Детальное исследование галактик типа М51

• Автор: Климанов, Сергей Александрович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 115 с. : ил

1 Выборка галактик типа М51 и ее статистический анализ

1.1 Составление выборки галактик типа М

1.2 Статистический анализ выборки галактик типа М

1.2.1 Оценка звездных величин спутников

1.2.2 Распределения по лучевым скоростям и светимостям

1.2.3 Статистика встречаемости баров и морфологические типы галактик

1.2.4 Расстояния до спутников

1.2.5 Темп звездообразования

1.2.6 Заключение

2 Функция оптической светимости галактик типа М 51

2.1 Расширенная выборка галактик типа М

2.2 Оценка ФС галактик типа М
2.2.1 Различные способы оценки ФС
2.2.2 3\гМЬ-метод
2.2.3 (1/Кші) ~ метод
2.2.4 Результаты и обсуждение
2.2.5 Заключение
3 Кинематика, структура и эволюция галактик типа М 51
3.1 Кинематика галактик типа М
3.1.1 Наблюдения
3.1.2 Результаты и обсуждение
3.2 Структура и эволюция галактик типа М
3.2.1 Средние характеристики выборки галактик
3.2.2 Соотношение Талли-Фишера
3.2.3 Эволюция встречаемости галактик типа М
3.2.4 Обсуждение результатов
Заключение
Список литературы
Приложение А
Приложение В

Двойные системы, похожие на эффектную галактику М 51 (рис. 1) в созвездии Гончих Псов, представляют собой отдельный и очень интересный тип объектов. Такие системы состоят из главной спиральной галактики и относительно небольшого спутника, который находится вблизи конца одной из спиральных ветвей основного компонента. Впервые на системы типа М 51 как на разновидность двойных галактик обратили внимание Воронцов-Вельяминов [101] (1957 г.) и Арп [3] (19G6 г.).
В [101] Воронцов-Вельяминов впервые употребил термин “двойные галактики типа М 51”, основываясь на изображениях нескольких систем со слабыми спутниками на конце спиральных ветвей, сходных по виду с М51.
В “Морфологическом каталоге галактик” [103] Воронцов-Вельяминов отметил объекты, которые, по его мнению, можно отнести к этому типу. 33 системы вошли в первую часть “Атласа взаимодействующих галактик” [102] того же автора (1959 г.). Согласно Воронцову-Вельяминову, такие системы оказались столь многочисленными, что их существование нельзя объяснить случайной проекцией и обе галактики должны образовывать физически связанную систему [101].
Всего Воронцовым-Вельяминовым было отобрано и изучено около 160 систем типа М 51 [105|. Изображения части из них были позднее представлены в его “Атласе взаимодействующих галактик” [106] (1977 г.), где он разработал некое подобие их классификации. На основании имеющихся к тому времени данных Воронцов-Вельяминов построил ряд зависимостей между различными характеристиками галактик типа М 51. Однако, наблюдательный материал, которым располагал автор, был очень неполным. Например, в его выборке, содержащей ~ 160 систем, красные смещения были известны лишь для 18 спутников. Оценки видимой звездной величины для спутников слабее 13т были сделаны автором очень приблизительно. К другим недостаткам выборки Воронцова-Вельяминова можно отнести отсутствие четких критериев для отбора систем типа М51. В результате список автора выглядит очень неоднородным: в нем присутствуют системы с крупными
на рис. 15 для значения Z?iim = 14.5m в качестве примера, дают представление о числе галактик, попавших в соответствующий бин. Как и следовало ожидать, чем меньше это ЧИСЛО, тем больше неопределенность фь(М). Ошибки фк{М), полученные при значении B)nn = 14.2m имеют тот же порядок величин. Таким образом, как это можно видеть из рис. 15, результаты, полученные для крайних значений рассматриваемого диапазона Bhm, находятся в пределах оцениваемых ошибок.
Приведенные в табл. 6 величины нормировки ф,, найденные с использованием различных способов вычисления средней плотности галактик, достаточно хорошо согласуются друг с другом. Взяв в качестве модельной функцию Шехтера, оценки двух других ее параметров можно найти методом STY (пункт 2.2.2). Функция Шехтера, полученная этим способом, приведена на рис. 15 для случая Biim = 14.2m. Из этого рисунка и из табл. 6 можно заключить, что параметры, определенные таким образом, представляют данные, найденные SWML-методом (который не зависит от функции, принятой в качестве модели), не очень хорошо. Однако, на наш взгляд, это не означает, что ФС галактик типа М51 нельзя описать функцией Шехтера. Скорее, такой результат говорит о недостатке исходных данных.
Действительно, из рис. 15 видно, что полученные фк{М) лучше всего приближаются такой функцией в диапазоне —19.5m < М < — 21.0т, в который попадает значительное число галактик и хуже всего на ярком и особенно на слабом конце ФС, где галактики практически отсутствуют. Возможно, плохое согласие результатов, полученных рассмотренными способами, объясняется также тем, что интеграл в функции правдоподобия для метода STY (формула (2)) в SWML-методе заменяется суммированием по относительно небольшому числу дискретных точек (см. формулу (4) и [29]). Степень точности такой замены зависит от выбранного шага по абсолютной величине, т.е. от числа получившихся параметров фк, которое у нас невелико.
Оценки параметров, которые описывают форму полученной ФС, можно найти и по-другому, аппроксимировав имеющиеся данные какой-нибудь функцией. Формально мы