Содержание к диссертации
Введение
1 Наблюдения, обработка и методы анализа данных панорамной спектроскопии 18
1.1 Мультизрачковый волоконный спектрограф MPFS 20
1.2 Многорежимный фокальный редуктор SCORPIO 23
1.3 Методы анализа наблюдательных данных 25
1.3.1 Методика построения полей скоростей звездной составляющей галактик 25
1.3.2 Метод наклонных колец 25
1.3.3 Метод ионизационных диаграмм 26
2 Многократные взаимодействия и активность ядра галактики Mrk315 . 29
2.1 Введение 29
2.2 Результаты наблюдений на БТА 32
2.2.1 Фотометрия 32
2.2.2 Данные спектрофотометрии 38
2.2.3 Анализ кинематики газовой подсистемы на основании наблюдений с MPFS и ИФП 42
2.2.4 Кинематика звездной компоненты в диске галактики Mrk315 43
2.2.5 Окружение галактики 47
2.3 Природа активности Mrk315 52
2.4 Выводы главы 2 54
3 Поглощение спутника как основная причина натекания газа на центр NGC6104. 55
3.1 Введение и обзор литературы 55
3.2 Поверхностная фотометрия NGC6104 55
3.3 Спектрофотометрия и ионизационные диаграммы 61
3.4 Анализ кинематики ионизованного газа и звезд 62
3.5 Происхождение кольцевой структуры 67
3.6 Ближнее окружение галактики 70
3.7 Общий взгляд на причины активности ядра NGC6104 . 72
3.8 Выводы главы 3 74
4 Взаимодействие галактик и радиальные потоки газа в окрестности активного ядра МгкбЗЗ. 76
4.1 Введение и обзор литературы 76
4.2 Анализ наблюдений с интерферометром Фабри-Перо . 78
4.2.1 Модель кругового вращения 79
4.2.2 Детальный анализ поля скоростей в линии HQ 81
4.2.3 Карта радиальных движений 83
4.3 Анализ наблюдений с мультизрачковым спектрографом 87
4.3.1 Поиск источников ионизации излучающего газа 88
4.3.2 Анализ профиля линий 90
4.4 Связь между истечениями в радио, УФ и оптическом диапазонах 93
4.5 Выводы главы 4 97
Литература 102
- Методика построения полей скоростей звездной составляющей галактик
- Кинематика звездной компоненты в диске галактики Mrk315
- Анализ кинематики ионизованного газа и звезд
- Детальный анализ поля скоростей в линии HQ
Введение к работе
Актуальность темы
Сам термин "активные галактические ядра" говорит о том, что наблюдаемые свойства центральных областей галактик не могут быть объяснены только процессами образования и эволюции звездного населения. Изучаемые в данной работе сейфертовские галактики - это, как правило, дисковые галактики с ярким звездоподобным активным ядром.
Хотя исследование сейфертовских галактик имеет богатую историю, природа этих объектов до конца не разгадана до сих пор, несмотря на заметные успехи последних десятилетий. Первый спектр галактики с активным ядром был получен в Ликской обсерватории Фазом, обратившим внимание на сильные эмиссионные линии в туманности NGC1068 (Фаз, 1908). Позднее, Слайфср в обсерватории Лоуелл получил новые спектры NGC106S более высокого качества (Слайфер, 1918) и отметил, что эмиссионные линии в этом объекте схожи с теми, что видны в планетарных туманностях. Также он обнаружил, что ширины этих линий порядка нескольких сотен км/с. В дальнейшим этот вывод оказался очень важным. Впервые, как отдельный класс объектов, галактики с сильными эмиссионными спектрами в ядрах выделил в своей работе Карл Сей-ферт. Он опубликовал исследование 6 таких галактик (Сейферт, 1943), впоследствии за ними закрепилось название сейфертовские. Серьезный интерес к этим объектам был вызван публикацией Первого списка Бю-раканского обзора "Галактик с УФ континуумом" (Маркарян, 1967), в котором было обнаружено большое число подобных галактик. Уже около полувека исследование сейфертовских галактик ведется довольно интенсивно. Однако, основная проблема - проблема активности их ядер остается неразрешенной до сих пор. По каким причинам ядра одних галактик являются активными, а других нет? Что это: короткая стадия в жизни любой галактики или принципиальное отличие ядра? На все эти вопросы пока нет однозначного ответа. По современным представлениям
{согласно картине, являющейся практически общепринятой), основной источник энергии в этих объектах - аккреция на сверхмассивную черную дыру, расположенную в центре галактики. Главной проблемой остается механизм транспортировки газа в область контролируемую гравитацией центрального объекта (сверхмассивной черной дыры, по мнению большинства). Именно, необходимо отнять значительную часть углового момента у газа, изначально находящегося на расстояниях в несколько килопарсек от центра, чтобы обеспечить его движение к ядру (см. обзоры Комб, 2001; Уада, 2004). На протяжении последних десятилетий были предприняты многочисленные попытки связать присутствие сейфортов-ского ядра с какими-либо свойствами родительской галактики, такими как наличие центральной перемычки или даже двойного бара (Шлосман и др., 1989; Лэйн и др., 2002; Кнайпен, 2005), либо внутренней мини-спирали (Мартини и др., 2003; Маркес и др.. 2004).
Многие авторы старались обнаружить связь между наличием у галактики активного ядра и ее окружением: присутствием спутников или следов взаимодействия (Дахари, 1985; Де Робертис и др., 1998; Шмит, 2001; Кнайпен, 2005). Однако, ни в одной из перечисленных работ не было найдено значимой корреляции рассматриваемых выше признаков с активностью. В статьях Кауфманна и др. (2004) и Холла и др. (2004) на основе обзора SDSS составлялись разнообразные выборки галактик с активными и "нормальными" ("спокойными") ядрами и производилось сравнение их морфологических свойств- И вновь, значимых отличий галактик с активными ядрами от "спокойных" найдено не было.
В некоторых работах посвященных этой проблеме высказывалось предположение о том, что механизм возбуждения и поддержания активности может быть многосложным и зависеть сразу от нескольких причин (см., например, статью Мартини (2004) и ссылки в ней). В этом ключе интересна работа Гарсиа-Бурийо и др. (2005) в который авторы пытаются непосредственно измерить темп поступления газа к активному ядру. При этом детальное рассмотрение динамики внутренних областей 4-х сей-фертовских галактик приводит к парадоксальному выводу - несмотря на присутствие бара, распределение гравитационного потенциала в этих объектах сейчас таково, что не дает газу проникнуть в самую внутреннюю область (менее 100-200 пк от центра). Авторы предложили несколько вариантов решения этого парадокса: учет сил вязкости и приливного трения, отбирающих угловой момент у газовых облаков, либо периодическое действие некого дополнительного фактора, помогающего газу до-
стигнуть ядра (перераспределение массы в галактиках с перемычками). В любом случае ясно, что только при подробном рассмотрении кинематики и динамики внутренних (100 —1000 пк) областей активных галактик, можно понять почему в данном конкретном случае "топливо11 попадает в область действия гравитационных сил "центральной машины".
Детальному исследованию избранных галактик с активными ядрами и выяснению механизмов поставки "топлива" в их околоядерные области и посвящена данная диссертация.
Галактики по-разному проявляют свою активность. Одним из наиболее впечатляющих проявлений активности являются джеты - коллими-рованные истечения из центральных областей галактик. При этом линейные масштабы этих явлений могут сильно различаться. Так, радио-джеты из гигантских радиогалактик могут наблюдаться на расстояниях до сотен килопарсек от центра (например в NGC1316). В сейфертовских галактиках ситуация иная. С одной стороны, значительно меньше (по сравнению с радиогалактиками) энергетика "центральной машины'1. С другой стороны, в дисковых галактиках радиоджет вторгается в плотную межзвездную среду газового диска и начинает взаимодействовать с ней уже на расстоянии несколько десятков парсек от центра. По этим причинам размеры радиоджетов в спиральных и линзовидных галактиках за редкими исключениями не превышают нескольких килопарсек (например: NGC3516 (Баум и др., 1993), NGC4258 (Сесил и др., 2000), Мгкб (Баум и др.; 1993), NGC5252 (Уилсон, Цветанов, 1994)). Для объектов подобного рода требуются наблюдения в радиодиапазоне с высоким угловым разрешением, поэтому, на сегодняшний момент, джеты в них исследованы гораздо меньше, нежели в радиогалактиках.
Те или иные признаки существования джета, исходящего из активного ядра обнаружены во многих сейфертовских галактиках. Однако, наибольшей интерес представляют объекты, в которых существование кол-лимированного истечения подтверждено радионаблюдениями. Для таких галактик интересно прооисдить влияние джета на межзвездные облака газа- Важными методами исследования подобного рода взаимодействий являются рассмотрение кинематики (т.е. измерения скорости и дисперсии скоростей) газа в области распространения истечения и определение вклада в ионизацию газа от того или иного типа источника {тепловой, нстспловой или ударный механизмы). Поскольку размеры джета в большинстве случаев не превышают нескольких сотен парсек, то о его присутствии мы можем судить по тому влиянию, которое он оказывает на
окружающий его газ. Наблюдательные проявления влияния джста на межзвездную среду в галактиках с активными ядрами могут пролить свет на особенности существования и действия их "центральной машины".
Несмотря на обилие теоретических работ (Фсррари и др., 2000; Као, 2004; Сакстон и др., 2005) и на отмеченное существование корреляции между ориеитациями структур в линии [ОШ] и в радиодиапазоне (Уил-сои, Цвстанов, 1994; Нагар и др., 1999), наблюдательное изучение процессов взаимодействия джста и межзвездной среды ("jet-clouds interaction") рассмотрено лишь на примере нескольких близких галактик с наиболее протяженными радиоструктурами. Это такие объекты как NGC3516 (Веллё и др., 1993), NGC4258 (Сесил и др., 2000), МгкЗ (Капстти и др., 1999), Mrk78 (Уайтл и др., 2005), Mrk573 {Ферруит и др., 1999). В по следней работе авторы, анализируя данные панорамной спектроскопии, пришли к выводу о дополните ль ной ударной ионизации вещества в протяженной области формирования узких запрещенных линий.
Наш опыт панорамной спектроскопии с прибором MPFS показал, что материал, полученный на 6-м телескопе САО РАН, может использоваться для анализа проявлений джетов даже в тех объектах, где радиоструктуры весьма компактны (размером менее 1 кпк или 2-3"в угловой мере). А именно, были обнаружены порожденные ими возмущения поля скоростей ионизованного газа в галактиках NGC2273 (Моисеев и др., 2004) и Mrk 315 (Чирои и др., 2005). В работе Смирновой и др. (2006) на основании анализа полей скоростей в линиях [ОШ], (Nil], [SII] и Яа, а также из рассмотрения диагностических диаграмм, было предсказано существование компактного раднождета в сейфертовской галактике NGC6104.
Панорамная спектроскопия является мощным инструментом в исследовании галактик с активными ядрами. Применение этого метода позволяет получать независимую спектральную информацию от отдельных участков протяженного объекта, равномерно заполняющих поле зрения прибора. Существенное отличие наблюдений на 6-м телескопе БТА - это использование как сканирующего интерферометра Фабри-Перо (ИФП), так и полевого спектрографа MPFS для исследования одного и того же объекта. С одной стороны, MPFS позволяет получать спектр в широком диапазоне длин волн {тысячи А), что необходимо для спектро-фотометрических исследований, изучения движения газа в различных эмиссионных линиях, измерения лучевых скоростей и дисперсии скоростей звезд, Единственный недостаток - небольшое ноле зрения (до
16"}. С другой стороны, сканирующий интерферометр Фабри-Перо, хотя и обладает небольшим спектральным диапазоном, в который попадает только одна эмиссионная линия (или две близкие), но зато имеет очень большое поле зрения (до 6'), намного превосходящее поле зрения не только современных, но и проектируемых интегрально-полевых спектрографов, Наблюдая один объект с помощью обоих вышеперечисленных методов, можно скомпенсировать их недостатки и объеденить достоинства и, таким образом, увеличить количество анализируемой информации. Впервые этот принцип был продемонстрирован Афанасьевым и др. (1996), а в представленной диссертации он реализован на новом аппаратно-методическом уровне.
Задача изучения сейфертовских галактик на 6-м телескопе по прежнему не потеряла актуальности, хотя наш телескоп и не является крупнейшим в мире, а пространственное разрешение наших спектрографов заметно уступает таковому на 8-м метровых телескопах (с приборами подобными SINFONI или GMOS). Однако при исследовании активных галактик наличие большего поля зрения оказывается часто более важным чем высокое пространственное разрешение, а комбинация сканирующего ИФП и MPFS позволяет получать разнообразные данные как по кинематике, так и по спсктрофотометрии.
Цели и задачи исследования
Детальное изучение методами двумерной спектроскопии кинематики и морфологии избранных сейфертовских галактик для выявления наиболее вероятного механизма поставки "топлива" в их центральные области.
Использование глубоких изображений в различных цветовых полосах, эмиссионных линиях и континууме для выявления следов недавнего взаимодействия как то: оболочек низкой поверхностной яркости, ярких конденсаций - остатков от разрушенного спутника.
Используя методы панорамной спектроскопии с высоким отношением сигнал/шум, детально исследовать морфологические и кинематические особенности центральных областей избранных сейфертовских галактик на предмет изучения взаимодействия центрального радиоджета с окружающей его межзвездной средой.
В работе рассматриваются галактики на разных стадиях взаимодействия - от довольно экзотичного слияния сразу с двумя спутниками до взаимодействия с ближайшим членом окружения.
Научная новизна
В данной работе впервые проведено детальное исследование галактик с активными ядрами с использованием двух принципиально разных методов панорамной спектроскопии: мулътизрачкового спектрографа MPFS и сканирующего интерферометра Фабри-їїеро. Исследование сейфертов-ских галактик с MPFS позволяет изучить движение газа и звезд в непосредственной окрестности активного ядра, в то время как использование ИФП дает нам возможность проследить движение газа на гораздо больших масштабах и получить информацию о распределении газовой и звездной составляющих галактик по всему диску.
Впервые получены доказательства взаимодействия галактики Mrk315 сразу с двумя спутниками и объяснена природа структур низкой поверхностной яркости, расположенных в окрестности этого объекта. Впервые обнаружено поглощение галактикой NGC6104 спутника, а в Мгк533 найдены как потоки газа на центр галактики, так и истечения из ядра, связанные с тесным взаимодействием с одним из членов скопления. Также выявлены механизмы поставок газа к ядру этих галактик.
Научная и практическая значимость работы
Полученные в диссертации результаты:
Могут служить основой для моделирования процессов взаимодействия галактик начиная от поглощения галактики-спутника и до взаимодействия с ближайшим членом окружения.
Могут внести поправки в статистические исследования взаимодействующих и изолированных галактик как с активными ядрами, так и без. Уточнение критерия "изолированности", т.е. учет процента галактик, находящихся на той стадии взаимодействии, когда визуальные и фотометрические критерии уже не дают достаточно информации, может значительно повлиять на результаты статистических исследований больших выборок галактик.
Основные результаты, выносимые на защиту
На защиту выносятся:
Результаты детальной панорамной спектроскопии 3-х сейфсртов-ских галактик полученные на 6-м телескопе САО РАН - двумерные распределения лучевых скоростей газа и звезд в околоядерных областях, крупномасштабные поля скоростей ионизованного газа, кривые вращения газа и звезд, результаты спектрофотометрическо-го анализа состояния ионизованного газа в околоядерных областях. Данные поверхностной BVR-фотометрии.
Обнаружение карликовой галактики-спутника, взаимодействующей с . Выяснение природы джстоподобной структуры, являющейся следом от еще одной галактики, которая прошла сквозь гало МгкЗІб теряя газ и звезды. Связь факта активности ядра Мгк315 с многократным взаимодействием со спутниками,
Обнаружение поглощения галактикой NGC6104 спутника. Выявление механизмов поставки газа в центр NGC6104 и поддержания активности се ядра.
В галактике МгкбЗЗ найдена и изучена многоуровневая картина радиальных движений газа; потоки газа к ядру вдоль спиральных рукавов и бара сменяются на расстояниях 1-2 кик от центра истечением из ядра. Вблизи ядра обнаружена стратификация области формирования эмиссионных линий на три компонента с лучевыми скоростями от 30 до 700 км/с. Показано, что наблюдаемая картина является результатом вторжения релятивистского джета в окружающую среду
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:
1. Ciroi S., Afaiiasiev V.L., Moisccv A.V., Bottc V., Di МШс R, Dodonov S.N., Rafanelli P., Smirnova A.A., "New photometric and spectroscopic observations of the Seyfert galaxy Mrk 315" Jj 2005, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), vol. 360, p. 253
SmimovaAA,,MoiseevA,V., Afanasiev V.L-, "Studying of some Seyfert galaxies by means of panoramic spectroscopy "// 2005, Memorie della Socicta Astronomica Italiana Supplement (MSAIS), vol 7, p. 40
Смирнова A.A., Моисеев А,В., Афанасьев В.Л. "Наблюдательные свидетельства "питания" активных ядер галактик- L Случай NGC6104 - поглощение спутника" // 2006, Письма в Астрономический Журнал (ПАЖ), том 32, с. 577
Smirnova А.А., Moiscev A.V., Afanasiev V.L "Panoramic spectroscopy
of some Sy galaxies."// 2006, International Astronomical Union. Symposium 235 (IAUS) (To be published by Cambridge University Press, cds. F. Combes k J. Palous) 235E, p. 367
Moiseev A.V., Smirnova A.A., Afanasiev V.L. "Fuelling of galactic circum-nuclear regions: 3D spectroscopy view." f j 2006, International Astronomical Union. Symposium 235 (IAUS) (To be published by Cambridge University Press, eds, F. Combes k J. Palous) 235E, p. 286
Smirnova A. A., Moiscev A. V., Afanasiev V.L. "Studying of some Seyfert galaxies by means of panoramic spectroscopy." // in "Science Perspectives for 3D Spectroscopy1' (cds. M. Kisslcr-Patig, M.M. Roth и J.R. Walsh), ESO Astrophysics Symposia, 2007, accepted
Smirnova A.A., Gavrilovic N,, Moiscev A.V., Popovic L.C., Afanasiev V.L., Jovanovic P., Davcic M. "The Gas Kinematics in MrkSSS Nucleus and Gircumnucltar region: A Gaseous Outflow," jf Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS), 2007, in press, astro ph/0702679
Личный вклад автора
В перечисленных выше работах автору принадлежат:
В работе [1] - обработка и анализ данных полученных с помощью интерферометра Фабри-Перо, совместный с другими соавторами анализ данных MPFS. Обсуждение результатов наранне с другими соавторами.
В работах [2], [3], [4], [6] - постановка задачи, получение части используемого наблюдательного материала на 6-м телескопе САО РАН, обработка данных и их анализ, обсуждение результатов наравне с другими соавторами.
В работе |5], |7] - получение части используемого наблюдательного материала на 6-м телескопе САО РАН, обработка и анализ данных MPFS, вклад автора в анализ и обсуждение результатов равноправен с другими соавторами.
Апробация результатов
Основные результаты диссертации докладывались на семинаре САО РАН, а 'іакже на 2-х всероссийских и 4-х международных конференциях;
Всероссийская астрономическая конференция (ВАК-2004), Москва, 2004
Joint European and National Astronomical Meeting (JENAM-2004), Испания,2004
5th Serbian Conference on Spectral Line Shapes in Astrophysics (SCSLSA), Сербия, 2005
"Science Perspectives for 3D Spectroscopy" (ESO Workshop), Германия, 2005
"Астрономия 2O06; традиции, настоящее и будущее", Санкт-Петербург, 2006
IAU XXVIfch General Assembly, Symposium "Galaxy Evolution Across the Hubble Time",
Чехия, 2006
Краткое содержание диссертации
Диссертация состоит из Введении, 4-х глав и Заключения; содержит 26 рисунков. 5 таблиц. Список цитируемой литературы иключает 328 наименований. Общий объем диссертации - 110 страниц.
Во Введении обосновывается актуальность работы, цели и задачи исследования. Отмечается новизна применяемого подхода к изучению галактик с активными ядрами, обсуждается научная и практическая значимость работы, формулируются основные результаты, выносимые на защиту, приводится список работ, в которых опубликованы результаты
диссертации с указанием личного вклада автора в совместных публикациях.
Первая глава посвящена описанию особенностей наблюдений, обработки и методам анализа данных панорамной спектроскопии. Подавляющее большинство наблюдательного материала было получено в прямом фокусе 6-м телескопа САО РАН, Центральные области галактик наблюдались с мультизрачковым волоконным спектрографом MPFS. Для получения информации о внешних частях галактик и их окружении применялся редуктор светосилы SCORPIO в следующих режимах: сканирующий интерферометр Фабри-Перо (ИФП), длинная щель, прямые изображения в широких фильтрах.
В разделе 1.1 рассматриваются наблюдения и основные шаги обработки данных полученных с панорамным спектрографом MPFS. Мульти-зрачковый волоконный спектрограф MPFS (Афанасьев и др., 2001) позволяет одновременно регистрировать спектры от 256 пространственных элементов, конструктивно выполненных в виде прямоугольного массива линз размером 16 х 16 элементов при масштабе от 0.5" до 1" па элемент. Для обработки наблюдательных данных использовался пакет программ, работающий в среде IDL. Подробно перечислены основные этапы обработки, результатом которой является "куб данных", где каждому элементу изображения соответствует спектр.
В разделе 1-2 описываются различные режимы наблюдений с универсальным прибором SCORPIO и процесс первичной редукции данных. SCORPIO (Афанасьев, Моисеев, 2005) позволяет выполнять спектральные и фотометрические наблюдения в поле зрения около б'.
Для изучения внешних областей галактик и их окружения проводились наблюдения со сканирующим интерферометром Фабри-Перо в спектральном интервале вокруг линий Наили [OIII]. Методика обработки данных описана Моисеевым (2002а). Результатом обработки является "куб данных''. Поле лучевых скоростей и монохроматическое изображение в линии строились по результатам гаусс-аппроксимации контура эмиссионной линии. Как правило нам хватало одной гаусс-функции, ио в некоторых случаях приходилось использовать два и более гаусс-профиля.
Далее описывается процесс обработки данных полученных с прибором SCORPIO в режимах щелевой спектроскопии и прямых изображений.
В разделе 1-3 излагаются основные методы анализа данных пана-
рамной спектроскопии. Методика построения полей скоростей звездной составляющей галактик основана на классической кросс-корреляционной технике, адаптированной для работы с данными MPFS (Моисеев, 2001). Результатом являются поля лучевых скоростей и дисперсии скоростей звезд. Для того, чтобы исследовать природу отклонений от нормального (кругового) вращения газа и звезд в исследуемых объектах, к полученным полям скоростей применялся метод "наклонных колец". А чтобы определить какой тип ионизации преобладает в той или иной области галактики, мы использовали метод ионизационных диаграмм> основанный на анализе отношений интенсивностей двух пар эмиссионных линий. Исходя из анализа этих диаграмм, мы можем определить в какой из областей исследуемой галактики (и поле зрения MPFS) доминируют нетепловая, тепловая или ударная ионизации.
Вторая глава посвящена исследованию активной галактики Mrk315, претерпевшей взаимодействие сразу с двумя спутниками.
В разделе 2.1 дан обзор литературы, посвященной этому объекту. Mrk315 - эллиптическая галактика (согласно базе данных LEDA), относится к промежуточному типу Seyfert 1,5, Первое детальное исследование Мгк315 было проведено МакКенти (1986). Им была обнаружена узкая джетоподобная структура видимая на изображениях в эмиссионных линиях [ОІІІ] и НЛи имеющая высокую степень коллимации. На изображениях в оптическом континууме эта структура не видна. В нескольких угловых секундах от ядра, в континууме, МакКенти и др., (1994) обнаружили область повышенной яркости (далее область К). Рассматривалось две основные гипотезы происхождения необычной морфологии Mrk315. Либо мы видим остаток ядра недавно захваченной галактики, а джетоподобная структура есть не что иное, как короткоживущий след, оставшийся от пролета галактического ядра сквозь облако нейтрального водорода, которое, возможно, окружает Mrk315. Либо это действительно джст, который производит активное ядро галактики. Тогда Mrk315 -объект поистине уникальный: таких протяженных и сильно коллимиро-ванных структур в сейфертовских галактиках до этого известно не было.
В разделе 2,2 описываются результаты анализа данных наблюдений на БТА. Детально исследуется пекулярная морфология Mrk315; включая протяженные структуры низкой поверхностной яркости в окрестности галактики. По данным спектрофотометри и проводится анализ вклада от различных источников в ионизацию внутренних областей Mrk315, Рассматривается кинематика газа и звезд как в непосредственной окрест-
ности ядра, так и в диске галактики в делом.
Анализ наших данных подтверждает гипотезу о слиянии, высказанную МакКенти. Обнаружен кинематически независимый от основной галактики вращающийся звездный диск. Его поле скоростей ясно показывает вращение вокруг области К, которая имеет лучевую скорость на 600 км/с больше, чем системная скорость Mrk315. Это говорит о том, что область К является не чем иным, как галактикой, пролетающей сквозь диск Mrk315.
При подобном взаимодействии высокая скорость удара должна была привести к сжатию газа. Действительно, отношение эмиссионных линий в области второго ядра (область К) говорит о том, что газ ионизован ударом. Кроме того, диагностические диаграммы указывают на то, что второе ядро обладает теми же свойствами, которые наблюдаются в галактиках типа LINER. Поэтому мы не можем исключить того, что область К может быть активным ядром низкой светимости. В этом случае, Mrk315 оказывается объектом в котором взаимодействуют две активные галактики.
Природа протяженных эмиссионных структур во внешних областях Мгк315 ранее была не ясна. Получив глубокие изображения галактики, мы показали, что существует два независимых филамента пересекающихся в проекции. Также, по результатам наблюдений со SCORPIO, на продолжении одного из филаментов, был обнаружен карликовый спутник с лучевой скоростью на 200 км/с больше системной скорости Мгк315.
В разделе 2,3 обсуждается природа активности ядра Mrk315. связанная с многократным взаимодействием с обнаруженными галактиками.
Нами предложена следующая интерпретация природы внешних филаментов: это не что иное, как остатки следов взаимодействия между Mrk315 и двумя карликовыми спутниками. Один из них разрушается под действием приливных сил со стороны Mrk315 и начинается процесс "малого" слияния, в то время как другой пролетает сквозь диск Mrk315 (область К). Спутник проходя сквозь гало галактики претерпевает приливное взаимодействие, которое "обдирает" с него звезды и формирует протяженный хвост низкой поверхностной яркости, который обычно трудно зафиксировать.
Несмотря на то? что объектов с двумя ядрами известно довольно много, кинематических доказательств того, что мы видим именно второе динамически выделяющееся ядро очень мало. На сегодняшний момент
известно всего несколько взаимодействующих галактик, в которых сливающийся с основной галактикой спутник виден как независимо вращающаяся система звезд и/или газа.
В разделе 2,4 перечислены основные выводы Главы 2.
Третья глава посвящена поискам механизмов, поставляющих газ в центр сейфертовской галактики NGC6104. Этот объект интересен тем, что хотя некоторые авторы и отмечали его пекулярную морфологию, никаких кандидатов на роль возмущающего спутника обнаружено не было. И только полученные нами глубокие изображения позволили выявить внешние асимметричные структуры низкой поверхностной яркости, однозначно интерпретируемые как результат недавнего взаимодействия со спутником, скорее всего, с последовавшим его разрушением,
В этой главе, на примере NGC6104, мы прослеживаем как влияет развал и поглощение спутника на активность ядра самой галактики. Также рассматривается связь между активностью ядра и особенностями движении газа и знезд в диске NGCC104,
В разделе 3-2 на основании анализа глубоких снимков впервые показано, что NGC6104 находится в стадии активного поглощения галактики-спутника. В разделе 3.4 нам удалось изучить детальную картину движений ионизованного газа вплоть до расстояний 14 кик от центра, а для более внутренней области построить поле скоростей звездного компонента. На расстоянии 1-5 кик выявлены радиальные движения ионизованного газа вдоль бара к ядру со скоростями ^ 50 км/с. Диагностические диаграммы (им посвящен раздел 3.3) и наблюдаемое замедление вращения в линии [Nil] относительно На указывают на заметную роль вносимую ударными фронтами на кромках бара в ионизацию окружающего газа. Кроме того, обнаружено истечение ионизованного газа из ядра, предположительно вызванное вторжением радиоджста в окружающую межзвездную среду. Методом Тримэйна-Всйнбсрга оценена угловая скорость вращения бара и показано, что наблюдаемое на изображениях NGC6104 внутреннее кольцо имеет резонансную природу. При этом кольцо располагается на ультрагармоническом (1:4) резонансе бара. Отмечена искаженная форма кольца {прежде всего - смещение центра относительно ядра). Вполне возможно, что эта асимметрия была вызвана недавним взаимодействием с другой галактикой, В разделе 3.5 обсуждаются два возможных сценария формирования кольца: до и во время взаимодействия со спутником. Показано, что у бара отсутствует внутренний линд-
бладовский резонанс, так что радиальные движения газа могут достигать активного ядра, обеспечивая топливом его "центральную машину". По данным поверхностной фотометрии уточнен морфологический тип галактики - Sc.
В процессе работы нам удалось рассмотреть особенности структуры NGC6104 на разных пространственных масштабах.
В самых внешних областях галактики на расстояниях 25-45 кпк от центра обнаружены протяженные асимметричные филаментьт низкой поверхностной яркости (раздел 3.6). Похожие оболочки, так называемая "рябь" (ripples), образуются в галактиках при пролете спутника или при аккреции карликовых галактик. Анализируя снимки, полученные на 6-м телескопе, мы обнаружили, что на остаточных изображениях (после вычитания модели диска) видны не две разные оболочки, а единая структура, которая больше всего напоминает разваливающийся под действием приливных сил спутник. Предполагаемая масса спутника составляет 2-7% от массы NGC6104.
В разделе 3.7 обсуждаются возможные причины активности ядра NGC6104, а в разделе 3.8 перечислены основные выводы Главы 3,
Четвертая глава посвящена обнаружению и изучению радиальных движений газа на разных пространственных масштабах в активной галактике МгкбЗЗ, находящейся во взаимодействии с галактиками из ближайшего окружения. МгкбЗЗ самый яркий член компактной группы Хигсона 96 и к тому же единственная в ней спиральная галактика (Всрдес-Монтенегро и др., 1997).
В разделе 4.1 приводится обзор литературы, посвященный этому объекту. МгкбЗЗ - композитная (starburst/Sy2) галактика с доминирую-щим звездообразованием. Оптический спектр галактики интересен тем, что практически во всех эмиссионных линиях наблюдаются хорошо заметные сдвинутые в голубую сторону "крылья". Широкий профиль запрещенных линий имеет трехкомпонентную структуру (Филдман и др., 1982). В УФ-диапазоне профиль линии дублета OVI также имеет асимметрию в сторону коротких длин волн.
В разделе 4.2 описывается анализ наблюдений, полученных на БТА. По крупномасштабному полю скоростей, найдены параметры ориентации газового диска. Анализ ноля скоростей показал присутствие значительных некруговых движений, а также изгиб газового диска, вызванный взаимодействием со спутником. Была построена карта радиальных
потоков в диске галактики, она демонстрирует комплексные нскруго-вые движения газа. Обнаружено натекание газа вдоль северного рукава (5" < г < 15") и радиальные течения газа вдоль бара к ядру. Также было найдено околоядсрпое истечение ионизованного газа па г < 5" вдоль малой оси галактики.
Вразделе 4.3 рассказывается об анализе данных, полученных cMPFS. В основном исследовалась многокомпонентная структура профиля линии [OIIIJ. Для анализа мы использовали две (узкая линия + "голубое" крыло) и три (узкая линия, низко- и высоко-скоростные истечения) гаусс-функции. Две гаусс-функции, в принципе, хорошо описывают профиль линии, но небольшое крыло в голубой части остается неучтенным. Немного лучшее описание линии получается, если мы будем вписывать три гаусс-функции в профиль, предполагая, что в ядре Mrk533 находятся три кинематически разных области.
В разделе 4.4 обсуждается связь между истечениями в оптике, УФ и радио- диапазонах. Анализ кинематики ионизованного газа и формы профилей запрещенных линий указывает на сложный многосоставный характер области центрального килопарсека. Показано, что наблюдаемая пространственная локализация кинематически выделенных компонент ионизованного газа вызвана взаимодействием релятивистского джс-та (наблюдаемого на VLBI) с окружающей межзвездной средой.
В разделе 4-5 перечисляются основные выводы Главы 4.
В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.
Методика построения полей скоростей звездной составляющей галактик
Мультизрачковый волоконный спектрограф MPFS (Афанасьев и др., 2001) позволяет одновременно регистрировать спектры от 256 (до марта 2003 г. от 240) пространственных элементов, конструктивно выполненных в виде прямоугольного массива линз размером 16 х 16 элементов (до марта 2003 г. массив линз был размером 16 х 15). Угловой масштаб может меняться в зависимости от поставленных задач и составляет ОД 0.75 или /элемент. Одновременно со спектрами галактики регистрировался спектр ночного неба с площадки удаленной на 4І5 от центра поля зрения MPFS. Линзы делят изображение выходного зрачка телескопа на отдельные микрозрачки и перебрасывают свет в пучок световодов, другие концы которых выстроены в виде щели. Эта щель (псевдощель] является входом в классический дифракционный спектрограф. Таким образом, детектор регистрирует спектры от каждого участка объекта, которому соответствует своя комбинация линзы и волокна. Полное описание прибора находится в сети интернет по электронному адресу http:/rfwww.sao.ru/hqflsfvo/ devicesMml Изучаемый спектральный диапазон включал как многочисленные эмиссионные линии ионизованного газа ([OI, [Oil], [ОШ], [Nil], [311], бальмеровские линии водорода Наи Н#). так и абсорбционные детали, характерные для старого звездного населения галактик. Для детального анализа формы профилей эмиссионных линий использовалась решетка имеющая 1200 пттрихов/мм, дающая спектральное разрешение 4А и спектральный диапазон 1500А. Для спектрофотометр и ческ их целей выполнялись наблюдения с решеткой 600 штрихов/мм, которая хоть и имеет более грубое спектральное разрешение - ЗА, но зато позволяет получать данные в более широком диапазоне длин волн ( ЗОООА), что дает возможность одновременно регистрировать линии от Н до дублета [ЗП]ЛА6716,6730АА.
При обработке спектров MOFS исходными являются следующие наборы ПЗС-кадров; кадры с накоплением спектров от объекта, спектр встроенной лампы с He-Ne-Ar наполнением, используемой для калибровки шкалы длин волн, кадры с равномерной засветкой от встроенной лампы непрерывного спектра {спектральное "плоское поле 7). Характерной особенностью MPFS является наличие встроенной геометрической калибровки, по исторической причине именуемой "эталон". Для этой калибровки используется тот факт, что внутри щели каждые 16 световоло-кон от одного ряда микролинз перемежаются световолокном идущим от площадки для накопления спектра неба. При засветки "небесных" евс-товолокон лампой непрерывного спектра на выходе спектрографа формируется изображение четких, далеко отстоящих друг от друга спектральных траекторий. Анализ этих изображений позволяет упростить и автоматизировать отождествление спектров с соответствующими евсто-волокпами.
Для обработки наблюдательных данных использовался пакет программ1, работающих в среде IDL. Поскольку до этого в публикациях нашей группы давались лишь краткие описания, то автор считает необходимым более подробно перечислить ниже основные этапы обработки. 1. Процедура обработки начинается суммированием кадров одного вида, вычитанием кадра тока смещения, коррекцией за сдвиг между исходными кадрами (причинами подобных сдвигов являются гнутия прибора), чисткой следов космических частиц. 2. Деление на нормированное "плоское поле". Прежде всего, эта процедура позволяет учесть виньетирование камеры спектрографа и вариации пропускания световолокон. 3. Трассировка спектров от каждого 17-го световолокна по кадрам эталона. Интерполяция траекторий для каждого спектра объекта. 4. Интегрирование спектров вдоль индивидуальных траекторий. 5. Создание дисперсионной зависимости - калибровка по длинам волнам с использованием спектра от He-Ne-Ar лампы. 6. Линеаризация спектров - перевод кадров объекта в шкалу длин волн. 7. Вычитание линий спектра ночного неба. Как уже отмечалось, спектр ночного неба собирается с площадки удаленной на 4 5 от центра поля зрения MPFS в течение каждой экспозиции объекта. 1 авторы В.Л. Афанасьев и А,В. Моисеев, 8. Построение кривой спектральной чувствительности и перевод спектров галактики в энергетические единицы (эрг/с/см2/А) с использованием наблюдений звезд-спектрометрических стандартов. 9. Коррекция за атмосферную дисперсию. Это явление, называемое также дифференциальной рефракцией атмосферы, заключается в изменении угла рефракции светового луча от его длины волны. Поскольку наблюдаемые нами объекты - сейфертовские галактики, сдвиги вызванные атмосферной дисперсией определялись и корректировались по положению смещения барицентра звездообразного ядра на изображениях в разных длинах волн. При наблюдениях в широком спектральном диапазоне атмосферная дисперсия может приводить к относительному смещению изображений в "красном" и "синем" концах спектра на (Х 5 - 1" что является существенной величиной.
Результат обработки представляет собой "куб данных1 , в котором каждому элементу изображения соответствует спектр. В тех случаях, когда наблюдения одного объекта проводились в двух спектральных диапазонах (условно называемых "синий" (решетка поворачивалась так, что в центре спектра оказывались линии [ОШ] и Н ) и "красный" (в центре спектра Яаи [SII])), то проводилась "сшивка" спектров по длинам волн. Для этой процедуры использовалась область пересечения "синего" и "красного 1 спектральных диапазонов. Интерполируя области пересечения от каждого диапазона добивались полного совпадения спектров путем домножения одной из областей на некий подгоночный коэффициент (близкий к 1). Некоторые галактики (например, NGC6104) наблюдалась два раза в одном и том же спектральном диапазоне. Для увеличения отношения сигнал/шум после первичной редукции оба куба данных были совмещены и сложены.
Распределения поверхностной яркости и поля лучевых скоростей основных эмиссионных линий строились по результатам гаусс-аппроксимации их профилей, В тех случаях, где эмиссионный профиль был сложносо-ставный и спектрального разрешения хватало для разделения компонент, использовалось одновременно несколько гаусс-функций для описания одной линии. Как правило, нам хватало двух гаусс-профилей. В редких случаях (например, в случае Mrk533) их число доходило до трех. На основе этой декомпозиции были построены карты поверхностной яркости и поля скоростей для каждой спектральной компоненты разложения. Основную проблему при анализе спектральных линий ионизованного газа составляет учет звездных абсорбции, прежде всего в области водородных линий. В случае NGC6104 применялась следующая простая методика, которая позволяет хотя бы в первом приближении заесть вклад от звездной подложки без применения сложных и не всегда однозначных методов вроде использования синтетических спектров. Абсорбции под линиями Наи Н моделировались Гаусс-функциями, положение центров которых определялось по полю скоростей звездного компонента (вернее по его аппроксимации моделью кругового вращения), FWHM фиксировалась {в случае низкого спектрального разрешения мы можем пренебречь вариациями дисперсии скоростей звезд по полю), а амплитуда была пропорциональна уровню континуума2 (т.е. соответствовала постоянной эквивалентной ширине). Свободные параметры гаусс-функций - FWHM и эквивалентные ширины линий поглощения побирались по результатам подгонки этой моделью спектров на краю поля зрения, где вклад эмиссионных линий уменьшается и можно различить абсорбции под На и Н . В случае Mrk315 (Глава 2) для учета вклада абсорбции строились синтетические спектры (эта работа выполнялась нашими итальянскими соавторами),
Кинематика звездной компоненты в диске галактики Mrk315
Для этих целей мы применяли пакет программ GIDRA, написанное в языковой среде IDL и разработанное в СЛО РАН (Моисеев, 1998)- Нами использовался итерационный метод последовательного построения одномерных профилей и двумерных моделей, описанный в работе Моисеева и др. (2004). Для сравнения с имеющимися изображениями двумерная модель сворачивалась с гаус-функцией, которая соответствовала полуширине изображения звезд на снимке.
Вначале строился профиль поверхностной яркости усредненный в эллипсах с ориентацией соответствующей внешним изофотам (рис. 2,1). С помощью подгонки профиля яркости во внешней области (где домини РУЮЄТ ДИСК), было Определено Первое Приближение для величин jld И Td Далее двумерная модель экспоненциального диска вычиталась из оригинального изображения. Остаточное изображение усреднялось в кольцевых апертурах и было аппроксимировано профилем Ссрсика, а центральный пик яркости - двумерной функцией Гаусса, соответствующей активному ядру. Двумерная модель балдж + ядро вычиталась из исходного изображения и вновь определялись параметры диска для улучшенной модели.
Остаточное изображение показано на рис. 2.2. Рассматривалось две модели. Первая - "классическое" разложение балдж-Ьядро+диск с линией узлов совпадающей с РА внешних изофот (РА=РАои ). Однако такое предположение явно противоречит значению позиционного угла линии узлов, полученному при анализе поля скоростей звезд в диске (см раздел 2,2.4). Поэтому мы рассмотрели и вторую модель, в которой большая ось совпадала с кинематическими измерениями (РА РА ). При этом был введен еще один (внутренний) диск. В обоих случаях мы выделяем две пекулярные детали. Прежде всего, это два спиральных рукава заметные во внешних частях галактики в интервале г=7" 18" (около 5-14 кпк). Во-вторых, остаточное изображение имеет значительный избыток яркости на г 8"-10", которое порождает выпуклость на усредненном профиле. Мы аппроксимировали распределение яркости в этой области дополнительным внутренним экспоненциальным диском. Вклад компонент в полный профиль яркости показан на рис. 2.2. Видно, что наблюдаемое распределение яркости может быть в равной степени объяснено двумя разными орнентациями внешнего диска, но мы отдаем предпочтение второй модели, так как она согласуется с данными о кинематике звездного компонента по данным MPFS,
Вполне вероятно, что присутствие спиральных рукавов является причиной наблюдаемого изменения позиционного угла внешних изофот. Также, на остаточных изображениях приведенных к плоскости галактики, видна симметричная кольцеподобная структура в пределах 6", которая остается даже если учитывать второй внешний экспоненциальный диск. Эта структура больше всего похожа на кольцо звездообразования. Но такие кольца обычно образуются в галактиках с перемычками, в то время как в Мгк315 заметного бара не обнаружено. Однако, из результатов численного моделирования пролета небольшого спутника сквозь галактику с баром (Атанасула и др.? 1997) следует, что подобный удар разрушает бар и формирует кольцо в течение 5х107 лет после удара. Поэтому, мы предполагаем, что наблюдаемое кольцо, может являться остатком от бара, с учетом того, что ниже мы приводим аргументы в пользу пролета спутника через диск Mrk 315.
Значительный изгиб внешних изофот (отличие их позиционного угла от РА линии узлов поля скоростей звезд) может объясняться изгибом внешнего диска. При этом угол между внутренней и внешней частями галактики составит около Дг 15 20. Эта величина соответствует галактике испытавшей взаимодействие (см., например, Решетников и Комб, 1999), для которой присутствие изогнутого диска не удивительно. Самая яркая после ядра деталь на всех изображениях Mrk315 - область К. Также, она хорошо видна на изображении в фильтре I, полученном с HST и опубликованном МакКенти и др. (1994).
Структуры низкой поверхностной яркости с отношением сигнал/шум от 3 до 5 видны на глубоких изображениях в фильтрах V (см. рис. 2.3) и Rc полученных на БТА. Мы обнаружили два эмиссионных филамента в окрестности Mrk315. Первый (обозначим его F1), ранее идентифицированный МакКенти (1986), протянулся до 70 кпк от центра галактики в направлении РА 145. Второй (обозначим его F2) виден на расстоянии 75 кпк на северо-западе. Затем он пересекает F1 в проекции и протягивается в направлении северо-востока с РА 120, где поворачивается к югу и оканчивается в области протяженного источника примерно в 45 кпк к юговостоку от Mrk315. Полная протяженность филамента F2 составляет около 140 КПК.
По данным MPFS были построены карты в наиболее ярких эмиссионных линиях, видимых в спектре Mrk315, а именно: [ОН]А3727А, [ОШ]А4363А, Н , [OIIIJA5007A, [OI]A6300A, На, [NIIA6548+83AA, [SII[A6716+3lAA. Эти карты показывают пространственное распределение ионизованного газа в поле зрения MPFS (см. рис, 2,4). На них были наложены контуры нзофот соответствующих линий и выделены следующие области: ядро, области AL А2, A3 и К (за основу разложения бралось изображение в На), области J1 и J2 (исходя из карты в линии [OIIIJA5007A). На монохроматических изображениях в линиях [01] и [SII] ясно выделяется только одна (кроме ядра) область повышенной яркости связанная с К.
Анализ диагностических диаграмм (описание метода см. в разделе 1.3.3) показал, что спектры принадлежащие ядру (кружочки) попадают в зону ионизации активным ядром, хотя три из них близки к линии раздела AGN/LINER. Интересно, что все спектры вокруг центрального (ярчайший пиксел на картах в линиях Н,?, HQ, [Nil], см. рис. 2.4), где, как ожидается, располагается активное ядро, показывают более высокие значения [Nil], [01], [SII], Еа. Спектры из области К (черные кружочки) попадают в зону LINER и демонстрируют более низкую степень ионизации (здесь поток в линии [0111] практически сравнивается с потоком в Ня). Благодаря относительно хорошему качеству изображений, удается разделить профили спектров из области К и ядра, хотя они и близки друг к другу. Наиболее корректная интерпретация состоит в том, что в газе из области К доминирует ионизация ударом. Тем не менее, мы не можем исключить вероятность того, что она сама по себе может быть вторым активным ядром, а именно LINER, на что может также указынать морфология радиоструктуры (эмиссия в радиодиапазоне на Л =20 см концентрируется как раз в этом месте, см. раздел 2,1). 13 целом, области А1 и A3 имеют отношение линий более типичное для областей НИ (квадратики и крестики соответственно). Несколько точек принадлежащих А1 близки к линии раздела AGN/HIIj а из A3 попадают в область ионизации LINER. Последние точки расположены между областей К, A3 и ядром и имеют отношения линий указывающие на то, что газ сжат и ионизован ударом. Точки из А2 в большинстве своем попадают в область ионизации молодыми горячими звездами (черные квадраты, см. рис. 2.6), но дне из них близки к линии раздела AGN/HIL
Анализ кинематики ионизованного газа и звезд
На изображениях в линии [ОШ] был обнаружен излучающий источник, расположенный па расстоянии примерно 1 к юго-востоку от Mrk315 (см, рис. 2.10). Мы измерили звездную величину в полосах V и йс как самой активной галактики, так и этого источника и получили V—14.60±0.09, Л 13.92±0,07 (в апертуре 100") для Мгк315 и V=20.0±0.3, Rc = 197І0.2 для источника соответственно. Стало ясно, что юго-восточный источник не соответствует критерию яркости. Тем не менее, он ассоциируется с ярким протяженным облаком НІ (Симкин и МакКснти, 2001). Мы получили спектр низкого разрешения этого источника с универсальным прибором SCORPIO {рис. 2.11). В спектре виден звездный континуум и заметные эмиссионные линии с лучевыми скоростями примерно на 200 км/с больше системной Мгк315. Поэтому этот источник, который также имеет прилично-возмущенную форму видимую на широкополосных изображениях и есть карликовый спутник активной галактики.
Отсюда следует вывод о том, что критерий приложенный к оценке изолированности галактик часто основывается на ярких спутниках и по этому плох в использовании в случае карликового окружения.
В течение двух последних десятилетий многие авторы исследовали окружение активных галактик, главным образом используя статистическое приближение различных критериев изолированности для выявления галактики-спутника. По многим причинам, например из-за эффектов селекции контрольной выборки, они достигали довольно противоречивых результатов (см., например, Шмит (2001) и ссылки в этой. Поэтому, неоспоримых доказательств того, что ядерная активность в самом деле индуцирована окружением не существует. Гораздо меньшее внимание уделяется карликовым спутникам в отношении событий так называемого "малого" слияния (minor merging). Недавно, на основе SDSS Early Data Release Миллер и др. (2003) в своей выборке близких галактик обнаружили высокий процент галактик с активными ядрами ( 40%). Они объясняли эти результаты либо тем, что время работы активного ядра на самом деле больше, чем оценивалось до этого, либо тем, что вспышки активности ядер могут быть инициируемы слияниями. Но так как в своей выборке они не наблюдали какой-либо связи между окружением и наличием галактик с активными ядрами, они забраковали вторую гипотезу, И опять, этот анализ был ограничен яркими галактиками (MR -20) и возможное присутствие карликовых спутников не принималось во внимание.
Де Робертис и др. (1998) и Танигучи (1999) предположили, что "малое" слияние между богатыми газом галактиками и их спутниками играет значительную роль в активности сейфертовских ядер. В самом деле, "малое" слияние кажется наилучшим механизмом по нескольким причинам. Во-первых, есть доказательство того, что большинство спутников спиральных галактик являются карликами (Зарицкий и др., 1997) и поэтому событие "малого 1 слияния может происходить несколько раз в течение времени жизни галактики. Во-вторых, численное моделирование (см., например, Хернквист и Михос, 1995) показали, что "малое1 слияние может переместить значительное количество газа галактики в се центральные области относительно быстро (меньше 109 лет). В-третьих, "малое11 слияние не вызывает сильных деформаций морфологии хозяйской галактики. И действительно, большинство сейфертовских галактик значительно не отличаются по своему внешнему виду от не активных галактик. Как было отмечено Танигучи (1999), временная шкала "малого" слияния может быть достаточно долгой для того чтобы смазать все следы взаимодействия, поэтому большинство галактик находящиеся в стадии поглощения спутника будут наблюдаться как обычно выглядящие изолированные галактики. 2.3 Природа активности Mrk315.
На первый взгляд, в морфологии Мгк315 не видны признаки прошлого или текущего взаимодействия. Наиболее удивительным образованием в этой галактике является область (мы назвали ее область К), которая выделяется как на различных изображениях, так и кинематически. Эта область соответствует второму ядру в гипотезе о слиянии высказанной МакКенти, который, основываясь на изображениях с космического телескопа им.Хаббла в фильтре I, заподозрил, что это образование имеет звездную природу, Кинематический анализ наших данных подтверждает гипотезу о слиянии: область К действительно является вторым ядром, остатком карликовой галактики, пролетающей через диск Mrk315. Действительно, был обнаружен кинематически независимый от основной галактики звездный компонент и удалось построить его поле скоростей. Поле скоростей ясно показывает вращение вокруг области К, которая имеет скорость на 600 км/с больше, чем системная скорость самой галактики.
При подобном взаимодействии высокая скорость удара должна была привести к сжатию газа, В самом деле, область К кроме эмиссии в линии HQ, также демонстрирует излучение в таких линиях как [ОІЩ5007А, [OI]A6300A, SII]A6716+30AA. Все это говорит о том, что газ в области второго ядра ионизован ударом. Кроме того, диагностические диаграммы указывают на то, что второе ядро обладает теми же свойствами, которые наблюдаются в галактиках тина LINER. Поэтому мы не можем исключить того, что область К может быть активным ядром низкой светимости. В этом случае, Мгк315 может оказаться объектом в котором сливаются два активных ядра.
Природа филаментов F1 и F2 довольно противоречива. МакКенти (1986) и МакКенти и др. (1994) сделали вывод, что это единая структура имеющая форму петли. Более того, МакКенти (1986) смог увидеть в узко-полосных фильтрах только F1 и ничего не увидел в континууме. Сначала мы получили тот же результат, но позднее, на более глубоких изображениях увидели совершенно противоположную картину: существует два независимых филамента пересекающихся в проекции и они оба видны в континууме.
Детальный анализ поля скоростей в линии HQ
Как уже отмечалось, на имеющихся оптических изображениях NGC6104 заметно кольцо радиусом около 6 кпк, отличающееся от остальных областей галактики высоким темпом звездообразования. Возможны следующие варианты образования этой структуры.
Первая и наиболее очевидная причина для галактики с перемычкой -это формирование кольца на одном из динамическим резонансов. Сравнение результатов численного моделирования с реальными кольцевыми галактиками (см. ссылки в работе Бута и Комб, 1996) показывает, что кольца образуются вблизи внутреннего и внешнего линдбладовских резонансов {околоядерные и внешние кольца соответственно), а также на ультрагармоническом (1:4) резонансе вблизи конца бара (внутреннее кольцо). Размер и расположение кольца в NGC6104 как раз соответствует последнему случаю.
Вторая причина, значительно более редкая, но возможная во взаимодействующей системе - это столкновительное кольцо, т.е. расширяющаяся кольцевая волна плотности порожденная пролетом массивного спутника через диск галактики. Однако в NGC6104 мы не обнаружили расширения кольца, значимые нскруговыс движения (отличные от расширения) наблюдаются только во внутренней области связанной с баром. Аналогично, по очевидным соображениям, следующим из морфологии и кинематики галактики, не возможен и вариант полярного кольца.
Дополнительным аргументом: в пользу резонансной природы кольца является его вытянутая форма с отношением осей в плоскости галактики 0,85- Причем кольцо вытянуто в одном направлении с баром, что и должно выполняться для колец на резонансах внутри радиуса корота-циит в согласии как с наблюдениями (Бута, 1986). так и с модельными расчетами (Шварц, 1984). В этой связи интересно было бы независимо определить положение основных резонансов в галактике измерив угловую скорость вращения бар Пр.
В литературе приводится не менее десятка методов оценки 1р (см. Хернандес и др., 2005), однако подавляющее большинство методов косвенные, основанные на дополнительных предположениях о механизмах образования бара или результатах численного моделирования. В последние годы начал широко распространяться модельно независимый метод, основанный на значительно более общих постулатах сформулированных более двадцати лет назад в статье Тримейна и Бейнберга (1984). Пусть в плоском диске существует вращающаяся среда (газовая иди звездная) движение которой характеризуется единственной скоростью узора 1Р и для которой выполняется уравнение неразрывности, во всяком случае на временах нескольких оборотов диска. Наблюдаемыми характеристиками в каждой точке диска являются ее поверхностная яркость и скорость вдоль луча зрения. Тогда
где ось х направлена параллельно линии узлов галактики, (V) - средневзвешенное значение наблюдаемой лучевой скорости в узком разрезе вдоль оси X) а (X) - средневзвешенное значение координаты вдоль разреза, в качестве весового множителя используется поверхностная яркость. Дополнительным условием являются линейная связь между поверхностной яркостью и поверхностной плотностью изучаемой среды, причем последняя должна обращаться в ноль на краях диска. Метод Тримейна-Вейнберга (далее ТВ) подразумевает бесконечно тонкий и плоский диск и пренебрегает любыми вертикальными движениями. Отмстим, что несмотря на следы взаимодействия во внешних областях галактики, внутренний газовый диск NGC6104 можно считать плоским хотя бы там, где имеется поле скоростей полученное с ИФІТ Действительно, как следует из рис- 3.6а на г = 10" — 25" РАып практически совпадает со средним значением, более того на больших расстояниях г — 35" — 55" {19-30 кик) отсутствуют значимые вариация параметров эллиптических изофот {рис. 3.2). Если диск и изогнут в результате взаимодействия, то только в самых внешних областях.
Метод ТВ использовался для измерения П в звездном компоненте SBD галактик (Агуэри и др., 2003; Дебатиста, 2003) и в молекулярных дисках галактик более поздних морфологических типов (Зиммер и др., 2004; РэндиВштлин, 2004).
Хернандес и др. {2005) приложили метод ТВ к полям скоростей ионизованного газа, полученных с помощью ИФП, Однако, на наш взгляд, ар 69
гументация авторов о применимости метода ТВ к распределению ионизованного газа не убедительна прежде всего из-за отсутствия однозначной связи между плотностью газа и его поверхностной яркостью в На. Но в случае NGC6104 уже отмечалось сходство полей скоростей газа и звезд, разница в основном только в амплитуде вращения, в то время как поведение РЛь „ вдоль радиуса одинаково. Поэтому в первом приближении можно считать, что поле скоростей в Неэквивалентно полю скоростей звезд, а если использовать яркость в континууме как весовой множитель, то можно попробовать применить метод ТВ к нашим данным. Конечно, такая несколько вольная трактовка метода ТВ требует более развернутой аргументации, но предварительные результаты показывают, что полученные описанным выше способом значения іір для ряда галактик, наблюдавшихся на 6-м телескопе, неплохо согласуются с другими методами оценки положения резонансов (Афанасьев, Полторак, частное сообщение).
Через иоле скоростей и изображение галактики в континууме проводился ряд разрезов параллельных линии узлов, в каждом из которых вычислялись {X} H_(V). Ширина разрезов и шаг между ними составлял 2.1", т.е. 3 пиксела. Рис. З.бв показывает, что наблюдается четко выраженная корреляция между значениями {X) и (V), как это и следует из формулы (3.2). Линейная аппроксимация этой зависимости дает значение угловой скорости бара ftp — (19±4) км/с /кпк. Здесь предполагалось, что основной вклад в ошибку оценки Пр вносит неопределенность в выборе позиционного угла (Дебаттиста, 2003). Мы варьировали РА в пределах PAQ ± 5, что вообще говоря, несколько превышает формальную ошибку его измерения, и смотрели насколько меняется при этом
На рис. З.бг показаны радиальная зависимость угловой скорость (ft) и кривые ft ± к/2, ft — к/4, где к - эпициклическая частота. При вычислении ft и к мы использовали аппроксимацию кривой вращения галактики полиномом 7-й степени с целью избежать резких скачков производной dil/dr. Рассмотрение построенной диаграммы резонансов покаг-зывает, что принятое значение угловой скорости бара пересекает кривую ft — к/4 на расстоянии 17" ± 3", т.е. в пределах ошибок измерения резонанс 1:4 совпадает с кольцом, как это и следует из теории. Более того? при этой скорости вращения бара линия ftp = const не пересекается с кривой ft — #/2, иными словами у бара нет внутреннего линдбладовского резонанса (ILR), вблизи которого прекращаются радиальные движения газа к центру (Комб и Гсрин, 1985), так что газовые облака могут достигать активного ядра, обеспечивая его топливом.
Необходимо подчеркнуть, что основной вывод следующий из рис. З.бг - отсутствие внутреннего линдбладовского резонанса, может быть получен и без применения метода ТВ. Достаточно допустить, что кольцо находиться на резонансе 1:4, а это, как мы отмечали в начале главы, наиболее вероятное предположение. Тогда из диаграммы характерных частот следует, что скорость вращения бара Qp = 17 — 27км/с/кпк, что в пределах ошибок совпадает с результатом метода ТВ.
