Звёздообразование в близких изолированных галактиках

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

УДК 524. 74−52
ЗВЁЗДООБРАЗОВАНИЕ В БЛИЗКИХ ИЗОЛИРОВАННЫХ
ГАЛАКТИКАХ
(c)2013 И. Д. Караченцев1,2, В. Е. Караченцева3, О. В. Мельник4,5, Х. М. Кур ту а6
Специальная аcmрaфuзuчеcкая aбcерваmaрuя РАН, Нижний Архыз, Зв91в7 Рaccuя
2Leibniz-Institut fur Astrophysik (AIP), Potsdam, D-14 482 Germany
3Гaлaвна аcmрaнaмiчна aбcерваmaрiя Hацiaнальнaї академії наук України, вул. Aкадемiка Забaлamнaгa, 27, Київ, 03в80 Україна
4Acmрaнaмiчна aбcерваmaрiя Кuївcькaгa нацiaнальнaгa унiверcumеmу імєні Tараcа Шевченка, вул. Oбcерваmaрна, 3, Київ, 4 053 Україна
5Institut d’Astrophysique et de Geophysique, Universite de Liege, B5C Belgique
l5Universite de Lyon, Institut de Physique Nucleaire de Lyon, Villeurbanne, в9100 France
Поступила в редакцию 23 апреля 2013 года- принята в печать 3 июня 2013 года
Мы используем FUV-потоки, измеренные космическим телескопом GALEX для изучения свойств звездообразования галактик каталога близких изолированных галактик «Local Orphan Galaxies» (LOG). Среди 517 галактик LOG с лучевыми скоростями VLG & lt- 3500 км/с на галактических широтах Ь & gt- 15° 428 галактик были обнаружены в FUV. Приводится краткое обсуждение некоторых масштабных соотношений между удельным темпом звездообразования (SSFR) и звездной массой, H I-массой, морфологией и поверхностной яркостью галактик, расположенных в районах сверхнизкой плотности Местного сверхскопления. Наша выборка преимущественно населена объектами позднего типа, богатыми газом, среднего морфологического типа Sdm. Лишь 5% галактик каталога LOG классифицируются как ранние типы: E, S0, S0/a, но они систематически отличаются от обычных галактик Е и S0 более низкой светимостью и наличием газа и пыли. Мы обнаружили, что практически у всех галактик нашей выборки темпы SSFR ниже 0.4 [Gyr-1]. Это ограничение справедливо даже для выборки 270 галактик Маркаряна с активными вспышками звездообразования, расположенных в том же объеме. Существование такого псевдо-эддингтоновского предела для галактик представляется нам ключевым фактором, характеризующим преобразование газа в звезды в настоящую эпоху.
Ключевые слова: галакmuкu: звёздaaбразaванuе
1. ВВЕДЕНИЕ
Согласно сложившимся представлениям, преобразование газа в звёзды управляется внутренними процессами в галактике и зависит от массы галактики и ее морфологического типа. Кроме того, на глобальный темп звёздообразования оказывают влияние внешние факторы: возбуждение вспышек звёздообразования при тесных сближениях или слиянии галактик, выметание газа из маломассивных спутников при прохождении через плотные области гало гигантской (хозяйской) галактики. Ещё одним скрытым механизмом эволюции может быть аккреция галактикой теплой межгалактической среды, в которой предположительно сосредоточено около 90% всех барионов Вселенной [1]. Вклад последнего фактора в историю звёздообра-зования остается пока совершенно неясным.
Чтобы сделать более понятной роль внутренних процессов преобразования газа в звёзды, следует рассматривать их в галактиках, максимально изолированных от своих соседей. Появление массового обзора ультрафиолетового излучения галактик, выполненного на спутнике GALEX [2, 3], открывает возможность детального изучения темпов звёздообразования в близких изолированных галактиках, для которых имеются достаточно подробные данные об их структуре и содержании газа. Ниже мы рассматриваем особенности звёздообразова-ния в представительной выборке наиболее изолированных галактик Местного сверхскопления, основываясь на данных об их потоках в далеком ультрафиолете (FUV) со спутника GALEX. Насколько нам известно, эта работа является первой систематической попыткой анализа темпов звёз-
дообразования в однородной выборке одиночных галактик в настоящую эпоху (z & lt- 0. 01).
2. ВЫБОРКА БЛИЗКИХ ИЗОЛИРОВАННЫХ ГАЛАКТИК
Используя базы данных HyperLEDA1 и NED, 2 Караченцев, Макаров и Караченцева составили сводку примерно 11 000 галактик Местной вселенной с лучевыми скоростями относительно центроида Местной группы Vlg & lt- 3500 км/с на галактических широтах b & gt- 15°. При подготовке этой выборки (11К) были учтены новые данные о лучевых скоростях галактик, полученные в оптических и H I-обзорахнеба: SDSS, 6dF, HIPASS, ALFALFA. Кроме того, у многих галактик 11К-выборки были уточнены или же впервые определены морфологические типы, видимые величины и другие параметры. Применение к 11К-выборке нового критерия кластеризации галактик привело к созданию каталогов пар, триплетов и групп галактик в Местной вселенной [4−6]. За пределами этих каталогов осталось 48% галактик, которые принято обычно именовать «галактиками поля.» Среди них путем последовательного применения двух критериев изолированности был составлен каталог 520 наиболее обособленных объектов Местного сверхскопления и его окрестностей, названный «Local Orphan Galaxies» (LOG) каталог [7]. Относительное число изолированных галактик в LOG (около 5%) примерно такое же, как в известном каталоге KIG [8], объекты которого имеют медианную скорость около 5500 км/с. Судя по лучевым скоростям и расположению соседних галактик, изолированные галактики LOG и KIG-каталогов не испытывали значительного взаимодействия с соседями в течение нескольких последних миллиардов лет, т. е. длительное время их эволюция управлялась сугубо внутренними механизмами.
Каждая галактика LOG-каталога была проверена нами в базе данных NED на наличие ультрафиолетового потока FUV в полосе (Aeff = 1539 A, FWHM = 269 A) по измерениям на орбитальном телескопе GALEX [2, 3]. В нередких случаях, когда FUV-изображение галактики распадалось на несколько сгущений, мы суммировали поток Ffuv по всему оптическому диску галактики.
Для определения глобального темпа звёздооб-разования в галактике, SFR, мы следовали схеме, использованной Ли и др. [9]:
log (SFR [Mo/yr]) = log FFuv + 2log D — 6. 78,
(1)
1http: //leda. univ-lyon1. fr
2http: //nedwww. ipac. caltech. edu
где D — расстояние до галактики в Мпк, а поток Ffuv в единицах mJy исправлен за поглощение света
log (FFUv /FFUv) = °. 772(A§ + AB). (2)
Здесь величина Галактического поглощения в B-полосе, AB, была взята по данным [10], а внутреннее поглощение в самой галактике определялось как
Ав = (1. Б4 + 2. 54(log 2Vm — 2. 5)) log^/Ь) (3)
через видимое отношение осей галактики a/Ь и амплитуду внутреннего вращения Vm [11]. Для карликовых галактик с Vm & lt- 39 км/с и бедных газом E, S0-галактик внутреннее поглощение считалось пренебрежимо малым.
Пополняя каталог LOG значениями FUV-потоков, мы внесли в него новые данные об H I-потоках галактик из базы данных EDD, 3 а также проверили и уточнили данные о морфологических типах и видимых величинах галактик. Из LOG-каталога были исключены три галактики: LOG 25 (как имеющая новую лучевую скорость Vh = 52G5 км/с), LOG 368 (как не вполне изолированная) и LOG 377 (как не имеющая однозначного оптического
отождествления для радиоисточника
HIPASS J 1615−17). Обновленный LOG-каталог представлен в Таблице 1.
В столбцах таблицы содержатся:
(1) — номер галактики в LOG-каталоге-
(2) — имя галактики в известных каталогах-
(3) — экваториальные координаты на эпоху J2000. 0-
(4) — расстояние до галактики D = VLG/H0 в Мпк, определенное по лучевой скорости относительно Местной группы при параметре Хаббла, Но = 73 км с-1 Мпк-1- случаи использования индивидуальных оценок расстояния, представленных в базе данных NED, отмечены звездочкой в последнем столбце-
(5) — видимая величина галактики в B-полосе-
(В) — суммарное Галактическое и внутреннее поглощение в B-полосе-
(7) — морфологический тип по шкале Вокулера-
(8) — индекс средней поверхностной яркости галактики: H — high, N — normal, L — low-
(9) — логарифм видимого отношения осей-
(10) — видимая величина галактики в Ks-полосе, исправленная за Галактическое и внутреннее поглощение: K — Kc = G. GS5(A^ + AiB) — поскольку
3http: //edd. ifa. hawaii. edu
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 № 3 2013
Таблица 1. Параметры изолированных галактик ГОО-каталога
гоо №те ИА (Л2000. 0) Эес В В Атв Т БВ 1сщ (а/Ъ) Кс 1оёЩУ 1с^ I ГГ50 1с^М* Р Е
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12) (13) (14) (15) (16) (17) (18)
1 Е80 149−013 246. 3−524 618 18. 67 15. 39 0. 20 8 N 0. 40 12. 59 2. 70 1. 06 98 -1. 38 8. 82 -0. 06 0. 48
2 Е80 149−018 714. 5−523 712 23. 89 15. 78 0. 13 9 N 0. 10 13. 30 2. 57 0. 74 103 -1. 35 8. 75 0. 04 0. 35
3 ШС64 744. 0+405 232 7. 59 15.5 0. 36 10 N 0. 10 12. 79 2. 93 1. 24 60 -1. 82 7. 96 0. 37 0. 31
4 ШС63 750. 8+355 759 9. 79 15. 34 0. 27 10 N 0. 18 12. 72 2. 61 0. 28 42 -1. 98 8. 21 -0. 04 -0. 27
5 ЕБ0538- 024 1 017. 8−181 551 19.3 15. 08 0. 14 8 N 0. 07 12. 34 3. 06 0. 92 25 -1. 05 8. 95 0. 15 0. 04 *
6 РОС 130 903 1 108. 7−385 915 43. 56 15. 36 0. 07 6 Н 0. 29 12. 20 2. 46 0. 3: — -0. 99 9. 71 -0. 56 0. 06
7 бсіЕ. 1 408. 3−353 648 44. 77 16 0. 25 9 Н 0. 43 13. 40 2. 37 0. 71 117 -0. 92 9. 25 -0. 03 0. 42
8 БОБЗ… 1 500. 1−110 804 47. 49 17.8 0. 16 6 N 0. 65 14. 54 1. 56 0. 3: — -1. 74 8. 85 -0. 45 0. 89
9 ЕБ0241−027 1 502. 7−431 731 44. 32 15. 68 0. 03 6 Н 0. 16 12. 55 2. 57 0. 05 — -0. 89 9. 58 -0. 33 -0. 27
10 бсіЕ. 1 550. 9−225 511 44. 01 15. 78 0. 18 6 N 0. 26 12. 50 2. 54 0. 56 89 -0. 81 9. 60 -0. 27 0. 15
11 Е80 194−002 1 830. 4−473 921 19. 63 16. 12 0. 05 7 Г 0. 09 13. 22 2. 39 0. 14 46 -1. 77 8. 61 -0. 23 -0. 01
12 АМ0016−575 1 909. 3−573 830 22. 41 15. 36 0. 18 2 N 0. 11 11. 08 2. 57 1. 32 141 -1. 37 9. 58 -0. 81 0. 88 рес
13 ШС199 2 051. 8+125 122 27. 60 17.3 0. 34 8 Г 0. 04 14. 36 2. 16 0. 62 94 -1. 47 8. 45 0. 22 0. 47
14 Е80 150−005 2 225. 6−533 851 15. 15 13. 99 0. 18 8 N 0. 15 11. 21 3. 31 1. 14 103 -0. 97 9. 19 -0. 02 -0. 03 *
15 N000101 2 354. 6−323 210 46. 73 13. 46 0. 14 6 N 0. 04 10. 22 3. 40 1. 07 160 0. 07 10. 56 -0. 35 -0. 16
16 иМ240 2 507. 4+1 846 46. 53 17.5 0. 10 9 Н 0. 12 15. 05 1. 85 0. 3: — -1. 51 8. 63 0. 00 0. 64
17 бсіЕ. 2 755. 3−31 101 46. 19 15.8 0. 15 6 Н 0. 04 12. 55 2. 67 0. 46 40 -0. 66 9. 62 -0. 14 -0. 05
18 иМ040 2 826. 6+50 016 20. 86 15.3 0. 13 9 N 0. 18 12. 82 2. 81 0. 80 91 -1. 23 8. 82 0. 09 0. 16
19 иОС285 2 851. 1+285 622 33. 26 15. 55 0. 38 4 N 0. 52 11. 57 2. 27 -0. 30 106 -1. 18 9. 73 -0. 76 -0. 59
20 иОС288 2 903. 6+432 554 7. 68 15. 64 0. 33 10 N 0. 21 12. 96 2. 53 0. 72 45 -2. 22 7. 90 0. 02 0. 20 *
21 иосоозіз 3 126. 1+61 224 30. 64 14. 35 0. 26 7 Н 0. 23 11. 24 2. 75 0. 00 116 -0. 85 9. 79 -0. 50 -0. 68
22 НБ0029+1748 3 203.1 + 180 446 33. 01 18. 03 0. 57 9 Н 0. 56 15. 11 1. 92 0. 3: — -1. 38 8. 30 0. 46 0. 21
23 Е Б 0294 — 020 3 209. 7−401 605 19. 08 14. 45 0. 25 8 N 0. 12 11. 60 3. 10 0. 44 120 -0. 93 9. 23 -0. 02 -0. 57
24 иСС328 3 322. 1−10 717 29. 30 16.2 0. 27 8 N 0. 18 13. 33 3. 09 1. 25 137 -0. 54 8. 91 0. 68 0. 22
ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ В БЛИЗКИХ ИЗОЛИРОВАННЫХ ГАЛАКТИКАХ 259
100
80
60
40
20
Л/=473
il~іП
8 9
logMHi
10
60
50
40
г зо
20
10
N=428
Ш
d
-4
-2 -1 log SFR
Рис. 1. Распределение изолированных галактик по звездной массе (верхняя панель), водородной массе (средняя панель) и интегральному темпу звёздообра-зования (нижняя панель).
большинство галактик в LOG-каталоге относится к поздним типам, для которых 2MASS-обзор неба сильно недооценивает интегральные инфракрасные величины, мы определяли Ks-величину по B-величине и среднему показателю цвета: (Б — K) = 4. 10 для типов T & lt- 3,
(B — K) = 4. 60 — 0. 2T для типов T = 3−8 и (B — K) = 2. 35 для T = 9−10 в соответствии с рекомендациями [12, 13]-
(11) — логарифм суммарного FUV-потока галактики в [mJy]-
(12) — логарифм потока в радиолинии HI в [Jyxrn/с]-
(13) — ширина линии HI на уровне 50% от максимума в км/с-
(14) — темп звёздообразования в галактике (в единицах солнечной массы в год), вычисленный по соотношению (1) с учетом соотношений (2) и (3) —
(15) — логарифм звездной массы галактики (в массах Солнца), определенной по интегральной Ks-светимости при (M^/Lk) = 1 и видимой величине Солнца Mk, q = 3. 28 [14, 15]-
(16, 17) — безразмерные параметры P (Past) и F (Future), которые характеризуют эволюционное состояние галактики:
P = log (SFR x To/Lk), (4)
F = log (1. 85 x Mhi/SFR x To), (5)
где T0 = 13.7×109 лет — возраст Вселенной, Mhi — водородная масса галактики Mhi = 2. 356×105 x D2 x FHI, а коэффициент
1. 85 учитывает вклад гелия и молекулярного водорода в общую массу газа [1]-
(18) — примечания относительно наличия пеку-лярности (pec^ структуре галактики- звездочкой отмечены галактики с индивидуальными оценками расстояний из NED.
Полная версия Таблицы 1 в машинно-читаемом виде доступна в астрономической базе данных Страсбурга (CDS).
3. НЕКОТОРЫЕ ИНТЕГРАЛЬНЫЕ ПАРАМЕТРЫ ГАЛАКТИК LOG
Главной особенностью галактик LOG-каталога является обилие среди них объектов поздних морфологических типов. Медиана распределения LOG-галактик по типам приходится на тип Sdm (T = S). По этой причине более 90% выборки детектировано в линии H I, более 80% галактик имеют FUV-потоки и, соответственно, оценки интегрального темпа звёздообразования.
На трех панелях Рис. 1 представлено распределение изолированных галактик нашего каталога, соответственно, по логарифмам звездной массы, водородной массы и темпу звёздообразования. Медианные значения звездной массы, 2.3×109M©, и водородной массы, 1×109M©, показывают, что в этой выборке преобладают галактики умеренной и малой массы, но с высоким содержанием газовой компоненты. Индивидуальные значения log SFR у LOG-галактик распределены в широком диапазоне от +0. 34 до -3. 67 с медианой -1. 05.
Как следует из Рис. 2, отношение водородной массы к звездной массе систематически возрастает от галактик нормальной светимости к карликовым системам, что выражается регрессией
log (Mni /M*) = -0. 54log (M*) + 4. 65 (6)
с коэффициентом корреляции R = -0. 76 и стандартным отклонением SD = 0. 40. У некоторых карликовых галактик около 90% барионной массы приходится на газовую компоненту. Такие объекты, очевидно, находятся на ранних этапах процесса преобразования своего газа в звезды.
Рис. 3 воспроизводит распределение LOG-галактик по величине интегрального темпа звёздообразования и водородной массе. Сплошная линия на рисунке соответствует степенной зависимости log SFR гс 3/2log (MHI), получившей название закона Шмидта-Кенникатта [16]. Как видим, кроме нескольких объектов, основная масса изолированных галактик хорошо следует установленной зависимости, которая выглядит ещё более четкой, если исключить из рассмотрения галактики ранних типов.
4. УДЕЛЬНЫЙ ТЕМП ЗВЁЗДООБРАЗОВАНИЯ И ЗАПАСЫ ГАЗА В ГАЛАКТИКАХ
Важной характеристикой галактики является удельный темп звёздообразования, нормированный на единицу ее Lk-светимости или звездной массы, SSFR = SFR/M*. Изменение этой величины в зависимости от звездной массы изолированной галактики представлено на Рис. 4. На левой панели рисунка галактики ранних (T & lt- 1), средних (T = 2-S) и поздних (T = 9,10) типов показаны разными символами. Как и следовало ожидать, немногочисленная популяция E и S0-галактик имеет пониженные значения log SSFR c медианой -11.5. Подсистема дисковых галактик типов Sab-Sdm характеризуется на порядок большим медианным значением, -10. 3, и демонстрирует тенденцию уменьшения среднего темпа звёздообразования с ростом звездной массы галактики. Маломассивные галактики самых поздних типов: Ir,
ІодМ*
Рис. 2. Отношение водородной массы к звездной массе для изолированных галактик разной звездной массы.
1одМн|
Рис. З. Интегральный темп звёздообразования у изолированных галактик разной водородной массы. Линия изображает степенную зависимость Шмидта-Кенникатта с показателем 3/2.
Im, BCD имеют медиану logSSFR = -10.1 [yr1], сравнимую с величиной постоянной Хаббла, log H0 = -10. 14 [yr1].
На правой панели Рис. 4 то же распределение 428 изолированных галактик по log SSFR и log M* приведено с разметкой галактик по индексам средней поверхностной яркости. Наиболее высокий темп звёздообразования с медианой -10.0 имеет место для галактик низкой поверхностной яркости, тогда как для галактик нормальной и высокой поверхностной яркости медианы log SSFR составляют 10.2 и 10.4 соответственно.

м -11 со
-12
-13
-14
1 1 '- і 1 і 1 і
о
* о «А О О О о CL O «Я & gt- о ° - ¦ о °с?о о о. о, А о А. о ° І Ц і , — %. ж * ° .* А ¦ ¦
¦ ¦ Он
N=428 ¦
— ¦ Т& lt- 2 ¦
* 1& lt-Г<-9
'- о т& gt- 8 і ¦ 1. 1,1
10
11
-9
-10
«-11 W
-12
-13
-14
--------------а__------_0
° ° ° - УЬ • Wp
о '-(То Qn л ошг
«Оо J Т
сЯ о
*
• «•
N=428 • High SB Normal о Low
8
logM*
9 10
logM,
11
Рис. 4. Удельный темп звёздообразования и звездная масса у изолированных галактик разных морфологических типов (левая панель) и разных классов поверхностной яркости (правая панель). Горизонтальная линия соответствует пределу 1с^ ЯЯРК = -9.4 [уГ1].
N=379 ¦ Т& lt- 2 * 1& lt-Г<-9
о 7& gt-8
-3
О °& lt-
•• •• -Ъ
N=379 Ч*
«High SB. •'-
• Normal
о Low
_____і_______і______і_____
-3 -2
Рис. 5. Диагностическая диаграмма Past-Future изолированныхгалактик разных морфологическихтипов (левая панель) и разных классов поверхностной яркости (правая панель).
Как было отмечено в [17], у галактик самых разных масс и структурных типов удельный темп звёздообразования не превышает некоторую максимальную величину к^ББЕИ-тах ~ -9.4 [уг-1]. Этот предел показан на Рис. 4 пунктирной линией. Только одна изолированная галактика, LOG58 = UGCA20, располагается выше этой линии. Однако погрешность определения видимой величины у нее составляет примерно 0 т5, и реально эта иррегулярная галактика низкой поверхностной яркости может находиться ниже указанного предела. Наличие верхнего предела в темпах преобразования газа галактик в звезды является важным параметром этого процесса, подобным пределу Эддингтона для звездной светимости.
Эволюционный статус галактик удобно характеризовать безразмерными параметрами P (Past) и F (Future), которые не зависят от ошибок определения расстояния до галактики [18, 19]. Диагностическая диаграмма (P, F) для изолированных галактик представлена на Рис. 5. На левой его панели LOG-галактики разделены на три категории по морфологическим типам: (E-Sa), (Sab-Sd) и (Im, BCD, Ir), а на нижней — по индексам средней поверхностной яркости: high, normal, low. В соответствии с определением величин (4) и (5), галактика, расположенная в центре диаграммы (P = 0, F = 0), способна воспроизвести свою наблюдаемую Lk светимость (звездную массу) за хаббловское время при наблюдаемом сейчас темпе
звёздообразования- а запасы газа в ней достаточны, чтобы поддерживать наблюдаемый темп звёз-дообразования на шкале ещё одного хаббловского времени.
Медианные значения параметров P и F для галактик указанных категорий приведены в Таблице 2. Как следует из этих данных, в целом совокупность изолированных галактик концентрируется к началу координат (Р = 0, Е = 0) с характерным разбросом а (Р) ^ ^(Е) ~ 0.6. Это означает, что в среднем современные темпы звёздообразования у изолированных галактик находятся в соответствии с их наблюдаемыми светимостями, а запасы газа в них исчерпаны к настоящему моменту лишь наполовину.
Вариации медианных значений в Таблице 2 показывают, что у галактик ранних типов и галактик высокой поверхностной яркости темпы звёздообразования в прошлые эпохи были значительно выше, чем в настоящее время. Судя по тренду параметра F, галактики высокой поверхностной яркости уже прошли половину своего эволюционного пути, а объекты низкой поверхностной яркости находятся пока на раннем этапе преобразования имеющегося у них газа в звезды.
5. ИЗОЛИРОВАННЫЕ ГАЛАКТИКИ РАННИХ ТИПОВ
Проведя через три года повторную классификацию морфологических типов LOG-галактик, мы обнаружили, что в 73% случаев наши независимые определения типов совпали друг с другом. Среди 133 несовпавших оценок подавляющее большинство показало различия АТ = ±1, чему соответствуют ошибки параметров АogЬк = Ар = ±0. 1, которые мало заметны на диаграммах Рис. 4 и 5.
Однако существует немногочисленная (примерно 5%) категория изолированных галактик ранних типов, где легко допустить значительную ошибку в их классификации. Морфологические признаки этих галктик часто оказываются противоречивыми: гладкое распределение света по диску и красный цвет иногда сочетаются с наличием эмиссии в оптическом спектре или в линии Н I, или же значительным потоком в ультрафиолете, как у объектов Маркаряна.
Список 28 таких галактик, классифицированных нами как Е, Б0, Ба, представлен в Таблице 3. Обозначения величин в ней такие же, как в исходной Таблице 1- в последней её колонке отмечено наличие у галактики инфракрасного ЩАБ-потока (Щ). Изображения этих галактик размером 2'- х 2'-, взятые из обзоров неба SDSS и РОББ-П, приведены в виде мозаики на Рис. 6.
Эта немногочисленная коллекция изолированных галактик типов Е (Ы = 7), Б0 (Ы = 12) и
Таблица 2. Медианы параметров Р и Р для разных выборок изолированных галактик
Тип галактики Медиана
P F
Т & lt-2 -1. 41 0. 31
Т = 2−8 -0. 11 -0. 05
Т = 9, 10 0. 09 0. 22
High SB -0. 16 -0. 15
Normal SB -0. 08 -0. 06
Tow SB 0. 16 0. 33
Все типы -0. 05 0. 03
Б0-Ба (Ы = 9) имеет следующие особенности. Около 79% объектов данной подвыборки характеризуются высокой поверхностной яркостью, а также наличием РиУ-потока. Только четверть этих галактик детектирована в линии Н1. Около 68% объектов являются ЩАБ-источниками, что указывает на присутствие у них пылевой компоненты. Изображения некоторых галактик обнаруживают малоконтрастные признаки спиральной структуры (UGC5467, UGC5744), полярного кольца (АМ 0126−653), или зоны центральной эмиссии в На (БВБ 0945+594). Эти особенности указывают на то, что среди очень изолированных галактик практически не встречаются классические Е и Б0-галактики без всяких признаков газа и пыли. Как было отмечено нами ранее [7], Е и Б0-галактики-«сироты» имеют систематически меньшую светимость, чем члены групп и скоплений этих же типов. Малочисленная категория изолированных Е, Б0-систем может оказаться важным индикатором процесса аккреции теплого межгалактического газа, которая у объектов поздних типов заслоняется собственной активностью звёздооб-разования [20]. Самым близким и выразительным примером этого особого класса галактик является NGC 404, окруженная Н 1-облаком, в центральной части которой и на далекой периферии обнаружены очаги звёздообразования [21, 22].
6. ПЕКУЛЯРНЫЕ И МАРКАРЯНОВСКИЕ ОБЪЕКТЫ В LOG-КАТАЛОГЕ
Как мы уже неоднократно отмечали [7, 8], каталоги изолированных галактик LOG и KIG содержат около 5% пекулярных объектов, у которых заметны значительные искажения общей структуры, асимметрия формы или наличие приливных
2MASX. 0345−1^ 2MASX0433−33
Рис. 6. Репродукции изображений изолированных галактик ранних типов размером 2'- х 2'- из обзоров неба БЭББ и РОББ-11. Север — вверху, восток — слева.
Рис. 7. Изображения двух пекулярных изолированных галактик размером 3'- х 3'- из обзора БЭББ. Север — вверху, восток — слева.
«хвостов.» Список 21 галактики в LOG с перечислением их аномалий был приведен в Таблице 3 работы [7]. Высказывались предположения, что такие изолированные галактики могли приобрести пеку-лярность своей структуры в результате взаимодействия с темными объектами, масса которых сравнима с массой самих галактик. Другие варианты объяснения этих аномалий у изолированных галактик предполагают, что наблюдаемые структурные искажения вызваны или недавним слиянием пары галактик, или асимметричной вспышкой звёздообразования на окраинах одиночной галактики. При любом сценарии, детальное изучение кинематики таких объектов помогло бы лучше понять их природу.
Публикация новых релизов обзора SDSS пополняет список пекулярных изолированных галактик. В этой связи мы обращаем внимание на еще два объекта: ШО337 = иОС9588 = УУ803 и ЬОО 357 = иОС 9893 = УУ720, репродукции изображений которых из SDSS приведены на Рис. 7. В первом случае объект выглядит как пара голубых карликовых галактик с хвостами на стадии непосредственно перед фазой слияния. Во втором случае одиночная голубая галактика похожа на результат недавнего слияния двух карликовых систем с образованием полярного кольца в центральной части. Поскольку изолированные галактики располагаются в областях весьма низкой плотности, случаи слияния среди них должны быть крайне редкими. Тем не менее, пример взаимодействующей тройной системы в близком войде уже упоминался в литературе [23].
Необходимо отметить, что среди 517 галактик ЬОО-каталога встречаются 18 активных объектов из списков Маркаряна. Их общее число в 11К-выборке с лучевыми скоростями Уьс & lt- 3500 км/с составляет 260, следовательно их относительное число среди изолированных галактик не ниже, чем среди членов групп и скоплений. Можно было бы предположить, что активность звёздообразования у Маркаряновских галактик превышает квазиэддингтоновский пре-
Таблица 3. Изолированные галактики ранних типов
LOG Name RA (J2000. 0) Dec D T SB Ks log FH і log FU V Note
31 CGCG410−002 4 448. 4+50 809 42. 00 0 H 10. 99 0. 3: 2. 67 IR
50 NGC0404 10 927. 0+354 304 3. 05 0 N 6. 83 1. 59 3. 39 IR
54 AMO 126−653 12 822. 4−651 615 20. 01 1 H 10. 50 0. 95 2. 64 IR
62 UGC01198 14 917. 7+851 538 22. 20 0 H 10. 12 0. 02 2. 38 IR
70 UGC01756 21 653. 9+21 212 42. 44 0 N 10. 18 0. 34 1. 81 IR
96 2MASX J034559.4 -123 149 34 559. 4−123 149 12. 33 1 H 10. 87 0. 3: 1. 99 IR
104 ES0420−013 41 349. 7−320 025 47. 25 0 H 9. 32 0. 3: 2. 30 IR
105 UGC02997 41 604. 9+81 049 21. 78 1 N 8. 53 0. 41 — IR
112 2MASXJ043342. 0−333 046 43 342. 0−333 046 36. 67 -1 H 10. 73 0. 3: 1. 53 —
164 ES 0088−004 71 006. 5−631 544 27. 90 1 H 9. 29 0. 3: — IR
169 CGCG309−028 71 804. 4+682 034 38. 30 0 H 10. 51 — 1. 03 —
220 6dF… 94 208. 4−233 544 41. 68 0 H 12. 01 -0. 30 — -
221 SBS0945+594 94 841. 6+591 539 31. 68 0 N 11. 05 -0. 59 — IR
231 UGC05467 100 812. 9+184 225 37. 92 1 H 9. 99 0. 64 3. 00 IR
234 NGC3139 101 005. 2−114 642 15. 85 -2 H 10. 46 0. 3: 1. 38 —
245 UGC05744 103 504. 8+463 341 46. 10 1 H 9. 91 — 2. 69 IR
256 CGCG364−019 110 734. 3+825 114 25. 70 0 H 11. 14 — 2. 47 —
264 2MASXJ 114 234. 8−165 210 114 234. 8−165 210 30. 49 -3 H 10. 97 0. 5: 1. 12 —
303 CGCG102−075 135 305. 4+155 040 41. 36 1 N 10. 67 0. 5: 1. 85 —
332 UGC09519 144 621. 1+342 214 24. 41 0 H 9. 80 — 0. 3: IR
407 VIIZw744 174 137. 7+830 759 29. 04 -1 H 10. 81 — 2. 30 —
411 MRK1119 175 236. 9+374 453 47. 00 0 H 10. 68 — 3. 00 IR
420 NGC6762 190 537. 1+635 603 43. 90 1 N 10. 01 — 1. 02 —
435 2MASXJ201731. 5+720 726 201 731. 5+720 726 36. 88 -1 H 10. 66 — 0. 91 IR
450 CGCG471 -002 211 652. 9+241 215 43. 34 0 H 10. 11 0. 5: 2. 03 IR
455 2MASXJ213554. 0−30 853 213 554. 0−30 853 42. 10 -2 H 10. 76 0. 45: 2. 19 IR
484 ES0469 — 006 225 508. 0−305 520 41. 47 0 H 11. 21 0. 5: — IR
505 UGCA441 233 739. 6+300 746 22. 74 1 H 10. 92 -0. 10 2. 49 IR
дел logSSFRlim = -9.4 [yr1 ]. Из 260 галактик Маркаряна, расположенных в том же объеме, что и объекты LOG, у 230 известны FUV-потоки. По ним мы определили удельный темп звёздо-образования и сопоставили его с интегральной светимостью Lk. (Детально эти данные мы приводим и обсуждаем в отдельной статье). Как видно из представленных на Рис. 8 данных, галактики
Маркаряна также располагаются ниже критического значения log SSFR = -9.4. Это обстоятельство усиливает наше утверждение о том, что
преобразование газа в звезды имеет физическое ограничение по темпу и безразмерный параметр dex (Piim) = Т0 х SSFRlim = 5.5 является важной характеристикой этого процесса.
1одМ»
Рис. S. Удельный темп звёздообразования и звездная масса для галактик Маркаряна в том же объеме Местной вселенной. Горизонтальная линия отмечает предел log SSFR = -9.4 [yr-1].
7. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
В этой работе мы продолжили изучение наблюдательных свойств изолированных галактик, расположенных в ближней вселенной радиусом равным приблизительно Б О Мпк. Используя данные с орбитального телескопа GALEX об ультрафиолетовых FUV-потоках 389 галактик каталога LOG, мы определили для них интегральные темпы звёз-дообразования SFR. Согласно нашей оценке [7], обособленные галактики LOG располагаются в областях, где средняя локальная плотность материи примерно в 50 раз ниже глобальной космической плотности. В выборке LOG преобладают объекты самых поздних типов: Sm, Im, BCD, Ir, богатые газом. Превращение газа в звёзды у этих изолированных галактик происходит практически без влияния внешних факторов. Темпы звёздообразования у LOG-галактик мало отличаются от темпов звёздообразования у других (неизолированных) галактик тех же морфологических типов. При этом запасы газа у LOG-галактик несколько больше, чем у их неизолированных аналогов.
Удельный темп звёздообразования у галактик разной массы, морфологии и окружения имеет верхний предел log SSFRlim = -9.4 [yr1], который является важной эмпирической характеристикой процесса переработки газа в звёзды. Насколько нам известно, наличие этого квазиэддингтоновско-го предела пока не получило прямого физического истолкования [24−27]. Хотя вполне очевидно, что жесткая обратная связь у этого процесса (выталкивание газа вспышками сверхновых и лучевым давлением при слишком бурном звездообразовании) должна способствовать установлению верхнего предела для SSFR.
Около 5% объектов в LOG-каталоге классифицированы нами как эллиптические и линзовидные галактики (E, S0, S0/Sa). Сам факт наличия этой категории галактик среди особо изолированных выглядит проблемой, поскольку их происхождение подразумевает серию тесных сближений и слияний галактик. Фактически, немногочисленные представители изолированных E и SO-галактик отличаются от обычных E и SO-галактик в группах и скоплениях своей низкой светимостью и нередко противоречивым сочетанием гладкой формы, красного цвета и наличия эмиссионных линий в спектре. Если процессы аккреции теплого межзвёздного газа существенно влияют на рост размеров и массы галактик, то изолированные E, SO-объекты могут служить наиболее подходящими индикаторами для изучения этого процесса.
БЛАГОДАРНОСТИ
Данная работа выполнена при поддержке грантов РФФИ 13−02−90 407-Укр-ф-а, ГФФИ Украины Ф53. 2/15 и РФФИ 12−02−91 338-ННИ0. В работе использованы базы данных NED (nedwww. ipac. caltech. edu), EDD (edd. ifa.
. hawaii. edu), HyperLEDA (leda. univ-lyon1. fr) и данные со спутника Galaxy Evolution Explorer (GALEX).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Fukugita and P. J. E. Peebles, Astrophys. J. 616, 643(2004).
2. A. Gil de Paz, B. F. Madore, and O. Pevunova, Astrophys. J. Suppl. 147, 29 (2003).
3. A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. Suppl. 173, 185(2007).
4. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 64, 24 (2009).
5. I. D. Karachentsev and D. I. Makarov, Astrophysical Bulletin 63, 299 (2008).
6. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 412, 2498 (2011).
7. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, V. E. Karachentseva, and O. V. Melnyk, Astrophysical Bulletin 66, 1 (2011).
8. В. Е. Караченцева, Сообщения САО 8, 3 (1973).
9. J. C. Lee, A. Gil de Paz, R. C. Kennicutt, et al., Astrophys. J. Suppl. 192, 6 (2011).
10. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500,525(1998).
11. M. A. W. Verheijen, Astrophys. J. 563,694(2001).
12. T. Jarrett, R. Chester, R. Cutri, et al., Astronom. J. 125, 525 (2003).
13. I. D. Karachentsev and A. M. Kut’kin, Astronomy Letters 31, 299 (2005).
14. E. F. Bell, D. H. McIntosh, N. Katz, and M. D. Weinberg, Astrophys. J. Suppl. 149, 289
(2003).
15. J. Binney and M. Merrifield, Galactic astronomy (Princeton University Press, Princeton, 1998).
16. R. C. Kennicutt, Annu. Rev. Astronom. Astrophys. Зб, 189(1998).
17. I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina, Astronom. J. (2013) (in press).
18. I. D. Karachemntsev and S. S. Kaisin, Astronom. J. 133, 1883(2007).
19. I. D. Karachemntsev and S. S. Kaisin, Astronom. J. 140, 1241 (2010).
20. A. V. Moiseev, I. D. Karachentsev, and S. S. Kaisin, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 403, 1849 (2010).
21. M. S. del Rio, E. Brinks, and J. Cepa J., Astronom. J. 12S, 89 (2004).
22. D. A. Thilker, L. Bianchi, D. Schiminovich, et al., Astrophys. J. 714 L, 171 (2010).
23. B. Beygu, K. Kreckel, and R. van de Weygaert, arXiv: 1303. 0538 (2013).
24. J. Brinchmann, S. Chariot, S. D. M. White, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 351, 1151
(2004).
25. M. Hirschmann, G. De Lucia, A. Iovino, and
O. Cucciati, arXiv: 1302. 3616(2013).
26. A. Muzzin, D. Marchesini, M. Stefanon, et al., arXiv: 1303. 4409 (2013).
27. L. S. Pilyugin, M. A. Lara-Lopez, E. K. Grebel, et al., arXiv: 1304. 0191 (2013).
Star Formation in Nearby Isolated Galaxies
I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, O. V. Melnyk, H. M. Courtois
We use the FUV fluxes measured with the GALEX to study the star formation properties of galaxies collected in the «Local Orphan Galaxies» catalog (LOG). Among 517 LOG galaxies having radial velocities VLG & lt- 3500 km/s and Galactic latitudes |5| & gt- 15°, 428 objects have been detected in FUV We briefly discuss some scaling relations between the specific star formation rate (SSFR) and stellar mass, H I-mass, morphology, and surface brightness of galaxies situated in extremely low density regions of the Local Supercluster. Our sample is populated with predominantly late-type, gas-rich objects with the median morphological type of Sdm. Only 5% of LOG galaxies are classified as early types: E, S0, S0/a, however, they systematically differ from normal E and S0 galaxies by lower luminosity and presence of gas and dust. We find that almost all galaxies in our sample have their SSFR below 0.4 [Gyr-1]. This limit is also true even for a sample of 270 active star-burst Markarian galaxies situated in the same volume. The existence of such a quasi-Eddington limit for galaxies seems to be a key factor which characterizes the transformation of gas into stars at the current epoch.
Keywords: galaxies: star formation

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой