноименной группы. КК 35 может быть либо близким спутником данной галактики, либо удаленным обрывком её спирального рукава. Высокая активность ядра 1С 342 может быть следствием внешнего воздействия.

Для двух близких групп М 101 и облака в Гончих Псах были уточнены пространственные границы. Галактика NGC 5204, долгое время считавшаяся членом группы М 101, принадлежит, с большей вероятностью, к более близкому облаку в Гончих Псах.

Для повышения точности и эффективности звездной фотометрии в тесных полях был модернизирован контекст DA0PH0T в рамках комплекса MIDAS за счет встраивания программы ALLFRAME (автор Р.В. Stetson), а также добавлены процедуры, позволяющие оптимизировать редукцию ПЗС данных.

Научная и практическая ценность работы

1. Приведенные в диссертации данные фотометрических наблюдений близких разрешаемых галактик могут быть в дальнейшем использованы для:

• Изучения пространственной структуры Локальной Вселенной;

• Оценки скорости звездообразования в Локальной Вселенной;

• Исследования процессов звездообразования в галактиках;

• Исследования физических характеристик звезд и их функций масс в различных типах галактик;

• Поиска переменных звезд в галактиках;

• Поиска квазаров, далеких галактик и других уникальных объектов в полях близких галактик;

• Исследования участков Галактики, попадающих в поля изучаемых галактик.

2. Программа звездной многоцветной фотометрии ALLFRAME и предложенный набор процедур могут быть использованы для обработки изображений тесных звездных полей со сложным подстилающим фоном: шаровые и рассеянные скопления, участки диска Млечного Пути, разрешаемые галактики. Отдельные части этой системы могут быть использованы независимо для астрометрических вычислений и привязок, а таже для изучения качества звездных изображений.

Апробация работы

Основные результаты диссертации изложены в 3-х печатных работах. Они докладывались на международных конференциях:

1. "Interacting Galaxies: In Pairs, Groups and Clusters" (Sant'Agata, Italy, 12-15 September 1995);

2. IAU Symposium No. 192 "The Stellar Content of Local Group Galaxies" (Cape Town, South Africa, 7-11 September 1998);

3. IAU Colloquium No.174 "Small Galaxy Groups" (Turku, Finland, June 13-18,1999), а также на семинарах АИ СПбГУ, CAO и ГАО РАН. Краткое содержание работы

Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения, списка цитируемой литературы, содержащего 188 наименований. Общий объем диссертации 113 страниц, в том числе 42 рисунка и 12 таблиц. Представленная диссертация является результатом работ, выполненных в 1995-99 гг.

1. Sandage A.R., Tammann G.A., 1982, Ар J. 256, 339

2. Sandage A.R., Bedke J., 1988, Atlas of Galaxies Useful for Measuring the Cosmological Distance Scale, 1988, NASA, Washington

3. Tikhonov N.A., Karachentsev I.D., 1998, A&ASS 128, 325174. van den Bergh S., 1966, AJ 71, 922175. Vennik, 1984, TarOT 73 1

4. Abies D.R., Cook K.H., 1995, AJ 100, 192

5. Broelis A.H., van Woerden H., 1994, A&ASS 107, 129

6. Huchtmeier W.H., Karachentsev I.D., Karachentseva V.E., Ehle M., 2000, A&ASS , (в печати)

7. Караченцева B.E., 1973, Бюлл.САО 8,3

8. Karachentsev I., 1994, А&А Trans. 6, 1

9. Karachentsev I., 1996, A&A 305, 33

10. Karachentsev I., Drozdovsky I., 1998, A&ASS 131, 1

11. Karachentsev I., Drozdovsky I., Kajsin S. et al., 1997, A&ASS 124, 559

12. Karachentsev I.D., Karachentseva V.E., 1998, A&ASS 127, 409

13. Караченцев И.Д., Копылов А.И., Копылова Ф.Г., 1994, Бюлл.САО 38, 1

14. Karachentsev I.D., Makarov D.I., 1996, AJ 111, 535

15. Kraan-Korteweg R., Tammann G., 1979, Astron. Nachr. 300, 181

16. Teerikorpi P., Bottinelli L. et al., 1992, A&A 260, 17

17. Schulte-Ladbeck R.E., Crone M.M., 1998, ApJ. 493, L23