Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Телескопы и светопрйемники, методика наблюдений и обработка наблюдательного материала 15
1. 6 м, телеокоп САО АН СССР и светоприемнаяаппаратура . 15
2. 2.6 м. телескоп Бюраканской обсерватории и светоприемники 19
3. Методика наблюдений и обработки спектральных данных 22
4. Методика наблюдений и обработка фотометри ческого материала 26
ГЛАВА II. Спектральное исследование некоторых галактик с УФ избытком 44
1. Спектральные наблюдения ряда галактик на 6 м. телескопе 44
2. Спектральное исследование галактик К ЗІ, 119, К 138, 212, 236 50
3. Спектральное и морфологическое исследование галактики К 26 62
ГЛАВА III. Детальная фотографическая фотометрия ряда галактик с УФ избытком 74
1. Интегральные звездные величины и цвета 74
2. Распределение поверхностной яркости и показателей цвета 83
3. Диаграммы ( U-B, B-V ) 90
4. Фотометрия ярких сгущений в галактике К 346 95
5. Детальная фотометрия галактик К 163 96
ГЛАВА ІV. Некоторые итоги спектрального и колориметрического исследования новых галактик с УФ избытком 101
1. Результаты спектральных наблюдений 101
2. Результаты детальной фотометрии новых галактик с УФ избытком 107
3. Природа и области возникновения УФ избытка 112
Заключение 118
Литература 121
Приложение 134
- Методика наблюдений и обработки спектральных данных
- Спектральное исследование галактик К ЗІ, 119, К 138, 212, 236
- Распределение поверхностной яркости и показателей цвета
- Результаты детальной фотометрии новых галактик с УФ избытком
Методика наблюдений и обработки спектральных данных
При наблюдениях на БТА щель обычно ставилась на центральные яркие области галактик или { в случае вытянутых объектов) ориентировалась вдоль больших полуосей.
Поскольку рабочее поле экрана М9ЩВ составляет около 22 мм., то одной экспозицией покрывался диапазон примерно 1400 А. Нашей целью было получение предварительной информации в основном качественного характера о возможно большем числе объектов, поэтому вначале, как правило, получались спектры в красной области 5600-7000 А и лишь затем для наиболее интересных объектов и в других областях. Все спектры БТА получены на фотоплёнке Косіак ЮЗа-0. Более подробные сведения о полученных спектрах приводятся в конце данной главы в списке наблюдательного материала.
Лучевые скорости галактик, наблюдённых на 6 м. телескопе, получены на основании измерений положений спектральных линий исследуемого объекта относительно спектра сравнения. Измерения проводились на универсальном измерительном микроскопе УИМ-2І кафедры астрофизики ЕрГУ с точностью 0,001 мм.
Для эмпирического учёта отмеченных ранее недостатков, затрудняющих точное определение длин волн, нами проводилась коррекция нуль-пункта шкалы длин волн по линиям ночного неба, а также предварительно строилась дисперсионная кривая. После указанных исправлений точность определения лучевых скоростей составляет 90-120 км/сек при измерении 2-3 линий и около 60 км/сек при измерении большого числа линий в спектре исследуемого объекта, которая для наших целей вполне удовлетворительна.
В спектре галактики К 105 отождествлённые эмиссионные линии Н , и [Nil]Л 6548 заметно наклонены, что является следствием её вращения. Хотя скорость вращения, определяемая по углу наклона спектральной линии, измерена всего по трём линиям, её точность составляет около 30 км/сек, поскольку при данных измерениях отсутствуют ошибки, связанные с определением длин волн относительно спектра сравнения и имеющие место при определении лучевых скоростей.
Спектры регистрировались на фотометре ЙФ0-45І Бюраканской обсерватории, который выполнен по двухлучевой схеме с модулятором, значительно повышающим его фотометрическую стабильность. Жёсткая связь между оптическим столом и регистрационной кареткой прибора делает фотометрические и координатные перемещения полностью воспроизводимыми. Запись осуществляется в оптических плотностях, при этом уровень незасвеченной эмульсии принимается за нуль. Масштаб записи определяется клинами для различных пределов плотностей D =1,2 ; 1,8 и 2,5. При регистрации сканирующая щель и масштаб выбирались в соответствии с дисперсией и разрешением спектров.
Все спектры откалиброваны при помощи отпечатков восьмисту-пенчатого ослабителя, полученных на спектрографе УФ-28І ОАО АН СССР. Для вычисления коэффициентов спектральной чувствительности использованной аппаратуры были получены спектры стандартных звезд из списка Стоуна (1977), распределение энергии в непрерывном спектре которых известно. Спектры стандартов получены на примерно одинаковых со спектрами галактик зенитных расстояниях с экспозициями 1-2 мин.
В целях фотометрии спектральных линий в некоторых галактиках по общепринятой методике вычислены эквивалентные ширины и относительные интенсивности эмиссионных линий. При этом для сильных и умеренных линий строились их профили по 7-9 точкам, а для слабых линий, с целью упрощения, в виде треугольников, трапеций и т.д. Как известно, ошибки при фотометрировании спектральных линий зависят от многих индивидуальных причин (надёжность проведения уровня непрерывного спектра и уровня фона, наличие слабых крыльев и других деталей и т.д.) и неодинаковы для различных линий. В тех случаях, когда нами получены фотометрические данные для одних и тех же линий по двум и более спектрограммам (галактики К 26, 31, 119 ), их отклонения от средних значений составляют в среднем 15-20$ (см. данные для галактики К 26 в табл. 9 и 10 ). Для наиболее слабых линий фотометрическая ошибка может достигать 50$.
Спектры на 2,6 м. телескопе получены по методике, в целом сходной с наблюдениями на БТА. Как и в случае наблюдений на БТА, среднее качество изображений заставляло применять широкую щель 0,3 - 0,5 мм (1,5 - 2,5 ), также ориентированную обычно на наиболее яркие центральные области галактик или вдоль их больших полуосей. Заметного ухудшения разрешающей способности из-за ширины щели не наблюдалось: реальное разрешение на спектрах, оценённое при помощи близко расположенных линий триплета Mgl ЛЛ5І83, 5173, 5167, дублета серы [SII] ЛЛ673І, 6717 и некоторых других :: известных линий, составляет I0-I2A.
При дисперсии 200 А/мм, рабочее поле мишени (II мм) позволяв ет за одну экспозицию покрыть спектральный диапазон примерно 2200А, таким образом всеь интересующий нас диапазон 350О-7000А покрывается двумя регистрограммами (сканами).
Наблюдения при помощи ОМА облегчаются тем, что система ведёт регистрацию непосредственно в шкале интенсивностей, кроме того полученный спектр можно рассмотреть сразу же после окончания времени накопления. Если уровень накопления достаточный, то при помощи специального устройства спектр записывается на бумагу с желаемым увеличением ( в нашем случае с 30-кратным), в противном случае предусмотрена возможность увеличения времени накопления.
При наблюдениях на 2,6 м. телескопе, естественно, отпадала необходимость в калибровке спектров, а коэффициенты спектральной чувствительности определялись при помощи спектров стандартных звёзд из работы Терещенко и Харитонова (1972)»
Для определения лучевых скоростей предварительно строилась дисперсионная кривая, а отмеченный ранее сдвиг сравнения корректировался при помощи линий неба. После корректировки ошибка в определении лучевой скорости составляет примерно 90 км/сек. Что касается точности фотометрии спектральных линий, то она в данном случае составляет в среднем 25-30$ , что вызвано относительно большими шумами, образующимися вследствие температурной нестабильности ОМА. По этой же причине на регистрограммах, как правило, измерялись только сильные и умеренные линии.
Спектральное исследование галактик К ЗІ, 119, К 138, 212, 236
Красное смещение галактики К 31, измеренное по всем линиям, составляет 0,0052 + 0,0003, а абсолютная величина Mpg =-17.8. Здесь следует отметить, что сравнительно большое число отождествлённых в спектре линий позволило несколько улучшить точность определения лучевых скоростей исследованных в этом параграфе галактик, которая составляет 70-90 км./сек.
На рис. 10 а,б приведены регистрограммы, сделанные по высоте щели вдоль линий Nal АА 5896/90 и Mg IA5I83 по спектру, полученному на 6 м. телескопе. Из него видно, что указанные линии наиболее сильны в ядере галактики и ослабевают при продвижении к её внешним частям.
По спектральным характеристикам и абсолютной величине галактика К 31 похожа на нормальные эллиптические галактики. Слабый УФ избыток у этой галактики обусловлен, по всей вероятности,коротковолновым излучением звёзд ранних спектральных классов, на наличие которых в ней указывают линии поглощения бальмеровской серии.
Галактика К 119. В спектре этой галактики ( рис. 96 ) наблюдаются эмиссионные линии [NIIJA6584, Н , [ О III ]АА 5007,4959, Н я ,[NeIIl]А 3868 и [Oil] А 3727, значения эквивалентных ширин и относительных интенсивностей которых приведены в таблице 8.
По этим линиям определено также красное смещение галактики, которое составляет 0,0039, а её абсолютная величина М = -17,0.
Галактика К 119 имеет линзообразный вид, и её яркость рас-пределена по поверхности почти равномерно. По сплюснутости, светимости и распределению яркости она похожа на эллиптическую галактику позднего подтипа Е6-Е7 или на галактику типа SO. Однако как известно в спектрах нормальных галактик этих типов эмиссионные линии не наблюдаются, так как в них отсутствует газовая составляющая.
Таким образом, хотя и по внешнему виду галактика К 119 похожа на эллиптические галактики позднего типа, по физическим условиям она существенно отличается от них. При получении спектров на 6 м. телескопе щель спектрографа была ориентирована по большой полуоси галактики, а её высота составляла приблизительно 60". Линии Кы , [/VII]Л 6584, [0Ш]А 5007 и Но имеют примерно такую же высоту. Отсюда можно сделать вывод, что эмиссионные области широко распространены в галактике. Они, по всей вероятности, охватывают всю галактику, поскольку её размеры составляют 15x95". Отношение интенсивностей линий Еы/ Нр, , которое примерно равно 3,1, существенно не отличается от теоретического, рассчитанного для модели "В" (Бейкер, Мензел, 1938) газовых туманностей, которое равно 2.88 (Броклхарст, 1971). Это, по-видимому, является следствием практического отсутствия пыли в галактике. Галактика К 138. На карте Паломарского атласа эта галактика передержана и имеет вытянутую, линзообразную форму с размерами 15x60". На снимке, полученном на 21" телескопе системы Шмидта Бюраканской обсерватории ( оригинальный масштаб I мм.=114") в фотографических лучах, хорошо видно, что её центральная часть имеет яркую область с размерами 10x12". При получении регистро-граммы на 2,6 м. телескопе щель была ориентирована по большой полуоси и проходила через вышеотмеченную яркую область. В спектре (рис. 9в) наблюдаются эмиссионные линии [5П]АЛ 6731/17, Но,,[Nn] АЛ 6584/48, [OIIl] А А 5007, 4959, Нр, , Н , и foil]А 3727, Все наблюдаемые линии узкие и не превосходят по ширине линий неба. Исключение составляет лишь Н , которая, по всей вероятности, уширена за счёт слияния с ней дублета азота. По этой причине в таблице 8 приведена суммарная интенсивность Ны и [/\Ш]ААб584/48. Красное смещение галактики, определённое по семи эмиссион m ным линиям равно 0,0058, а её абсолютная величина М =-17,1» Галактика К 212. Это иррегулярная галактика, имеющая три ярких сгущения, что отчётливо видно на её прямом снимке в фотографических лучах, полученном М.А.Казаряном на 2,6 м. телескопе. На рис. II приведена репродукция этого снимка, на которой упомянутые сгущения обозначены римскими цифрами I, II, III. При спектральных наблюдениях щель шириной Г,15, была поставлена на самое яркое сгущение I, имеющее размеры 4x6". Спектр этого сгущения (рис. 9г ) очень похож на спектр планетарной туманности: на фоне весьма слабого непрерывного спектра видны яркие эмиссионные линии [5П]ЛЛ 6731/17, Н , [0Ш]АЛ 5007, 4959, Нр, ,Ну , слабая Hg и [0Іі]Л3727. Линия Н настолько сильна, что может полностью покрыть дублет азота [NII]AA 6584/4-8. Из-за слабости непрерывного спектра эквивалентные ширины эмиссионных линий, приведенные в табл. 8 определены не столь уверенно, как в предыдущих случаях. Красное смещение сгущения (как, естественно, и всей галактики) измерено по восьми линиям и составляет 0,0041, а расстояние равно 16,4 Мпс. На таком расстоянии угловым размерам сгущения соответствуют линейные размеры примерно 320x480 по. Видимая фотографическая звёздная величина сгущения I оценена Казаряном (1979) как 16 2.
Распределение поверхностной яркости и показателей цвета
Интегральная яркость этого сгущения в цвете В равна 19,3, а её показатели цвета ( U-В =-0,21, B-V« 0,15 ) характерны для ассоциаций. Распределение яркости и цветов в галактике К 19 не строилось ввиду её сложной внутренней структуры. Наконец, отметим, что построенные нами распределения вдоль малых полуосей галактик мало отличаются от характера распределения яркости и цветов вдоль больших полуосей.
Как видно из рис. 18 распределение поверхностной яркости и показателей цвета в целом симметрично относительно ядер галактик. Нарушение симметрии, как правило, наблюдается при наличии в галактиках одного или нескольких сгущений, расположенных на различных расстояниях от ядра, а также часто имеющих различную яр-кооть. Такую ассиметрию можно видеть на рис. 18g , которая в данном случае обусловлена наличием ярких голубых образований в спиральных рукавах галактики К 348.
Симметрия характерна и для распределения показателей цвета в рассматриваемых галактиках. Из рис. 18 видно, что в основном теле галактик оба показателя цвета изменяются не столь значительно. Однако у всех галактик кроме К 29 и К 31 довольно отчётливо наблюдается тенденция к посинению при приближении к ядерным областям, а также в наиболее отдалённых от ядра внешних областях. Эта тенденция начинает проявлятся в различных галактиках, начиная с разных расстояний от ядра. Так, в галактике К 18, 23, 28 и 34-8 при приближении к ядрам показатели цвета уменьшаются с расстояний 9, 9,6 и 12" соответственно. Следует подчеркнуть, что как при приближении к ядрам, так и во внешних областях галактик оба показателя цвета изменяются одновременно и притом в одну и ту же сторону.
Таким образом, почти все исследованные галактики на довольно большом протяжении имеют желтоватый цвет, а при приближении к ядрам, а также в их периферийных областях наблюдается тенденция к посинению по обеим показателям цвета.
Галактика К 31 резко отличается от рассмотренных выше не только по интегральным показателям, но и по характеру распределения показателей цвета. В этой галактике (обладающей, кстати, красноватым ядром ) наблюдается покраснение при приближении к ядру рис. 18г, а тенденция к посинению при приближении к периферийным областям, хотя и наблюдается, но не столь ярко выражена, как в других галактиках. Отметим, что спектральные данные (Казарян,Та-мазян, 1982 ), приведённые в гл. П, хорошо согласуются с полученными фотометрическими свойствами этой галактики. Напомним, что линия поглощения A/&I АА5896/90, характерная для звёзд поздних спектральных классов, наиболее сильна именно в ядре этой галактики, которое имеет красноватый цвет. Оба эти обстоятельства указывают на преобладание в нём излучения звёзд поздних спектральных классов.
Диаграммы ( U-B, В - У ) построены нами для всех галактик. На рис. 19 приведены диаграммы для ряда галактик, остальные диаграммы существенно не отличаются от приведенных на рис. 19. На этом рисунке каждая точка соответствует одной измеренной площадке, крестиками обозначены положения ядер, а сплошные линии соответствуют уточненным линиям абсолютно черного тела и главной последовательности звезд, которые взяты из монографии Страйжиса (1980).
Как видно из рис. 19, для всех галактик характерна большая дисперсия точек на диаграмме, указывающая на изменение в широком интервале относительного числа звезд различных спектральных классов. Более наглядно видны на диаграммах голубые ядра галактик, которые расположены обычно недалеко от линии главной последовательности. Ядра галактик К 346, 347, 348 находятся близко к линии абсолютно чёрного тела, а ядра галактики К 300 находится даже выше этой линии.
Большинство точек расположено недалеко от линии главной последовательности в основном в области звёзд спектральных классов G и К. В то же время рассмотрение карт распределения поверхностной яркости и показателей цвета показывает, что точки, расположенные около (или несколько выше) линии главной последовательности в области ранних спектральных классов, соответствуют,как правило, площадкам, измеренным или в околоядерных областях,или на периферии галактик. Хотя число периферийных площадок и относительно велико, однако из-за слабой яркости они не могут существенно повлиять на интегральные характеристики галактик, определяемые, в первую очередь, вкладом площадок в основном теле галактик. Ядра и околоядерные площадки, хотя и являются наиболее яркими областями в галактиках, в большинстве случаев уступают вкладу основного тела, чем и объясняется интегральный жёлтый цвет галактик с голубыми ядрами К 18, 29, 27, 28, 347, 348.
На рис. 19 б видно, что площадки, измеренные в галактике К 19 равномерно распределены почти по всей диаграмме, причем, как оказывается, цвет площадки практически не зависит от её места в галактике, В целом среди наиболее ярких площадок в этой галактике преобладают голубые, чем и обусловлен интегральный голубой цвет.
Примерно такой же голубой цвет имеет галактика К 34-6, который в данном случае обясняется значительно большим, чем в других галактиках, числом ярких голубых площадок, а также наличием ряда ярких компактных сгущений, имеющих голубовато-нейтральный цвет, о которых более подробно будет сказано в следующем параграфе.
Необычно голубой интегральный цвет галактики К 300 практически целиком обусловлен её ярким звездообразным ядром. К тому же окружающая его область также имеет голубой цвет.
В заключение отметим, что в галактике К 31 имеется небольшое число относительно ярких площадок, которые на диаграмме ( U - В, В - У ) расположены в области звезд ранних спектральных классов, а подавляющее большинство располагаются, как и предыдущие, недалеко от линии главной последовательности, но на другом её конце - в области звёзд поздних спектральных классов.
Результаты детальной фотометрии новых галактик с УФ избытком
Детальное фотометрическое исследование ряда галактик с УФ избытком позволило оценить интегральные фотометрические характеристики как галактик в целом, так и их ядер, что является весьма важным для изучения этих объектов. Рассмотрение распределения цвета и яркости, а также положения различных областей галактик на диаграмме ( U -В, В-У) даёт также возможность обсудить природу УФ избытка и области его возникновения в галактиках.
Основные результаты детальной фотометрии галактик содержатся в табл. 12 и на рис. 18-20, где приведены распределения поверхностной яркости и показателей цвета и диаграммы ( U -В, В-У ). Для более наглядного представления данных табл. 12 нами построена сводная диаграмма ( U-B, В-У ), приведённая на рис. 22, на которой крестиками обозначены положения ядер, а точки соответствуют интегральным показателям цвета. На рис. 22 показано также положение сейфертовского компонента двойной галактики К 163, а также всей галактики в целом, данные о которой содержатся в 5 гл.III.
Ранее указывалось, что подавляющее большинство галактик обладает голубыми ядрами. Это свойство является, таким образом, одним из наиболее характерных для галактик с УФ избытком. Однако полученные результаты показывают также, что цвет ядра отнюдь не всегда является доминирующим в галактике. Рассмотрение интегральных характеристик галактик К 18, 23, 27, 28, 34-7, 348 показывает, что обладая довольно голубыми ядрами, они тем не менее имеют интегральный жёлтый цвет. Таким образом, в этих случаях голубые ядра "тонут" в общем жёлтом фоне галактики. Решающий вклад в яркость этих галактик имеют площадки, расположенные во внеядерных областях, где доминируют звёзды спектральных классов 6 и К, которые и обуславливают интегральные характеристики этих галактик.
Вместе с тем следует заметить, что все вышеотмеченные галактики имеют согласно спискам Казаряна умеренный или слабый УФ избыток, который оценён баллами 2 и 3 (табл. 4- ). Среди них нет ни одной, оценённой баллом I, т.е. имеющей сильный УФ избыток.
Как и следовало ожидать, голубой интегральный цвет присущ именно галактикам, оценённым баллом I. Этими галактиками являются К 300, 346 и сейфертовская галактика К 163. Галактика К 19 также имеет U-B = -0,02, хотя и оценена баллом 2. Среди этих четырёх галактик своей голубизной особенно выделяются К 300 и К 163, имеющие интегральные показатели цвета 1)-В=-0,46 и -0,31 соответственно (для галактики К 163 интегральнальная величина взята в пределах 15x21"). Из данных табл. 12 и 14 нетрудно видеть, что интегральные характеристики этих двух галактик в значительной степени обусловлены их ядрами и, отчасти, непосредственно околоядерными областями. Отметим также, что наблюдающаяся как в этих, так и в большинстве других галактик тенденция к посинению в периферийных областях не может существенно повлиять на интегральные характеристики. Хотя число периферийных площадок и относительно велико, их вклад в суммарную яркость галактик незначителен.
Несмотря на голубой цвет, ядро галактики К 18 не играет столь важной роли при формировании интегральных характеристик: как было отмечено в гл. III, основной вклад в яркость этой галактики имеют "голубые" площадки, распространённые на всем протяжении галактики. Таким образом, в данном случав УФ избыток и небольшие значения показателей цвета обусловлены, в основном, вне-ядерными областями галактики.
Примерно такая же картина наблюдается и в галактике К 346 с той разницей, что ядро К 346 имеет более голубой цвет. Определённый вклад имеют и многочисленные яркие голубые сгущения, которые расположены в спиральных рукавах этой галактики.
По интегральным фотометрическим данным галактики К 29 и К ЗІ в целом близки к нормальным галактикам соответствующих морфологических типов, средние показатели цвета которых определены по многим галактикам Вокулёром (1972), Вокулёром и др. (1978), Мар-каряном и др., (1965, 1966).
В этих же работах показано, что подавляющее большинство галактик всех морфологических типов, исключая иррегулярные галактики, краснеют к центру и обладают довольно красными ядрами. Хотя в большинстве случаев исследованные нами галактики имеют примерно одинаковый с нормальными галактиками интегральный жёлтый цвет, тем не менее они резко отличаются от последних по характеру распределения цвета: галактики с УФ избытком синеют при приближении к центру и обладают голубыми ядрами. Эта особенность галактик с УФ избытком отмечена и в весьма обстоятельной работе Хахра (1977). На основании анализа полученного им, а также рядом других авторов, богатого электрофотометрического наблюдательного материала относительно галактик Маркаряна автор приходит к выводу о том, что посинение при приближении к ядрам является наиболее характерной фотометрической особенностью галактик Маркаряна несейфертовского типа.
Таким образом, следует констатировать, что изучеяжые нами галактики в целом по фотометрическим данным схожи с галактиками Маркаряна несейфертовского типа. Что касается сеифертовского компонента двойной галактики К 163, то его интегральные характеристики в пределах области диаметром 9" вокруг ядра (ядро I + коль-цо I ) в целом близки ( U -В а -0,50, В-У = 0,46 ) к значениям, полученным Видманом (1973) для ряда галактик у I. Цветовые данные второй компоненты (ядро II + колько II ) U -В =0,19, В-У= 0,70 в целом близки к значениям, определённым для нормальных галактик
