ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 5, с. 307-316

ПРОТЯЖЕННЫЙ ГАЗОВЫЙ ДИСК В S0 ГАЛАКТИКЕ NGC 4143

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

²Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

Поступила в редакцию 24.03.2020 г.

После доработки 24.03.2020 г.; принята к публикации 24.03.2020 г.

Представлены результаты спектрального исследования линзовидной галактики NGC 4143 — перифе-

рийного члена скопления галактик Ursa Major. Используя наблюдения на 6-м телескопе САО РАН

с прибором SCORPIO-2 и архивные данные панорамной спектроскопии с прибором SAURON на

телескопе WHT, мы обнаружили в этой линзовидной галактике протяженный наклонный газовый

диск, спин которого примерно противоположен по направлению спину звездного диска вплоть до

расстояния от центра около 3.5 кпк. Изображения галактики в эмиссионных линиях Hα и [NII]λ6583,

полученные на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ с прибором MaNGaL, показали, что эмиссионные

линии возбуждены ударной волной. В распределении яркости линий ионизованного газа (Hα и

[NII] по данным MaNGaL и [OIII] по данным SAURON) хорошо заметна спиральная структура,

отсутствующая в звездном диске галактики. Комплексный анализ — как распределения Ликских

индексов вдоль радиуса, так и интегральных цветов, включающих измерения в ультрафиолете с

космическим телескопом GALEX и измерения в ближнем инфракрасном диапазоне с космическим

телескопом WISE, — показал, что в галактике отсутствует звездообразование, возможно, уже в

течение последних 10 млрд лет. Таким образом, недавнее событие аккреции внешнего газа в NGC 4143

не сопровождалось звездообразованием, что, вероятно, связано с наклонным направлением натекания

газа на диск.

Ключевые слова: диски галактик, структура галактик, эволюция галактик.

DOI: 10.31857/S0320010820050071

ВВЕДЕНИЕ

близких S0 галактик, в которых наблюдаются про-

тяженные, регулярно вращающиеся газовые диски

Линзовидные галактики традиционно относят-

(Сильченко и др., 2019). Оказалось, что отсутствие

ся к галактикам ранних типов, ярким признаком

звездообразования может быть вызвано наклон-

которых являются красный цвет и отсутствие ви-

ным направлением падения газа на диск галактики:

димых следов текущего звездообразования. Од-

газ при этом испытывает ударное возбуждение,

нако обзоры представительных выборок близких

разогревается и не может сколлапсировать в звез-

галактик ранних типов, например, в рамках проекта

ды. Таким образом, для формирования морфоло-

ATLAS-3D (Каппеллари и др., 2011), показывают,

гического типа галактики может быть важно не

что очень многие — а в разреженном окружении

только само присутствие газа, но и направление, с

большинство — линзовидные галактики обладают

которого он приходит в галактику.

протяженными газовыми дисками (Уэлш, Сэйдж,

2003; Сэйдж, Уэлш, 2006; Уэлш и др., 2010; Дэвис

В настоящей заметке мы представляем еще од-

и др., 2011). Но только менее половины богатых

ну линзовидную галактику, в которой есть протя-

газом S0-галактик показывают хотя бы слабые

женный газовый диск, но, по-видимому, нет со-

признаки текущего звездообразования (Подж, Эс-

всем молодых звезд. Это линзовидная галакти-

кридж, 1993). Если линзовидные галактики поля

ка средней светимости NGC 4143 (M_H = -23.4,

точно так же аккрецируют внешний холодный газ,

NED). Обнаруженный нами газовый диск состоит

как и спиральные, почему в их дисках не идет

из ионизованного теплого газа; на этот раз холод-

должным образом звездообразование? Пытаясь

ный нейтральный водород и молекулярный газ не

ответить на этот вопрос, мы недавно проанали-

были зарегистрированы (Янг и др., 2011; Серра

зировали поля скоростей для небольшой выборки

и др., 2012). Галактика принадлежит скоплению

Ursa Major (Талли и др., 1996), в котором мно-

^*Электронный адрес: olga@sai.msu.su

го спиральных галактик, которое еще не срелак-

307

308

СИЛЬЧЕНКО и др.

Gas [NII]

измерять кинематику звезд вплоть до оптических

1200

NGC 4143, PA = 144

Gas H alpha

границ галактики. Лучевые скорости газовой ком-

1100

поненты измерялись путем гаусс-анализа бленды

1000

эмиссионных линий Hα+[NII]λλ6548, 6583 и аб-

сорбционной линии Hα. Результаты кинематиче-

900

ских измерений — радиальные профили лучевых

800

скоростей газа и звезд — представлены на рис. 1.

700

Кроме протяженных одномерных кинематиче-

ских разрезов, полученных с длинной щелью, в

r, arcsec

нашем распоряжении были двумерные карты лу-

Рис. 1. Радиальный профиль лучевых скоростей газа и

чевых скоростей газа и звезд для центра галак-

звезд в NGC 4143 вдоль большой оси внешних изофот.

тики, полученные со спектрографом интегрального

Звездочками представлены скорости звездного ком-

поля SAURON (Бакон и др., 2001). Галактика

понента, другими значками — скорости ионизованного

NGC 4143 наблюдалась в рамках проекта ATLAS-

газа, измеренные по разным эмиссионным линиям.

3D (Каппеллари и др., 2011) на 4.2-м телескопе

Вильяма Гершеля на Канарах. Сырые данные были

сировало структурно (оно состоит из нескольких

затребованы нами из открытого архива ING (Isaac

богатых групп, Караченцев и др., 2013; Пак и др.,

Newton Group) Кембриджского Института Аст-

2014), и в котором нет признаков присутствия и

рономии и обработаны по оригинальной методике

воздействия на галактики горячей межгалактиче-

(Сильченко, 2005). Размер поля зрения спектро-

ской среды (Верхейен, Санчизи, 2001). Немногие

графа SAURON 33^′′ × 41^′′, один пространствен-

линзовидные галактики — члены Ursa Major — ак-

ный элемент 0.94 × 0.94 сек. дуги, спектральное

тивно аккрецируют межгалактический нейтраль-

разрешение — около 4

A. Поля скоростей звезд

ный водород (NGC 4026 и NGC 4111, Серра и

и газа для NGC 4143 показаны на рис. 2. Они

др., 2012; NGC 4138, Джор и др., 1996). Сама

были проанализированы методом наклонных колец

же галактика NGC 4143 расположена на пери-

(tilted rings) в модификации Алексея Моисеева

ферии скопления, и конкретно вокруг нее в линии

(программа DETKA, Моисеев и др., 2004). Была

21 см ничего не было замечено. Однако в рам-

прослежена ориентация кинематической большой

ках спектрального обзора ATLAS-3D (Каппеллари

оси обеих компонент, звездной и газовой; кинема-

и др., 2011) в галактике была зарегистрирована

тическая большая ось в случае кругового вращения

эмиссионная линия [OIII]λ5007, и поле скоростей

должна совпадать с линией узлов диска. Изме-

ионизованного газа в центре галактики оказалось

рения ориентации кинематической большой оси

достаточно необычным. Мы решили предпринять

удалось протянуть по данным SAURON вплоть до

наше собственное исследование этой линзовидной

расстояния от центра около 20^′′.

галактики, хорошо вписавшейся в проблематику

Фотометрический анализ структуры галакти-

отсутствия звездообразования в газовых дисках

ки был неоднократно представлен в литературе.

линзовидных галактик.

Двумерная декомпозиция изображения NGC 4143

предпринималась Лаурикайнен и др. (2010, 2011)

и Питером Эрвином в серии работ: Эрвин и Спарк

НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ

(2003), Эрвин и др. (2005), Эрвин и др. (2008). Мы

Спектральные наблюдения с длинной щелью

дополнительно провели изофотный анализ изоб-

осуществлялись в ночь 2/3 марта 2016 г. на редук-

ражения NGC 4143 в фильтрах g и r по данным

торе светосилы прямого фокуса на 6-м телескопе

обзора SDSS, релиз 9 (Ан и др., 2012), результаты

САО РАН SCORPIO-2 (Афанасьев и Моисеев

которого показаны на рис. 3.

2011), с гризмой VPHG1200@540 и спектральным

Также были проведены наблюдения на 2.5-м

разрешением 5˚A. Щель шириной 1^′′ и длиной око-

телескопе КГО ГАИШ МГУ (Корнилов и др.,

2014) с новым прибором — картировщиком узких

ло 6^′ была сориентирована вдоль большой оси изо-

эмиссионных линий MaNGaL (Mapper of Narrow

фот галактики, в P A = 144 deg. Суммарная экс-

Galaxy Lines, Моисеев и др., 2020). MaNGaL явля-

позиция составила 1 ч при качестве изображений

ется фотометром с перестраиваемым фильтром на

около 2.5^′′. Измерения лучевых скоростей звезд-

ной компоненты проводились с помощью кросс-

базе сканирующего интерферометра Фабри-Перо

с шириной инструментального контура (FWHM)

корреляции поэлементных спектров, взятых вдоль

щели на разных расстояниях от центра галакти-

около

A. Детектор — низкошумящая ПЗС-

ки, со спектром звезды класса K1.5III HD 72184,

камера iKon-M934 форматом 1024 × 1024 пиксе-

снятым в ту же ночь с той же аппаратурой. Дан-

ля — использовался в режиме аппаратного бин-

ные получились довольно глубокие, позволяющие

нинга 2 × 2 для экономии времени считывания и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

ПРОТЯЖЕННЫЙ ГАЗОВЫЙ ДИСК

309

Stellar LOS velocity, km/s

[OIII] LOS velocity, km/s

700

800

900

1000

1100

1200

700

800

900

1000

1100

1200

X (arcsec)

Рис. 2. Поле скоростей звезд и газа в центре NGC 4143, рассчитанное по данным спектрографа интегрального поля

SAURON. Ориентацию картинки показывают стрелки, направленные на север и на восток, в верхнем левом углу карты.

Изофотами наложено распределение поверхностной яркости в континууме на длине волны 5100

A для поля скоростей

звезд и в эмиссии [OIII]λ5007 — для поля скоростей газа.

180

0.6

NGC 4143

r band

NGC 4143

r band

g band

170

0.5

160

0.4

150

0.3

140

0.2

130

0.1

120

a, arcsec

Рис. 3. Результаты изофотного анализа изображений NGC 4143, полученных в обзоре SDSS: радиальные вариации

позиционного угла большой оси и эллиптичности изофот.

уменьшения шумов. Итоговый масштаб составил

в ночь

13/14

апреля

2018

г. с суммарными

0.66^′′/пиксель. Во время наблюдений последо-

экспозициями 2400 сек в Hα и континууме и

вательно выполнялись накопления изображений

2100 с в [NII]λ6583; пространственное разрешение

при настройке полосы фильтра на эмиссионные

на суммарных изображениях — 2.3^′′. Обработка

линии Hα и [NII]λ6583 (с учетом средней скорости

данных MaNGaL мало отличается от обычных

галактики и гелиоцентрической поправки) и на

прямых снимков с узкими фильтрами и описана в

континуум, смещенный на 50˚A в синюю сторону от

статье Моисеева и др. (2020). После вычитания

Hα. Такие серии экспозиций позволяют усреднить

континуума мы получили карты полного поля

вклад от вариаций атмосферной прозрачности и

галактики в эмиссионных линиях Hα и [NII]λ6583.

качества изображений. Наблюдения выполнялись

Это позволило не только изучить морфологию

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

310

СИЛЬЧЕНКО и др.

ионизованного газа, но и, поделив одно двумерное

области галактики. В случае кругового вращения

распределение интенсивности эмиссионной линии

внутри круглого диска в осесимметричном потен-

на другое, оценить отношения сильных эмисси-

циале ориентация большой оси эллиптических изо-

онных линий азота и водорода по всему диску

фот (а круг при произвольном наклоне к нашему

галактики; с помощью измерений этого отношения

лучу зрения в проекции должен выглядеть именно

можно ограничить механизм возбуждения ионизо-

как эллипс) будет совпадать с линией узлов дис-

ванного газа.

ка, а максимальная проекция скорости вращения

В связи с тем, что относительная яркость

на луч зрения тоже будет именно на линии уз-

эмиссий невелика (в диске галактики EW(Hα)

лов, так что направление видимого максимального

градиента лучевой скорости вращающейся ком-

лежит в пределах

0.5-1.5

Å),

мы контроли-

поненты галактики в этом случае должно быть

ровали точность вычитания континуума в дан-

тоже вдоль линии узлов: фотометрическая большая

ных MaNGaL, используя наши спектральные

ось должна совпадать с кинематической. Если же

измерения со SCORPIO-2. Коэффициенты, на

‘пробная точка’ вращается в неосесимметричном

которые домножались изображения в континууме,

потенциале — например, в центре диска галактики

подбирались так, чтобы обеспечить наилучшее

с баром, — то, как показали в своих модельных

согласие между наблюдаемыми распределениями

расчетах Вотрен и Дейонг (1997), большие оси,

эквивалентных ширин EW(Hα) и EW([NII]) вдоль

фотометрическая и кинематическая, должны раз-

большой оси галактики по данным спектроскопии

ворачиваться в разные стороны от линии узлов (см.

и в изображениях с MaNGaL. Отличие этих

также обсуждение и ссылки в работе Моисеев и

коэффициентов от определяемых по звездам

др., 2004). Что же мы видим на рис. 4 для галактики

фона (как предполагает стандартная методика

‘с баром’ NGC 4143?

при работе с узкополосными изображениями)

составило всего 2-4%, что находится в пределах

Измерения ориентации кинематической боль-

разумных предположений об отличии средних

шой оси звездного компонента легли строго по

распределений энергии в континууме звезд фона и

линии узлов, несмотря на заявленное на основании

самой галактики.

анализа фотометрических данных присутствие ба-

ра (Лаурикайнен и др., 2010, 2011; Эрвин, Спарк,

2003). Ориентация кинематической большой оси

РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ

газового компонента не просто отклонилась от ли-

И профиль лучевых скоростей газа и звезд

нии узлов звездного диска галактики — она совпа-

вдоль большой оси (рис. 1), и двумерные карты

ла с ориентацией изофот на радиусе R ≈ 15^′′-20^′′.

лучевых скоростей газа и звезд для центральной

И если разворот кинематической большой оси га-

части NGC 4143 (рис. 2) показывают, что газ в

зового компонента в самом центре галактики, на

галактике вращается в противоположном на-

R < 5^′′, можно проинтерпретировать как некру-

правлении по отношению к звездам; причем на-

говые движения газа (чистые радиальные пото-

блюдения с длинной щелью демонстрируют это

ки покажут разворот ориентации максимального

противовращение на всем протяжении газового

градиента лучевой скорости на 90^◦ относительно

диска — до 45^′′ (3.5 кпк) от центра.

кинематической оси кругового вращения), то в об-

Если мы посмотрим на правый рис. 2, где пред-

ласти максимального разворота изофот поведение

ставлено двумерное поле скоростей газа в цен-

газа нельзя интерпретировать как некруговое вра-

тральной области галактики, измеренное по эмис-

щение. Это больше похоже на наклонный диск,

сионной линии [OIII]λ5007, то мы увидим некру-

который к тому же имеет и звездный компонент.

говые движения: распределение поверхностной яр-

Действительно, если мы посмотрим на резуль-

кости эмиссионной линии [OIII]λ5007 выглядит как

таты изофотного анализа изображений галактики

однорукавная спираль, вдоль которой наблюдается

(рис. 3), то увидим, что на радиусе максимального

избыток лучевой скорости ионизованного, высоко-

разворота изофот, R = 17^′′, который предыдущие

возбужденного газа. Переключение относительных

исследователи интерпретировали как конец бара,

скоростей газа с плюса на минус при переходе

эллиптичность изофот строго равна эллиптичности

от внешней стороны спирали к внутренней мо-

внешних изофот диска. Если бы причиной разво-

жет быть проявлением радиального течения газа

рота изофот был бар, то при таком небольшом

к центру вдоль спирали, представляющей собой

отклонении ориентации бара от линии узлов можно

ударный фронт.

было бы ожидать повышенную эллиптичность изо-

На рис. 4 сравниваются фотометрические и

фот именно на этом радиусе, чего не наблюдается.

кинематические параметры, полученные методом

Похоже, и изофотный, и кинематический анализы

наклонных колец из двумерных полей скоростей; а

данных для центральной области NGC 4143 свиде-

именно, сравниваются ориентации кинематических

тельствуют, скорее, в пользу центрального наклон-

и фотометрических больших осей в центральной

ного диска, содержащего звездный компонент, свя-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№5

ПРОТЯЖЕННЫЙ ГАЗОВЫЙ ДИСК

311

200

Isophote r band SDSS

Kinem. stars SAURON

180

Kin. gas [OIII] SAURON

160

140

120

a, arcsec

Рис. 4. Сравнение ориентации кинематических (для газа и звезд) и фотометрических больших осей. К значениям

позиционного угла кинематической оси звездного компонента прибавлено 180^◦. Пунктирной горизонтальной линией

показана ориентация линии узлов, определенная по самым внешним изофотам звездного диска.

занный с ориентацией плоскости вращения газа —

онной линии Hα, меньше 1

. Таким образом, и

газового диска.

в областях с минимальным отношением потоков

эмиссионных линий азота и водорода газ возбуж-

С помощью прибора MaNGaL на 2.5-м теле-

ден не молодыми звездами, а, скорее всего, ударом,

скопе КГО ГАИШ МГУ мы получили изображе-

поскольку эти спирали в пространственном смысле

ния полного поля галактики в узких эмиссионных

далеки от активного ядра типа LINER в NGC 4143

линиях [NII]λ6583 и Hα, а также, разделив одно

(Сид Фернандес и др., 2010). Такая физика возбуж-

на другое, карту отношений потоков этих эмисси-

дения газа абсолютно согласуется с его кинемати-

онных линий (рис. 5). Отношение линий низкого

кой. Действительно, когда газовый диск вращается

возбуждения, каковой является линия [NII]λ6583,

с существенным наклоном по отношению к эквато-

к эмиссионной линии водорода является хорошим

риальной плоскости гравитационного потенциала

индикатором механизма возбуждения газа. Погра-

звездного диска, при каждом пересечении газовы-

ничным отношением [NII]λ6583 к Hα является зна-

ми облаками потенциальной ямы звездного диска в

чение 0.5: для газа, возбужденного молодыми мас-

газе развивается ударная волна (Вакаматсу, 1993).

сивными звездами, это отношение всегда меньше

Однорукавная спираль, которую мы видим на кар-

0.5 (Кьюли, Эллисон, 2008). Вторым необходимым

тах поверхностной яркости эмиссионных линий,

признаком возбуждения газа молодыми звездами

и которая отсутствует на картах распределения

является достаточно большая эквивалентная ши-

поверхностной яркости в континууме и в широко-

рина эмиссионной линии Hα: хотя нижним преде-

полосных цветах, т.е. не связана ни со звездным

лом ее при наличии звездообразования является

населением, ни с пылью, может быть проявлени-

значение 1

A (Сид Фернандес и др., 2010), обычно

ем двухпотоковой неустойчивости, обусловленной

динамическим взаимодействием в центре галактики

требуют, чтобы EW(Hα) превосходила 3˚A. Если с

двух противовращающихся подсистем — звездной

позиций этих критериев мы проанализируем рис. 5,

и газовой (Ловлас и др., 1997).

то обнаружим, что газ в NGC 4143 возбужден

не молодыми звездами, а, скорее всего, ударными

волнами. Морфология изображений галактики в

ОБСУЖДЕНИЕ

потоках эмиссионных линий показывает наличие

спиралей, причем спирали в потоках [NII] и Hα

Есть ли молодые звезды в NGC 4143?

совпадают в центральной области со спиралями

в эмиссионной линии [OIII] по данным SAURON.

Мы оценили средний возраст звездного населе-

И как раз локализация этих спиралей совпадает с

ния вдоль радиуса NGC 4143, применяя к измерен-

максимальным отношением потоков эмиссионных

ным на разных расстояниях от центра Ликским ин-

линий азота и водорода: [NII]/Hα > 1.5 (рис. 5,

дексам эволюционную модель “простых звездных

правый нижний). Интересно, что если мы обопрем-

населений” (Томас и др., 2003), подразумевающую

ся на спиральный узор этого последнего рисунка,

одну короткую вспышку звездообразования. Эта

то минимальному отношению [NII]6583/Hα ≤ 0.5,

модель заведомо применима для ядра и балджа

обрисовывающему этот узор, будет соответство-

галактики, так как наши измерения Ликских ин-

вать минимальная эквивалентная ширина эмисси-

дексов магния и железа показывают, что в центре

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

312

СИЛЬЧЕНКО и др.

NGC 4143 continuum

NGC 4143 H

, arcsec

NGC 4143 [NII]/H

0.5

1.0

1.5

2.0

NGC 4143 [NII] 6583

, arcsec

Рис. 5. Изображения NGC 4143 в узких спектральных полосах, центрированных на континуум и на эмиссионные линии

Hα и на [NII]λ6583 (после вычитания континуума), полученные с прибором MaNGaL на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ;

а также карта отношения потоков в эмиссионных линиях [NII]λ6583 и Hα. На изображении в континууме показана

область, наблюдавшаяся ранее с прибором SAURON.

NGC 4143 отношение обилий магния и железа при-

ного населения галактики/участка галактики, име-

мерно в 2 раза выше солнечного (рис. 6, левый), а

ют своим параметром возраст звездного населе-

это говорит о короткой длительности эпохи звездо-

ния, т.е. время, прошедшее после этой основной

образования, меньше 1 млрд лет. В диске галактики

вспышки звездообразования. Если же мы приме-

это отношение приближается к солнечному, т.е. там

няем SSP-модели к реальным системам, в которых

звездообразование продлилось дольше 2 млрд лет.

эпоха звездообразования была продолжительной

Однако средний возраст звездного населения в

(для систем с солнечным отношением магния к

NGC 4143 однородно старый, сравнимый с воз-

железу эта длительность не меньше 3 млрд лет),

растом Вселенной, во всех структурных компо-

то оцененный по этим моделям возраст системы —

нентах галактики (рис. 6, правый). SSP-модели,

это “взвешенный со светимостью звезд” возраст.

в которые закладывает одна короткая вспышка

Поскольку молодые поколения звезд, включаю-

звездообразования для формирования всего звезд-

щие и массивные звезды, всегда ярче старых, где

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№5

ПРОТЯЖЕННЫЙ ГАЗОВЫЙ ДИСК

313

NGC 4143

3.5

NGC 4143 Inner disk R = 25'' - 40''

Outer disk R = 50'' - 65''

Galaxy globular clusters

T = 2

3.0

T = 12

T = 8

[Mg/Fe] = 0.0

T = 5

0.35

2.5

[Mg/Fe] = +0.3

T = 5

0.00

[Mg/Fe] = +0.5

T = 8

2.0

-0.33

T = 12

T = 15

[Z/H] = -0.33

1.5

0.00

0.35

0.67

1.0

−1.35

0.5

Mgb

[Mg/Fe]

Рис. 6. Диагностические диаграммы индекс-индекс для измерений возрастов и металличностей звездных населений

вдоль радиуса NGC 4143 по данным спектроскопии с длинной щелью (измерения в галактике представлены черными

точками с барами ошибок; соединены ломаной по мере удаления от ядра, обозначенного крупной звездой). Слева

сопоставление индексов магния и железа с SSP (‘Simple Stellar Population’) моделями Томаса и др. (2003) для разных

отношений обилий магния и железа в звездах; числами около модельных реперов указаны металличности моделей,

около верхушек модельных последовательностей — возраста моделей T . Справа сплошные красные линии — модели

SSP-звездных населений одного возраста; возраст моделей указан в млрд лет; около модельных реперов, соединенных

синими линиями, указана общая металличность моделей. Отдельными крупными значками с барами ошибок показаны

средние значения Ликских индексов для двух ярусов звездного диска галактики. Нанесены для сравнения несколько

шаровых скоплений балджа Галактики с возрастами около 10 млрд лет и металличностью [Z/H] = -0.5 dex (Бисли и др.,

2004).

массивные звезды вымерли, такая оценка возраста

до 50^′′, в ближнем ультрафиолетовом диапазоне

смещена в сторону момента окончания вспышки

(NUV, эффективная длина волны 2300˚A). Причем

звездообразования. В случае диска NGC 4143 со-

экспоненциальный масштаб этого диска, 14.9 ±

четание солнечного отношения магния к железу и

± 1.0^′′, совпадает с тем, что получался у нас по

старого SSP-возраста говорит о том, что его фор-

SDSS-изображению галактики в r-фильтре. Ве-

мирование закончилось не менее 10 млрд лет назад;

роятно, в данном случае мы имеем дело с край-

а началось, скорее всего, где-то 13-14 млрд лет

ним проявлением так называемого UV-upturn —

назад.

ультрафиолетового избытка в спектрах галактик со

Как мы отмечали выше, то, что в галактике

старым звездным населением. Комбинированный

отсутствует заметное текущее звездообразование,

ультрафиолетово-оптический цвет галактики, y =

показывает диагностика по отношению потоков

= (NUV - u) - 1.7(u - g), находится на голубой

сильных эмиссионных линий; т.е. в протяженном

границе цветов пассивного звездного населения

диске NGC 4143 нет областей HII. Так же и инте-

(Али и др., 2019), т.е. показывает максимальный

гральные цвета галактики, приводимые в базе дан-

ультрафиолетовый избыток.

ных NED, а именно, NUV - r = 5.59 по данным

GALEX и SDSS/DR9 и W 2 - W 3 = 0.88 по дан-

Характер аккреции определяет морфологический

ным WISE, однозначно относят NGC 4143 к так

тип галактики?

называемым пассивным галактикам (Кэвирейдж

Таким образом, пример NGC 4143 подтвержда-

и др., 2007; Клувер и др., 2017). Однако карта

ет тенденцию, обнаруженную нами ранее (Силь-

галактики в ультрафиолете, которую мы разыскали

ченко и др., 2019): в газовых дисках, наклонен-

в открытом архиве данных обзора неба космиче-

ных по отношению к звездным, в линзовидных

ского телескопа GALEX (рис. 7), демонстрирует

галактиках звездообразование не идет. Данная га-

протяженный диск с радиусом около 20^′′ в далеком

лактика в каком-то смысле являет собой край-

ультрафиолетовом диапазоне (FUV, эффективная

ний пример: ее протяженный газовый диск пол-

длина волны 1500

Å) и еще более протяженный, ностью ионизован ударом, а нейтральный газ в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

314

СИЛЬЧЕНКО и др.

NGC 4143 FUV

обдумывается и обсуждается астрономами в насто-

3.5

3.0

2.5

2.0

1.5

ящий момент. Есть точка зрения, что вся причина

этих различий — в величине момента аккрецируе-

мого газа (см., например, Пенг и Рензини, 2020, и

ссылки в этой работе). Действительно, статисти-

чески, газовые диски S0-галактик — более про-

тяженные, чем у спиральных (Ванг и др., 2016);

может быть, газ, падающий на S0s, из-за своего

большого момента не доходит до центральных об-

ластей диска, где он может уплотниться и зажечь

звездообразование (Пенг, Рензини, 2020)? Мы же

предлагаем, плюс к величине момента падающего

газа, добавить еще один фактор: направление, с

которого он падает. Действительно, для объясне-

ния очень быстрой эволюции момента вращения

спиральных галактик за последние 8 млрд лет

необходимо допустить, что внешний газ аккрециру-

ет на них строго в плоскости их звездных дисков, с

тем же направлением закрутки, что и направление

(arcsec)

вращения диска (Рензини, 2020). А если газ падает

под углом? Наши исследования (Сильченко и др.,

Рис. 7. Карта NGC 4143 в полосе FUV (λmean =

2019) говорят, что, во-первых, это часто наблюда-

= 1530

A) по данным GALEX.

ется в S0-галактиках, а во-вторых, при этом пада-

ющий газ греется ударом и становится не способен

к звездообразованию. Таким образом, разница в

NGC 4143 не детектируется с очень низким преде-

морфологическом типе дисковой галактики может

лом обнаружения: log M(HI) < 6.80 (Серра и др.,

на самом деле быть разницей в характере аккреции:

2012) и log M(H₂) < 7.20 (Янг и др., 2011). Од-

в направлении падения внешнего газа, в ориента-

нако в центральной области галактики, вероятно,

ции и величине его орбитального спина и, конечно,

присутствует и звездный компонент, связанный с

еще и в количестве потока вещества. Что касается

аккрецированным газом: геометрия центрального

эллиптических галактик, то тут приходит на ум

звездного диска, оцененная методами поверхност-

разница в наблюдаемом рентгеновском потоке от

ной фотометрии, согласуется с кинематическими

газовых гало галактик: у эллиптических галактик

оценками параметров ориентации газового дис-

поля он солиден и неоднократно измерен аппарата-

ка в пределах 15^′′-20^′′ от центра. Это означает,

ми Chandra и XMM-Newton (например, Мульчай

что источником аккреции могло быть поглощение

и Джелтема, 2010), в то время как у спиральных

богатого газом спутника с наклонной орбиты —

галактик той же массы обнаруживается с большим

разорванный спутник способен обеспечить как га-

трудом. Может быть, холодный газ не доходит до

зовый, так и звездный компонент, вращающийся в

эллиптических галактик, потому что разогревается

наклоненной плоскости.

в процессе течения через горячий газ гало? Тогда

понятно, почему не образуются крупномасштабные

Аккреция внешнего холодного газа на дисковые

газовые диски вокруг эллиптических галактик, да-

галактики в данный момент считается важнейшим

же находящихся в разреженном окружении.

эффектом, определяющим весь ход эволюции га-

лактики (см., например, Комб, 2015). Если мы об-

Статья основана на наблюдательных данных,

ращаемся к общему сценарию эволюции галактик

полученных c 6-м телескопом Специальной Аст-

в ближней Вселенной, то из интуитивных сооб-

рофизической обсерватории РАН и с 2.5-м теле-

ражений кажется, что галактики одной массы, в

скопом Кавказской горной обсерватории ГАИШ

окружении сходной плотности, должны аккрециро-

МГУ. Мы благодарим Р.И. Уклеина за выполнение

вать внешний холодный газ с равной вероятностью.

наблюдений на БТА. Наша работа поддержана

Почему же тогда некоторые из них (большинство)

грантом Программы развития МГУ

“Ведущая

формируют тонкие диски с текущим звездообразо-

научная школа <Физика звезд, релятивистских

ванием, другие — S0s — наследуют от ранних эпох

объектов и галактик>”. Наблюдения на телескопе

эволюции старые звездные диски, имеют сего-

БТА САО РАН выполняются при поддержке

дня протяженные газовые диски, но не пополняют

Министерства науки и высшего образования

звездный дисковый компонент молодыми звездами,

Российской Федерации (включая соглашение

а третьи — Es — и вовсе как правило не имеют

No05.619.21.0016, уникальный идентификатор

холодных газовых дисков? Этот вопрос активно

проекта RFMEFI61919X0016). В нашем анализе

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020

ПРОТЯЖЕННЫЙ ГАЗОВЫЙ ДИСК

315

мы использовали данные общедоступных архивов

Вотрен, Дейонг (P. Vauterin and H. Dejonghe),

и баз: Лион-Медонскую базу внегалактических

MNRAS 286, 812 (1997).

данных (LEDA), обеспеченную командой ЛЕДА в

10.

Джор и др. (K.P. Jore, A.H. Broeils, and

Лионской обсерватории CRAL (Франция), и Базу

M.P. Haynes), Astron. J. 112, 438 (1996).

11.

Дэвис и др. (T.A. Davis, K. Alatalo, M. Sarzi,

внегалактических данных НАСА/ИПАК (NED),

M. Bureau, L.M. Young, L. Blitz, P. Serra,

управляемую Лабораторией реактивного движения

A.F. Crocker, et al.), MNRAS 417, 882 (2011).

Калифорнийского технологического института по

12.

Каппеллари и др. (M. Cappellari, E. Emsellem,

контракту с Национальным управлением аэро-

D. Krajnovic, R.M. McDermid, N. Scott,

навтики и космических исследований (США), а

G.A. Verdoes Kleijn, L.M. Young, K. Alatalo, et

также публичные данные обзора SDSS, SDSS-II,

al.), MNRAS 413, 813 (2011).

SDSS-III (сайт http://www.sdss3.org/), который

13.

Караченцев

др.

(I.D.

Karachentsev,

финансируется Фондом Альфреда П. Слоана,

O.G. Nasonova, and H.M. Courtois), MNRAS

институтами-участниками коллаборации SDSS,

429, 2264 (2013).

Национальным научным фондом, Министерством

14.

Клувер и др. (M.E. Cluver, T.H. Jarrett, D.A. Dale,

энергетики США, Национальной Администрацией

J.-D.T. Smith, T. August, M.J. I. Brown, et al.),

аэронавтики и космоса (NASA), японским фондом

Astrophys. J. 850, Aid.68 (2017).

15.

Комб (F. Combes), Highlights of Astronomy 16, 366

Monbukagakusho, обществом Макса Планка и

(2015).

Финансирующим Советом высшего образования

16.

Корнилов и др. (V. Kornilov, B. Safonov, M. Kornilov,

Англии. Еще мы привлекали для нашего анализа

N. Shatsky, O. Voziakova, S. Potanin, I. Gorbunov,

данные космических телескопов GALEX и WISE.

V. Senik, and D. Cheryasov), Publ. Astron. Soc.

Данные миссии NASA GALEX были взяты из

Pacific 126, 482 (2014).

Архива Микульски для космических телеско-

17.

Кьюли, Эллисон (L.J. Kewley and S.L. Ellison),

пов (MAST). Данные космического телескопа

Astrophys. J. 681, 1183 (2008).

WISE, использованные нами, были взяты из

18.

Кэвирейдж и др. (S. Kaviraj, K. Schawinski,

Архива инфракрасной науки NASA/IPAC, который

J.E.G.Devriendt, I. Ferreras,S. Khochfar, S.-J. Yoon,

управляется Лабораторией реактивного движения

S.K. Yi, J.-M. Deharveng, et al.), Astrophys. J. Suppl.

Калифорнийского технологического института по

Ser. 173, 619 (2007).

контракту с Национальной Администрацией аэро-

19.

Лаурикайнен и др. (E. Laurikainen, H. Salo, R. Buta,

навтики и космоса. В статье также использованы

J.H. Knapen, and S. Comer ´on), MNRAS 405, 1089

данные, полученные из Архива Группы Исаака

(2010).

Ньютона, который поддерживается как часть Цен-

20.

Лаурикайнен и др. (E. Laurikainen, H. Salo, R. Buta,

тра астрономических данных CASU в Институте

and J.H. Knapen), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 418,

1452 (2011).

астрономии, Кембридж (Великобритания).

21.

Ловлас и др. (R.V.E. Lovelace, K.P. Jore, and

M.P. Haynes), Astrophys. J. 475, 83 (1997).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

22.

Моисеев и др. (A.V. Moiseev, J.R. Vald ´es, and

V.H. Chavushyan), Astron. Astrophys. 421,

433

1. Али и др. (S.S. Ali, M.N. Bremer, S. Phillipps, and

(2004).

R. De Propris), MNRAS 487, 3021 (2019).

23.

Моисеев и др. (A. Moiseev, A. Perepelitsyn, and

2. Ан и др. (C.P. Ahn, R. Alexandroff, C. Allende Prieto,

D. Oparin), Experimental Astronomy, submitted

S.F. Anderson, T. Anderton, B.H. Andrews,

(2020).

E. Aubourg, S. Bailey, et al.), Astrophys. J. Suppl.

Ser. 203, Aid.21 (2012).

24.

Мульчай и Джелтема (J.S. Mulchaey and

3. Афанасьев, Моисеев (V.L. Afanasiev and

T.E. Jeltema), Astrophys. J. 715, L1 (2010).

A.V. Moiseev), Baltic Astronomy 20, 363 (2011).

25.

Пак и др. (M. Pak, S.-C. Rey, T. Lisker, Y. Lee,

4. Бакон и др. (R. Bacon, Y. Copin, G. Monnet,

S. Kim, E.-Ch. Sung, H. Jerjen, and J. Chung),

B.W. Miller, J.R. Allington-Smith, M. Bureau,

MNRAS 445, 630 (2014).

C.M. Carollo, R.L. Davies, et al.), MNRAS 326, 23

26.

Пенг, Рензини (Y.-J. Peng and A. Renzini), MNRAS

(2001).

491, L51 (2020).

5. Бисли и др. (M.A. Beasley, J.P. Brodie, J. Strader,

27.

Подж, Эскридж (R.W. Pogge and P.B. Eskridge),

D. Forbes, R.N. Proctor, P. Barmby, and J.P. Huchra),

Astron. J. 106, 1405 (1993).

Astron. J. 128, 1623 (2004).

28.

Рензини (A. Renzini), MNRAS 495, L42 (2020).

6. Вакаматсу (K.-I. Wakamatsu), Astron. J. 105, 1745

29.

Серра и др. (P. Serra, T. Oosterloo, R. Morganti,

(1993).

K. Alatalo, L. Blitz, M. Bois, F. Bournaud, M. Bureau,

7. Ванг и др. (J. Wang, B.S. Koribalski, P. Serra,

et al.), MNRAS 422, 1835 (2012).

T. van der Hulst, S. Roychowdhury, P. Kamphuis and

30.

Сид Фернандес и др. (R. Cid Fernandes,

J.N. Chengalur), MNRAS 460, 2143 (2016).

G. Stasi ´nska, M.S. Schlickmann, A. Mateus,

8. Верхейен, Санчизи (M.A.W. Verheijen and

N. Vale Asari, W. Schoenell, and L. Sodr ´e), MNRAS

R. Sancisi), Astron. Astrophys. 370, 765 (2001).

403, 1036 (2010).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№5

2020