Происхождение и эволюция карликовых эллиптических галактик

• Автор: Чилингарян, Игорь Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 122 с. : ил.

1 Метод аппроксимации спектров

1.1 Описание метода

1.2 Аппаратная функция спектрографа

1.3 Проверка метода и анализ ошибок

1.3.1 Анализ ошибок

1.3.2 Стабильность решения

1.3.3 Возможные систематические ошибки

2 Карликовые галактики в скоплении Дева

2.1 1С 3653

2.1.1 Спектральные наблюдения и обработка данных

2.1.2 Возраст и металличность, полученные с помощью анализа Ликских индексов

2.1.3 Звездные населения и внутренняя кинематика, полученные из аппроксимации спектров
2.1.4 Фотометрия и морфология на основе изображений ШТ
2.1.5 Обсуждение
2.2 Молодые ядра 6Е галактик скопления Дева
2.2.1 Наблюдения и обработка данных '
2.2.2 Звездные населения и внутренняя кинематика
2.2.3 Обсуждение
3 Карликовые галактики в группах

3.1 NGC 770 (группа NGC 772)
3.2 NGC 127 (группа NGC 128)
4 Исследование галактик в скоплении Abell 496
4.1 Наблюдения и обработка данных . . . . ■
4.1.1 Фотометрические наблюдения и обработка данных
4.1.2 Спектральные наблюдения и обработка данных
4.2 Аппроксимация спектров и результаты
4.3 Фундаментальные Соотношения
4.4 Обсуждение и Выводы
4.5 Приложение: сЕ галактика в скоплении Abell
Заключение
А ЗБ-спектры в Виртуальной Обсерватории
А.1 ЗБ-спектроскопия, краткое введение
А.2 IVOA Characterisation Data Model
А.З Характеризация 3D данных
А.4 Заключение
История исследований диффузных (или карликовых) эллиптических (dE) галактик насчитывает более 60 лет. Впервые на значительное различие между спутниками Туманности Андромеды - компактной М 32 и диффузной NGC 205 - обратил внимание Вааде в 1944 году (Baade, 1944). Основная отличительная особенность диффузных эллиптических галактик - очень слабая концентрация яркости к центру, практически экспоненциальный профиль яркости, в отличие от сильно сконцентрированных профилей компактных карликовых и нормальных эллиптических галактик, а также балджей дисковых галактик, описываемых законом ехр — (гДо)1'4.
Впоследствии стали ясно, что именно диффузные эллиптические галактики представляют численно доминирующее население в регионах Вселенной с высокой плотностью: скоплениях галактик. Более 70% известных членов ближайшего скопления Девы - dE галактики (каталог VCC: Binggeli et al. 1985). Несмотря на то, что dE галактики вездесущи, их происхождение и эволюция до сих пор остаются открытыми вопросами современной астрофизики. Не в последнюю очередь это объясняется трудностями наблюдения диффузных галактик. Их поверхностная яркость значительно ниже, чем у нормальных эллиптических галактик. Обычно dE галактики бедны металлами, что делает абсорбционные линии в спектрах слабыми и еще более затрудняет их детальные исследования. К тому же, для измерения дисперсий скоростей звезд (порядка 50 km/s) и скоростей максимального вращения (порядка 30 km/s) требуется высокое спектральное разрешение, идеальное качество и стабильность калибровок. В результате, первая работа, посвященная кинематике dE галактик появилась только при широком внедрении CCD-детекторов в 1990 году (Bender & Nieto, 1990) - через 15 лет после первых исследований кинема-

Глава 2. Карликовые галактики в скоплении Дева

ны на эмпирической библиотеке звездных спектров ELODIE.3 (Prugniel & Soubiran 2001, 2004) и поэтому привязаны к распределениям [Mg/Fe] в солнечном окружении (см. Chen et al., 2003 и ссылки в ней). Чтобы показать, что эти ограничения не являются критическими для 1C 3653, на Рис. 2.1 представлены Mg6 vs и модели Thomas et al. (2003) для различных отношений [Mg/Fe]. Эти данные позволяют заключить, что 1C 3653 имеет солнечное отношение [Mg/Fe] с точностью порядка 0.05 dex.
Мы пробовали использовать различные индикаторы металличности среди стандартного набора Ликских индексов для того, чтобы выявить возможные эффекты отношения обилий элементов: Mg6, комбинированный индекс железа '= 0.72Fe527o + 0.28Fe5335 и “нечувствительный к отношениям” [MgFe]= VMg < Fe >' (Thomas et al. 2003). Статистические ошибки измерения Ликских индексов рассчитывались согласно работе Cardiel et al. (1998).
На Рис. 2.1с представлена популярная пара индексов: Rß-Mgb. Сетка построена из значений соответствующих индексов, измеренных на синтетических спектрах PEGASE.HR.
Одним из важных недостатков Ликских индексов является их высокая чувствительность к пропущенным/неверным значениям в данных, к примеру из-за неидеальиости детектора, либо не удаленных следов космических частиц. Простая интерполяция пропущенных значений (линейная или сплайн-) не может быть использована, поскольку если какая-либо важная деталь в спектре, например, абсорбционная линия задета дефектом, окончательное измерение индекса будет содержать систематическую ошибку. Области псевдоконтинуумов и индекса определены как средние значения потоков без возможности взвешивания отдельных пикселей (см. формулы 1, 2, 3 в Worthey et al. 1994). Из-за дефекта CCD-детектора наши данные содержат широкую область горячих пикселей (3 пиксела) в центре синего псевдо-континуума. Таким образом, строго говоря, мы не можем измерить значение Mg6, впрочем как и Rß на значительной части поля зрения.
Для решения этой проблемы мы заменили все пропущенные значения в кубе данных соответствующими значениями модели наилучшей аппроксима-