NGC 5775

Исследование NGC 5775 входящую в тесную пару галактик

Бахтин Александр (2012-2013 учебн. г.)

Введение

К концу 1950-х годов на Паломарском атласе неба было найдено около 500 пар и групп галактик, названных взаимодействующими. Взаимодействующими названы галактики:

1) находящиеся в общей оболочке, состоящей из звезд,

2) соединенные перемычками,

3) находящиеся в состоянии видимого взаимопроникновения,

4) вызывающие искажение формы хотя бы у одной из них. [1]

Среди последних встречаются: наличие хвоста, направленного прочь от возмущающей галактики, искажения формы спиральных ветвей, неясность структуры и меньшая яркость на стороне, обращенной к возмущающей галактике.

В частности, обнаружены тесные цепочки галактик типов Е и So и «гнезда» галактик, где несколько систем являются взаимопроникающими, а также случаи наличия двойных перемычек.

Кроме того, обнаружен ряд галактик различной структуры, обладающих одновременно спиральными ветвями противоположных направлений. Последнее окончательно доказывает заключение Б. А. Воронцовым-Вельяминовым о том, что происхождение спиральных ветвей не связано непосредственно с направлением вращения галактик, и что они не могут быть результатом приливных явлений.

NGC 5775 является инфракрасно-яркой спиральной галактикой в группе с компаньоном NGC 5774 находящимся в 4’.3 к северу-западу и со слабым карликовым компаньоном IC 1070, расположенного на 3’.9 к юго-западу (рис. 1).

Рис. 1. NGC 5774 – вверху справа, NGC 5775 – слева, внизу IC 1070

Таблица 1. Параметры галактик [2]

Галактика	NGC 5775	NGC 5774	IC 1070
Экваториальные координаты	14h53m57.6s +03d32m40s	14h53m42.4s +03d34m57s	14h53m51.3s +03d29m05s
Лучевая скорость (км/c)	1681	1555	1677
Диаметр (‘)	4.2	1.9	0.75
Классификация	Sb(f) Sy	SAB(rs)d	Sbc

В настоящее время NGC 5775 и NGC 5774 изучаются как двойная система [3]. Эти две галактики фактически входят в небольшую группу, включающую также NGC 5770 – 27’ к северу-западу, а также IC 1066 и IC 1067 находящиеся на 19’ югу-западу. IC 1070 имеет слабое отношение к принадлежности к группе.

До доминирующей пары этой группы NGC 5775 и NGC 5774 принято среднее расстояние до их центра масс 24.8 Мпк, при постоянной Хаббла = 75 км/c * Mпк. Ни у одной из них не наблюдается приливное воздействие.

NGC 5775 сама по себе является «взрывающейся галактикой» с ядром в спектре которого наблюдается линия НII. Что является признаком светящихся IRAS галактик (т.е. они излучают как звезды обладающие массой порядка 10¹⁰– 10¹¹ М_c) с излучением в дальней инфракрасной области спектра молекулярного водорода с массой относительно, которой она является типичной для таких галактик, но приблизительно в 3 раза больше чем обнаружено для нормальных спиральных галактик скопления Дева. NGC 5775 не рассматривается как типичная взрывающаяся галактика М82 и имеющая слабо светящуюся центральную часть на длине волны 10 mm. Однако, инфракрасная светимость галактики NGC 5775 на длинах волн 60 mm и 100 mm составляет L_FIR= 4 x 10¹⁰L_c , что выше чем вся полная инфракрасная светимость (т.е. около 1-300 mm) для М82 у которой L_IR= 3 x 10¹⁰L_c.Инфракрасная светимость NGC 5775 соответствует массивным звездам с массой более 5 М_c. Радио-изображения показывают, что эта галактика имеет толстый диск – 950 пк, а также прерывистые рукава широко простирающиеся. Также наблюдается присутствие в рукавах Н_a. Эти рукава и широко присутствуют аналогично, как и у известной галактики NGC 891.

NGC 5774 – спиральная галактика с баром, которая слабо изучена. Она классифицируется как галактика со слабой поверхностной яркостью (LSB), но значительно яркой центральной областью составляющей приблизительно 21^m на квадратную секунду дуги, что значительно выше, чем у ярчайших подобных галактик.

Отдельные части галактики NGC 5775 наблюдались в радиодиапазоне на предмет присутствия спиралей у галактики во внутренней части вблизи ядра или диска. Радионаблюдения подтвердили, что между NGC 5774 и NGC 5775 существует радиомост.

NGC 5775 является сейфертовской галактикой [4].

NGC 5774 была подробно исследована Кудрявцевой А [5].

Кроме того, 27 марта 2012 г. в NGC 5775 был открыт объект PSN J14535395+0334049, классифицируемый как кальциевый транзиент. Объект расположен на передней кромке диска галактики, (рис. 2) наблюдаемого с ребра, его покраснение невелико [6].

Таблица 2. Фотометрия транзиента разными авторами

Date JD mag Filter Source

2006.04.28 2453853.74 24.1 В VLT/FORS

2012.03.17 2456003.89 19.5 V Howerton et al. (2012)

2012.03.27 2456013.99 18.7 V Howerton et al. (2012)

2012.04.15 2456033 17.7 V Drake, A.J.

2012.04.25 2456043.401 18.26 V BTA/SCORPIO

2012.04.25 2456043.403 17.83 R BTA/SCORPIO

2012.04.25 2456043.404 18.82 B BTA/SCORPIO

Рис. 2. Изображение получено 3 апреля 2012 г. на Гавайском телескопе Фолкеса в фильтрах В, V, R. Время экспонирования по 300 сек. в каждом.

Таблица 3. Галактическое поглощение в направлении NGC 5775 [2]

Фильтр	B	V	R
m	0,181	0,139	0,112

Наблюдения

1. 3 апреля 2012 г. на Гавайском телескопе Фолкеса

2. 26 апреля 2012 г. на Гавайском телескопе Фолкеса

3. 11 июня 2012 г. на Гавайском телескопе Фолкеса.

4. 16 июля 2012 г. на Австралийском телескопе Фолкеса.

Изображения получены в фильтрах U, B, V, R, I.

Масштаб изображений полученных на телескопе Фолкеса составляет 0.2785”/pix.

Обработка наблюдений

Рис. 3. NGC 5775 в фильтре R. Линией показан профиль, по которому осуществлялись измерения. Цифрами указаны области повышенной яркости.

Рис. 4. Интенсивность излучения в разных фильтрах.

На рис. 4 видно, что ядро NGC 5775, как и положено у спиральных галактик преимущественно излучает в красной области спектра. Во всех остальных точках (кроме № 3) свечение интенсивнее в синей части. Это указывает на то, что в этих областях идет активное звездообразование и преимущественное излучение дают молодые горячие звезды. В области под номером 3 преобладают старые звезды, что и в ядре, однако она обособлена и находится на достаточно большом расстоянии от ядра, что не типично, для спиральных галактик.

Рис. 5. Интенсивность излучения центральной области NGC 5775.

Рис. 6. Изофоты центральной части NGC 5775

Исследуя изофоты центральной части NGC 5775 видно, что ядро становится более ярко выражено на изображениях полученных в длинноволновой области спектра (рис. 6). Однако присутствие в центре галактики области обозначенной под № 3 показывает на неоднородность ядра.

Исследование транзиента

Звезда сравнения, отмеченная цифрой 1 (рис. 7) взята из [6]. Ее блеск составляет: B = 16.57; V = 16.01; R = 15.61.

Таблица 4. Результаты фотометрии оптического транзиента

Дата	JD: 2456…	B	Ошибка	V	Ошибка	R	Ошибка
3 апреля	020	18,29	0,02	17,82	0,02	17,37	0,04
26 апреля	043	18,88	0,06	18,30	0,03	17,88	0,04
11 июня	089	20,41	0,26	19,38	0,08	18,73	0,09
16 июля	124	-	-	20,47	0,14	19,32	0,16

Таблица 5. Фотометрия оптического транзиента с учетом Галактического поглощения и показатель цвета

JD: 2456…	B	V	R	B - V	V - R
020	18,11	17,68	17,26	0,43	0,42
043	18,70	18,16	17,77	0,54	0,39
089	20,23	19,24	18,62	0,99	0,62
124	-	20,33	19,21	-	1,12

Анализируя таблицу 5 хорошо видно, что результаты фотометрии, полученные нами хорошо согласуются с данными [6]. Транзиент по мере затухания становился краснее.

Рис. 7. Звезда сравнения отмечена цифрой «1», стрелкой указан оптический транзиент.

Зная, что NGC 5775 является сейфертовской галактикой [2] была сделана попытка поиска колебаний блеска ядра. Результаты исследования приведены в таблице 6.

Таблица 6. Результаты фотометрии ядра NGC 5775 (радиус апертуры 8 пикселей)

Дата	JD: 2456…	B	V	R
3 апреля	020	17,74	16,67	15,71
26 апреля	043	17,90	16,64	15,70
11 июня	089	17,80	16,63	15,72
16 июля	124	17,92	16,69	15,76

По результатам фотометрии, приведенных в таблице 6, видно, что переменность блеска ядра отсутствует. Разброс значений в фильтре В можно отнести на неточность измерений. Так как ядро в фильтре В достаточно слабое.

Линейный радиус апертуры определялся по формуле: V = H * r , [7]

где H – постоянная Хаббла 75 км/(с * Мпк);

V – лучевая скорость галактики 1681 км/с;

r – расстояние до галактики в пк.

Расстояние, полученное таким образом, составляет 22,41 Мпк.

Зная расстояние, найдем радиус апертуры по формуле: D = r * d / 206265,

где d – размер в секундах;

D – размер в парсеках;

206265 – число секунд в радиане.

Отсюда получаем диаметр апертуры, с которой осуществлялись измерения ядра, он равен 484 пк.

Таблица 7. Блеск ядра с учетом Галактического поглощения и показатель цвета

B	V	R	В - V	V - R
17,62	16,51	15,62	1,11	0,89

Из таблицы 7 видим, что показатель цвета ядра достаточно типичен для нормальных спиральных галактик.

Заключение

На основе фотометрических измерений мы определили, что у ядра галактики не наблюдаются колебания блеска. Показатель цвета также схож с нормальными галактиками. Что нетипично для сейфертовских галактик

Используемые источники

1. Б. А. Воронцов-Вельяминов. Астрономический циркуляр № 192, 1958, мая 26.

2. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE.

3. Judith A Irvin. Arcs and bridges in the interacting galaxies NGC 5775/NGC 5774. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429..618I.

4. Optical spectral atlas of Seyfert nuclei (Ho+ 1995).

5. Исследование галактики NGC 5774. http://tutchin.narod.ru/astramat/ngc5774.htm

6. E. A. Barsukova, S. N. Fabrika, V. Goranskij, A. Valeev. Спектр оптического транзиента в галактике NGC 5775. ПЗ, т. 32, N 2 (13.06.2012).

7. Е. П. Левитан. Астрономия. Учебник для 11 класса. 1998 г.