Взаимодействующие галактики на z∼1

• Автор: Яссер Хассан Мохамед Мохамед
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2012
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 98 с.

Содержание

Введение
1 Взаимодействующие галактики в глубоких полях Космического телескопа Хаббл
1.1 Введение
1.2 Каталог взаимодействующих галактик
1.3 Заключение
2 О характеристиках приливных структур взаимодействующих галактик
2.1 Введение
2.2 Выборки галактик и измеряемые параметры
2.2.1 Близкие и далекие галактики с приливными структурами
2.2.2 Параметры приливных структур
2.3 Результаты и обсуждение
2.3.1 Геометрические характеристики приливных
хвостов
2.3.2 Зависимость между светимостью галактики и длиной хвоста
2.3.3 Протяженность приливных хвостов в угловой
мере
2.4 Заключение
3 Статистика взаимодействующих галактик на г ~

3.1 Введение
3.2 Галактики с приливными структурами на г ~
3.2.1 Выборка галактик
3.2.2 Оценка темпа эволюции
3.3 Встречаемость галактик типа М
3.4 Обсуждение результатов
3.4.1 Галактики с приливными хвостами
3.4.2 Галактики типа М
3.5 Заключение
Заключение
Список литературы
Приложение А
Приложение В
Введение

Гравитационное взаимодействие с окружением (другими галактиками, межгалактической средой) является одним из основных факторов эволюции галактик. В настоящую эпоху взаимодействия и слияния относительно редки, в состав взаимодействующих систем входит не более 5-10% галактик ([33], [91]). В прошлом такие процессы, по-видимому, были гораздо более интенсивными. Это подтверждается как прямым изучением морфологии далеких объектов, так и разного рода статистическими исследованиями выборок галактик на разных красных смещениях z (см., например, обзор [1]).
Детальное изучение далеких взаимодействующих галактик стало возможным лишь в последние пару десятилетий, благодаря, в первую очередь, работе Космического телескопа Хаббл (HST), позволяющего получать изображения слабых галактик с высоким разрешением, и крупнейшим наземным оптическим телескопам, используемым для спектроскопии галактик. В настоящей работе исследуются два класса далеких взаимодействующих галактик галактики с крупномасштабными приливными структурами, легко различимыми на оптических изображениях, и галактики типа М51.
Приливные структуры галактик (см. примеры на рис. 1, 2) известны очень давно. Первое упоминание о них было сделано уже около 200 лет назад. Вильям Гершель был первым, кто описал несколько двойных систем слабых туманностей и отметил, что некоторые из туманностей связаны тонкими полосками светящегося вещества [25]. Почти двести лет спустя Тумре, Тум-ре [77] посредством численного моделирования показали, что такие экзотические структуры можно естественным образом объяснить приливными искажениями гравитационно взаимодействующих галактик.

в которой лежит окружность, ось х' также направим вдоль линии узлов. Тогда угол между осями уму' так же, как и между осями z и У, будет равен г.
Выберем на окружности дугу. Координаты ее концов обозначим как iA-.Vi) = (cospi, sin (pi) и (x’2,y'2) = (cos( - протяженность дуги. Тогда координаты концов дуги, спроектированной на картинную плоскость, будут (x,yi) = (cos pi, sin р cos г) и (.Х2, у 2) = (cos( рических соображений можно получить выражение для расстояния между концами спроектированной дуги в следующем виде:
Кривизну дуги из тех же геометрических соображений можно выразить как
Параметр, характеризующий сжатие спроектированной дуги, кто([ = Атоа/ТДикхЬ запишем как
Функция распределения угла г между фиксированной плоскостью (картинной плоскостью) и произвольной плоскостью: /(г)с£г = sinidi, где г € [0,7Г/2] [2]. Угол срг случайным образом пробегает значения от 0 до 2я
Мы сгенерировали случайным образом значения г и уд в соответствии с их функциями распределения, определили для каждой реализации величину

2, mod