ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 45, № 9, с. 607-617
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ В СВЕРХГЛУБОКОМ ПОЛЕ
КОCМИЧЕСКОГО ТЕЛЕСКОПА “ХАББЛ”
© 2019 г. В. П. Решетников1,2*, П. А. Усачев1,2, С. С. Савченко1,2
1Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия
Поступила в редакцию 17.06.2019 г.; после доработки 11.07.2019 г.; принята к публикации 13.08.2019 г.
Составлена выборка из 58 видимых с ребра спиральных галактик на красном смещении z ∼ 1,
отобранных в Сверхглубоком поле Космического телескопа “Хаббл”. Для всех галактик в фильтрах
V606 и i775 выполнен анализ 2D распределений яркости и измерены радиальный (hr) и вертикальный
(hz ) экспоненциальные масштабы яркости. Получены свидетельства в пользу того, что относительная
толщина дисков далеких галактик, т.е. отношение вертикального и радиального масштабов, в среднем,
превышает толщину дисков близких спиральных галактик. Вертикальная шкала hz звездных дисков
галактик не показывает больших изменений при z ≤ 1. Обсуждается возможность эволюции с красным
смещением радиальной шкалы распределения яркости hr.
Ключевые слова: галактики, фотометрия, эволюция.
DOI: 10.1134/S0320010819090043
ВВЕДЕНИЕ
тик в HUDF. Основными отличиями нашей работы
от ранее опубликованных исследований являются:
Изучение видимых “с ребра” спиральных га-
анализ полных двумерных распределений яркости
лактик позволяет исследовать ряд важных про-
вместо одномерных разрезов, использование спек-
блем внегалактической астрономии — строение и
троскопических красных смещений для большин-
устойчивость галактических дисков, свойства и
ства объектов, больший объем выборки видимых с
распределение пыли в них, вклад темной материи
ребра галактик.
в структуру галактик, крупномасштабное распре-
Все числовые величины в статье приведены
деление галактик и пр. (см., например, ван дер
для космологической модели с постоянной Хаббла
Круит, Сирл, 1981; Засов и др., 1991; де Грис, 1998;
70 км с-1 Мпк-1 и Ωm = 0.3, ΩΛ = 0.7.
Мосенков и др., 2010, 2016; Бизяев и др., 2017;
Макаров и др., 2018 и ссылки там же). Пред-
шествующие работы были в основном посвящены
ВЫБОРКА ГАЛАКТИК И ОБРАБОТКА
видимым с ребра галактикам в окружающей нас
Для изучения видимых с ребра галактик мы
области Вселенной. Только в нескольких работах
изучалась вертикальная структура далеких объек-
использовали кадры Сверхглубокого поля Кос-
тов. Например, Решетников и др. (2003) иссле-
мического телескопа “Хаббл” в фильтрах F606W
довали видимые с ребра галактики в Северном и
(далее — V606) и F775W (i775) (Беквит и др., 2006).
В этих цветовых полосах изображения HUDF яв-
Южном глубоких полях Космического телескопа
“Хаббл”. Они нашли, что относительная толщина
ляются более глубокими по сравнению с другими
звездных дисков галактик на красном смещении
оригинальными фильтрами. Размер одного элемен-
z ∼ 1 в 1.5-2 раза превышает толщину дисков
та (пикселя) изображения равен 0.03′′.
близких галактик. Этот вывод был подтвержден
На первом этапе на изображении поля в филь-
при анализе структуры галактик в Сверхглубоком
тре V606 с помощью пакета SExtractor (Бертин,
поле телескопа “Хаббл” (Hubble Ultra Deep Field,
Арно, 1996) была отобрана 901 галактика с види-
далее — HUDF) (Элмегрин и др., 2005; Элмегрин,
мым сжатием b/a ≤ 0.55, площадью ≥24 пикселя и
Элмегрин, 2006).
с отношением S/N > 3 в каждом пикселе. Столь
Целью нашей работы является фотометриче-
большое ограничение по сжатию было использова-
ское изучение видимых с ребра спиральных галак-
но для того, чтобы не отсеять галактики, имеющие
близких соседей. В ряде случаев SExtractor их не
*Электронный адрес: v.reshetnikov@spbu.ru
разделяет, а детектирует как единый объект. Далее,
607
608
РЕШЕТНИКОВ и др.
Рис. 1. Примеры фотометрического моделирования для трех галактик выборки. Слева направо: оригинальное изобра-
жение, модель, разность исходного и модельного изображений. В верхнем ряду показаны изображения галактики N 9
из табл. 1 (размер кадра вдоль горизонтальной оси — 4.6′′), в среднем — N 22 (соответствующий размер равен 3.8′′), в
нижнем — N 27 (4.6′′).
на основе визуального просмотра изображений
где I0,0, hr и hz — центральная поверхностная яр-
объектов в разных фильтрах и с разным контрастом
кость, радиальный и вертикальный экспоненци-
яркости, в выборке было оставлено 77 кандидатов
альные масштабы (шкалы) диска, а K1 — моди-
в видимые с ребра галактики.
фицированная функция Бесселя первого порядка.
Балджи, если были видны, аппроксимировались
Для анализа фотометрической структуры (де-
функцией Серсика. Близкие объекты, проециру-
композиции) галактик был использован пакет Imfit
ющиеся на изучаемые галактики, перед работой
(Ирвин, 2015) с PSF (Point Spread Function),
программы Imfit были замаск ´ированы. Если же
сгенерированной для HUDF программой Tiny Tim
площадь мешающих объектов была слишком ве-
(Крист и др., 2011). Сравнение PSF с объекта-
лика, то в ходе декомпозиции они аппроксимиро-
ми выборки показало, что диски всех галактик
вались комбинацией разных модельных функций и
уверенно разрешаются как в радиальном, так и в
вычитались.
вертикальном направлениях.
Анализ разностных изображений (исходное
У отобранных нами кандидатов в видимые с
изображение минус модельное) выявил, что 19
ребра галактики балджи заметны примерно у чет-
из 77 галактик либо не являются видимыми с
ребра галактиками, либо имеют очень сложную
верти объектов. Эти балджи в большинстве слу-
и асимметричную структуру. Такие объекты были
чаев являются слабыми и находятся на грани раз-
исключены из дальнейшего рассмотрения. Таким
решения. Поэтому для описания фотометрической
образом, итоговая выборка видимых с ребра
структуры галактик мы выбрали простейшую мо-
галактик, изучаемая в нашей работе, состоит из
дель видимого с ребра двойного экспоненциально-
58 объектов. Примеры фотометрического анализа
го диска (например, ван дер Круит, Сирл, 1981):
для трех галактик приведены на рис. 1.
) (
)
( r
r
I(r, z) = I0,0
K1
e-z/hz ,
Для 33 галактик выборки были взяты спектро-
hr
hr
скопические красные смещения из работ Инами и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ
609
Таблица 1. Видимые с ребра галактики в HUDF
N
X
Y
CoeID
V606
z
eon
fit
hr, кпк
hz, кпк
1
1488
4578
1
3
0.21′′
0.21′′
0.03′′
0.03′′
2
1744
6169
6870
27.05
1.14
2
1
1.76
1.48
0.40
0.44
3
1812
5234
4907
26.48
2.02:
3
1
1.36
1.31
0.43
0.42
4
1941
4739
3840
26.77
0.59:
3
1
1.40
1.20
0.37
0.37
5
2084
4477
3299
25.51
1.22
2
2
2.11
1.92
0.46
0.49
6
2148
6006
6478
25.81
2.94:
2
2
2.51
2.42
0.60
0.57
7
2697
6387
7022
25.03
1.55
3
3
2.79
2.50
0.81
0.77
8
2701
5920
6278
26.62
0.94
2
2
2.77
2.47
0.41
0.42
9
2738
4401
3315
27.58
0.97:
2
1
1.99
1.75
0.31
0.34
10
3240
3843
2332
26.29
0.52
3
2
1.18
1.08
0.39
0.41
11
3401
2811
1057
24.83
0.74:
1
2
3.66
3.28
0.55
0.59
12
3631
5784
5995
25.04
0.95
3
2
1.22
1.20
0.52
0.52
13
3973
6512
7269
24.23
0.73
1
2
3.50
3.51
0.70
0.74
14
4140
6814
8801
25.78
1.31
3
1
2.37
2.35
0.57
0.60
15
4168
6469
3
1
0.18′′
0.16′′
0.05′′
0.04′′
16
4186
4249
3097
26.56
2.36:
3
1
1.67
1.59
0.63
0.59
17
4213
3054
1242
26.34
2.02:
2
2
4.04
3.72
0.69
0.68
18
4312
8261
9414
27.25
1.38:
3
1
1.96
1.66
0.44
0.46
19
4362
1468
163
27.43
0.65:
3
1
1.09
1.07
0.22
0.23
20
4462
2075
521
25.93
1.04:
1
2
2.53
2.53
0.48
0.51
21
4673
7460
8259
27.33
0.68
3
1
1.17
1.12
0.31
0.31
22
4675
5841
6143
26.97
1.02
1
1
1.67
1.45
0.33
0.38
23
4780
1333
95
26.21
1.76:
2
2
1.64
1.56
0.43
0.45
24
4833
4000
2652
25.17
0.68
1
2
2.46
2.40
0.46
0.47
25
4837
2673
966
26.43
1.04
2
3
1.56
1.44
0.36
0.38
26
4852
2255
666
25.94
1.16
3
1
1.13
1.02
0.33
0.33
27
4942
4289
3101
27.14
1.37
1
1
2.56
2.28
0.34
0.39
28
5022
8056
9171
26.17
0.68
3
1
1.44
1.27
0.37
0.37
29
5023
8224
9425
26.18
1.79:
2
2
1.65
1.47
0.37
0.39
30
5074
2004
446
25.40
1.10
3
1
1.54
1.57
0.36
0.41
31
5404
5620
5615
25.88
1.10
3
1
2.17
1.59
0.77
0.82
32
5560
7272
8351
26.39
1.75:
3
2
1.56
1.49
0.42
0.44
33
5597
9353
9848
26.53
1.04
3
2
2.29
1.96
0.58
0.58
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
610
РЕШЕТНИКОВ и др.
Таблица 1. Окончание
N
X
Y
CoeID
V606
z
eon
fit
hr, кпк
hz, кпк
34
5650
9326
9974
25.12
1.02
2
3
2.46
2.21
0.61
0.62
35
5692
2437
833
26.88
1.55
2
1
1.63
1.45
0.31
0.33
36
5781
7049
8624
25.72
0.83
1
1
4.13
3.70
0.56
0.57
37
5811
5988
6038
24.40
0.67
1
2
4.48
4.27
1.08
1.00
38
5959
3306
1612
26.51
1.76:
3
1
1.38
1.36
0.47
0.45
39
6124
4282
3178
26.21
1.91:
3
2
4.43
3.84
0.73
0.63
40
6178
8569
9807
25.88
0.77
1
2
2.62
2.45
0.39
0.43
41
6416
8780
9834
22.55
0.43
2
2
2.69
3.00
0.77
1.03
42
6462
4440
3418
26.59
3.96:
3
3
1.58
1.89
0.46
0.49
43
6486
6320
6922
25.55
1.26
1
3
5.26
5.29
0.55
0.61
44
6491
7924
9139
25.83
1.84
3
3
1.73
1.58
0.36
0.42
45
6746
7127
8372
23.22
0.53
3
3
2.63
2.41
0.55
0.57
46
6785
2367
735
25.72
1.12:
3
2
1.63
1.30
0.44
0.43
47
6789
5075
4661
26.63
0.04:
2
1
0.16′′
0.15′′
0.05′′
0.05′′
48
6894
7813
7737
24.39
0.53
3
2
1.39
1.37
0.42
0.45
49
6976
2949
1253
27.44
2.88:
3
1
1.39
1.24
0.42
0.41
50
7079
5197
4835
25.48
1.32
3
2
1.55
1.44
0.58
0.56
51
7429
5431
5408
26.95
1.42
3
2
1.27
1.27
0.38
0.35
52
7792
4286
3143
25.23
1.10
3
2
2.59
2.14
0.60
0.54
53
7856
3452
1732
25.57
0.66:
3
2
1.62
1.65
0.43
0.46
54
7905
3600
2017
26.53
0.63:
2
1
1.42
1.34
0.31
0.31
55
8020
4758
3871
26.16
0.67
1
2
1.93
1.75
0.35
0.36
56
8614
5763
5898
26.01
1.45:
3
3
1.23
1.24
0.57
0.57
57
8800
4950
4321
26.24
1.10
3
3
1.86
1.74
0.48
0.48
58
9259
5065
4360
24.54
0.14:
3
2
0.82
0.77
0.26
0.27
др. (2017) и Рафелски и др. (2015). Для
23 объ-
введенные нами классы, отражающие субъектив-
ектов мы используем фотометрические z, согласно
ную вероятность принадлежности галактики к ви-
Рафелски и др. (2015) (BPZ красные смещения).
димым с ребра (eon), а также качество фотомет-
Для двух галактик красные смещения найдены не
рической декомпозиции (fit) (1 означает наиболее
были.
высокую вероятность и качество, 3 — низкую).
Итоговые характеристики кандидатов в види-
Результаты декомпозиции суммированы в по-
мые с ребра галактики в HUDF приведены в
следних столбцах таблицы. (Нас интересуют шка-
табл. 1. В первом столбце таблицы указан порядко-
лы распределения яркости hr и hz , так что по-
вый номер объекта в выборке, во втором и третьем
верхностные яркости галактик в статье не обсуж-
приведены координаты центра галактики на ори-
даются.) Для обоих экспоненциальных масштабов
гинальном изображении HUDF в пикселях, далее
первое число относится к фильтру V606, второе —
указаны номер галактики, согласно Кое и др. (2006)
к i775. Для трех галактик (NN 1, 15, 47) резуль-
и ее видимая звездная величина в фильтре F606W
таты в табл. 1 приведены в угловых секундах.
в AB системе величин (Рафелски и др., 2015). В
Характерная ошибка измерения шкал, выдаваемая
шестом столбце таблицы даны значения красных
программой Imfit, составляет менее 10%.
смещений, причем фотометрические z отмечены
двоеточиями. Для галактики N 47 фотометрическое
РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЕ
z очень мало (0.04). Это значение приводит к
Общие характеристики галактик выборки
неправдоподобным характеристикам галактики, и
поэтому в дальнейшем мы его не используем. В
На рис. 2 изображены распределения галактик
седьмом и восьмом столбцах табл. 1 приведены
по значению красного смещения и по видимой
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ
611
25
(a)
20
15
10
5
0
0
1
2
3
4
z
25
(b)
20
15
10
5
0
22
24
26
28
30
F606W
Рис. 2. (a) — Распределение галактик выборки по красным смещениям (линия из точек показывает распределение
галактик со спектральными z, штриховая — с фотометрическими, непрерывной линией изображено суммарное распре-
деление); (b) — то же самое для видимых звездных величин в фильтре V606.
звездной величине V606. Среднее красное смещение
в HUDF, и окружающие нас области Вселенной
рассматриваемых нами галактик составляет 〈z〉 =
(z ≈ 0) разделяет более 8 млрд. лет. Можно наде-
= 1.23 ± 0.69 (в качестве ошибки здесь и далее
яться, что на такой длительной шкале времени мы
приведено значение несмещенной выборочной дис-
сможем обнаружить признаки эволюции глобаль-
персии). Галактики со спектральными z в среднем
ной структуры дисковых галактик.
находятся ближе, чем объекты с фотометриче-
На рис. 3 показано распределение галактик с
скими оценками (〈z〉 = 1.01 ± 0.34 vs. 〈z〉 = 1.57 ±
z ≤ 2 по светимости. Ограничение по красному
± 0.92), и являются более яркими (рис. 2).
смещению было использовано потому, что фото-
Для космологической модели, принятой в рабо-
метрические z (для галактик с z > 2 известны толь-
те, красное смещение z = 1.2 соответствует вре-
ко они) для далеких галактик, как правило, менее
мени, прошедшему после начала космологического
точны, чем для более близких. Для нахождения
расширения, равному примерно 5 млрд. лет. Следо-
абсолютных звездных величин в фильтре B (M(B))
вательно, эпоху, в которую мы изучаем галактики
мы использовали результаты работы Сирианни и
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
612
РЕШЕТНИКОВ и др.
25
20
15
10
5
0
22
20
18
16
14
M(B)
Рис. 3. Распределение видимых с ребра галактик в HUDF с z ≤ 2 по абсолютной звездной величине в фильтре B.
Штриховая линия — ожидаемое распределение для видимых с ребра спиральных галактик (см. текст).
др. (2005) и для всех объектов применили значение
Полнота выборки
k-поправки для Sc галактики согласно Бикеру и
Изучаемая нами выборка видимых с ребра га-
др. (2004). Среднее значение наблюдаемой све-
лактик в Сверхглубоком поле, очевидно, неполна.
тимости для видимых с ребра галактик в HUDF
Эта неполнота должна сильнее всего проявлять-
. 4. С учетом по-
ся для слабых и плохо разрешаемых галактик, у
правки за внутреннее поглощение, достигающей
которых сложно определить ориентацию звездных
для видимых с ребра галактик ∼1m-1m.5(см.,
дисков по отношению к лучу зрения.
например, Талли и др., 1998), светимости этих га-
Для приближенной оценки ожидаемого числа
лактик в положении “плашмя” должны, в среднем,
видимых с ребра галактик в HUDF мы воспользу-
достигать значений в диапазоне от -19m до -20m.
емся двумя способами.
С одной стороны, рассмотрим общую статисти-
На рис. 4 показаны распределения галактик вы-
ку галактик в HUDF. Согласно Кое и др. (2006),
борки по выраженным в килопарсеках значениям
в этом поле насчитывается около 8000 галактик.
hr и hz в фильтре i775. Средние значения этих рас-
Полное число спиральных галактик, отобранных
пределений: 〈hr〉 = 1.97 ± 0.92 кпк и 〈hz〉 = 0.49 ±
по распределению энергии в их спектрах, с види-
мой звездной величиной в фильтре F606W ярче
± 0.16 кпк. Если ограничиться только объектами
27m. 5 (это соответствует самой слабой галактике
1 и 2 классов eon и fit (число таких галактик в
в нашей выборке) и с z ≤ 2 равно 1233. Приняв
выборке равно 22), то 〈hr〉 = 2.39 ± 0.89 кпк и
случайную ориентацию плоскостей галактик, мож-
〈hz〉 = 0.52 ± 0.20 кпк. Приведенные выше значе-
но грубо оценить относительную долю видимых с
ния шкал выглядят типичными для наблюдаемых
ребра галактик (имеющих наклон между лучом зре-
в ориентации с ребра близких галактик (Бизяев и
ния и перпендикуляром к плоскости диска ≥85◦),
др., 2014).
как |cos 90◦ — cos 85◦ | = 0.087. Следовательно,
ожидаемое число видимых с ребра спиральных
Среднее отношение радиальных масштабов в
галактик в HUDF равно 1233 × 0.087 ≈ 102.
полосах V606 и i775 равно 1.08±0.08, что означает
С другой стороны, можно взять функцию све-
существование градиента цвета — звездные диски
тимости близких видимых с ребра спиральных га-
далеких галактик к периферии становятся в сред-
лактик и оценить, сколько таких объектов должно
нем более “голубыми”. Эта особенность характер-
наблюдаться в направлении HUDF. Для нашей
на для дисков близких спиральных галактик. От-
оценки мы взяли функцию светимости спираль-
ношение вертикальных шкал в этих же фильтрах не
ных галактик по данным обзора 2dF (Кротон и
показывает заметной зависимости от длины волны:
др., 2005). Согласно Кротону и др. (2005), пол-
〈hz(V606)/hz(i775)〉 = 0.97±0.07. Это также согла-
ная пространственная плотность локальных спи-
суется с данными для близких галактик (например,
ральных галактик в диапазоне абсолютных звезд-
Бизяев и др., 2014).
ных величин от M(B) = -15m до M(B) = -21m
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ
613
(a)
20
15
10
5
0
0
1
2
3
4
4
hr (kpc)
30
(b)
20
10
0
0
0.5
1.0
1.5
2.0
2.5
hz (kpc)
Рис. 4. Распределение галактик выборки по значению радиального масштаба диска (в кпк); (b) — распределение
значений вертикального масштаба (кпк). Масштабы приведены в фильтре i775. Разные линии соответствуют разным
подвыборкам галактик (см. подпись к рис. 2).
(рис. 2) равна 0.022 Мпк-3. Следовательно, плот-
ятно, относительно полна, а среди более слабых
ность видимых с ребра галактик составляет 0.022 ×
объектов может быть пропущено много галактик.
× 0.087 = 0.002 Мпк-3. Проинтегрировав эту про-
Стоит отметить, что приведенные выше сообра-
странственную плотность в направлении HUDF
жения не слишком надежны, поскольку на рис. 3
мы сравниваем наблюдаемые светимости далеких
(его угловой размер равен примерно 10-6 стеради-
галактик, видимых с ребра, со светимостями близ-
ан), мы получили, что в пределах z ≤ 2 в поле долж-
ких галактик. Из-за ориентации с ребра далекие
но наблюдаться примерно 90 галактик. Ожидаемое
галактики выглядят слабее на ∼1m по сравнению
распределение этих 90 галактик по светимости
с галактиками, ориентированными плашмя. Но, с
изображено на рис. 2 штриховой линией.
другой стороны, галактики на z ∼ 1 должны быть
ярче, чем близкие объекты, примерно на 1m из-
На рис. 3 видно, что для ярких (с M(B) ≤ -18m)
за эволюции их светимости. Оба эффекта могут
объектов количество отобранных в HUDF галак-
частично компенсировать друг друга, и поэтому
тик приближенно согласуется с ожидаемым. На-
для иллюстративных целей мы все же сравниваем
блюдательная селекция при отборе более слабых
светимости близких и далеких галактик на рис. 3.
галактик, по-видимому, гораздо сильнее. Следова-
Еще один трудно учитываемый фактор — эво-
тельно, для ярких галактик наша выборка, веро- люция свойств самих спиральных галактик. Из-за
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
614
РЕШЕТНИКОВ и др.
этого эффекта многие из далеких галактик, выгля-
Падиллы, Страусса (2008) и Родригеза, Падил-
дящих на z ∼ 1 неправильными и асимметричными,
лы (2013) толщина спиральных галактик оценива-
к z ∼ 0 могут эволюционировать в типичные спи-
лась на основе изучения распределений галактик
ральные галактики с тонкими звездными дисками.
из SDSS по видимым сжатиям. В качестве види-
мых сжатий в этих работах бралось приводимое
в SDSS отношение осей, найденное аппрокси-
Относительная толщина звездных дисков
мацией галактик экспоненциальной моделью. По
данным первой статьи истинная сплюснутость дис-
Среднее значение отношения радиальных и вер-
ков спиральных галактик составляет 0.21 ± 0.02,
тикальных экспоненциальных масштабов дисков
по данным второй — 0.27 ± 0.009. Эти значения
для всей выборки (58 галактик) в полосе i775 со-
соответствуют hr/hz = 4.8 и 3.7 и близки к нашим
ставляет 〈hr/hz 〉 = 4.02 ± 1.28. Если ограничиться
данным для далеких галактик. С другой стороны,
только объектами классов 1 и 2, характеризующих
детальное моделирование структуры близких види-
вероятность отнесения к видимым с ребра галакти-
мых с ребра галактик противоречит столь большим
кам и качество декомпозиции, то 〈hr/hz 〉 = 4.61 ±
значениям толщин звездных дисков (см. ссылки
± 0.98 (22 галактики). В фильтре V606 соответ-
выше).
ствующие значения равны 〈hr/hz 〉 = 4.46 ± 1.45 и
На рис. 5 показано положение видимых с реб-
〈hr/hz〉 = 5.27 ± 1.23.
ра галактик с классами eon и fit, равными 1 и
2, на плоскости абсолютная звездная величина —
Эти средние значения выглядят меньшими (то
отношение масштабов диска в полосе i775. На
есть диски галактик являются более толстыми) по
этом же рисунке изображены данные из катало-
сравнению со спиральными галактиками в близкой
га близких видимых с ребра галактик (Бизяев и
области Вселенной. Например, в самом большом
др., 2014). Видно, что галактики из HUDF распо-
современном каталоге видимых с ребра галак-
лагаются вдоль нижней огибающей распределения
тик, содержащем более 5000 объектов (Бизяев
для близких спиральных галактик, то есть там,
и др., 2014), средние значения этого отношения
где находятся самые толстые наблюдаемые диски.
варьируются от 6.34 в фильтре i до
7.14
в g
Тонкие звездные диски с отношением экспоненци-
(здесь учтено, что hz = z0/2; g и i — фильтры об-
альных масштабов ≈10 среди галактик на z ≈ 1,
зора SDSS1 ). Другие выборки видимых с ребра
по-видимому, очень редки.
галактик также свидетельствуют о более тонких
Пониженное отношение hr/hz у далеких галак-
звездных дисках близких спиральных галактик:
тик в первом приближении может быть объяснено
например, 7.4±2.6 (фильтр I, де Грис, 1998), 16 ±
двумя причинами: 1) повышенной (в абсолютном
± 4 (Sc/Sd галактики в фильтре R, Шварцкопф,
выражении) толщиной их дисков, 2) более корот-
Деттмар, 2000), 7.3 ± 2.2 (I, Крегел и др., 2002), 9.6
кими дисками в радиальном направлении.
(K, Бизяев, Митронова, 2002), 7.1 (J, Мосенков
На рис. 6 проводится сравнение характеристик
и др., 2010), 8.26 ± 3.44 (Де Гейтер и др., 2014),
изображенных на рис. 5 галактик из HUDF с пара-
8.81 ± 2.78 (Петерс и др., 2017). В последних двух
метрами близких объектов на плоскостях абсолют-
работах относительные толщины дисков получены
ная звездная величина галактики-вертикальный
одновременным моделированием галактик в филь-
экспоненциальный масштаб (в кпк) и абсолютная
трах g, r, i и z обзора SDSS. В статьях Крегела
звездная величина-радиальный масштаб (в кпк).
и др. (2002), Де Гейтера и др. (2014) и Петерса
На рис. 6a видно, что далекие спиральные га-
и др. (2017) для описания структуры галактик
лактики, хотя и с большим разбросом, в целом сле-
использована такая же фотометрическая модель,
дуют зависимости светимость-толщина звездного
как и в нашей работе. Данные остальных статей
диска для объектов близкой области Вселенной.
пересчитаны с учетом соотношения hz = z0/2.
Для радиальных шкал (рис. 6b) ситуация выглядит
по-другому: характеристики относительно слабых
Отметим, что мы сравниваем наблюдаемые от-
далеких галактик с M(B) ≥ -18m находятся в той
носительные толщины галактик из HUDF с анало-
же области, что у близких объектов, в то время как
гичными значениями для видимых с ребра близких
более яркие галактики демонстрируют относитель-
галактик. Это связано с тем, что в ориентации
но короткие звездные диски.
с ребра звездные диски выглядят более протя-
Чтобы проверить эту особенность, мы нанес-
женными из-за интегрирования излучения вдоль
луча зрения. Этот эффект может внести определен-
ли на плоскость M(B) — hr характеристики 49
ную систематику в измеряемые разными способами
спиральных галактик с z = 0.7-1.3 (〈z〉 = 0.92 ±
значения радиальных шкал. Например, в работах
± 0.14) из работы Миллер и др. (2011) (открытые
кружки на рис. 6b). Галактики из статьи Миллер
и др. (2011) имеют произвольную (не с ребра)
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ
615
25
20
15
10
5
0
14
16
18
20
22
M(B)
Рис. 5. Распределение галактик из HUDF на плоскости абсолютная звездная величина галактики M(B) — отношение
радиального и вертикального масштабов звездных дисков в фильтре i775 (кружки). Точками показаны характеристики
близких спиральных галактик в полосе g согласно Бизяеву и др. (2014).
ориентацию, и они были отобраны в поле GOODS
показывают признаков эволюции, в то время как
Космического телескопа “Хаббл”. На рисунке хо-
яркие спиральные галактики от z ∼ 1 к настоящей
рошо видно, что далекие объекты из этой рабо-
эпохе должны вырасти в 2-3 раза. С другой сто-
ты располагаются на плоскости M(B) — hr ниже
роны, вертикальная шкала спиральных галактик не
близких галактик и образуют с галактиками из
показывает признаков заметной эволюции при z ≤
HUDF единую последовательность, уклоняющу-
≤ 1 (рис. 6a). Следовательно, повышенная отно-
юся от последовательности для объектов на z ∼
сительная толщина звездных дисков спиральных
∼ 0. Галактики из работы Миллер и др. (2011)
галактик на z ∼ 1 объясняется в первую очередь
в среднем ярче объектов нашей выборки (учет
меньшими радиальными размерами их дисков.
внутреннего поглощения не компенсирует различие
Полученные результаты находятся в согласии с
светимостей), так что в целом результаты наших
численными расчетами в рамках ΛCDM космоло-
работ дополняют друг друга.
гии. Например, в работе Брука и др. (2006) было
На рис. 5 и 6 мы сравниваем наблюдения дале-
показано, что на z ∼ 1 вертикальные шкалы звезд-
ких галактик в фильтре i775 c данными для близких
ных дисков уже близки к современным, а ради-
галактик в фильтре g (эффективная длина волны
альные заметно короче. Количественное согласие
результатов выглядит хорошим. Так, по данным
фильтра ≈4600
A). Это не вполне корректно, по-
скольку из-за космологического красного смеще-
табл. 2 работы Брука и др. (2006), спиральная га-
ния у объектов на z ≈ 1 наблюдаемой полосе i775
лактика на z ∼ 0.9 с M(B) = -21m. 1 (в положении
“с ребра” она будет примерно на 1m слабее), hr =
соответствует область длин волн λ ≈ 3500-4000
A
= 2.9 кпк, hz = 0.63 кпк проэволюционирует к z =
в системе покоя галактики. Вертикальная шкала
=0 в галактику с M(B)=-19m. 7, hr = 4.1 кпк
дисков галактик слабо зависит от длины волны
(см. ранее), поэтому для них отличие цветовых
и hz = 0.65 кпк. Таким образом, между z ∼ 0.9 и
полос не играет большой роли. Радиальные экспо-
современной эпохой относительная толщина мо-
ненциальные масштабы показывают зависимость
дельной галактики изменилась от hr/hz = 4.6 до
от длины волны: значения hr в среднем уменьша-
6.6, причем это изменение произошло за счет роста
ются с ростом λ. С учетом этого эффекта отличие
галактики в радиальном направлении.
далеких и близких галактик на рис. 5 и 6 становится
В работе Брукса и др. (2011) на основе числен-
еще более выраженным.
ного моделирования было показано, что эволюция
Таким образом, результаты нашей работы в
дисковых галактик зависит от их массы. Массив-
сочетании с данными Миллер и др. (2011) могут
ные спиральные галактики при z ≤ 1 в основном
свидетельствовать в пользу дифференциальной
растут в радиальном направлении, у маломассив-
эволюции радиальных размеров спиральных га-
ных изменение размеров выражено слабее, зато
лактик при z ≤ 1: объекты малой светимости не
сильнее меняется светимость (см. табл. 3 в Брукс
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
616
РЕШЕТНИКОВ и др.
0.5
(a)
0
0.5
1.0
14
16
18
20
22
M(B)
1.5
(b)
1.0
0.5
0
0.5
14
16
18
20
22
M(B)
Рис. 6. Распределение галактик из HUDF (заполненные кружки) на плоскостях M(B) — вертикальный масштаб
диска (a), M(B) — радиальный масштаб диска (b). Значения масштабов относятся к полосе i775. Открытые кружки —
параметры далеких спиральных галактик из работы Миллер и др. (2011) (фильтр z850). Точками показаны характеристики
близких спиральных галактик в полосе g согласно Бизяеву и др. (2014).
и др., 2011). Рост размеров спиральных галактик
и i775 был выполнен анализ двумерных распреде-
осуществляется за счет внешней аккреции веще-
лений яркости и были определены радиальный и
ства и поглощения спутников.
вертикальный экспоненциальные масштабы рас-
пределения яркости.
Основные результаты нашей работы следую-
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
щие:
— Вертикальная шкала звездных дисков спи-
На основе анализа изображений Сверхглубо-
ральных галактик не показывает существенной
кого поля Космического телескопа “Хаббл” сфор-
эволюции при z ≤ 1.
мирована выборка из 58 кандидатов в видимые с
ребра спиральные галактики на среднем красном
— Относительная толщина дисков далеких га-
смещении z ∼ 1. Для всех галактик в фильтрах V606 лактик в среднем превышает толщину дисков близ-
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
ВИДИМЫЕ С РЕБРА ГАЛАКТИКИ
617
ких спиральных галактик. Тонкие звездные диски
11.
де Грис (R. de Grijs), MNRAS 299, 595 (1998).
на z ∼ 1, по-видимому, очень редки.
12.
Засов А.В., Макаров Д.И., Михайлова Е.А., Пись-
— Получены указания в пользу дифференци-
ма в Астрон. журн. 17, 884 (1991) [A.V. Zasov et al.,
альной эволюции экспоненциальных масштабов
Astron. Lett. 17, 374 (1991)].
звездных дисков галактик: яркие спиральные га-
13.
Инами и др. (H. Inami, R. Bacon, J. Brinchmann,
лактики на z ∼ 1 выглядят укороченными по срав-
J. Richard, T. Contini, S. Conseil, S. Hamer,
нению с близкими объектами, галактики малой
M. Akhlaghi, et al.), Astron. Astrophys. 608, A2
светимости не показывают признаков эволюции.
(2017).
Результаты работы основаны на небольшой вы-
14.
Ирвин (P. Erwin), Astrophys. J. 799, id. 226 (2015).
борке галактик и, несомненно, нуждаются в под-
15.
Кое и др. (D. Coe, N. Benitez, S.F. Sanchez, M. Jee,
тверждении на большем числе объектов. В целом,
R. Bouwens, and H. Ford), Astron. J. 132, 926
наши наблюдательные данные находятся в согла-
(2006).
сии с современными представлениями об эволюции
16.
Крегел и др. (M. Kregel, P.C. van der Kruit, and R. de
дисковых подсистем галактик и они могут быть
Grijs), MNRAS 334, 646 (2002).
использованы для тестирования разных моделей
17.
Крист и др. (J.E. Krist, R.N. Hook, and F. Stoehr),
эволюции спиральных галактик.
Proc. SPIE 8127, id. 81270J (2011).
Работа выполнена при поддержке Российско-
18.
Макаров и др. (D.I. Makarov, N.A. Zaitseva, and
го Научного Фонда (грант 19-12-00145). Авторы
D.V. Bizyaev), MNRAS 479, 3373 (2018).
благодарны А.В. Мосенкову за полезные замеча-
19.
Миллер и др. (S.H. Miller, K. Bundy, M. Sullivan,
ния.
R.S. Ellis, and T. Treu), Astrophys. J. 741, 115
(2011).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
20.
Мосенков и др. (A.V. Mosenkov, N.Ya. Sotnikova,
1. Беквит и др. (S.V.W. Beckwith, M. Stiavelli,
and V.P. Reshetnikov), MNRAS 401, 559 (2010).
A.M. Koekemoer, J.A.R. Caldwell, H.C. Ferguson,
21.
Мосенков и др. (A.V. Mosenkov, F. Allaert, M. Baes,
R. Hook, R.A. Lucas, L.E. Bergeron, et al.), Astron.
S. Bianchi, P. Camps, G. De Geyter, I. De Looze,
J. 132, 1729 (2006).
J. Fritz, et al.), Astron. Astrophys. 592, A71 (2016).
2. Бертин, Арно (E. Bertin and S. Arnouts), Astron.
22.
Петерс и др. (P.C. Peters, G. de Geyter, P.C. van der
Astrophys. Suppl. Ser. 117, 393 (1996).
Kruit, and K.C. Freeman), Mon. Not. Roy. Astron.
3. Бизяев, Митронова (D. Bizyaev and S. Mitronova),
Soc. 464, 48 (2017).
Astron. Astrophys. 389, 795 (2002).
23.
Рафелски и др. (M. Rafelski, H.I. Teplitz,
4. Бизяев и др. (D.V. Bizyaev, S.J. Kautsch,
J.P. Gardner, D. Coe, N.A. Bond, A.M. Koekemoer,
A.V. Mosenkov, V.P. Reshetnikov, N.Ya. Sotnikova,
N. Grogin, P. Kurczynski, et al.), Astron. J. 150, id.
N.V. Yablokova, and R.W. Hillyer), Astrophys. J. 787,
id.24 (2014).
31 (2015).
5. Бизяев и др. (D.V. Bizyaev, S.J. Kautsch,
24.
Решетников и др. (V.P. Reshetnikov, R.-J. Dettmar,
N.Ya.
Sotnikova,
V.P.
Reshetnikov,
and
and F. Combes), Astron. Astrophys. 399, 879 (2003).
A.V. Mosenkov), MNRAS 465, 3784 (2017).
25.
Сирианни и др. (M. Sirianni, M.J. Jee, N. Benitez,
6. Бикер и др. (J. Bicker, U. Fritze-v.Alvensleben,
J.P. Blakeslee, A.R. Martel, G. Meurer, M. Clampin,
C.S. Moller, and K.J. Fricke), Astron. Astrophys.
G. De Marchi, et al.), Publ. Astron. Soc. Pacif. 117,
413, 37 (2004).
1049 (2005).
7. Брук и др. (Ch.B. Brook, D. Kawata, H. Martel,
B.K. Gibson, and J. Bailin) Astrophys. J. 639, 126
26.
Шварцкопф, Деттмар (U. Schwarzkopf and R.-
(2006).
J. Dettmar), Astron. Astrophys. 361, 451 (2000).
8. Брукс и др. (A.M. Brooks, A.R. Solomon,
27.
Талли и др. (R.B. Tully, M. J. Pierce, J.-Sh. Huang,
F. Governato, J. McCleary, L.A. MacArthur,
W. Saunders, M.A.W. Verheijen, and P.L. Witchalls),
C.B.A. Brook, P. Jonsson, T.R. Quinn, et al.),
Astron. J. 115, 2264 (1998).
Astrophys. J. 728, 51 (2011).
28.
Элмегрин и др. (D.M. Elmegreen, B.G. Elmegreen,
9. ван дер Круит, Сирл (P.C. van der Kriut, and
D.S. Rubin, and M.A. Schaffer), Astrophys. J. 631,
L. Searl), Astron. Astrophys. 95, 105 (1981).
85 (2005).
10. Де Гейтер и др. (G. De Geyter, M. Baes, P. Camps,
J. Fritz, I. De Looze, Th.M. Hughes, S. Viaene, and
29.
Элмегрин, Элмегрин (B.G. Elmegreen and
G. Gentile), MNRAS 441, 869 (2014).
D.M. Elmegreen), Astrophys. J. 650, 644 (2006).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 45
№9
2019
