English
Галактики низкой яркости
К.ф.-м.н. Абрамова О.В. под редакцией д.ф.-м.н. Засова А.В.
- Введение
- Характеристики галактик низкой яркости
- Показатели цвета
- Содержание газа и отношение “MHI/LB-светимость” в галактиках низкой поверхностной яркости
- Кривые вращения
- Дисперсии скоростей
- Начальная функция масс звёзд
- Металличность и пыль
- Темп и характер звёздообразования
- Протяжённые ультрафиолетовые диски (XUV)
- Заключение
- Список литературы
Введение
У большинства авторов галактиками низкой яркости (low surface brightness galaxies
или LSB-галактиками) называются галактики, центральная поверхностная face-on
яркость которых в полосе B слабее 23
, но в определениях встречаются и другие
значения центральной поверхностной яркости, например, О'Нейл [1], Жонг и др. [2]
определяют LSB как галактики, для которых центральная поверхностная яркость в полосе В слабее 22.
Эти объекты гораздо сложнее для изучения и идентификации, чем нормальные галактики (high surface brightness galaxies или HSB-галактики). Большая часть галактик низкой яркости — карликовые галактики (голубые или красные), однако наблюдаются и гигантские LSBGs. О возможности существования гигантских галактик низкой яркости впервые заявил Цвикки (Zwicky) в 1957 году, позднее этот вопрос был исследован Арпом (Arp) в 1965-ом и Диснеем (Disney) в 1976-ом гг., а первый дисковый объект такого типа — гигантская галактика низкой яркости Malin 1 — был открыт в 1987 году [4]. Этот объект является уникальным и выделяется по своим свойствам даже на фоне остальных гигантских галактик низкой яркости, о нём ещё пойдёт речь ниже. До Malin 1 были известны карликовые эллипсоидальные галактики низкой яркости, открытые в 30–х годах ХХ столетия, такие как галактики местной группы Fornex A и Дракон.
Рис. 1: Оптические изображения трёх LSB-галактик (расположены в порядке возрастания массы
HI) [3]
Вклад LSB-галактик в население локальной группы галактик долгое время
недооценивался по причине их низкой яркости и, как следствие, трудностей с их
обнаружением. Однако последние данные наблюдений позволяют предположить, что
LSBGs могут составлять до половины населения Локальной группы галактик. Большой объем статистических данных получен по результатам обзора SDSS [2]: в статье собрана статистика для более чем 12 000 face-on галактик низкой яркости с μ0B от 22 до 24,5(среднее значение — 22,5). Для галактик выборки получены величины радиальных шкал диска (2 кпк < h < 19 кпк) и интегральные абсолютные звёздные величины
(-23m < MB < -18m со средним значением -20,06m), подтверждены найденные в более ранних работах корреляции между log h и MB, log h и log D, log D и log MB, в
то время как связи между μ0B и log h, MB, показателями цвета и т.д. не обнаружено.
Авторы отмечают, что более яркие LSB-галактики выборки, как правило, более красные [2].
Рис. 2: Пространственное распределение галактик как функция центральной поверхностной
яркости. LSB-галактики расположены в левой части диаграммы. Видно, что наблюдаемая
пространственная плотность на несколько порядков выше предсказанной законом Фримана [5].
Светимости галактик низкой яркости попадают в диапазон светимостей нормальных галактик, однако при фиксированной светимости LSB-диски имеют более низкую поверхностную яркость и большую шкалу, чем HSB-диски. Существуют галактики низкой яркости разных морфологических типов, и у большинства из них нет балджей. Предполагается, что заметную роль в эволюции этих галактик играет очень протяжённое тёмное гало низкой плотности, а сами они являются объектами, в которых тёмная материя доминирует на всех расстояниях от центра и наблюдается систематическое увеличение отношения масса/светимость при уменьшении центральной поверхностной яркости.
Большинство LSB–галактик всех светимостей удовлетворяют условию экспоненциального уменьшения яркости диска с R (см., например, [2, 5, 7, 8] и рис. 3). Массивные LSBGs имеют яркий центральный балдж и диффузный диск, который обычно содержит различимые спиральные ветви. Этим они отличаются от многих менее массивных LSBGs, у которых нет заметного ядерного балджа и для которых часто невозможно выявить спиральную структуру. Наличие отчётливого центрального балджа в LSBGs может являться как эффектом селекции (все массивные LSBGs сначала были обнаружены в оптике), так и следствием большого гравитационного потенциала в центре массивной системы.
Рис. 3: Радиальные профили светимости и показателей цвета галактик низкой яркости на примере
LSB-галактики ESO 546-G09 [7].
Галактики низкой яркости имеют в среднем более высокие значения радиальных шкал диска, чем HSBGs сходной светимости (см., например, [2]), а также более быстрое вращение для данной светимости. Радиальные шкалы голубых LSBGs лежат между шкалами нормальных LSBGs дисков и богатых газом карликовых галактик.
Рис. 4: Радиальные шкалы спиральных галактик разных типов [7] (a) и галактик низкой яркости из
SDSS [2] (b) как функция абсолютной звёздной величины в полосе B.
Очень мало LSB–галактик обнаруживают высокую активность ядер, но у порядка 50% дисковых LSB–галактик с большой радиальной шкалой (в том числе у Malin 1) ядра показывают некоторую активность и имеется нормальный балдж со светимостью MB от -18 до -20 [5], в то время как звёздный диск очень слабый (низкая яркость) и протяжённый. В нескольких гигантских LSB–галактиках были найдены AGN. Исследование 21-ой спиральной галактики нормальной и низкой поверхностной яркости, видимых с ребра, показало, что по крайней мере в том, что касается структуры, галактики низкой яркости не являются чем-то исключительным: размеры балджей и дисков, радиальные масштабы и т.д. у них одного порядка и следуют одним и тем же соотношениям [9]. Балджи галактик низкой яркости имеют меньшую металличность звёзд по сравнению с балджами в нормальных спиралях, что подтверждает результат, основанный на анализе эмиссионных линий: области звёздообразования в LSBGs также менее металличные, чем области звёздообразования в HSBGs. Балджи в LSBGs обычно несколько меньше, чем в нормальных галактиках. При этом маленькие балджи бедны металлами по сравнению с балджами больших размеров. Это находится в согласии с моделью секулярной эволюции, в которой балдж формируется независимо от диска, при этом в маленьких балджах идут более слабые процессы звёздообразования и более медленная аккреция, приводящая к более бедному металлами звёздному населению [9].
Рис. 5: SDSS — изображения трёх гигантских галактик низкой яркости Malin 1, UGC 6614, UGC 9024 и галактики промежуточного типа UGC 6879 [31].
Рис. 6: Изображения трёх галактик низкой яркости в линии Hα [6].
Гигантские галактики низкой яркости на больших масштабах следуют, как и нормальные галактики, крупномасштабной структуре, и не заполняют пустоты, обнаруженные ранее в крупномасштабной структуре Вселенной. Однако они имеют тенденцию группироваться к внешнему краю ячеек в крупномасштабном распределении галактик. Исследования ближайшего окружения на малых масштабах (< 2 — 5 Мпк) показали, что галактики низкой яркости более изолированы, чем нормальные галактики [6].
Характеристики галактик низкой яркости
Показатели цветаСредние показатели цвета галактик низкой яркости составляют: (U — B) = -0.17±0.05, (B-V) = 0.49±0.04, (V-I) = 0.89±0.04, при этом корреляции между центральной поверхностной яркостью галактики &mu0 и интегральным показателем цвета (B-V) нет [2, 5]. Наиболее голубая из известных галактик низкой поверхностной яркости — это UGC 12695, её (U-I) = -0.2, но встречаются и довольно красные системы, у которых (B-V) > 1.0. Экстремально красные показатели цвета не наблюдаются, но пока предполагается, что их отсутствие есть результат недостаточной статистики [1].
Основную часть наблюдаемых LSB-галактик условно можно разделить на голубые и красные. Голубые цвета “голубых” галактик может объяснить комбинация наблюдаемой низкой металличности и низкого содержания пыли в таких галактиках. В то же время комбинация низкой металличности, более сильного поглощения пылью и возрастных эффектов позволяет объяснить тренд в сторону более красных цветов и больших радиальных масштабов для остальных галактик низкой яркости.
Корреляция между показателем цвета (B-V) и радиальной шкалой яркости обнаружена для всех галактик низкой поверхностной яркости, которые наблюдали Бергвалл и др. [7]. Большая часть из 26 галактик выборки (голубые, красные и гигантские галактики низкой яркости) имеет заметный радиальный градиент показателей цвета (оптика — ближний ИК). Для большинства из них (но не для всех) этот градиент цвета вызван наличием радиального градиента среднего возраста звёзд (звёзды во внешних областях галактики в среднем более молоды, чем звёзды, расположенные во внутренних областях этой галактики). Аналогичная связь между радиальными градиентами показателей цвета и возраста звёзд наблюдалась ранее и у нормальных спиральных галактик [8]. Заметим, что для SDSS–выборки из 12 282 LSB-галактик Жонг и др. не обнаружили сильной корреляции между показателем цвета (B-V) и радиальной шкалой диска h [2].
Рис. 7: Сравнение данных наблюдений LSB-галактик (треугольники), карликовых LSB-галактик (треугольники с крестом), HSB-галактик (точки) и карликовых галактик (крестики) [28].
Звёздное население LSBGs представляет собой смесь молодых и старых звёзд с металличностями от 0.0004 до 0.05 и экспоненциальной временной шкалой (exponential infall time-scale) от 0 до 16 гигалет. Широкий диапазон показателей цвета LSB-галактик выборки (от очень голубых до очень красных) свидетельствует о том, что в настоящую эпоху LSB-галактики находятся на самых разных стадиях эволюции.
Рис. 8: Диаграмма (U-B)–(B-V) для 12 282 галактик низкой яркости. Сплошные синие и пунктирные красные линии показывают "очень голубые" и "очень красные" галактики [2].
Вопрос о содержании газа в галактиках низкой яркости и о форме, в которой он там находится, является одним из наиболее интересных, т.к. непосредственно связан с вопросом звёздообразования в галактиках и их эволюции. Количество нейтрального водорода в LSB-галактиках сопоставимо с его содержанием в нормальных галактиках, однако его поверхностная плотность меньше средней плотности атомарного водорода в HSBGs и ниже пороговой плотности, необходимой для образования молекулярных облаков и, следовательно, звёздообразования и образования металлов [5]. Так же как и в менее массивных LSBGs, распределение атомарного водорода в массивных галактиках низкой яркости обычно следует распределению яркости, определённой по звёздам, хотя пики в распределении атомарного водорода не всегда лежат на максимумах в распределении звёзд [6].
Рис. 9: Полная масса атомарного водорода как функция расстояния до галактики для массивных LSB-галактик [6].
В галактиках низкой яркости не более 25% массы газа находится в форме H2, а может быть молекулярного водорода в них на один — два порядка меньше, чем атомарного, но в любом случае молекулярного водорода в галактиках низкой яркости заметно меньше, чем в нормальных галактиках (см. ссылки ниже). В настоящее время астрофизики склоняются к тому, что столь малое наблюдаемое количество молекулярного газа в галактиках низкой яркости нельзя объяснить неопределённостью или неточностью принимаемого конверсионного фактора, с помощью которого по наблюдениям СО оценивают содержание молекулярного газа в галактиках [11]. Низкое содержание молекулярного водорода в принципе может объяснить весьма слабое звёздообразование, которое наблюдается в LSBGs. Некоторое исключение представляют собой наиболее гигантские галактики низкой яркости, т.к. они могут содержать значительное количество молекулярного водорода в дисках и ядрах [10].
Изначально считалось, что молекулярный газ концентрируется лишь в балджах и ядрах галактик низкой яркости. Однако наблюдения Malin 2 и UGC 6614 показали, что в них молекулярный газ содержится именно в диске. Это важный результат, поскольку он показывает, что в галактиках низкой яркости молекулярный газ может существовать в дисках также, как и в ядерных областях [10]. Кроме того, хотя фактор конверсии для галактик низкой яркости из-за их низкой металличности плохо известен, тем не менее из имеющихся наблюдений CO можно сделать вывод о наличии умеренного количества молекулярного водорода в ядерных областях спиральных LSB-галактик позднего типа, не имеющих балджей. Таким образом, балдж не является необходимым условием для существования молекулярного газа в ядрах галактик низкой яркости [12].
Рис. 10: Светимость в далёком ИК как функция массы молекулярного водорода в ядрах
спиральных галактик. Незакрашенные треугольники, ромбики и квадратик — LSB-галактики [12].
Во многих галактиках низкой яркости вообще нет следов молекулярного водорода, но может так оказаться, что определённые физические условия, в которых находится молекулярных газ, просто не позволяют нам его обнаружить. Причиной этого могут быть низкая металличность (и, как следствие, переоценка конверсионного фактора), низкое содержание пыли и низкая поверхностная плотность газа. По причине наблюдаемого звёздообразования при низком содержании молекулярного газа были предложены модели, согласно которым в галактиках низкой яркости звёзды формируются из атомарного газа, а не из молекулярного [12].
В LSB-галактиках очень слабые темпы звёздообразования, а в некоторых из них никаких проявлений звёздообразования не удаётся обнаружить вообще. Считается, что это следствие низкой плотности атомарного водорода, однако точность определения таких важных параметров межзвёздной среды, как вертикальная шкала распределения газа, его объёмная плотность и турбулентная скорость, не достаточна для того, чтобы это можно было утверждать однозначно. Кроме того известно, что звёздообразование идёт и в тех спиральных галактиках низкой яркости, поверхностная плотность атомарного водорода в которых ниже критической для крупномасштабной гравитационной неустойчивости [12]. Из всего этого можно сделать вывод, что для построения исчерпывающей картины звёздообразования в LSB-спиралях требуется больше информации о многофазной межзвёздной среде.
Рис. 11: Отношение масс H2/HI как функция абсолютной звёздной величины в полосе B. Красные и зелёные символы — галактики низкой яркости, чёрные крестики — HSB, голубые символы — спиральные галактики поздних типов [14].
Отношение массы атомарного водорода к интегральной светимости в полосе B лежит для галактик низкой яркости в достаточно широких пределах, оно растёт с уменьшением поверхностной яркости, и эта тенденция не зависит от массы галактики. Отношение MHI/LB меняется от низких значений порядка (MHI/LB)min=0.1 Msun/Lsun до самого большого из известных в настоящее время — (MHI/LB)max=46 Msun/Lsun, которое наблюдается у объекта [OBC97] N9-2. В среднем отношение MHI/LB у больших галактик низкой яркости в два и более раз выше, чем у нормальных галактик и с покраснением цвета оно увеличивается [1].
Спектр масс галактик низкой яркости такой же широкий, как у нормальных галактик, а отношение масса/светимость и глобальное, и локальное выше, чем у нормальных галактик, при этом тёмная масса, по-видимому, преобладает на всех расстояниях от центра [5]. Очень большие отношения масса/светимость, наблюдаемые у галактик низкой яркости, свидетельствуют о преобладании над диском массивного тёмного гало, которое затрудняет формирование в дисках таких образований, как бар или спирали, что в свою очередь приводит к сверхнизким темпам звёздообразования в этих галактиках [10]. Для ярких массивных спиральных галактик установлена связь между далёким ИК-излучением и массой H2, которая является следствием нагрева частичек пыли в гигантских молекулярных облаках излучением молодых звёзд. В некоторых LSB-спиралях эта связь нарушается. Это может быть обусловлено несколькими причинами: возможно, IMF смещена в сторону звёзд малых масс или фактор конверсии отличается от общепринятого, или же молекулярный газ находится не в форме облаков, проявляющих себя по СО, а в диффузной среде, тем не менее, большинство наблюдаемых LSB-галактик следуют зависимости H2–FIR, найденной для нормальных галактик [12], т.е. в галактиках низкой яркости, как и в HSB галактиках, CO скорее всего связан с молекулярными облаками и, следовательно, со звёздообразованием. В пользу существования в галактиках низкой яркости молекулярных облаков может также свидетельствовать и то обстоятельство, что в некоторых из них присутствуют оптически толстые тёмные образования, связанные с концентрацией пыли [13]. Кроме того, в галактиках низкой яркости наблюдается следующая зависимость: чем меньше максимальная скорость вращения в галактике, тем меньшее количество молекулярного газа сосредоточено во внутренних областях галактики [12].
Гигантские LSB-спирали, в которых обычно наблюдается молекулярный газ, предположительно являются системами с преобладающим плотным высокометалличным балджем. Высокие скорости вращения, большие динамические массы, кривые вращения, отличающиеся от твердотельных — эти факторы могут влиять на структуру межзвёздной среды и, как следствие, на эффективность звёздообразования: через динамические эффекты, толщину газового диска, интенсивность UV–излучения и величину давления в межзвездной среде [13]. Однако взаимодействие между этими факторами ещё плохо осмыслено и дискуссия о формировании и существовании в галактиках низкой яркости молекулярных облаков, а также о том, в какой форме находится в них и как распределён молекулярный газ, открыта до сих пор.
У тех LSB галактик, в которых наблюдается CO, светимость заметно выше среднего, также в них часто обнаруживается повышенная активность ядра [14]. По-видимому, большая масса галактики и наличие активного ядра повышают вероятность того, что в галактике низкой яркости может быть обнаружено заметное количество CO. Однако не во всех галактиках, в которых наблюдается повышенная активность ядра и светимость выше среднего значения, обнаруживается CO [14]. Число массивных галактик низкой яркости, в которых измерено излучение CO, мало, — всего порядка 10 на настоящий момент. Однако по сравнению с менее массивными LSBGs, это достаточно много.
Кривые вращенияДо последнего времени считалось, что подъём кривых вращения в LSB-галактиках более медленный, чем у аналогичных по массе HSB галактик, что может быть связано с преобладанием холодной тёмной материи. Однако самые последние наблюдения с хорошим угловым разрешением (в частности, известной гигантской галактики низкой яркости Malin 1) показали, что на полученную форму кривой вращения заметно влияет плохое угловое разрешение, и что кривые вращения карликовых и LSB галактик на самом деле могут подниматься круче. Кроме того, к более пологому подъёму кривых вращения может привести комбинация некоторых других систематических эффектов, связанных с обработкой и интерпретацией наблюдений [1, 15].
Рис. 12: Кривые вращения трёх LSB-галактик [17]
Модели распределения массы, построенные по кривым вращения, показывают, что галактики низкой яркости обладают менее плотным и более протяжённым тёмным гало, чем нормальные галактики, однако их динамические массы сравнимы с динамическими массами нормальных галактик [5]. Для большинства галактик низкой яркости тёмные гало лучше всего описываются псевдо-изотермическими сферами с ядрами постоянной плотности (см., например, работы [16, 17], в которых сравниваются между собой различные модели гало — псевдо-изотермические, NFW, ISO).
Рис. 13: На примере LSB-галактики F568-6 показано радиальное распределение поверхностной плотности HI и критической (a) и построение моделей гало (сплошные линии): (b) — изотермического, (c) — NFW [16]
Для некоторых галактик низкой поверхностной яркости дисперсии скоростей газа измерены непосредственно. Так, например, для карликовой LSB-галактики Holmberg II было получено σgas = 6 — 7 км/сек [18], для внешнего диска LSB-галактики NGC 2915 - σgas = 8 — 9 км/сек [19], а в работе [17] приведены дисперсии скоростей газа для 11 галактик низкой поверхностной яркости, которые лежат в интервале от 6 до 10 км/сек. Как видно, все эти значения хорошо согласуются с типичными дисперсиями скоростей газа в нормальных галактиках, — несмотря на низкие темпы звёздообразования. В гигантских галактиках низкой яркости, по предположению Пикеринга и др. [16], дисперсии скоростей газа (из-за большого влияния тёмного гало на кинематику дисков этих галактик) в среднем должны быть выше, чем в нормальных и карликовых галактиках. Рассматривая четыре гигантские LSB-галактики (Malin 1, F568-6, UGC 6614 и NGC 7589), авторы [16] заключают, что из-за того, что вертикальные шкалы атомарного водорода в них выше, чем в нормальных галактиках, и дисперсии скоростей газа также выше, чем в HSB-галактиках.
Звёздная кинематика в галактиках низкой поверхностной яркости оказывается
более регулярной и симметричной, чем кинематика ионизованного газа, который часто
обнаруживает наличие некруговых и хаотичных движений, а также движений вне
плоскости диска [21]. Исследуя кинематику ионизованного газа и звёзд в 6 LSB-галактиках с балджами, авторы [21] пришли к заключению, что крупномасштабная
асимметрия и мелкомасштабные неоднородности сильнее влияют на кинематику
ионизованного газа, чем звёзд, и, как следствие, звёзды должны отражать
распределение масс в галактиках низкой яркости лучше, чем ионизованный газ.
На краях дисков рассматриваемых галактик дисперсии скоростей звёзд составили
50 км/сек, а в центрах дисков они достигают 200 км/сек. Дисперсии скоростей газа
меньше в несколько раз.
Диски LSB-галактик могут оказаться значительно массивнее, чем предполагается стандартными моделями звёздного населения, но вклад барионного вещества в массу диска и его динамику не ясен.
Многие авторы (как, например, МакГауф [22]) предполагают (несмотря на низкую поверхностную яркость дисков) наличие в галактиках низкой яркости массивных звёзд с M > Msun, также они не видят никакой аномалии начальной функции масс (IMF) звёзд и считают, что связи IMF с поверхностной яркостью нет. В других работах (например, [23]) утверждается, что комбинация относительно низкой металличности ([Fe/H] = -1,5 ~ -1,0) и относительно недавнее (~ 1 — 3 Gyr) звёздообразование в состоянии объяснить наблюдаемые голубые цвета галактик низкой яркости ((B — R)0 < 1.0), а крутая IMF с alpha = 3.85; Mmin = 0.1Msun, Mmax = 60Msun обеспечивает наблюдаемую низкую поверхностную яркость [23].
Исследование трёх близких LSB dE галактик показало недостаток красных гигантов в них (< 13 на 10 пк^2, в то время как для HSB-галактик типичным является значение 100 на 10 пк^2) [1]. Если учесть низкую плотность газа и отсутствие достаточного числа гигантов и построить toy model, в которой не могут образовываться звёзды с массами, превышающими 2Msun, то достаточно просто получить наблюдаемые голубые показатели цвета (B-V) < 0.2, очень низкие металличности (Z < 0.01Zsun), низкое содержание газа и т.д., а также "сформировать" и красные, и голубые системы, которые не подчиняются соотношению Тулли–Фишера (заметная часть населения LSB-галактик не подчиняется зависимости Тулли–Фишера, тесной корреляции между скоростью вращения и абсолютной звёздной величиной не найдено). К тому же значительное увеличение звёзд малой массы способно увеличить отношение масса/светимость и существенно уменьшить количество тёмной материи, необходимое для LSB-галактик [1]. В случае такого сценария, обнаруженные очень красные LSB-галактики могут быть "выцветшими" HSB галактиками.
В пользу того, что начальная функция масс в галактиках низкой яркости отличается от IMF в нормальных галактиках может свидетельствовать тот факт, что в LSB-галактиках число сверхновых в пересчёте на одну звезду ниже того, которое ожидается при Салпитеровской IMF, при этом карликовые галактики имеют меньшее число сверхновых в пересчёте на одну звезду по сравнению с массивными галактиками [24]. Вполне вероятно, что IMF меняется вместе с историей звёздообразования в LSB-галактиках, и в настоящее время в условиях слабого звездообразования "обеднена" массивными звездами.
Металличность и пыльМеталличности газа в LSB-галактиках покрывают большой интервал и могут различаться более, чем на порядок в единицах [O/H]. Содержание таких тяжёлых элементов, как кислород, азот, неон и сера в галактиках низкой яркости может быть на порядок ниже, чем в HSB дисках той же массы, а в среднем содержание тяжёлых элементов в LSB-галактиках составляет 1/3 солнечного [5, 22, 25]. У большинства галактик низкой яркости металличности [O/H] ~ -3.6, что делает невозможным точное определение столь малых величин [26].
Рис. 15: Положение дисков LSB-галактик на плоскости O/H–MB. Сплошная прямая — зависимость, полученная для карликовых неправильных галактик, видно, что галактики низкой
яркости ей плохо следуют [22].
Самые большие LSB (например, Malin 2 и UGC 6614) могут иметь почти солнечную металличность или металличность, превышающую солнечную, но такие объекты редки, хотя в последнее время всё чаще обнаруживаются галактики низкой яркости, металличность которых достаточно высока (от 1/2 до 2Zsun) (см, например, [26, 27]) и эти данные противоречат утверждению, что низкая металличность — необходимое условие для галактик низкой яркости. В целом же LSB-галактики сильно отклоняются от отношения масса/металличность, определённого для нормальных галактик [5]. Низкие металличности газа LSB-галактиках могут свидетельствовать о том, что эволюция этих объектов идёт достаточно медленно.
Рис. 16: Зависимость масса–металличность для LSB-галактик (кружочки). Звёздочки — неправильные галактики, квадратики и линии — 53 000 SDSS галактики со звёздообразованием [25].
Связи между металличностью и радиальной шкалой диска не наблюдается. Некоторые авторы обнаруживают корреляцию между металличностью газа и светимостью, некоторые — нет (см., например, [22, 28]). При этом влияние окружения существенно: более изолированные галактики, какими являются LSB, в среднем менее металличные при данной поверхностной яркости [22].
Как показали наблюдения на Spitzer трёх гигантских галактик низкой яркости (Malin 1, UGC 6614 и UGC 9024), несмотря на низкую металличность, LSB-галактики могут содержать большое количество пыли [31]. Предположительно пыль во внешних областях LSBGs может нагреваться UV-фотонами из областей HII. В массивных LSBGs пыль может быть исследована по прямым измерениям ИК–излучения горячей и холодной пыли, при этом интенсивность её излучения зависит от присутствия в галактике ярких областей звёздообразования, но наблюдательного материала для общих пока выводов недостаточно [29, 30]. О недостатке молекулярного газа и пыли (помимо низкой металличности) могут свидетельствовать такие наблюдательные факты, как большая схожесть оптической и ИК морфологии галактик низкой яркости, прозрачность звёздных дисков и слабое излучение молекулярных линий [7, 8, 31].
Рис. 17: Изображения гигантской LSB-галактики UGC 6614, полученные на Spitzer’e [31].
Типичный диск галактики низкой яркости содержит всего несколько (или даже ни одной, как в гигантской LSB-галактике UGC 9024) областей HII [22, 25, 28], которые являются индикаторами звёздообразования, а средние SFR по крайней мере на порядок меньше, чем в HSB спиралях той же массы. К тому же, как уже отмечалось выше, в LSB-галактиках может не наблюдаться излучения молекулярного газа, но тем не менее, происходит формирование звёзд. Исследовав 250 галактик (всех типов, от неправильных HSB до LSB), Буркхолдер и др. [26] установили, что интегральные значения SFR в галактиках низкой поверхностной яркости не превышают 3Msun/год, а для большинства из них существенно меньше 1Msun/год. Также Буркхолдер и др. [26] не обнаружили корреляции между SFR и такими величинами, как (B-V), центральная яркость диска в полосе B μ0B, бальмеровский декремент, размер и металличность; кроме того, они пришли к заключению, что темпы звёздообразования напрямую не связаны с эволюционным состоянием галактики в целом.
Хотя в литературе и высказывается мнение о "вспышечном" характере звёздообразования в галактиках низкой яркости, пока нет наблюдательных данных о вспышках звёздообразования, которые бы произошли в недавнем прошлом [33], но имеются данные, указывающие на то, что темпы звёздообразования за время жизни галактик низкой яркости не были постоянными [34].
Рис. 18: Истроия звёздообразования в LSB-галактике UGC 5889 [33].
На примере 24 галактик низкой поверхностной яркости ван ден Хоек и др. [28] показали, что наблюдаемый цвет многих из них хорошо объясняется, если рассмотреть модель экспоненциально затухающего глобального SFR и принять, что в настоящее время звёздообразование заканчивается, а отношение массы газа к суммарной массе звёзд+газа составляет ~0.5. Лишь для некоторых галактик выборки потребовалось дополнить экспоненциально затухающую модель звёздообразования стохастическими вспышками SFR небольшой амплитуды. Авторы считают вероятным, что LSB-галактики испытывают продолжительное звёздообразование (м.б. с частыми вспышками малой амплитуды) на протяжении по крайней мере нескольких последних Гигалет [28]. В принципе, никаких особенностей в эволюции LSB-галактик может и не быть, оно может проходить также, как и в нормальных галактиках, только гораздо медленнее.
Такие данные наблюдений, как низкая металличность, слабо выраженная спиральная структура дисков, слабые текущие темпы звёздообразования, большое количество атомарного водорода, поверхностная плотность которого, однако, ниже критической, и трудно определяемое количество СО, хорошо согласуются со сценарием, в котором LSB-галактики являются слабо проэволюционировавшими системами с низкой поверхностной яркостью, низкой металличностью, с приблизительно постоянной или даже увеличивающейся со временем скоростью звёздообразования. Но в этот сценарий не вписываются гигантские, а также красные LSB-галактики (старые или богатые металлами) [8, 10, 11, 25].
До сих пор мы мало знаем о звёздообразовании в условиях низкой плотности и низкой металличности, которая характерна для LSB-галактик. О’Нейл и др. [35] использовали отличную от Салпитеровской IMF для построения модели вспышек звёздообразования в LSB галактиках. Авторами было отмечено, что низкие плотности газа создают определённые трудности в формировании массивных звёзд при вспышках звёздообразования. Поверхностная плотность газа, которая оказывается ниже критического значения, необходимого для звёздообразования путём развития крупномасштабных гравитационных неустойчивостей газа, свидетельствует о том, что в целом условия для формирования звёзд в LSBGs хуже, чем в нормальных галактиках, а к образованию звёзд могут приводить локальные не-гравитационные нестабильности. Низкая плотность увеличивает динамическое время сжатия газа и затрудняет формирование и сохранение гигантских молекулярных облаков, как и низкая металличность, которая снижает эффективность охлаждения межзвёздного газа и возможность образования областей, в которых могут формироваться молекулы H2 [11, 13]. Исследование 6 LSB-галактик подтверждает предположение о том, что существует некоторое постоянное значение поверхностной плотности атомарного водорода, ниже которой звёздообразование сильно затруднено. Эта критическая плотность для рассматриваемых галактик лежит в пределах 2.1 — 10.1 Msun/пк2 [36].
Рис. 19: Интегральные темпы звёздообразования в LSB-галактиках, определённые по NUV (GALEX), как функция массы HI (чёрные квадратики). Для сравнения приведены скорости SFR по NUV для нормальных галактик (зелёные треугольники) и скорости звёздообразования для LSB-галактик,
определённые другими методами [40].
Моделируя историю звёздообразования в галактиках низкой яркости, рассматривая различные "сценарии" звёздообразования, О’Нейл и др. [35] пришли к интересному заключению о том, что центральную поверхностную яркость очень трудно "поколебать", т.е. если галактика по причине низкой плотности, окружения и т.д. формируется как галактика низкой поверхностной яркости, то она останется LSB даже при таких катастрофических процессах, как вспышки SF при взаимодействии галактик.
Рис. 20: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа
(между LSB и HSB) как функция отношения массы атомарного водорода к светимости в B-полосе (синие кружочки) и R-полосе (красные кружочки) [34].
Рис. 21: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа
(между LSB и HSB) как функция интегрального показателя цвета (B-R) [34].
Рис. 22: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа
(между LSB и HSB) как функция абсолютной звёздной величины в полосе B [34].
Сравнение свойств голубых и красных галактик низкой яркости позволяют заключить, что они представляют собой два разных типа галактик и демонстрируют два независимых пути, приводящих к возникновению низкой поверхностной яркости в полосе B: голубые LSBGs хорошо описываются моделью с низкими, приблизительно постоянными темпами звёздообразования, причём голубые цвета дисков и ядер предполагают, что эти галактики не являются затухающими остатками HSBGs или слабыми голубыми галактиками. В то же время красные LSBGs более согласуются со сценарием "застывших HSB дисков" с давно прекратившимся звездообразованием [37]. И в тех, и в других галактиках наблюдается градиент среднего возраста звёзд (внешние области содержат более молодые звёзды, чем центры галактик), но голубые LSBGs до сих пор формируют звёзды, хотя и в предельно низком темпе, а красные LSBGs имеют оптические — NIR цвета слабо эволюционирующих звёздных населений с металличностью, порядка солнечной.
Рис. 23: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа
(между LSB и HSB) как функция центральной поверхностной яркости (синие кружочки — В,
красные кружочки — R) [34].
Существует тесная корреляция между историей звёздообразования в галактиках низкой яркости, их поверхностной яркостью в полосе K, абсолютной звёздной величиной в полосе K и содержанием газа: все LSBGs с низкой поверхностной яркостью в полосе K, низкой светимостью в K и высоким содержанием газа — слабо проэволюционировавшие, с более низким средним возрастом звёзд, с низкой металличностью (голубые LSB), в то время как LSBGs с более высокой поверхностной яркостью в полосе K, более высокой светимостью в K и более низким содержанием газа (красные LSB) являются более проэволюционировавшими системами, средний возраст звёзд которых больше, а металличности выше (близкие к солнечным) [8]. В линии Hα морфология массивных галактик низкой яркости отличается от той, которая видна в оптике: в Hα галактика может не наблюдаться вообще, могут быть заметны отдельные очаги звёздообразования во внешних ветвях, а могут быть определены и спиральные ветви, и яркий балдж в ядре [6]. Были обнаружены два интересных факта. Во-первых, глобальные SFR для гигантских галактик низкой поверхностной яркости так же зависят от полной светимости в полосе B, как и для HSBGs, то есть яркость в полосе B связана с наличием звёздообразования и молодых звёзд. Во-вторых, доля диффузного газа, не содержащегося в областях HII, определённая по излучению в линии Hα, оказывается выше для галактик низкой яркости, чем для HSBGs. В совокупности два этих фактора показывают, что значительная часть звёздообразования может происходить в LSB-галактиках без образования заметных областей HII [6].
Возможно, LSB-галактики формировались в изоляции и не испытывали заметного приливного взаимодействия с соседними галактиками за Хаббловское время, а т.к. приливное взаимодействие существенно стимулирует локальное сжатие газа и звёздообразование, то галактики низкой яркости будут продолжать эволюционировать медленно и пассивно [5].
Рис. 24: Сравнение интегральных и локальных (по всем областям HII) темпов звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB). На пунктирной прямой эти SFR равны между собой [34].
Физическое состояние газа и условия звездообразования в LSB-галактиках должны быть близки к тем, какие имеют место на периферии дисков нормальных галактик. В последнее время, после открытия с помощью GALEX’а протяжённых ультрафиолетовых дисков в близких галактиках, большой интерес вызывают внешние области нормальных галактик и другие области галактик, вещество в которых имеет очень низкую плотность. Оказалось, что с помощью UV можно обнаружить звёздообразование во внешних областях нормальных галактик и отдельных регионах с низкой плотностью газа, в которых интенсивность излучения в линии Hα находится ниже порога обнаружения.
Приблизительно у 30% близких спиральных галактик было обнаружено протяжённое UV-излучение, которое прослеживается на расстояниях до нескольких оптических радиусов от центра [38]. Эти галактики можно разделить на два типа: XUV-галактики 1 типа похожи на классические спирали, а XUV-галактики 2 типа имеют очень протяжённые голубые внешние диски (до нескольких радиальных шкал). Атомарного водорода в них достаточно, чтобы поддержать нормальное звёздообразование, хотя молекулярного водорода мало. Содержание кислорода ~Zsun/10, а отношение N/O высоко, порядка солнечного. Высокое значение отношения N/O, найденное у М 83, может быть объяснено или недавним притоком большого количества “чистого” газа, или тем, что в таких областях низкой плотности не образуются массивные звёзды (т.е. “обрезан” верхний конец НФМ). Обе эти гипотезы подлежат проверке [38]. По результатам наблюдений, доминирующим источником ионизующего излучения являются молодые звёзды во внутренних областях галактики, их излучение достигает края диска [39]. Однако, помимо излучения молодых звёзд, находящихся во внутренних областях диска галактики, требуются дополнительные источники нагрева газа [38]. Авторы [40] с целью оценить эффективность звёздообразования наблюдали в UV с помощью GALEX те галактики галактики низкой яркости, для которых хорошо известно содержание атомарного водорода. Так, например, хорошо известную гигантскую галактику Malin 1 авторы отнесли к галактикам 1-го типа XUV-дисков, которые представляют собой структурированные комплексы с яркой UV-эмиссией, а F568-1 и F568-3 были отнесены к XUV-дискам 2-го типа как галактики, формирующие звёзды в областях, которые расположены далеко за пределами областей со старым звёздным населением (отслеживаемым по ближнему ИК).
Рис. 25: XUV-диск M83 [38].
Как отмечалось выше, недавние наблюдения показали, что Malin 1 — это нормальная галактика раннего типа, окружённая огромным LSB — диском. Замечу, однако, что её поведение на всех наших зависимостях существенно отличается от поведения NGC 289 — нормальной галактики, погружённой в протяжённый газовый диск. Наблюдения в UV диапазоне подтвердили разнообразие свойств LSB-галактик. На UV-изображениях Malin 1 очень хорошо видна центральная часть, а во внешнем диске наблюдается несколько диффузных эмиссионных областей, по-видимому, относящихся к областям звёздообразования в LSB-диске. У F568-1 и F568-3 звёздообразование, возможно, тяготеет к спиральным ветвям, но отдельные области не обнаруживаются в UV из-за короткого времени экспозиции или низкого пространственного разрешения. В галактиках низкой поверхностной яркости отношение размеров оптических/UV дисков низкое. Это аргумент в пользу того, что LSB-галактики являются относительно непроэволюционировавшими объектами, в которых в настоящее время звёздообразование идёт на больших масштабах в протяжённом HI-диске. При этом массивные LSB имеют примерно впятеро более низкие темпы звёздообразования по сравнению с HSB-галактиками с той же массой газа [40].
Заключение
Подводя итог, обратим внимание на то, что LSB галактики не образуют по своим свойствам единой группы объектов, и причина их низкой яркости может быть различной (для красных и голубых, как и для карликовых и гигантских LSB). В каждом случае ключевым остаётся выбор одной из двух возможностей. Первая возможность: LSB действительно содержат звёздные диски низкой плотности, так и не успевшие нарастить свою плотность (яркость) в результате отсутствия аккреции газа или очень медленного, либо рано прервавшегося, процесса звёздообразования. Современное образование звёзд протекает с низкой эффективностью в не-самогравитирующем диске. В этом случае LSB — это системы, где доминирует тёмная масса, и анализ их структуры даёт ключ к изучению тёмных гало и проверке стандартной иерархической модели формирования галактических дисков в гравитационном потенциале гало. Вторая возможность заключается в том, что плотность дисков, определяемая по их яркости, недооценивается, и диски имеют нормальную плотность, но очень высокое отношение массы к светимости. Последнее может иметь место, если в дисках преобладает тёмная масса (но тогда она должна иметь барионную природу) и средние за историю темпы звёздообразования очень низки, или же, если начальная функция масс звёзд характеризуется аномально низким отношением числа массивных и маломассивных звёзд. В этом случае LSB можно рассматривать как объекты, аналогичные по массе и общей структуре нормальным HSB галактикам, но отличающимся от них иной историей звёздообразования и химического обогащения. Из многочисленных, подчас противоречивых, данных наблюдений, описанных выше, можно выделить поддерживающие как первую, так и вторую точку зрения. Важно, однако, что между LSB и HSB существует непрерывный переход, так что LSB не представляют собой особого класса объектов с патологическими свойствами (хотя объекты типа Malin 1, по-видимому, всё же являются очень редкими исключениями), и их нельзя рассматривать как продукт необычного стечения обстоятельств. Поэтому без изучения этих трудно наблюдаемых из-за низкой яркости систем невозможно получить сколь нибудь полную картину формирования и эволюции галактик.
[1] K. O’Neil, astro-ph/0002226v1
[2] G.H. Zhong et.al., arXiv:0809.3099v1 [astro-ph]
[3] K. O’Neil, arXiv:0803.4463v1 [astro-ph]
[4] Bothun G.D., Impey C.D., Malin D.F., Mould J.R.AJ, 94, 23 (1987)
[5] G. Bothun, C. Impey, S. McGaugh, PASP, 109, 745 (1997)
[6] K. O’Neil, arXiv:0707.3939v1 [astro-ph]
[7] N. Bergvall et al., A&A, 341, 697 (1999)
[8] E.F. Bell et.al., MNRAS, 312, 470 (2000)
[9] G. Galaz et al., AJ, 131, Issue 4, 2035 (2006)
[10] M. Das et.al., ApJ, 651, 853 (2006)
[11] W.G.J. de Blok&J.M. van der Hulst, A&A, 336, 49 (1998)
[12] L.D. Matthews, astro-ph/0509475v1
[13] L.D. Matthews et al., AJ, 129, 1849 (2005)
[14] K. O’Neil et al. ApJ, 588, 230 (2003)
[15] R.A. Swaters et al., ApJ, 583, 732 (2003)
[16] T.E. Pickering et al., AJ, 114 (5), 1858 (1997)
[17] R.K. de Naray et al., ApJS, 165, Issue 2, 461 (2006)
[18] D. Pushe et al., AJ, 103, 1841 (1992)
[19] G.R. Muerer et al., AJ, 111, 1551 (1996)
[20] T.E. Pickering et al., AJ, 118, 765 (1999)
[21] A. Pizzella et al., MNRAS, 387, 1099 (2008)
[22] S.S. McGaugh, ApJ, 426, 135 (1994)
[23] H. Lee et.al., MNRAS, 353, 113 (2004)
[24] C. Weidner&P. Kroupa, ApJ, 625, 754 (2005)
[25] R.K. da Naray et.al., MNRAS, 355, 887 (2004)
[26] V. Burkholder et al., AJ, 122, 2318 (2001)
[27] M.P. Bergmann et.al., AJ, 125, 116 (2003)
[28] van den Hoek et.al., A&A, 357, 397 (2000)
[29] J.L. Hinz et al., astro-ph/0610002v1
[30] J.L. Hinz et al., arXiv:0704.2059v1 [astro-ph]
[31] N. Rahman et.al., arXiv:0704.1483v1 [astro-ph]
[32] J. Braine et al., A&A, 358, 494 (2000)
[33] A. Vallenari et.al., A&A, 435, 821 (2005)
[34] K. O’Neil et al. AJ, 134, Issue 2, 547 (2007)
[35] K. O’Neil et al. AJ, 116, 2776 (1998)
[36] R. Auld et al., MNRAS, 366, 1475 (2006)
[37] E.F. Bell et.al., MNRAS, 302, L55 (1999)
[38] Gil de Paz et al., astro-ph/0801.2255
[39] J. Bland-Hawthorn et al., ApJ, 490, 143–155 (1997)
[40] S. Boissier et.al., arXiv:0803.3877v1 [astro-ph]
