Ученые из САО РАН продолжают поиск изолированных карликовых сфероидальных галактик

Рис. 1. Типичная карликовая сфероидальная галактика

Рис. 1. Типичная карликовая сфероидальная галактика. На фото с сайта news.slac.stanford.edu изображена открытая в 1938 году Карликовая галактика в созвездии Печь (Fornax Dwarf) — спутник нашего Млечного Пути

Группа учёных из Специальной астрофизической обсерватории в Карачаево-Черкессии с помощью спектрографа SCORPIO, установленного в главном фокусе телескопа, провела наблюдения еще трёх карликовых сфероидальных галактик за пределами Местной группы и определила их скорости и точное положение. Все три галактики имеют такие же радиальные скорости, как и находящиеся рядом более массивные галактики, а значит, они скорее всего входят в состав небольших групп галактик, то есть не являются изолированными.

Не так часто приходится писать обзор работ по астрофизике, выполненных в России. Тем приятнее рассказать про результаты наших астрономов, которые были получены на шестиметровом телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН (САО РАН), расположенном в Карачаево-Черкессии. И хотя новости c САО приходят не каждый день, на телескопе идёт чрезвычайно активная жизнь, график наблюдений расписан по дням до конца года.

Работа, о которой идёт речь в обсуждаемой статье, была начата более 15 лет назад, когда в 1998 году в радиодиапазоне были обнаружены две карликовые сфероидальные галактики (обозначаются dSph — сокращение от dwarf Spheroidal), не входящие в состав Местной группы галактик. Таких галактик с тех пор было обнаружено не очень много, и ещё более редки изолированные галактики dSph, то есть такие, которые не входят в состав групп галактик и гравитационно с ними не связаны.

К 2010 году один из авторов обсуждаемой статьи, Валентина Ефимовна Караченцева, отобрала по результатам работы с каталогом 2MASS девять кандидатов в изолированные галактики, включая две, открытые ею с коллегами (см. V. E. Karachentseva et al., 2010. Isolated dwarf galaxies in the local supercluster and its surroundings). 2MASS — это обзор всего неба, выполненный в инфракрасном спектре. Он имеет не очень хорошее угловое разрешение по сегодняшним меркам, зато отлично подходит для поиска протяжённых, но тусклых объектов, таких как галактики типа dSph.

Точечными астрономы называют объекты, которые телескоп не разрешает, показывая их в виде точки (точнее, в виде функции рассеяния точки); все прочие объекты называются протяжёнными. Таким образом, даже сферически-симметричная галактика будет протяжённым источником, если она достаточно близка, а какая-нибудь спиральная галактика, удалённая от нас на несколько мегапарсеков, будет всё-таки точечным.

Четыре отобранных галактики уже были исследованы авторами ранее, и две из них действительно оказались изолированными. В новой статье, направленной для публикации в журнал Astronomy & Astrophysics, рассмотрены ещё три галактики из этого списка — KKH 65, KK 180, и KK 227 (рис. 2). (Две буквы K в названиях галактик происходят от фамилий их первооткрывателей — В. Е. Караченцевой и И. Д. Караченцева.)

Рис. 2. Изображения исследованных галактик

Рис. 2. Изображения исследованных галактик, полученные с помощью Слоановского цифрового обзора неба; слева направо: KKH 65, KK 180, и KK 227. Галактики здесь — это еле видные облака, занимающие около четверти каждой картинки (а не невидимые точки в самом центре). Изображение из обсуждаемой статьи

Наблюдения проводились с помощью спектрографа SCORPIO, установленного в главном фокусе телескопа. Ученые определили точное положение и скорости всех трех галактик. Каждая галактика в среднем наблюдалась в течение 100 минут — это очень значительное время для наземных телескопов, но даже при этом полученный спектр был достаточно тусклым (рис. 3).

Рис. 3. Спектр одной из наблюдавшихся галактик после часа наблюдений

Рис. 3. Спектр одной из наблюдавшихся галактик, KK 180, после часа наблюдений. По горизонтальной оси отложена длина волны. Силу спектральной линии детектируют по её яркости и ширине. Галактика очень тусклая, поэтому в спектре присутствует много шума, который необходимо убрать перед дальнейшей обработкой сигнала. Изображение из обсуждаемой статьи

Карликовые сфероидальные галактики — это очень редкие галактики, которые, однако, составляют большинство из 55 галактик нашей Местной группы. Это парадоксальное на первый взгляд утверждение не содержит противоречий. Большинство из сотен миллионов известных галактик состоят из миллиардов звёзд, поэтому могут быть обнаружены на огромных расстояниях (рекорд на сегодняшний день принадлежит галактике EGSY8p7, которая находится на расстоянии 13,4 миллиарда световых лет от нас).

В то же время карликовые сфероидальные галактики (dSph) содержат не более пары десятков миллионов звёзд, по размерам сопоставимы с шаровыми звёздными скоплениями и их трудно обнаружить, даже если они находятся достаточно близко к нам. Изначально малая масса галактик типа dSph ведёт к тому, что плотность звёзд в них не очень высокая, а это ещё сильнее уменьшает яркость галактики. Кроме того, новые звёзды в них больше не образуются (о причинах этого см. ниже), а те, которые продолжают гореть, скорее всего являются жёлтыми или красными карликами, а это не самые яркие звёзды. Всё это настолько усложняет процесс поиска галактик dSph, что до 2005 года было известно всего девять галактик этого типа.

Надо отметить, что, несмотря на свои скромные размеры, они всё-таки считаются галактиками, а не скоплениями, и тут есть чёткий критерий. Дело в том, что эти небольшие тусклые галактики находятся внутри гало тёмной материи, в то время как звёздные скопления формировались под действием только собственной гравитации, без помощи тёмной материи. И, кстати, среди всех известных нам типов галактик отношение тёмной материи к массе звёзд в таких карликовых галактиках максимальное.

И вот таких интересных галактик найдено около 40 в нашей Местной группе, притом что не карликовых там всего около 15, включая нашу Галактику, крупнейшую в скоплении галактику Андромеды и галактику Треугольника. Космологические симуляции, моделирующие эволюцию скоплений галактик, (см., например, статью A. Klypin et al., 2014. MultiDark simulations: the story of dark matter halo concentrations and density profiles) предсказывают существенно большее количество карликовых галактик в Местной группе — до тысячи.

Дело в том, что во Вселенной почти всегда работает простой закон: чем объект массивнее, тем реже он встречается. Например, голубых сверхгигантов меньше, чем жёлтых карликов, а галактик со светимостью в десятки миллиардов солнечных меньше, чем со светимостью просто в миллиард солнечных. Поэтому если заложить в программу симуляции нашей группы галактик реальные физические законы (в том числе гравитационное взаимодействие с тёмной материей) и просто запустить туда множество частичек (это так называемая N-body симуляция), то они будут двигаться, образуя галактики именно в такой пропорции: много небольших галактик и чуть-чуть галактик покрупнее (вроде нашей или галактики Андромеды). Эти симуляции не могут служить точным доказательством чего-либо в силу несовершенства физических моделей, но если они достоверно предсказывают многие характеристики нашей Вселенной (такие как скорость формирования галактик, распределение обычного и тёмного вещества, скорости вращения галактик вокруг своей оси и прочее), то логично допустить, что и избыток карликовых сфероидальных галактик, полученный по результатам симуляции, тоже может существовать в действительности, а не быть ошибкой симуляции.

А раз так, значит эти карлики за счёт своего количества (а суммарная масса этих галактик будет больше нашей Галактики примерно в 5 раз) существенно влияют на распределение массы и динамику вращения нашего Сверхскопления. Кроме того, часть свойств галактик типа dSph до сих пор остается загадкой для нас — во всех этих галактиках нет активного звёздообразования и почти нет запасов водорода. Значит, либо у них был какой-то чрезвычайно эффективный механизм, отвечающий за образование звёзд (что вряд ли), либо газ был гравитационно захвачен другой галактикой (рис. 4).

Рис. 4. Столкновение галактик

Рис. 4. Пролетая мимо одной галактики, другая может захватить с собой часть её звёзд и газа, изменить форму галактики или даже разрушить её. Именно так по нашим представлениям более тяжёлые галактики могут лишать галактики типа dSph водорода. Фото с сайта annesastronomynews.com

Это влечёт за собой ряд последствий: например, звёзды в таких галактиках должны были образоваться приблизительно в одно время и там должно быть мало межзвёздного вещества, затрудняющего наблюдения. Всё это делает такие объекты крайне увлекательными для изучения. И конечно для понимания механизмов образования и эволюции таких галактик надо сравнить их с такими же галактиками, обнаруженными вне нашей Местной группы. Именно такие галактики, носящие названия KKH65, KK180 и KK227, были изучены нашими астрофизиками.

Спектр KK227 (рис. 5) получился чрезвычайно необычным: в нём обнаружилась интенсивная линия магния, нехарактерная для карликовых галактик, к тому же она была сдвинута далеко в красную область. Оказалось, что на небосводе довольно тесно: сквозь эту карликовую галактику просвечивает квазар, который по случайности оказался на одной оси с ней и с нами. В оптическом диапазоне он достаточно тусклый и поэтому на рис. 2 неразличим.

Рис. 5. Слева — изображение галактики KK 227 в радиодиапазоне; кружочком обведен просвечивающий сквозь нее квазар. Справа — спектр света, приходящего из этого места; видна интенсивная линия магния

Рис. 5. a — изображение галактики KK 227 в радиодиапазоне; кружочком обведен просвечивающий сквозь нее квазар. b — спектр света, приходящего из этого места; видна интенсивная линия магния. Изображение из обсуждаемой статьи

Спектральные наблюдения позволили установить радиальные скорости галактик, а данные открытого Слоановского цифрового обзора неба (SDSS) — их массы.

Заключительный этап работы состоял в том, чтобы определить, являются ли эти галактики изолированными или они гравитационно связаны с какой-то более массивной галактикой. Последнее более вероятно, потому что, как мы помним, именно такие массивные галактики должны быть ответственны за похищение водорода из карликовых сфероидальных галактик.

Результаты исследования в целом подтверждают эту теорию: все три галактики имеют такие же радиальные скорости, как и находящиеся рядом более массивные галактики, а значит, они скорее всего входят в состав небольших групп галактик, расположенных не далее, чем в 500 килопарсеках от них. Галактика KK227 принадлежит группе галактик Big Lick, галактика KK180, скорее всего, вращается вокруг галактики UGC 8036, которая находится на отшибе сверхскопления Девы (частью которой является наша Местная группа), а галактика KKH65 является вероятным компаньоном галактики NGC 3414, которая входит в группу галактик Лев II.

Таким образом, на сегодняшний день из девяти кандидатов, предложенных в 2010 году, изучено уже семь и только два из них подходят на роль изолированных карликовых сфероидальных галактик, подтверждая исключительную редкость подобных объектов (или, по крайней мере, исключительную сложность их обнаружения).

Источник: D. I. Makarov, M. E. Sharina, V. E. Karachentseva, I. D. Karachentsev. 6-meter telescope observations of three dwarf spheroidal galaxies with very low surface brightness // Статья подана в журнал Astronomy & Astrophysics.

Марат Мусин


15
Показать комментарии (15)
Свернуть комментарии (15)

  • nicolaus  | 26.09.2015 | 11:41 Ответить
    Извините, что немного не по теме. Вопрос к автору статьи или к специалистам.

    На сайте Европейского Космического Агентства с результатами по Планку (http://www.cosmos.esa.int/web/planck/publications) есть обновленные версии отчетов. «Planck 2015 results. I.», Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters.

    В общем, в этих отчетах ничего принципиально нового нет. Однако отмечается, (arXiv:1502.01589v2 разд. 6.2.1), что прямые измерения В-моды поляризации, наличие которой может быть доказательством гравитационных волн, затруднены в результате наличия пыли по всей области наблюдений. А величина тензор-скалярного отношения r, определенная исходя из температурных флуктуаций, с наибольшей вероятностью равна 0. При этом сделан как всегда компромиссный вывод – в итоге задано ограничение на величину r <0,09.

    Исходя из этого ограничения, сужается применимость космологических моделей инфляции с квадратичным изменением потенциала ( arXiv:1502.01582v2 разд. 10.5). При этом данные Планка находятся в наилучшем согласовании с моделью R^2- инфляции Алексея Старобинского (arXiv:1502.02114v1 разд. 6.2).

    У меня в связи с этим есть вопросы.

    1. По Вашему мнению, значит ли это, что больше не будет данных по измерению В-моды по результатам Планка и вопрос с гравитационными волнами подвиснет в неопределенности?
    2. Можно ли что ни будь почитать по модели Алексея Старобинского, в понятном для неспециалиста виде?

    Я думаю, что ответы на вопросы интересуют многих и время не пропадет даром. Данные Планка затрагивают основы современной космологии. При этом научно популярных статей на эту тему практически нет.
    Ответить
    • maratmus > nicolaus | 27.09.2015 | 17:26 Ответить
      Извините, я тут совсем не эксперт, мне трудно что-то определённое сказать.
      Ответить
    • dimamarov > nicolaus | 27.09.2015 | 17:39 Ответить
      Возможно, что B-моду будут измерять, учитывая данные Планка, как это было сделано в случае "закрытия" открытия BICEP2. Или будут применять какую-то более изощренную технику обработки.

      Я не великий специалист по инфляционным моделям. Боюсь, что на русском литература весьма скудная. В свое время мне очень понравилась книга Линде "Инфляционная космология", если не ошибаюсь, хотя она и не является популярной. В УФН регулярно публикуются обзорные статьи - рекомендую. В скором времени выйдет обзор Верходанова по результатам Планка. Наверняка гравволны там тоже будут упомянуты.
      Ответить
  • nicolaus  | 26.09.2015 | 12:15 Ответить
    По теме статьи у меня также есть вопрос. На основе каких наблюдений было определено, что малые галактики находятся внутри гало темной материи?
    Ответить
    • maratmus > nicolaus | 27.09.2015 | 17:24 Ответить
      Именно для этих галактик масса тёмного гало не вычислялась, но известно, что большинство из известных карликовых галактик находятся внутри гало из тёмной материи, отношение массы которой к массе звёзд выше чем у обычных галактик.

      Про методы определения массы тёмной материи в dSph можно почитать вот тут: https://ned.ipac.caltech.edu/level5/March01/Battaner/node13.html
      Если коротко, то есть два способа: определение минимальной необходимой массы, при которой карликовая галактика может вращаться вокруг галактики, вроде нашей, даёт намного большую величину, чем масса звёзд, определяемая по светимости. Второй способ стандартен для всех галактик: по распределению скоростей вращения звёзд вокруг центра галактик.
      Ответить
      • nicolaus > maratmus | 30.09.2015 | 08:33 Ответить
        Спасибо за ответы на вопросы.

        «Именно для этих галактик масса тёмного гало не вычислялась...»

        Темная материя ведет себя очень странно. Возможно, высокая плотность темной материи у карликовых галактик, для которых имеется информация о темной материи, связана с их близким расположением с большой галактикой, а для одиночной маленькой галактики все будет не так. Поэтому писать в статье, что эти галактики погружены в гало темной материи, на мой взгляд, некорректно. У меня в связи с этим вопрос.

        Имеется ли возможность на основе измеренного спектра для одиночных карликовых галактик вычислить средние скорости движения звезд внутри галактики и грубо прикинуть (например, с погрешностью 100…500%) плотность темной материи?
        (вопрос к dimamarov и maratmus)
        Ответить
        • dimamarov > nicolaus | 01.10.2015 | 11:08 Ответить
          Скорее надо говорить не о высокой плотности темной материи у карликовых галактик, а о ее большем количестве по сравнению с барионным веществом(или что тоже самое, но более физично, о меньшей доли барионного вещества в них). Причин для потери "нормального" вещества карликовыми галактиками предостаточно, а из-за малой массы карликовым галактикам гораздо сложнее удерживать барионное вещество по сравнению с нормальными или гигантскими галактиками. Кроме того эффективность звездообразования в карликовых галактиках ниже, чем в нормальных. А если нет звезд, то для наблюдателя нет и галактики.

          По современным представлениям, темное вещество формирует потенциальные ямы в которое натекает как темное так и светящееся вещество. Когда барионное вещество достигает определеноой плотности начинается формирование звезд. С этого момента можно говорить о рождении галактики. Поэтому, действительно, галактики погружены в гало темного вещества.

          Оценка массы карликовых сфероидальных или элиптических галактик примерно так и делается. Измерение скоростей отдельных звезд позволяет измерить дисперсию скоростей звезд в системе с точностью порядка 1 км/с. К сожалению, этот метод доступен пока только для галактик внутри Местной Группы (<1 Мпк). Точность наших измерений дисперсии скоростей звезд порядка 20-40 км/с, что сравнимо с дисперсией скоростей в самих галактиках. К сожалению, этого недостаточно для более менее надежной оценки массы карликовых галактик.
          Ответить
          • nicolaus > dimamarov | 02.10.2015 | 17:45 Ответить
            «Точность наших измерений дисперсии скоростей звезд порядка 20-40 км/с, что сравнимо с дисперсией скоростей в самих галактиках. К сожалению, этого недостаточно для более менее надежной оценки массы карликовых галактик.»

            Для оценки массы карликовой галактики с погрешностью 500%, я думаю, что измерение дисперсии скоростей звезд с высокой погрешностью будет достаточно. Разница в массах примерно одинаковых карликовых галактик, одна из которых находится в гало темной материи Млечного пути, а другая расположена на удалении от масс крупных галактик, может иметь значение для объяснения сущности темной материи. При этом, в будущем точность измерения массы можно повысить, например, за счет большей экспозиции, если грубая ее оценка даст интересные результаты.
            Ответить
    • dimamarov > nicolaus | 27.09.2015 | 17:50 Ответить
      Современные телескопы и методы позволяют определять скорости движения отдельных звезд в галактиках со коростью порялка 1 км/с. Это очень высокая точность для внегалактики. Таким способом были померены вижения звезд у практически всех спутников нашей Галактики и Туманности Андромеды. Доля темной массы растет с падением яркости тих систем и в экстремальных случаях отношение масса-светимость достигает 1000. Т.е. темной массы оказывается в 1000 раз больше звездной.
      Ответить
  • Minbadar  | 27.09.2015 | 18:31 Ответить
    Насколько я понимаю, это первый случай, когда удаленный квазар спроецировался на dSph. А не пробовали получить его изображение? Может быть он линзируется на галактике и тогда по наличию или отсутствию искажений картинки удастся получить точные оценки массы галактики или темной материи в ней.
    Ответить
    • dimamarov > Minbadar | 29.09.2015 | 18:46 Ответить
      Это дейстительно достаточно редко случается. Не проверял единственный ли это раз, но в нескольких галактиках квазары попадали на тело близких галактик. В данном случае, к сожалению, нет изображения с космического телескопа, поэтому рассмотреть его проблематично. На наземных изображениях квазар виден очень слабо. Линзирование маловероятно - карликовые галактики имеют слишком малую массу, да и близко она к нам находится. Микролинзирование на звездах в этом карлике - нужны длительные ряды наблюдений.
      Ответить
  • Kostja  | 28.09.2015 | 09:24 Ответить
    Интересно. Это напоминает об открытии планет. Сначало было вообще не известно есть ли они вне Солнечной системы, потом задетектили, сейчас считается что галактики заполнены планетами как вокруг звезд, так и потерянными в межзвездном пространстве, либо недозвездами и их спутниками. С галактиками значит положение подобное, есть большие, и есть множество мелких вокруг которые пока не видны. Еще интересно какая плотность объектов в межгалактическом пространстве.
    Ответить
    • dimamarov > Kostja | 29.09.2015 | 18:54 Ответить
      В принципе все верно. Обнаружение таких объектов вопрос технологии и специальных обзоров. Вблизи ольших галактик их искать легче - мы знаем, что они там есть. Это как поиск потерянного кошелька под фонарем. В областях низкой плотности вещества и плотность этих объектов меньше, да и такого "пустого" пространства существенно больше. Какова плотность - вопрос сложный. Нам легче подсчитать количество "потерянного" вещества - невидимого в наблюдениях. Так подсчеты полной массы в близких группах галактик дают оценку нехватки темной материи в 2-3 раза по сравнению с данными по микроволновому излучению. По идее это веество как раз и заполняет межгалактическое пространство.
      Ответить
  • Alex  | 30.09.2015 | 12:22 Ответить
    А чему равно отношение темной материи к "барионной" для нашей Галактики и этот же параметр для локального скопления галактик? Какова точность подобных оценок, как они были получены?
    Ответить
    • dimamarov > Alex | 01.10.2015 | 11:16 Ответить
      С нашей Галактикой все сложно. Из-за того, что мы сидим в диске и окружены облаками гази и пыли, возникает большое количество проблем орпределения расстояний и скоростей, и как следствие построения модели галактики. В этом плане гораздо надежнее данные по другим галактикам. В среднем, объекты типа нашей Галактики имеют отношение масса-светимость порядка 2-5, группы галактик типа нашей - 20-40, богатые скопления галактик - 100-200. Что касается конкретно нашей Галактики, то разброс данных довольно велик, оценки колеблются от 2/3 массы туманности Андромеды до 4/3. Свойства окрестностей Солнца можно объяяснить вообще без привлечения темной материи.
      Ответить
Написать комментарий


Элементы

© 2005-2017 «Элементы»