<< 9.2 Проблемы исследования ... | Оглавление | 10. Заключение >>


9.3 Результаты изучения далеких объектов

Эллиптические галактики

рис.  53: Фундаментальные Плоскости для 6 скоплений галактик в полосе $r$ Ганна (по [261]). Прямой линией на каждом рисунке показана ФП для близких галактик, нуль-пункт которой смещен в соответствии с данными для каждого скопления. Кресты из тонких и толстых линий характеризуют случайные и систематические ошибки измерений для объектов каждого из скоплений.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=clusters.ps,width=11.0cm}}\end{figure}

Исследования далеких скоплений и избранных глубоких полей показали, что большинство гигантских эллиптических галактик к $z \sim 1$ уже существовали и их фотометрическая эволюция при $z \leq 1$ является в основном пассивной, то есть поверхностные яркости и светимости галактик падают в соответствии с ожидаемыми изменениями для звездного населения, родившегося в процессе одиночной вспышки звездообразования (см. пример на рис. 52).

рис.  54: Зависимость M/$L$-$z$ для E/S0 галактик скоплений в полосе $r$ Ганна для двух значений параметра замедления $q_0$ и нулевом лямбда-члене (по [261]). Вдоль верхней горизонтальной оси отложено время в долях возраста Вселенной. Непрерывной линией показана линейная аппроксимация наблюдательных данных. Штриховые линии демонстрируют пассивную эволюцию звездного населения, родившегося в ходе вспышки звездообразования при $z=\infty,~5,~1$ (сверху вниз).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=mlevol.ps,width=9.5cm}}\end{figure}

На рис. 53 показаны проекции Фундаментальной Плоскости для 6 скоплений в интервале красных смещений от $z=0.024$ (Coma) до $z=0.58$ (MS2053-04). Очевидно, что E/S0 галактики удаленных скоплений располагаются на ФП с примерно тем же разбросом, что и члены близких скоплений. На рис. 54 приведена зависимость от $z$ средних отношений M/$L$ для галактик этих 6 скоплений. Светимости галактик исправлены за космологическое ослабление яркости и $K$-поправку и поэтому причиной наблюдаемого на рис. 54 изменения отношения M/$L$ является эволюция их интегральных светимостей со временем. Данные рис. 54 согласуются с темпом изменения $\Delta$lgM/ $L \approx -0.3\Delta\,z$ в цветовой полосе $V$ (при $q_0=0.5$) или $\Delta M(V) \approx -0.7\Delta\,z$ [261]. В работе [262] найден близкий темп эволюции M/$L$ в полосе $B$ для галактик скоплений вплоть до $z=0.83$. Наблюдаемый темп изменения светимостей E/S0 галактик скоплений свидетельствует о том, что эти галактики сформировались достаточно давно -- при $z \geq 2$ [261,262].

E/S0 галактики скоплений при $z \sim 0.5-1$ показывают зависимость между показателем цвета и светимостью, наклон и разброс которой близок к найденной для близких скоплений [263,264,265]. Нуль-пункт соотношения цвет-светимость смещен в сторону более голубых цветов: например, у членов скоплений при $z \sim 0.5$ цвет $U-V$ на $\sim 0.^m3$ меньше, чем у локальных галактик [263]. Изменение показателей цвета галактик скоплений с $z$ количественно согласуется с представлением об их преимущественно пассивной эволюции [264]. Еще одна особенность далеких богатых скоплений -- с увеличением красного смещения в них уменьшается доля E/S0 галактик (от $\sim$80% при $z=0$ до $\sim$40% при $z=1$) [265].

E/S0 галактики поля (то есть объекты вне скоплений и групп) демонстрируют сходное поведение при $z \leq 1$. Например, в [266] показано, что при $z \approx 0.9$ эллиптические галактики поля являются на $\sim 1^m$ более яркими (в полосе $B$), чем близкие галактики сходного линейного размера. Кроме того, их интегральные показатели цвета $U-V$ в среднем на $\sim$0.$^m$7 голубее, чем у локальных объектов. Однако, галактики поля, в отличие от объектов скоплений, показывают больший разброс соотношения цвет-светимость при $z \sim 0.5$. У $\sim$1/3 эллиптических галактик поля при $z=0.2-1.0$ наблюдаются эмиссионные линии [OII]$\lambda$3727, свидетельствующие о происходящем в галактиках звездообразовании со средним темпом $\sim$0.5 M$_{\odot}$/год [266]. Следовательно, нельзя считать, что E галактики поля состоят только из старого звездного населения. В [266] сделана оценка, что несколько процентов их звездной массы сформировались при $z \leq 1$.

Анализ соотношения Корменди (фотометрической проекции ФП -- см. п. 8.2) для галактик раннего типа в северном Глубоком Поле КТ [267] показал, что, если учесть космологическое ослабление поверхностной яркости, $K$-поправку и активную эволюцию (предполагалось, что галактики сформировались при $z=5$ и звездообразование в них продолжалось до относительно поздних эпох), то галактики поля уже находились на ФП при $z \approx 2-3$ [268].

Спиральные галактики

Одним из самых замечательных результатов исследования далеких дисковых галактик явилось обнаружение быстрого роста доли морфологически неправильных, асимметричных, пекулярных объектов с ростом красного смещения. Данные, полученные на КТ имени Хаббла, показали, что примерно треть всех галактик при $z \sim 1$ являются неправильными [269,73]. На рис. 55 показан фрагмент северного Глубокого Поля КТ [267], на котором видно, что среди слабых галактик очень много объектов, не вписывающихся в стандартную Хаббловскую классификацию. Одной из причин (возможно, основной) обилия асимметричных галактик в более ранние эпохи могут являться гравитационные взаимодействия и слияния между ними. Данные наблюдений свидетельствуют, что темп взаимодействий и слияний растет $\propto (1+z)^{3-4}$ ([270,271] и ссылки там же). Следовательно, если среди локальных объектов доля взаимодействующих галактик составляет лишь несколько процентов, то при $z \sim 1$ их должно быть несколько десятков процентов.

рис.  55: Фрагмент ( $\sim 20'' \times 30''$) северного Глубокого Поля КТ имени Хаббла.
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=detail.ps,width=14.5cm}}\end{figure}

Еще одним любопытным наблюдательным фактом, правда, нуждающимся в подтверждении, является уменьшение к $z\,\sim\,1$ относительной доли спиральных галактик с барами [272]. Причины этого явления неясны. Среди возможных причин упоминают увеличение вклада скрытой массы, которая препятствует возникновению барообразующей неустойчивости, разрушение баров при частых взаимодействиях.

Для больших галактик ($h > 2$ кпк, H$_0$=75 км/с/Мпк) распределение дисков по линейным размерам и по $h$ мало меняется при переходе от $z=0$ к $z \sim 1$ [273,253]. С другой стороны, есть указания на то, что значения центральных поверхностных яркостей дисков -- $\mu_0$ - с ростом $z$ увеличиваются. Это увеличение довольно значительно - у дисков больших и ярких (со светимостью $\sim L^*$) спиральных галактик $\Delta\mu_0(B) \approx 1^m-1.^m5$ при $z=1$ (например, [274,273]). Рост поверхностной яркости сопровождается уменьшением (поголубением) показателя цвета $U-V$ диска и умеренным ростом эквивалентной ширины эмиссии [OII]$\lambda$3727 [273]. Темп изменений характеристик небольших галактик (c $h \leq 2$ кпк) выше, чем у гигантских. Все эти изменения свидетельствуют об усилении темпа звездообразования в дисках спиралей на фактор $\sim 3$ при $z \sim 0.7$ [273]. Как хорошо известно из исследований близких галактик, к аналогичным изменениям -- росту центральной поверхностной яркости, усилению процесса звездообразования -- приводят взаимодействия и слияния между галактиками. Поэтому, учитывая быстрый рост темпа взаимодействий с $z$, можно заключить, что заметный вклад в наблюдаемую эволюцию интегральных характеристик дисков галактик к $z \sim 1$ могут давать слияния и взаимодействия [60,271].

Балджи спиральных галактик при $z \leq 1$ имеют, в среднем, более красные показатели цвета, чем их диски. С другой стороны, они являются более ''голубыми'', по сравнению с эллиптическими галактиками, наблюдаемыми на тех же красных смещениях [275].

Галактики с $z \gg 1$

В последние несколько лет было открыто несколько галактик со спектроскопическими красными смещениями, превышающими 5. Известно также несколько десятков хороших кандидатов в такие объекты, выделенных в северном и южном Глубоких Полях КТ на основе фотометрических красных смещений (см. обзор [276]). При $z > 5$ возраст галактик составляет лишь несколько процентов возраста Вселенной и такие объекты могут рассматриваться как молодые галактики, галактики в процессе формирования. Естественно, что исследование структуры таких объектов является очень важным тестом для современных теорий формирования и эволюции галактик.

Все надежно идентифицированные предельно далекие галактики являются очень компактными, но разрешаемыми объектами. Для примера на рис. 56 показано изображение и фотометрические профили обнаруженной в северном Глубоком Поле КТ двойной системы с $z=5.3$ [277]. Обе галактики уверенно разрешаются и имеют исправленные за влияние PSF характерные размеры (полуширины на уровне, соответствующем половине максимума яркости) 0.$''$24 и 0.$''$12 соответственно для W и E компонентов или, в линейной мере, $\sim$1 кпк. Обе галактики имеют асимметричную структуру, возможно, свидетельствующую о взаимодействии компонентов.

рис.  56: Слева -- изображение двойной системы галактик с $z=5.3$ в северном Глубоком Поле КТ (по [277]). Справа -- усредненные распределения поверхностной яркости членов системы в цветовой полосе $I$ (черные кружки -- более яркий компонент, треугольники -- более слабый). Ромбиками изображено распределение яркости звезды (PSF).
\begin{figure}\centerline{\psfig{file=highhdf.ps,width=14.0cm}}\end{figure}

Галактики с $z \sim 3$ (их возраст равен $\sim$0.1-0.2 возраста Вселенной) также как правило компактны (их типичные размеры составляют несколько килопарсек) и часто окружены слабыми протяженными асимметричными оболочками [40]. Центральные поверхностные яркости таких объектов очень высоки ($\sim$18$^m$-19$^m$ в полосе $B$ в системе отсчета, связанной с самой галактикой), что, вероятно, свидетельствует об очень активном звездообразовании [40,278]. Основываясь на морфологических свойствах наблюдаемых объектов, высоком темпе звездообразования, их пространственной плотности, авторы [40] предполагают, что при $z \sim 3-3.5$ мы наблюдаем эпоху, когда формировались балджи окружающих нас гигантских спиральных галактик.

Наблюдения далеких ($z \geq 4$) квазаров в радиодиапазоне свидетельствуют о присутствии в них значительного ( $\geq 10^8~{\rm M}_{\odot}$) количества пыли [279,280]. Есть указания на существование пыли и у далеких галактик без активных ядер (например, у так называемых ''Lyman-break'' галактик [281]).

Современные представления о структуре предельно далеких галактик, конечно, в очень сильной степени искажены наблюдательной селекцией. Космологическое ослабление яркости (п. 9.2) приводит к тому, что мы можем наблюдать только объекты, обладающие исключительно высокой поверхностной яркостью. Кроме того, структура галактик в ультрафиолетовой области может не отражать распределение звездной составляющей и сильно отличаться от того, как выглядит объект в оптическом диапазоне (например, рис. 50).


<< 9.2 Проблемы исследования ... | Оглавление | 10. Заключение >>