Эволюция галактик ранних типов: наблюдения, моделирование, виртуальная обсерватория

Оглавление
Введение 5
1 Методы анализа спектральных и фотометрических данных 20
1.1 Метод аппроксимации спектров N Bursts...................................... 20
1.1.1 Описание метода.................................................... 23
1.1.2 Аппаратная функция спектрографа.................................... 24
1.1.3 Проверка метода и анализ ошибок ................................... 25
1.1.4 Стабильность решения............................................... 30
1.1.5 Возможные систематические ошибки................................... 36
1.1.6 Информация о звездном населении в абсорбционных линиях..............41
1.2 Декомпозиция профилей яркости галактик .................................... 45
1.3 Аналитические аппроксимации /с-иопрапок.................................... 48
1.3.1 Введение........................................................... 48
1.3.2 Эмпирическое вычисление ^-поправок................................. 49
1.3.3 Результаты......................................................... 52
1.3.4 Дискуссия и выводы................................................. 56
2 Карликовые эллиптические и линзовидные галактики 59
2.1 Внутренний звездный диск в 1C 3653 ........................................ 61
2.1.1 Спектральные наблюдения и обработка данных......................... 61
2.1.2 Возраст и металличность, полученные с помощью анализа Ликских
индексов ........................................................... 65
2.1.3 Звездные населения и внутренняя кинематика, полученные из аппроксимации спектров ..................................................... 69
2.1.4 Фотометрия и морфология на основе изображений HST.................. 70
2.1.5 Обсуждение ........................................................ 73
2.2 Молодые ядра dE галактик скопления Дева.................................... 78
2.2.1 Наблюдения и обработка данных...................................... 79
2.2.2 Звездные населения и внутренняя кинематика ........................ 79
2.2.3 Обсуждение ........................................................ 84
2.3 Исследование галактик в скоплении Abell 496 ............................... 86
2.3.1 Наблюдения и обработка данных...................................... 86
2.3.2 Результаты......................................................... 89
2.3.3 Обсуждение ........................................................102
2.3.4 Выводы.............................................................106
2.3.5 Параметры 46 галактик в скоплении Abell 496....................... 107
2
Оглавление 3
2.4 Профили кинематики и звездных населений выборки карликовых галактик
ранних типов в скоплении Дева.............................................107
2.4.1 Выборка и использованные данные....................................107
2.4.2 Анализ данных......................................................116
2.4.3 Результаты.........................................................118
2.4.4 Заключение и выводы................................................133
3 Компактные эллиптические и ультракомпактные галактики 136
3.1 Звездные населения 6 ультракомиактных карликовых галактик в скоплении Печь (анализ архивных данных).................................................138
3.1.1 Данные: источники данных, редукция, анализ........................138
3.1.2 Результаты.........................................................139
3.1.3 Обсуждение ........................................................142
3.2 Звездные населения 24 ультракомпактных карликовых галактик в скоплении Печь (спектроскопия высокого разрешения) .................................148
3.2.1 Данные: источники данных, редукция, анализ........................148
3.2.2 Результаты и обсуждение............................................153
3.3 SDSS J124155.33 1-114003.7 - объект переходного класса между ультраком-накгными карликовыми и компактными эллиптическими галактиками. . . . 163
3.3.1 Открытие SDSSJ124155.33+114003.7: данные и методы..................164
3.3.2 Свойства SDSSJ124155.33 Н14003.7 ................................. 164
3.3.3 Обсуждение и выводы................................................167
3.4 Открытие компактной эллиптической галактики в скоплении Abell 496 ... 172
3.4.1 Свойства вновь открытого объекта...................................172
3.4.2 Обсуждение ........................................................176
3.5 SDSS Л50634.27-г013331.6 - вторая компактная эллиптическая галактика в группе NGC 5846 ............................................................. 179
3.5.1 Использовавшиеся данные и методы их анализа........................180
3.5.2 Обсуждение ........................................................186
3.6 Открытие компактных эллиптических галактик с помощью Виртуальной Обсерватории..................................................................187
3.6.1 Наблюдения, обработка и анализ данных..............................191
3.6.2 Результаты.........................................................195
3.6.3 iV-body моделирование приливного взаимодействия ...................196
4 Средние по светимости и гигантские галактики ранних типов 203
4.1 База данных GalMer: моделирование взаимодейтсвуюших галактик..............206
4.1.1 Начальные условия..................................................207
4.1.2 Численный метод....................................................211
4.1.3 База данных GalMer.................................................217
4.1.4 Сервисы онлайн анализа данных......................................221
4.1.5 Астрофизические приложения.........................................227
4.1.6 Заключение.........................................................232
4.1.7 Модели галактик: профили плотности.................................233
4.1.8 Модели изолированных галактик......................................233
Оглавление
4
4.2 Исследования E-f А галактики SDSS Л230743.41-И52558.4 .................... 235
4.2.1 Наблюдения и обработка данных........................................235
4.2.2 Анализ данных........................................................236
4.2.3 Результаты...........................................................236
4.2.4 Эволюция в прошлом и будущем ........................................242
4.3 История звездообразования в галактике NGC 4245 ........................... 243
4.3.1 Наблюдения ..........................................................244
4.3.2 Кинематика и структура центральной части NGC 4245 .......... 246
4.3.3 Характеристики звездного населения центральной части NGC 4245 . 247
4.3.4 Обсуждение результатов...............................................251
4.4 Истории звездообразования в 7 дисковых галактиках ранних типов по данным панорамной спектроскопии 257
4.4.1 SAURON: наблюдения и обработка данных ...............................261
4.4.2 Химически выделенные ядра в SBO-галактиках с экспоненциальными
дисками..............................................................263
4.4.3 Обсуждение результатов...............................................265
4.5 Цвета близких галактик в оптическом и ИК диапазонах..........................266
4.5.1 Создание каталога галактик...........................................270
4.5.2 Восстановленные звездные величины на Z — 0 и яркие красные галактики 272
Заключение
278
Введение
Понимание процессов происхождения и эволюции галактик является одной из наиболее актуальных задач современной астрофизики. Существенный прогресс был достигнут в описании эволюции галактик ранних типов. Массивные эллиптические галактики, наблюдаемые преимущественно в скоплениях, присутствуют уже на z — I (см. Ziegler, 2000 и ссылки в ней). Современные большие обзоры поддерживают следующие идеи: (1) концепция “downsizing” (период звездообразования тем длиннее, чем меньше масса галактики, что впервые было предложено в работе Matteucci (1994), основываясь на вариациях отношения [Mg/Fe) в эллиптических галактиках, затем в работе Cowie et al., 1996); (2) идее формирования “сверху-вниз” (top-down), где “сборка” масс галактик осуществляется па меньших красных смешениях для менее массивных галактик (Bundy et al., 2006; Cimatti et al., 2006). Однако, в то время как консенсус достигнут в исследованиях характерных времен звездообразования и химической эволюции, до сих пор не понятно даже для массивных эллиптических галактик, соответствует ли время роста их масс протяженности эпохи звездообразования (Bell et al., 2006; Pozzetti et al., 2007; Scarlata et al., 2007). К тому же, многочисленные слияния небольших галактик не являются единственным механизмом, оставляя место для быстрого коллапса газа в далеком прошлом. Более того, эволюция галактик в скоплениях отличается от эволюции в менее плотном окружении. Локальное соотношение морфология-плотность (Dressier, 1980) было подтверждено в более широких пределах плотности галактик, используя обзор SDSS (Goto et al., 2003b), а затем расширено на более высокие красные смещения (Capak et al., 2007). Эти работы, а также модель ослабления яркости диска для объяснения формирования SO-галактик (Christlein & Zabhidoff, 2004), указывают на то, что морфология и звездообразование могут подвергаться влиянию различных процессов: увеличение доли галактик ранних типов в большей части обусловлено процессами слияния и взаимодействия галактик (в т.ч. “harassment”, Moore et al., 1996), а также приливными эффектами, вызванными пересечением галактиками потенциала скопления, включая динамическое трение; замедление или прекращение звездообразования может вызываться выметанием межзвездной среды динамическим давлением (Gunn & Gott, 1972; Abadi et al., 1999) или “удушением” звездообразования (strangulation), которое предотвращает аккрецию путем устранения внешнего резервуара нейтрального газа (Larson et al., 1980). Также имеется предположение, что балджи линзовидных галактик в скоплениях являются результатами приливных взаимодействий.
Подобные сценарии морфологической трансформации галактик, перемещающихся к центру (или падающих на центр - “infalling”) скопления также вызывают преобразование карликовых неправильных или слабых спиральных галактик в карликовые галактики ранних типов, составляющих наиболее представительный класс объектов в близких скоплениях. Однако, до настоящего времени как модели внешних факторов, гак и клас-
Введение
6
снческая модель отклика на звездообразование (“галактические ветра”, Dckel к Silk, 1986) не в состоянии воспроизвести наблюдаемые положения карликовых эллиптических галактик на фундаментальной плоскости (Djorgovski & Davis, 1987), связывающей внутреннюю кинематику и структурные свойства галактик (De Rijcke et al., 2005). В работах Celia et al. (2003) и van Zee et al. (2004a) у авторов возникли схожие сложности в объяснении средних возрастов и достаточно высоких металличностей dE галактик, полученных с помощью Ликских индексов: ни один из эволюционных сценариев не мог быть ни подтвержден, ни устранен из рассмотрения. Еще более усложнила ситуацию работа Lisker et al. (2007), где было показано, что карликовые галактики ранних типов (dB/dS0) не являются одним классом объектов. По крайней мере пять подклассов были найдены в скоплении Дева, в том числе: dE(di) с внутренними дисками; dE(bc) с голубыми центральными областями, где имеются признаки недавнего либо текущего звездообразования. При этом яркие галактики с ядрами dE(N), формирующие динамически неравновесное население дисковых карликовых галактик и, ио-видимому, являющихся результатами трансформации галактик, относительно недавно прибывших в скопление, отличаются от dE галактик без ядер, формирующих динамически равновесное население в скопление, которые скорее всего оказались в скоплении уже очень давно, а возможно и сформировались в нем.
Карликовые эллиптические (dE) и линзовидные (dSO) галактики - звездные системы низкой светимости (Мв > —18.0 mag), имеющие регулярную морфологию, оказываются численно доминирующим населением в близких скоплениях и группах галактик (Ferguson к Binggeli, 1994). В моделях холодной темной материи и иерархического сценария формирования галактик они рассматриваются как строительные блоки болсс крупных звездных систем, наблюдаемых ныне (см. нанрнмер White & FVenk, 1991). Таким образом, их происхождение и эволюция становится одними из важнейших вопросов современной астрофизики. Одна из специфических характеристик, отличающая карликовые dE/dS0 галактик от карликовых неправильных галактик - отсутствие межзвездной среды и текущего звездообразования. Предлагаются несколько сценариев устранения межзвездной среды из карликовых неправильных галактик и, как следствия, их морфологической трансформации в галактики ранних типов (см. подробный обзор в работе De Rijcke et al., 2005): взрывы сверхновых типа core collapse на раннем этане вспышки звезообразования выметают газ из маломассивных объектов, гравитационное ноле которых слишком слабое, чтобы Здержать его (Dekel к Silk, 1986); выметание лобовым давлением межгалактического газа (Gunn к Gott, 1972; Abadi et al., 1999) в скоплениях и группах, которое 'также более эффективно для маломасснвных объектов; гравитационные взаимодействия с соседями (так называемый “gravitational harassment”, Moore et al., 1996, 1998). Однако ни один их них не в состоянии полностью объяснить все наблюдательные проявления этих объектов одновременно. Возможное многообразие сценариев эволюции было предложено в работе van Zee et al. (2004a) и позднее исследовано в работе Lisker et al. (2008) для объяснения свойств различных подклассов карликовых эллиптических галактик.
На диаграмме средняя поверхностная яркость абсолютная звездная величина, а также на Фундаментальной плоскости (FP, Djorgovski к Davis, 1987), карликовые и гигантские галактики формируют две отдельные последовательности, соединяющиеся в районе Мв = — 18 mag (см. Kormendy et al., 2009 и ссылки там). Однако, это бимодальное распределение может быть объяснено как проекция двух известных монотонных зависимостей других структурных параметров галактик ранних типов как функций их светимости: (а) индекса
Введение
7
концентрации профиля яркости и (Ь) центральной поверхностной яркости (Graham & Guzman, 2003; Hilker et al., 2003; Karick et ah, 2003; Ferraresc et ah, 2006). Вопросы: (1) “есть ли плавный переход структурных параметров между гигантскими и карликовыми галактикам ранних типов?” и (2) “Связаны ли эти свойства со сходствами/различиями в путях их эволюции?” в настоящее время являются предметом активного обсуждения.
Звездные населения dE/dS0 галактик разительным образом отличаются от гигантских галактик, указывая на отличия в историях формирования и химической эволюции галактик разных светимостей. Гигантские эллиптические галактики обычно содержат очень старые (> 10 Gyr) высокометалличные ([Fe/H)> 0 dex) звезды высокими отношениями обилия Q-элементов (например, магний) к элементам железного пика (например, железо), что указывает на короткую продолжительность эпохи звезообразова-ния в них (Matteucci, 1994). В то же время, dE/dS0 галактики обычно беднее металлами (—1.0 < [Fe/H] < —0.2 dex) и имеют солнечные отношения a/Fe, соответствующие протяженным историям звездообразования. Средние возрасты звезд в карликовых галактиках ранних типов антикоррелируют со светимостью. Карликовые и гигантские галактики формируют единое монотонное отношение металл и1чность-светимость, покрывающее диапазон в 14 звездных величин по светимости без каких либо признаков излома в районе Мц = —18 mag, поддерживая тем самым сценарий отклика па звездообразование (Dekel & Silk, 1986). Как следствие, продолжительность вспышки звездообразования должна коррелировать с массой, что вступает в противоречие с интерпретацией наблюдаемых свойств звездных населений в карликовых галактиках ранних типов. В то же время, внешние каналы формирования dE/dS0 могут объяснить такие особенности, как увеличение разброса возрастов для слабых галактик и наличие вложенных структур в болсс ярких, но не в состоянии воспроизвест и соотношение масса-металличность.
Исторически dE/dS0 галактики в скоплении Дева были классифицированы на два основных подкласса по присутствию заметного ядра на их фотометрических изображениях (Binggeli et ah, 1985). Однако, недавние исследования с использованием космического телескопа им. Хаббла (HST) показали (Forrarese et ah, 2006), что все карликовые эллиптические галактики содержат ядра, в том числе те, которые были ранее классифицированы как объекты без ядер. Часто утверждается, что массы звездных ядер dE/dS0 следуют соотношению между дисперсией скоростей в галактики и массой черной дыры (Мвн vs (Т0), установленное для гигантских галактик, если вместо массы черной дыры брать массу звездного ядра, однако данные доступные в данный момент не позволяют однозначно сделать этот вывод. В то же время, происхождение ядер в карликовых галактиках остается открытым вопросом - они могут формироваться как на месте (“in situ”), так и являться шаровыми скоплениями, упавшими на центр галактики из-за динамического трения.
Новый класс галактик был открыт около 10 лет назад в скоплении Печь (Drinkwater et ah, 2003), названный ультракомпактными карликовыми галактиками (ultracompact dwarfs, UCD). Из-за своей экстремальной компактности объекты выглядели точечными источниками при наземных наблюдениях, однако они оказались существенно крупнее, чем типичные шаровые скопления. Рассматривается несколько альтернативных сценариев их происхождения: (1) UCD являются результатом эволюции первичных флуктуаций плотности (Phillipps ct ah, 2001); (2) они формируются путем [возможно многократных] слияний шарові,ix скоплений или просто представляют собой экстремально яркий конец функции светимости шаровых скоплений (Mieske et ah, 2002); (3) UCD - ядра карликовых
Введение
8
эллиптических галактик (dE,N), ободранных приливными силами (Bekki et al., 2003) или карликовые эллиптические галактики с ядрами с очень низкой поверхностной яркостью самой галактики; (4) UCD формируются как приливные суперскопления в процессе слияния галактик (Fellhauer & Kroupa, 2005; Kisslcr-Patig et al., 2006). Основные вопросы, до сих пор не получившие ответа: “содержат ли UCD темную материю?”; “как их звездные населения соотносятся с населениями ядер с!Е галактик?”; “что мы можем сказать о внутренней динамике UCD: вращаются ли они, содержат ли они центральные черные дыры?”
Если процесс приливного обдирания действует на более массивные галактики, то следует ожидать результатов этого процесса, которые будут крупнее и массивнее, чем UCD. Пример такого объекта - М 32, компактная эллиптическая (сЕ) галактика - спутник туманности Андромеды М 31. Ее светимость соответствует типичным dE/dS0 галактикам в скоплениях (Мв = —15.34 mag), но эффективный радиус в 10 раз меньше, т.е. объемная звездная плотность в 1000 раз выше. В течение нескольких десятилетий эти галактики считались уникальными объектами, поскольку их было известно всего 3, включая М 32, а различные проекты но их поискам не приносили результатов. Поэтому даже весомые доказательства в пользу того, что М 32 является линзовидной галактикой, испытавшей сильное обдирание приливными силами (Graham, 2002) не позволяло рассматривать этот механизм как важный фактор эволюции галактик. Для того, чтобы понять важность эффектов приливной потери массы в жизни галактик, необходимо изучать структурные свойства, внутреннюю динамику и звездные населения сЕ галактик. Определение масс черных дыр позволит получить дополнительную информацию об этих объектах, поскольку процесс приливного обдирания должен вызвать их смещение относительно отношения Мвн VS <70.
К исследованиям процессов формирования и эволюции галактик, разумеется, можно подходить с различных сторон. Два традиционных глобальных подхода включают в себя: (1) наблюдательные проекты, нацеленные на исследование кинематики и звездного населения как отдельных объектов, так и целых весьма крупных выборок галактик; (2) детальное численное моделирование эволюции галактик с использованием наших знаний о физике различных процессов, играющих важные роли в жизни галактик.
Однако существует и третий подход, принципиально отличный от двух упомянутых. В настоящее время, увеличивающийся объем высококачественных данных из различных проектов (как наблюдательных, так и связанных с моделированием) становится доступным в архивах крупных обсерваторий и центров данных, которые представляют собой один из важнейших компонентов новой концепции, называемой “Виртуальная Обсерватория”.
Что же такое Виртуальная Обсерватория? Виртуальная Обсерватория представляет собой реализацию концепции электронной пауки в астрономии; это мощная виртуальная среда, предназначенная для увеличения возможностей астрономических исследований и научного выхода данных. Она сформирована архивами данных и средствами их анализа, скрепленными воедино набором однородных стандартов и технологий, которые внедряет и поддерживает Международный Альянс Виртуальной Обсерватории1 (International Virtual Observatory Alliance, IVOA).
В несколько упрощенном описании увеличение научного выхода данных означает полу-
1http://ivoa.aet
Введение
9
чение большего количества научных результатов (например, опубликованных статеП или представленных докладов на конференциях) с каждого гигабайта данных, приходящих с данного конкретного инструмента. Это в конечном счете означает увеличение влияния каждого гигабайта данных на общее развитие науки - в точности так же, как публикация научной работы помимо журнала еще и на сервере препринтов увеличивает ее влияние и роль в отрасли.
В традиционном подходе к научной работе львиная доля времени и усилий исследователя затрачивается на разнообразные низкоуровневые операции конвертации форматов, редукции данных и подготовке их к научному анализу, поиску информации, написанию сценариев автоматизированной обработки для многократных операций и других действиях, повторное использование которых зачастую ограничено или вовсе не представляется возможным, тогда как собственно интеллектуальные усилия, анализ и интерпретация подготовленного научного материала, имеющие решающее значение во всем процессе, занимают несравнимо меньшее время. Миссией Виртуальной Обсерватории в широком смысле является разделение творческого, интеллектуального, высокоуровневого процесса от низкоуровневых операций, которые должны либо происходить прозрачно (незаметно) для исследователя, либо быть максимально пригодными для повторного использования в ходе работы над последующими научными задачами. При таких целях на первое место выходят абстрагированные от конкретных инструментов и наблюдателей данные, готовые к научному использованию, сервисы для доступа к ним и широкий набор соглашений для обеспечения прозрачности рутинных операций. Всем этим в той или иной степени занимается Виртуальная Обсерватория и се успехи к настоящему моменту и само текущее положение дел уже несет в себе новые возможности для эффективных научных исследований, обходящихся без рутинной низкоуровневой составляющей. Виртуальную Обсерваторию иногда называют всемирной сетью (World Wide Web, WWW) для астрономов.
В последние годы Виртуальная Обсерватория достигла существенного прогресса (Chilingariaii, 2009b; Zolotukhin, 2009). Со стороны IVOA мы имеем достаточно широкий набор стандартов, которые охватывают форматы данных (VOTablc), описания метаданных ресурсов (Resource Metadata), модель данных для одномерных спектров (Spectrum Data Model) и значительно более сложную и емкую Characterisation Data Model, язык запросов к данным (ADQL), протоколы доступа к спектрам и изображениям (SIAP, SSAP), протокол коммуникаций между различными приложениями на рабочей станции пользователя (SAMP), механизмы аутентификации и авторизации, и другие. Многие стандарты находятся еще на разных стадиях разработки. К настоящему моменту в Виртуальной Обсерватории стало возможным работать даже с чрезвычайно сложными наборами данных - например, ЗО-спектроскопней (Chilingarian et al., 200G, 2008a) и результатами N-body симуляций.
В то же самое время, разработчики приложений создали впечатляющий набор VO-инструментов, начиная от самых общих и заканчивая узкоспециализированными клиентскими средствами. Поставщики данных и сервисов внесли свой вклад в VO, предоставляя доступ к огромным коллекциям и архивам данных в диапазоне длин волн от радио до гамма. Совсем недавно стали появляться сервисы доступа к теоретическим моделям (например, коллекция теоретических спектров звездных атмосфер в Spanish-VO или синтетические модели PEGASE.2 / PEGASE.HR звездных популяций (Fioc & Rocca-Volirierangc, 1997; Le Borgne et al., 2004) в VO-France, доступ к результатам космологических симуляций
Введение
10
в Italian VO). Также нельзя не упомянуть первые прототипы сервисов для анализа данных и научно-значимых сервисов, ассоциированных с архивами данных, например моделирование спектрофотометрических свойств взаимодействующих галак тик в базе данных GalMer (Chilingarian et al., 2010a).
Виртуальная Обсерватория используется для научных исследований с 2004 года. Первой работой с научно-значимым результатом стало открытие оптически слабых запыленных квазаров в работе Padovani et al. (2004), которая стала примером исследования во многих диапазонах длин волн, выполненного полностью в рамках инфраструктуры VO. Три года спустя исследования запыленных AGN (Active Galaxy Nuclei, активные ядра галактик) были продолжены (Richards et al., 2007). В ближайшее время должны появиться работы, эксплуатирующие VO на качественно более сложном уровне, с применением более утонченных и общих моделей данных и технологических достижений.
Общая характеристика работы
Диссертация посвящена исследованиям механизмов происхождения и эволюции галактик ранних типов различных светимостей - от ультракомпактных карликовых галактик, имеющих светимости всего лишь в несколько раз превышающие светимости ярких шаровых скоплений, до гигантских галактик крупнее и ярче Млечного Пути. В ходе исследований используются результаты наблюдений и численного моделирования, а также беспрецедентные возможности, предоставляемые Виртуальной Обсерваторией. Традиционная парадигма астрономических исследований подразумевает изобретение, создание и использование новых телескопов и наблюдательных методов. Виртуальная Обсерватория (Virtual Observatory, VO) позволяет видоизменить эту парадигму, поскольку для новых открытий используются существующие данные из архивов и каталогов.
В работе сделан акцент на исследование эволюции галактик низких светимостей. Несмотря на то, что карликовые галактики ранних типов составляют более 70 процентов населения плотных областей Вселенной (скоплений, богатых групп), их происхождение и эволюция до сих пор остаются не до конца понятными, особенно механизм потери холодного газа и, как следствие, остановки звездообразования. Рассматриваемые в настоящее время сценарии: (1) выметание газа лобовым давлением горячей межгалактической среды, (2) выметание газа галактическими ветрами, возникающими вследствие нагрева межзвездной среды звездным ветром массивных звезд и вспышеками сверхновых звезд, (3) потеря газа вследствие приливного воздействия со стороны соседных галактик и общего потенциала скопления или группы галактик.
Недавние исследования показали огромное разнообразие наблюдательных проявлений диффузных эллиптических галактик: встречаются вращающиеся и невращающиеся галактики (по-видимому поддерживаемые анизотропными дисперсиями скоростей), многие из них содержат вложенные структуры - диски, бары, некоторые показывают наличие межзвездной среды, ряд объектов обнаруживает кинематически выделенные ядра. Все эти проявления позволяют связать происхождение карликовых эллиптических галактик с дисковыми карликовыми галактиками поздних типов, испытавшими морфологическую трансформацию и потерявшими газ за время жизни в скоплениях или группах.
Для аргументированного выбора сценария эволюции карликовых эллиптических галактик было решено исследовать связь звездной кинематики и параметров звездного насе-
Введение
11
леиия (возраст, моталличность, обилие а-элементов), применяя панорамную спектроско-пшо близких галактик, мультиобьсктную спектроскопию большой выборки более далеких объектов и заново проанализировав опубликованные данные для близких галактик, доступные в Виртуальной Обсерватории.
Компактные эллиптические (сЕ) и ультракомпактные карликовые (иСБ) галактики представляют собой два класса звездных систем, предположительно формирующихся путем приливного “обдирания” более массивных объектов. Оба класса представлены всего несколькими десятками известных членов, включая недавно открытые объекты переходного типа. Поскольку все эти объекты очень маленькие и плотные, для поддержания их в равновесии требуются гораздо более высокие значения внутренних дисперсий скоростей по сравнению с карликовыми эллиптическими и сфероидальными галактиками схожих светимостей. Для исследования механизмов приливного обдирания было решено проанализировать свойства звездных населений и внутренней кинематики известных иСО, а также предпринять поиск новых сЕ галактик методами Виртуальной Обсерватории, после чего назрела необходимость численного моделирования процессов потери звездной массы дисковыми галактиками за счет приливного взаимодействия с потенциалом центральной доминирующей сО галактики скопления.
Для исследования более массивных систем, помимо наблюдений было решено численно промоделировать “продукты” взаимодействия галактик различных морфологических типов. для чего потребовалась разработка методов моделирования цветов и спектров “синтетических” галактик, которые можно было бы напрямую сравнивать с результатами наблюдений.
В результате исследований, выполненных автором за период с 2003 г. по 2010 г., разработан ряд оригинальных методов анализа спектральных и фотометрических данных. Главным достижением является метод восстановления кинематических параметров (лучевые скорости, дисперсии скоростей) и определения параметров звездного населения (возраст, металл и чиость) по спектрам, интегрированным вдоль луча зрения. Приложение этой методики к спектральным данным для карликовых галактик ранних типов позволило впервые получить пространственно разрешенную информацию о звездных населениях в этих объектах для статистически значимой выборки галактик. С использованием методов Виртуальной Обсерватории были открыты многочисленные компактные эллиптические галактики в близких скоплениях, которые до этого считались уникальными объектами; их спектры были исследованы той же методикой, что позволило судить о сценариях их эволюции.
Актуальность темы
В настоящее время исследование эволюции галактик является одной из основных и наиболее популярных задач современной астрофизики. Галактики ранних типов представляют основное население скоплений галактик и некоторых массивных групп, в соответствии с известной зависимостью морфология-плотность. Механизмы эволюции галактик весьма разнообразны, но в общем все они могут быть разделены на две категории. Внутренние механизмы связаны с процессами, происходящими в самой галактике вне связи с окружением, такими как, к примеру, обогащение межзвездной среды металлами в процессе звездообразования, формирование баров и спиральных ветвей в дисках галактик в ре-
Введение
12
зультате развития неустойчивостей. Внешние механизмы обусловлены гравитационным или газодинамическим взаимодействием галактики с соседями в скоплении или группе, потенциалом самого скопления, либо межгалактической средой в нем. Очевидно, что эффективность различных эволюционных механизмов будет сильно отличаться для галактик разных масс и в разном окружении.
Механизмы эволюции карликовых галактик ранних типов, являющихся самым многочисленным населением в скоплениях, исследованы гораздо хуже, чем для гигантских систем (как эллиптических, так и спиральных). Принимая во внимание последние данные о параметрах звездного населения в с1Е/с!80 галактиках, а именно: относительно высокие металличности и молодые возрасты, первоначальная идея о том, что они являются прошедшим пассивную эволюцию “строительным материалом” для более крупных звездных систем, не выдерживает критики. Таким образом, вопрос о происхождении и эволюции карликовых галактик ранних типов является краеугольным камнем дня понимания эволюции звездных систем в целом.
Известно, что взаимодействия галактик играют важнейшую роль в их эволюции, однако роль процессов приливного “обдирания” галактик, приводящего к образованию компактных звездных систем, была не столь очевидна из-за очень малого числа известных объектов данного типа. Таким образом, поиск новых компактных и ультракомнактных галактик и исследование их динамики и характеристик звездного населения является актуальной проблемой для понимания влияния окружения на эволюцию галактик.
Классическая методика определения параметров звездного населения путем измерения Ликских индексов была предложена как эмпирическая более 25 лет назад, а ее первое астрофизическое обоснование было даио в 1994 году. С того времени компьютерные методы эволюционного моделирования шагнули далеко вперед, и появилась возможность синтеза распределений энергии в спектрах целиком с высоким спектральным разрешением, а не только параметров отдельно взятых спектральных деталей. Соответственно, учитывая также прогресс в методиках наблюдений и инструментальной базе, создание качественно нового способа оценки параметров звездного населения, использующего полную информацию, содержащую в спектрах, является актуальной проблемой для анализа современных спектральных данных.
Исследование и интерпретация оптических и инфракрасных цветов близких галактик является одной из важнейших задач современной наблюдательной космологии в связи с вводом в эксплуатацию новых телескопов для крупных фотометрических обзоров. Однако до текущего момента не существовало надежных способов приведения звездных величин и цветов галактик в единую систему отсчета, то есть учета так называемых ^-поправок, в особенности в случае ограниченного набора наблюдательных данных.
Цель работы
Разработка методов анализа фотометрических и спектральных данных, необходимых для изучения эволюции галактик: создание методики анализа абсорбционных спектров, в т.ч. с низкими отношениями сигнал-шум; создание гибкой методики декомпозиции профилен яркости галактик; поиск простой и достаточно точной аналитической зависимости для вычисления /г-поправок в зависимости от минимального набора параметров, известных о галактике.
Введение
13
Разработка методов доступа к результатам численного TrecSPH .моделирования эволюции изолированных и взаимодействующих галактик; алгоритмов визуализации этих результатов; создание методики моделирования цветов и спектров, применение этой методики для сравнения результатов численного моделирования и наблюдательных данных.
Проведение анализа кинематики и звездного населения выборки карликовых галактик с целью выбора сценария их формирования и эволюции из существующих в настоящее время.
Поиск и исследование компактных звездных систем - компактных эллиптических и ультракомиактных карликовых галактик в близких скоплениях и группах галактик, моделирование их происхождения и эволюции.
Исследование звездного населения гигантских галактик ранних типов с цслыо сравнить влияние внутренних и внешних факторов эволюции на галактики разных масс.
Научная новизна работы
1. Разработан ряд оригинальных методов анализа данных, в том числе: оценка параметров звездного населения и кинематики с помощью анализа спектров, интегрированных вдоль луча зрения; многокомпонентная декомпозиция профилей яркости галактик; аналитические приближения к-поправок для галактик на малых красных смещениях.
2. Внервые получены данные панорамной спектроскопии для карликовых эллиптических и линзовидных галактик в скоплениях; получены поля скоростей и пространственные распределения параметров звездного населения; впервые нолучены профили параметров звездного населения для карликовых галактик ранних типов; получены параметры звездного населения, оценки химического состава и центральные дисперсии скоростей для статистически значимой выборки карликовых эллиптических галактик в скоплении Abell 49G.
3. Открыты химически- и эволюционно-выделенные ядра, а также несколько новых кинематически-выделеппых ядер в карликовых эллиптических галактиках; на основе полученных результатов сделан вывод о наиболее вероятном сценарии формирования dE галактик - выметании газа лобовым давлением межгалактической среды и гравитационным взаимодействием с другими членами скопления (“gravitational harassment”).
4. Получены оценки параметров звездного населения для выборки ультракомиактных эллиптических галактик в скоплении Печь, впервые нолучены оценки количества темной матери в этих объектах и сделан вывод о несовместимости начальной функции масс Солпитера с результатами наблюдений.
5. В скоплении Дева открыта галактика (М59сО) нового типа - переходный объект от ультракомиактных карликовых к компактными эллиптическим i-алактикам.
6. С помощью методов Виртуальной Обсерватории в близких скоплениях открыты более 20 компактных эллиптических галактик, что превращает этот класс объектов из “уникальных” в “обычные в некоторых условиях окружения”; сделан вывод о важности
Введение
14
потери звездной массы галактиками ранних типов за счет приливных взаимодействий с потенциалом скопления.
7. Предложена новая концепция научного исследования в астрономии - последовательное применение “Виртуальная Обсерватория - наблюдательная программа - численное моделирование”.
8. Предложен качественно новый, эффективный метод моделирования спектрофотометрических свойств изолированных и взаимодействующих галактик по результатам lYec-SPH моделирования (проект GalMer), позволяющий напрямую сравнивать результаты моделирования с фотометрическими и спектральными наблюдениями близких галактик.
9. Впервые получены данные панорамной спектроскопии для галактики типа E-fA (галактики после вспышки звездообразования, “poststarburst”); из наблюдений восстановлены параметры звездного населения и внутренняя звездная кинематика объекта.
10. Путем комбинации публичных архивов данных SDSS и UKIDSS составлен каталог галактик, содержащий оптические спектры, цвета в области от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона спектра, наилучшие аппроксимации спектров моделями звездных населений, /с-поправки для 200 тыс. галактик с красными смещениями
0.03 < г < 0.6.
Совокупность представленных в диссертации результатов составляет основу нового направления "исследования эволюции [длактик с помощью нового поколения методов анализа данных и численного моделирования”.
Практическая ценность
1. Предложенная методика аппроксимации спектров дает такую же точность параметров звездного населения, как существующие методики (Ликскис индексы), но дія данных с отношением сигнал-шум в 2-5 раз ниже, что позволяет существенно сократить продолжительность экспозиции и делает возможным исследования объектов низкой поверхностной яркости, недоступных ранее; разработанная методика позволила успешно анализировать наблюдения карликовых эллиптических галактик, имеющих низкие поверхностные яркости, и в будущем позволит провести переобработку уже существующих абсорбционных спектров па качественно новом уровне.
2. Предложенные алгоритмы вычисления Аг-иоправок имеют важнейшее значение в современных внегалактических исследованиях в связи с простотой их использования и достигаемой высокой точностью коррекции звездных величин на красных смещениях 2 < 0.5.
3. Представленная база данных результатов Tree-SPH моделирования изолированных и взаимодействующих галактик GahVlor имеет широкие перспективы использования во внегалактических исследованиях, основанных как на наблюдениях, так и на моделировании; предложенный высокоэффективный алгоритм моделирования снектро-фотометрических свойств галактик можно применять к результатам Ttee-SPH моделирования, выполняемых в рамках других проектов и научных задач.
Ввсдепие
15
4. Предложенная в данной диссертации концепция научного исследования “Виртуальная Обсерватория - наблюдательная программа - численное моделирование” имеет междисциплинарный аспект, поскольку данный подход может применять в любой отрасли науки, где к данным эксперимента или моделирования предоставлен свободный доступ через Интернет.
Апробация результатов работы
Результаты работы докладывались автором на 25 научных семинарах в 20 российских и зарубежных институтах и на 45 международных научных конференциях в период с 2004 но 2010 годы, в том числе:
• Spectroscopy for Cosmology and Galaxy Evolution 2005-2015 (Гранада, Испания, 3-5 октября 2007)
• Nuclear Star Clusters Across the Hubble Sequencc (Гайдельберг, Германия, 25-27 февраля 2008)
• Gas and Stars in Galaxies: a Multi-Wavelength 3D Perspective (ESO, Германия, 10-13 июня 2008)
• Multi-wavelength Astronomy and the Virtual Obscrvatory Workshop (Виллафранка дель Кастильо, Испания, 1-3 декабря 2008)
• ESO Star Cluster Workshop (Сантьяго, Чили, 9-11 марта 2009)
• Galaxy wars: star formation and stellar population in interacting galaxies (Джонсон-Сити, Теннесси, США, 20-23 июля 2009)
• Ncarby Dwarf Galaxies (CAO РАН, Россия, 14-18 сентября 2009)
• ADASS-XIX (Саппоро, Япония, 4-7 октября 2009)
Публикации и личный вклад автора
Основные результаты диссертации изложены в 24 работах, опубликованных в отечественных и зарубежных изданиях, а также трудах международных конференций. В работах [19, 20] автору принадлежит создание методики анализа спектров NBijrsts и ее реализация в виде программного пакета, в работе [13] аналитические аппроксимации /г-иоправок, в работах (9, 1G] - разработка базы данных GalMer, создание алгоритмов визуализации и моделирования сиектрофото.четрических свойств галактик, в работах |1, 22-24] - создание необходимых и н фрастру кту р н ы х компонент Виртуальной Обсерватории для проведения исследований. В оставшихся работах из списка и работе [1| автору принадлежит применение методики NBursts для анализа спектральных данных, а в тех работах, где фамилия автора присутствует первой или единственной в списке - постановка задачи, интерпретация полученных результатов, и доведение их до публикации.
Введение
16
Структура диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы и содержит: 294 страниц, 101 рисунок, 41 таблицу. Список литературы насчитывает 434 наименований. В начале каждого раздела приводится ссылка на опубликованный вариант результатов.
В первой главе содержится краткий обзор существующих методов оценки параметров звездного населения и приводится описание разработанной методики NBURSTS, использующей аппроксимацию наблюдений модельными спектрами. Исследованы точность, устойчивость, возможные систематические ошибки метода. Описан метод декомпозиции профилей яркости галактик, предназначенный для определения структурных параметров галактических подсистем по фотометрическим данным. Представлен метод аналитической аппроксимации ^-поправок для часто используемых фотометрических полос.
Вторая глава посвящена исследованиям карликовых эллиптических и линзовидных галактик в скоплениях и группах, выполненным с помощью наблюдений на различных телескопах, а также с использованием данных, доступных в Виртуальной Обсерватории. Приводятся результаты анализа панорамной спектроскопии (спектрограф MPFS на БТА САО РАН) четырех карликовых эллиптических галактик в скопления Дева: 1C 783, 1C 3468, 1C 3509, 1C 3653. Представлено открытие эволюционно-выделенных ядер в галактиках 1C 783, 1C 3509 и 1C 3468. Далее приводятся результаты исследования большой выборки галактик ранних типов в скоплении Abell 496 (мультнобъектная спектроскопия на FLAMES/Giraffe ESO VLT и глубокая многоцветная фотометрия с CFHT MegaCam). После этого приводятся результаты анализа архивных данных для 30 карликовых эллиптических и линзовидных галактик в скоплении Дева (Двойной спектрограф на 5-м телескопе Хейла, Паломарская обсерватория и спектрограф CARELEC на 2-м телескопе Обсерватории Верхнего Прованса), представлены радиальные профили кинематических параметров и параметров звездного населения.
В третьей главе представлены результаты исследования компактных эллиптических (сЕ) и ультракомпактных карликовых (UCD) галактик. Приводятся результаты исследования кинематических параметров, внутренней динамики и свойств звездных населений для выборки ультракомпактных галактик в скоплении Печь по данным мультиобъектной спектроскопии на FLAMES/Giraffe (телескоп ESO VLT). Затем представлено открытие объекта переходного типа сЕ/UCD и его исследования, осуществленные с помощью анализа данных, доступных в Виртуальной Обсерватории. После этого представлены открытия компактных эллиптических галактик в скоплении Abell 496 и группе NGC 5846, для второго объекта приводятся результаты детального исследования внутренней кинематики и звездного населения по результатам панорамной спектроскопии. В заключительной части главы представлено открытие 21 сЕ галактики в близких скоплениях, сделанное при помощи Виртуальной Обсерватории, результаты последующих наблюдений на БТА САО РАН и численного моделирования процесса формирования сЕ галактик за счет потери звездной массы большими дисковыми галактиками путем приливного воздействия потенциала скопления.
В четвертой главе приводятся результаты моделирования и наблюдательных исследований гигантских галактик ранних типов. Представлена база данных GalMer, содержащая результаты комплексного моделирования изолированных и взаимодействующих галак-
Введение
17
тик, включающего эффекты гравитации и газодинамики а также продвинутые механизмы визуализации данных и реализацию алгоритма моделирования спектрофотометрических свойств галактик. Приводятся примеры научного использования базы данных, в том числе интерпретация сложного наблюдаемого профиля плотности в линзовидной галактике NGC 6340. Затем описываются исследования Е+А галактики SDSS J230743.41+152558.4 методом панорамной спектроскопии, определение ее массы и динамического статуса, кратко обсуждаются проблемы эволюции цветов галактик ранних типов. После этого представлены результаты исследования звездных населений в галактике раннего типа промежуточной массы NGC 4245 и семи линзовидных галактиках с барами и чисто экспоненциальными внешними дисками по данным панорамной спектроскопии. В заключительной части описывается процедура построения каталога спектральных распределений энергии для сотен тысяч галактик по данным фотометрических обзоров и приводятся примеры использования этих данных для изучения эволюции галактик ранних типов.
В заключении приводятся выводы, выносимые на защиту.
Основные результаты опубликованы в следующих работах:
1. A population of compact elliptical galaxies detected with the Virtual Observatory / I. Chilingarian, V. Cayatte, Y. Revaz et al. // Science. — 2009. — December. - Vol. 326. - Pp. 1379-1382.
2. Молодые ядра в карликовых эллиптических галактиках / И. В. Чилинга-рян, О. К. Сильченко, В. JI. Афанасьев, Ф. Прюиьэль // Письма в астрономический журнал. — 2007. — Май. — Том 33. — Стр. 292-298.
3. История звездообразования в центральной области галактики с баром NGC 4245 / О. К. Сильченко, И. В. Чилингарян, В. JT. Афанасьев // Письма в астрономический журнал. — 2009. — Февраль. — Том 35. — Сгр. 75-86.
4. Kinematics and stellar populations of the dwarf elliptical galaxy IC 3653 / I. V.
Chilingarian, P. Prugniel, О. K. Sil’chenko, V. L. Afanasiev // MNRAS — 2007. — April.
- Vol. 376. - Pp. 1033-1046.
5. Discovery of a new M 32-like ’’compact elliptical” galaxy in the halo of the
Abell 496 cD galaxy / I. Chilingarian, V. Cayatte, L. Chemin et al. // A&A — 2007.
- May. - Vol. 466. - Pp. L21-L24.
6. SDSSJ124155.33-1-114003.7 - a missing link between compact elliptical and ultracompact dwarf galaxies / I. V. Chilingarian, G. A. Mamon // MNRAS — 2008.
- March. - Vol. 385. - Pp. L83 L87.
7. Kinematics and stellar populations of low-luminosity early-type galaxies in the Abell 496 cluster / I. V. Chilingarian, V. Cayatte, F. Durret et al. // ASzA — 2008. — July. — Vol. 486. — Pp. 85-97.
8. Stellar population constraints on the dark matter content and origin of ultracompact dwarf galaxies / I. V. Chilingarian, V. Cayatte, G. Bergond // MNRAS —
2008. - November. - Vol. 390. - Pp. 906-912.
Введение
18
9. Evolution of galaxies in pairs: Learning from simulations / P. Di Matteo. F. Combes. I. Chilingarian et al. // Astronomische Nachrichten. — 2008. — Vol. 329. — P. 952.
10. Evolution of dwarf early-type galaxies - I. Spatially resolved stellar populations and internal kinematics of Virgo cluster dE/dSO galaxies / Т. V. Chilingarian // MNRAS - 2009. - April. - Vol. 394. - Pp. 1229-1248.
11. Internal kinematics and stellar populations of the poststarburst galaxy SDSS J230743.41-f-152558.4 / I. V. Chilingarian, S. De Rijcke, P. Buyle // ApJ — 2009. — June. - Vol. 697. - Pp. L111-L115.
12. NGC 6340: an old SO galaxy with a young polar disc. Clues from morphology, internal kinematics, and stellar populations / I. V. Chilingarian, A. P. Novikova, V. Cayattc et al. // A&A — 2009. — September. — Vol. 504. — Pp. 389-400.
13. Analytical approximations of ^-corrections in optical and near-infrared bands
/' I. Chilingarian, A. Melchior, I. Zolotukhin //
MNRAS - 2010. - July. - Vol. 405 - Pp. 1409-1420.
14. SDSSJ150634.27+013331-6: the second compact elliptical galaxy in the NGC5846 group / I. Chilingarian. G. Bergond // MNRAS — 2010. — June. — Vol. 405 — Pp. 11-15.
15. Истории звездообразования в центрах линзовидных галактик с барами и чисто экспоненциальными внешними дисками по данным SAURON / О.
Сильчепко, И. Чшшнгарян // Письма о астрономический журнал, а печатай. — 2010. — Март.
16. The GalMer database: Galaxy mergers in the virtual observatory / I.
Chilingarian, P. Di Matteo, F. Combes et al. // A&A in press. — 2010. — March. — P. arXiv: 1003.3243.
17. Dynamical versus stellar masses of ultracompact dwarf galaxies / I. Chilingarian,
S. Mieske, M. Hilker, L. Infante // MNRAS in press. — 2010. — March.
18. Internal kinematics and stellar populations of dE galaxies: clues to their formation/evolution / P. Prugniel, I. Chilingarian, O. Sil’chenko, V. Ahmasiev // IAU Colloq. 198: Near-fields cosmology with dwarf elliptical galaxies / Ed. by H. Jerjen, B. Binggeli. — 2005. — Pp. 73-76.
19. NBursts: Simultaneous extraction of internal kinematics and parametrized SFH from integrated light spectra / I. Chilingarian, P. Prugniel. 0. Sil’chenko, M. Koleva // Stellar Populations as Building Blocks of Galaxies / Ed. by A. Vazdekis, R. R. Peletier. - Vol. 241 of IAU Symposium. — Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2007. — August. — Pp. 175-176, arXiv:0709.3047.
20. Validation of stellar population and kinematical analysis of galaxies / M. Koleva, N. Bavouzet, I. Chilingarian, P. Prugniel // Science Perspectives for 3D Spectroscopy / Ed. by M. Kissler-Patig, J. R. Walsh, М. M. Roth. — 2007. — P. 153.
Введение
19
21. Low luminosity early-type galaxies in the NGC 128 group / 1. Chilingarian, O. Sil’chenko. V. Afanasiev, P. Prugniel // Pathways Through an Eclectic Universe / Ed. by J. II. Knapen, T. J. Mahoney, A. Vazdekis. — Vol. 390 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series. — 2008. — June. — P. 296.
22. Middleware for data visualization in VO-enabled data archives / I. Zolotukhin,
I. Chilingarian // Astronomical Data Analysis Software and Systems XVII / Ed. by R. W. Argyle, P. S. Runclark, J. It. Lewis. — Vol. 394 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series. — 2008. — August. — Pp. SOS--4-.
23. Visualization of complex observational and theoretical datasets in the virtual observatory / 1. Chilingarian, I. Zolotukhin // Astronomical Data Analysis Software and Systems XVII / Ed. by R. W. Argyle, P. S. Bunclark, .1. R. Lewis. — Vol. 394 of Astronomical Society of the Pacific Conference Series. — 2008. — August. — Pp. 351-+.
24. Virtual observatory for astronomers: Where are we now? / I. V. Chilingarian // Multi-wavelength Astronomy and Virtual Observatory / Ed. by D. Baines & P. Osuna. —
2009. - July. - Pp. 165-+.
Глава 1
Методы анализа спектральных и фотометрических данных
Данная глава содержит описание трех не связанных между собой методов анализа спектральных и фотометрических данных, которые используются в следующих главах.
1.1 Метод аппроксимации спектров К BURSTS
Результаты, представленные в данном разделе, опубликованы в работах Chilingarian ct al. (2007с); Koleva et al. (2007a). Часть методических результатов содержится в приложениях в работах Chilingarian et al. (2007d, 2008d); Chilingarian (2000a).
Мощные вспышки звездообразования и сменяющие их периоды спокойной эволюции образуют различные поколения звезд, которые мы можем наблюдать в настоящее время. Таким образом, звездное население хранит отпечаток эволюции галактики в прошлом, и его изучение сможет помочь в наложении дополнительных ограничений на сценарии эволюции галактик.
Существует ряд методов изучения звездного населения. Для ближайших галактик, которые могут быть разрешены на звезды, используя глубокие наземные наблюдения или прямые снимки с Космического Телескопа (разрешенные звездные населения), наиболее эффективный способ - построение и исследование так называемых диаграмм цвет-величина (CMD, см. например, Da Costa & Armandroff, 1900; Aparicio, 1994). В зависимости от глубины CMD, различные детали могут быть использованы для определения возраста и металличности звезднот населения: точка поворота главной последовательности, положение и ширина ветви красных гигантов, асимптотическая ветвь гигантов и т.п. Иногда возможно полное восстановление истории звездообразования в течение нескольких Gyr путем аппроксимации моделей, основанных на эволюционных треках звезд. К тому же, возможно получение высокоточных расстояний до ближайших галактик (Makarov & Makarova, 2004). С использованием анализа CMD было показано разнообразие историй звездообразования в карликовых сфероидальных галактиках местной группы (Саггаго et al., 2001), в то же время все они содержат значительное количество относительно старых звезд.
Для более далеких галактик, где распределение звезд на диаграмме Г-Р не может быть построено прямыми методами (неразрешенные звездные населения), различные способы были предложены для восстановления SFH либо из широко-, средне- или узко-полосных
20
Глава. 1. Методы анализа спектральных и фотометрических данных
21
цветов, либо из спектров, интегрированных вдоль луча зрения. Фотометрические методы имеют дело с зависимостями цвет-величина для определенного набора фильтров, либо для более крупных наборов многоцветных данных, представленных как распределения энергии в спектрах (SED). Было показано, что эффекты возраста и металличности сильно вырождены для индивидуальных цветов в оптическом диапазоне спектра, например, старое бедное металлами население шаровых скоплений будет выглядеть примерно так же, как средневозрастное богатое металлами население (как во многих dE галактиках). С другой стороны, распределения энергии в спектре (SED) могут покрывать существенные диапазоны длин волн от дальнего УФ до среднего PIK, давая возможность разделить роли возраста и металличности.
Спектральные данные могут содержать значительно большие объемы информации, что вызывало множество попыток их использования. Для того чтобы минимизировать эффекты возможных ошибок в абсолютной калибровке потоков и для работы с данными, имеющими различное спектральное разрешение, в начале 80х (Burstein et al., 1.984) было введено понятие ’’индекса” - параметризованного представления силы спектральной линии (сродни эквивалентной ширине). Методы, использующие спектральные индексы, значительно проэволюционировали в течение последних 20 лет, и в настоящее время являются наиболее широко используемыми.
Все методы работы с неразрешенными звездными населениями основываются на сравнении наблюдений с моделями: эмпирическими или теоретическими. Существует два основных способа построения моделей - популяционный и эволюционный синтезы. В отличие от разрешенных звездных населений, обычно здесь невозможно восстановить SFH в деталях, возможно лишь определить некоторые ее параметры, например, возраст и ме-талличность, взвешенные по светимости.
В случае популяционного синтеза, модель является суперпозицией нескольких ’’популяций”, к примеру, спектр галактики моделируется линейной комбинацией нескольких звездных спектров. На практике необходимо решить обратную задачу - восстановить вклад каждой ’’популяции”. Эта проблема неустойчива но отношению к ошибкам наблюдений, таким образом приходится накладывать различные астрофизические ограничения, чтобы найти решения, имеющие физический смысл. Первые приложения популяционного синтеза к анализу звездного населения галактик были сделаны в работах Wood (1966) и Faber
Эволюционный синтез является альтернативным подходом, основанном на наших представлениях о теории звездой эволюции (Tinsley, 1968, 1972a,b). Спектр (или цвет) галактики вычисляется как двойной интеграл:
где Ь(\) - светимость галактики на длине волны Л, Г(Х, М, т) - светимость звезды массы М и возраста т на той же длине волны, АГ(М,т) - число таких звезд в галактике, Т - возраст звездного населения - свободный параметр; Мтт и Мтах - минимальная и максимальная звездные массы. Из теории звездной эволюции мы знаем различные параметры звезды (например, Те.і{ и у) данной массы на данный момент времени (эволюционный трек). Из библиотеки наблюдаемых звездных спектров, для которых измерены атмосферные параметры, либо из теоретических спектров можно получить Ь(\,М,т). N(1}'.I,т) может быть
(1972).
(1.1)
Глива 1. Методы анализа спектральных и фотометрических данных
22
вычислено, используя какую либо начальную функцию масс звезд, например, Солпите-ровскую (Salpeter, 1955), и используя зависимость темпа звездообразования от времени.
Здесь мы сошлемся на докторскую диссертацию Sil’chenko (1992), где содержится исторический обзор работ, посвященных популяционному и эволюционному синтезу, опубликованных на тот момент. Здесь же мы отметим фундаментальные шаги в эволюционном синтезе, сделавшие возможной данную работу.
Исследование Worthey et al. (1994) представляло собой одну из самых удачных попыток применения метода эволюционного синтеза к моделированию спектральных индексов (Ликские индексы). Выла представлена сетка моделей для широкого диапазона возрастов и металл и чностей. Было показано, что. применяя различные нары индексов, стало возможным разделить эффекты возраста и металличности (см. пример применения в следующих главах). В продолжении этой работы (Worthey & Ottaviani, 1997) были определены несколько дополнительных индексов и немного подкорректированы определения уже существующих. Стало понятно (Worthey et al., 1992), что гигантские галактики ранних типов обычно демонстрируют носолнсчные (положительные) обилия a-элементов |û/Fc|. Этот факт стимулировал создание новых моделей для несолнечных отношений элементов. Наиболее цитируемая работа этого класса - Thomas et al. (2003). 13 Главах 2-4 мы применяем их модели к большой выборке галактик ранних типов для изучения механизмов обогащения а-элементами.
Другое семейство методов, где синтезировались спектры целиком, а не отдельные спектральные детали, базировалось на доступных библиотеках звездных спектров (наблюдаемых или теоретических): Fioc & Rocca-Volmerange (1997); Leitherer et al. (1999); Vazdekis (1999); Eisenstein et al. (2003); Bruzual & Chariot (2003).
В этой работе мы будем работать с эволюционными моделями, предоставляющими синтетические спектры в широком диапазоне длин волн с высоким спектральным разрешением (R= 10000), которые рассчитаны с помощью нового программного пакета PEGASE.HR (Le Borgne et al., 2004). В этой главе мы представим метод определения параметров звездного населения, основанный на аппроксимации наблюдательного спектра целиком, а не только специфических спектральных деталей, для оптимизации использования информации, содержащейся в наблюдениях.
Существует ряд методов для восстановления кинематики из абсорбционных спектров. Исторически, первым методом был Fourier Quotient (Sargent et al., 1977). Производится деконволюция спектра галактики со спектром опорной звезды в Фурье-иространстве. Этот метод учитывает инструментальное уширение линий в спектрографе, однако, он работает не очень хорошо для низких отношений сигнал-шум (Boltema, 1988), и достаточно чувствителен к несоответствию моделей наблюдениям (Bender, 1990).
Второй метод - кросс-корреляция (Tonry & Davis, 1979), где строится и анализируется в пиксельном пространстве кросс-корреляциониая функция двух спектров - галактики и звезды (или набора звезд). Метод работает достаточно хорошо для низких отношений сигнал-шум и он менее чувствителен к несоответствию моделей, чем FQ метод. В то же время, для получения высокого контраста корреляционного ника необходимо удалить континуум, что не всегда просто и очевидно. Еще одна практическая проблема заключается в том, что необходимо аппроксимировать только небольшой участок вокруг корреляционного пика, изменения которого могут привести к смещенным оценкам дисперсии скоростей.
Третий метод, предложенный в работе Bender (1990), представляет собой комбинацию
Глава 1. Методы анализа спектральных и фотометрических данных
23
первых двух. Он называется Fourier Correlation Quotient, и его основная идея - деконволюция корреляционного пика корреляционной функции галактика-опорнып спектр и пиком автокорреляционной функции опорного спектра.
В 1992-1994 появилась тенденция к разработке методов для аппроксимации LOSVD в пиксельном пространстве (Rix & White, 1992; Kuijken & Mcrrifield, 1993; van der Marel, 1994; Saha & Williams, 1994). Главные причины - в пиксельном пространстве проще исключать из аппроксимации эмиссионные линии газа, либо плохие пиксели, и сравнивать континуумы напрямую.
В работе van der Marel & Franx (1993) авторы ввели отличия LOSVD галактики от гауссианм путем использования полиномов Эрмита 3-го и 4-го порядков, ответственных за асимметрию профиля (/*з) и его симметричное отклонение от гауссианы (сужение для положительных и расширение для отрицательных А* соответственно), и даже отклонения более высоких порядков (/гг,, ha). Iio математическому определению, h3 коррелирует с лучевой скоростью, a hi антикоррелирует с дисперсией скоростей. Это заставляет усомниться в несмещенности оценок кинематических параметров для случая низких отношений сигнал-шум, либо недостаточной дискретизации LOSVD.
Для того чтобы улучшить ситуацию, к х2 было предложено применить фактор пена-лизации, зависящий от h3 и h,\ (Cappellari &: Emsellcm, 2004), чтобы аппроксимировать их только в случае статистической значимости. Качество определения параметров радикальным образом улучшилось, что было продемонстрировано авторами в упомянутой работе. Метод penalized pixel fitting (ppxf) а настоящее время является одним из наиболее продвинутых способов экстракции кинематики из абсорбционных спектров, и он начал широко применяться в сообществе (e.g. Emsellem et al., 2004).
1.1.1 Описание метода
Существуют различные метода для восстановления истории звездообразования (SFH) из наблюдаемых спектров (Moultaka et al., 2004; De Bruyne et al., 2004; Ocvirk et al., 2006). Методика, которую мы представляем в этой работе является расширением метода penalized pixel fitting (ppxf), используемого для восстановления распределения лучевых скоростей вдоль луча зрения (LOSVD).
Наблюдаемый спектр аппроксимируется в пиксельном пространстве моделью звездного населения, свернутой с параметризованным LOSVD. Модель состоит из нескольких эпизодов звездообразования, каждый из которых описывается какими-либо характеристиками, обычно возрастом и металличностыо звезд "простого звездного населения" (SSP), в то время как остальные характеристики, такие как начальная функция масс (IMF), остаются фиксированными. В результате нелинейной оптимизации метод возвращает параметры LOSVD и модели звездного населения.
В идеале, мы бы хотели восстановить полную SFH за все время жизни галактики. Это означает, разделить внутреннюю кинематику и распределение звезд на диаграмме Г-Р. Эта задача обсуждалась в ряде работ (De Bruyne et al., 2004; Ocvirk et al., 2006). очевидно, что ее она очень сильно вырождена, и решения можно найти только для упрощенной модели.
В этой работе мы обсуждаем только простейший случай одного эпизода звездообразования, представленного в виде SSP и характеризуемого двумя параметрами: возрастом и металличностыо. Мы не обсуждаем более сложные истории звездообразования, поскольку
Глава 1. Методы анализа спектральных и фотометрических данных
24
отношение сигнал-шум в наблюдательных данных, используемых нами, не достаточен для таких детальных исследований.
Значение х2 вычисляется согласно формуле (без иенализации):
где С - LOSVD (распределение скоростей вдоль луча зрения); Fi и AF{ - наблюдаемые потоки и их ошибки; Т,\ - ноток от модельного звездного населения, свернутый с аппаратной функцией спектрографа; Р\р и Poq - мультипликативный и аддитивный континуумы, характеризуемые полиномами Лежандра порядков р и q\ L - возраст, Z - металличность, у, о, /г3 и 1ц - лучевая скорость, дисперсия скоростей и 3-й и 4-й коэффициенты разложения но полиномам Эрмита (van der Marel & Franx, 1993) соответственно. Обычно мы не использовали аддитивный континуум, и аппроксимировали мультипликативный полиномами 5-й (для MPFS) и 9-й (для FLAMES-Giraffe) степеней. Поскольку карликовые галактики, наблюдавшиеся с MPFS имеют довольно низкие дисперсии скоростей, так что дискретизация LOSVD недостаточна, а световоды спектрографа Giraffe были направлены па центры галактик, где не ожидается асимметрии профиля LOSVD, мы исключили /гз и h.і из рассмотрения. Для включения мультипликативного континуума в процедуру минимизации существует две основных причины: (1) внутреннее поглощение в наблюдаемой галактике, (2) неидсальность абсолютной спектрофотометрической калибровки потоков. Аддитивный континуум следует включать, чтобы избавиться от эффектов не очень качественного вычитания спектра излучения ночного неба либо рассеянного света в спектрографе.
Задача может быть частично линеаризована, в частности, аппроксимация аддитивных полиномов и относительных вкладов различных звездных населений Ті (в случае истории звездообразования более сложной, чем модель SSP) производится линейно для каждого вычисления значения функционала. Таким образом, процедура минимизации возвращает следующие параметры: t, Z, G или 10 коэффициентов для Рщииь {Pmui<у)> v и о.
Основная техническая часть метода - процедура нелинейной минимизации среднеквадратичной разницы между наблюдаемым спектром и моделью, заданной параметрами LOSVD и SFH. Параметризованное звездное население получается в результате интерполяции сетки синтетических спектров SSP высокого спектрального разрешения (R = 10000), вычисленных с помощью pegase.hr. Сетка содержит 25 шагов но возрасту (от 10 Муг до 20 Gyr, шаг увеличивается от 5 Муг до 2 Gyr) и 10 по металличности ([Fe/H] от -2.5 до 1.0). Минимизация проводится по логарифму возраста. Поскольку процедура минимизации требует непрерывных производных минимизируемой функции, мы используем интерполяцию двумерными сплайнами. Для нелинейной минимизации используется программный пакет MPFIT (автор Craig В. Markwardt, NASA L), реализующий ограниченный вариант алгоритма Levenberg-Marquardt. Таким образом, мы можем фиксировать и ограничивать любые параметры LOSVD/SFH.
1.1.2 Аппаратная функция спектрографа
Перед тем, как сравнивать синтетический спектр с наблюдениями, необходимо трансформировать его специальным образом, имитируя наблюдения в том же самом режиме того же
(1.2)
1 http://cow.physics.wisc.edu/ craigin/idl/fitting.html
Глава 1. Методы анализа спектральных л фотометрических данных
25
спектрографа, что использовался для наблюдений, т.е. обычно ухудшить его спектральное разрешение (R = 10000) до реального разрешения наблюдений. В реальности, спектральное разрешение изменяется как с позицией в поле зрения (или вдоль щели), гак и по ходу диапазона длин волн. Таким образом, операция свертки модели с аппаратной функцией спектрографа (line-spread-function, LSF) не является тривиальной операцией. Учет этих эффектов особенно критичен, когда реальная дисперсия скоростей в галактике того же порядка или меньше, чем ширина аппаратного контура (как в случае этой работы).
Процедура корректного учета LSF выполняется в два этапа. Вначале производится определение LSF как функции положения в поле зрения и длины волны. Затем параметризованная LSF вводится в сетку SSP моделей.
Для измерения изменений LSF но полю зрения мы используем спектры стандартных звезд (HD 135722 и HD 175743) и утреннего неба (т.е. солнечный спектр). Спектры анализируются при помощи процедуры ppxf (Cappellari &; Emsellem, 2004). При этом в качестве опорных используются спектры тех же самых звезд (и Солнца) из библиотеки ELODIE.3 (Prugniel &: Soubiran, 2001). Поскольку именно ELODIE.3 используется для спектрального синтеза pegasb.hr, свертка с’’относительным” инструментальным контуром, который мы определим, будет в точности соответствовать наблюдениям. Мы параметризуем аппаратную функцию следующими параметрами: и, er,/i3 и НА.
Полный диапазон длин волн спектрографа был разделен на несколько сегментов, перекрывающихся па 10 процентов, и параметры LSF были определены в каждом из них независимо для определения зависимости LSF от длины волны.
В заключение, для введения LSF в сетку моделей звездного населения, мы применили следующую процедуру для каждого пространственного элемента (зрачка MPFS, световода FLAMES-Giraffe):
• Путем свертки с параметрами LSF для каждого из сегментов по длинам волн были получены несколько сеток SSP моделей
• Окончательная сетка вычисляется методом линейной интерполяции на каждой длине волны между соседними сетками моделей
Этот метод дает в результате сетку моделей звездного населения для каждого пространственного элемента, имеющую точно такие же параметры LSF, как и наблюдения.
1.1.3 Проверка метода и анализ ошибок
В этом разделе мы исследуем вопросы, связанные с анализом ошибок, стабильностью решений и возможной их систематикой в случае данных MPFS или Giraffe для галактик с относительно старыми звездными населениями (около 5 Gyr). Полное описание этих аспектов для любого спектрографа и с существенно более широким пространством параметров будет детально описано в одной из будущих статей. Здесь мы опишем только анализ ошибок, необходимый для подтверждения результатов, представленных в этой диссертации и последующих статьях, основанных на данных MPFS и Giraffe для карликовых галактик.
Анализ ошибок
Оценка ошибок параметров звездного населения для нелинейной процедуры, которую мы используем, является довольно нетривиальной задачей. Полное и детальное описание од-
Глава 1. Мс/годы анализа спектральных и фотометрических данных
26
ного из возможных подходов к поиску альтернативных решений при использовании родственного нашему подхода, даны а работе Moultaka et al. (2004).
Мы провели Монте-Карло моделирование (около 10000 на каждый из спектров 3-point разбиения для 1C 3653) чтобы продемонстрировать соответствие между ошибками параметров, получаемыми из процедуры минимизации, и реальным распределением ошибок. Это моделирование показало, что в случае наших данных, где нет ни серьезного несовпадения моделей из-за несолнечных отношений элементов, ни существенных ошибок с вычитанием аддитивных констант (рассеянный свет спектрографа или ночное небо), ошибки, найденные методом Монте-Карло, совпадают со значениями, возвращенными процедурой нелинейной минимизации, умноженными на значения х2- Отличия х2 (нормированного на количество степеней свободы системы, DOF) от 1 может быть вызвано либо плохим качеством аппроксимации (несовпадение моделей), либо неправильными оценками абсолютных ошибок во входных данных. Мы считаем, что в некоторых случаях наши оценки абсолютных ошибок потоков, основанные на фотонной статистике, не идеальны, что не покажется странным, если учесть всю сложность процедуры обработки данных. Однако, значения х2 от 0.7 до 1.3 указывают на неплохое качество оценки ошибок.
Для более аккуратной оценки ошибок, обнаружения возможных альтернативных решений и поиска вырождения различных параметров кинематики и звездного населения, мы осуществили прямое сканирование пространства х2 ДДЯ возраста, металличиости и дисперсии скоростей. Здесь мы представляем процедуру, которой мы следовали, анализируя данные MPFS для 1C 3653 (см. следующую главу для описания данных и процедуры разбиения). Для данных Giraffe анализ был сделан похожим образом. Процедура включает следуюпще шаги:
• Была выбрана сетка значений возраста, металличиости и дисперсии скоростей, покрывающая разумную область пространства параметров, в которой мы могли ожидать решений. В случае MPFS сетка была определена как: 2 Gyr < t < 14 Gyr с шагом 200 Муг, -0.45<[Fe/H)<0.40 с шагом 0.01 dcx, 30 km s"1 < о < 100 km s-! с шагом 0.5 km s“1
• В каждом узле сетки t-Z мы выполняли процедуру аппроксимации с целью определения мультипликативного континуума, соответствующего наилучшей аппроксимации данной модели звездного населения.
• Затем вычислялись значения х2 "а сетке значений а путем фиксирования всех остальных параметров решения, найденных на предыдущем шаге
Этот метод сканирования пространства х2 обусловлен частотными эффектами параметров (см. Таб. 1.1): полиномиальный континуум и звездные населения влияют на низкие Фурье-частоты модельных спектров, поэтому мы должны производить аппроксимацию континуума, если мы хотим избежать сканирования дополнительных N + 1 пространства X2 для случая мультипликативного континуума порядка N. В то же время a - "высокочастотный” параметр, что делает безопасным простое сканирование по сечке ст, фиксируя остальные параметры.
Другими словами, используя описанный метод, мы вычисляем срез пространства х2 гиперповерхностью, определенной как набор минимальных значений х2 Для мультипликативного континуума и лучевой скорости, и затем проектируем его на гиперплоскости
Глаза 1. Методы анализа спектральных и фотометрических данных
27
Parameter_________у о t
Low-frequency no по yes yes yes
High-frequency yes yes yes yes no
Таблица 1.1: Частотные эффекты минимизируемых параметров при аппроксимации спектров (см. описания параметров в пояснении к формуле 1.2).
î:t-Z” и ”t-Z-<r”. Результат содержит два массива: двумерную карту возраст-металличиость, и трехмерную возраст-металличиость-дисперсия скоростей.
Все значения лучевой скорости, полученные в результате аппроксимации на сетке t-Z, совпадают в пределах ошибок определения. Это указывает на необязательность сканирования пространства х2 по сетке значений и, хотя сделать это довольно просто, заменим сканирование одномерной сетки (о) на двумерную (v, a) в каждом узле t-Z.
На Рис. 1.1 (верхний ряд) представлены карты х1 на плоскости ”t-Zî} (остальные параметры фиксированы) для 3-points разбиения данных MPFS для 1C 3653 (см. следующую глав}'). Заметна вытянутая форма минимумов, соответствующая известному вырождению возраста и метал личности. Три рисунка в нижнем ряду Рис. 1.1 представляют срезы результатов сканирования 3-мерного пространства у2 (t-Z-rr) для бина ”Р1”. Заметно, что ширина минимума на срезе 3,t-Z!! уменьшилась из-за вырождения между м стал л и ч н остыо и дисперсией скоростей, который четко виден на срезе ”Z-cr”. Этот эффект можно легко объяснить: если металл и ч hocti. модели выше, чем у наблюдаемого объекта, то абсорбционные линии в модели будут глубже, чем в наблюдениях, что можно скомпенсировать, сильнее их уширив (т.е. увеличив дисперсию скоростей). Этот результат очень важен. Таким образом, если используется кросс-корреляция либо аппроксимация в пиксельном пространстве, а опорный и наблюдаемый спектры имеют разную металл и чность, измерения дисперсии скоростей будут содержать систематическую ошибку. Это может привести к искусственным деталям полей (или профилей) дисперсий скоростей, в случае, если один и тот же опорный спектр используется для областей галактики, имеющих различные металл и чности, например, в случае градиента мсталличностн.
Чтобы проиллюстрировать как вырождение Z — о может повлиять на измерения дисперсии скоростей, мы представляем 2-мерные карты дисперсии скоростей для галактики NGC 3412, полученные путем аппроксимации спектров в пиксельном пространстве в двух случаях: (а) параметры звездного населения фиксированы (t = 4.5 Gyr, [Fe/II)=-0.05 dex) и определяются только кинематические параметры (v, о, h.i, h\)\ (Ь) параметры звездного населения определяются совместно с кинематикой. Приведенные данные получены на спектрографе MPFS в рамках исследований выборки липзовиднмх галактик и были любезно предоставлены руководителем исследований (О. К. Сильченко).
NGC 3412 - гигантская линзовидная галактика с относительно высокой металличио-стью ядра (до [Fe/H]=+0.2) и солнечным отношением [Mg/Fe] (Sil’chenko, 2006), так что аппроксимация ее спектра моделями pegase.hr не должна приводить к систематическим ошибкам, связанным с несолнечным обилием элементов. Известно, что галактика содержит противовращающееся ядро (Aguerri et al., 2003). NGC 3412 была одним из первых объектов, где был обнаружен центральный провал в распределении дисперсии скоростей. Распределение возраста (согласно нашим измерениям) в галактике практически однородное со средним возрастом 4.5 Gyr. В то же время, во внутренней области галактики (3 arcsec),