Изучение галактик в Lynx-Cancer войде. II. Обилия химических элементов

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

УДК 524. 74/77:524. 78- 75
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В LYNX-CANCER ВОЙДЕ. II. ОБИЛИЯ
ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
© 2011 С. А. Пустильник1*, А. Л. Теплякова1**, А. Ю. Князев2***
1 Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369 167 Россия 2Южно-Африканская Астрономическая Обсерватория Кейптаун, ЮАР Поступила в редакцию 21 февраля 2011 г.- принята в печать 25 марта 2011 г.
В рамках программы изучения эволюционного статуса галактик в близком войде Lynx-Cancer мы представляем результаты спектроскопии 20 объектов из этой области на 6-м телескопе САО (БТА). Лишь примерно для 2/3 из них уверенно обнаружена слабая линия [Oш]A4363 Л, используемая для определения электронной температуры и содержания кислорода (О/Н) классическим методом. Для остальных галактик эта линия либо слаба, либо не обнаружена. Для оценки О/Н в них применялись полуэмпирический метод Изотова-Туана и/или эмпирические методы Пилюгина и др., использующие интенсивности достаточно сильных линий. Также представлены наши определения О/Н для 22 галактик из Lynx-Cancer войда, для которых доступны спектры подходящего качества из базы данных Слоуновского обзора (БОББ). Всего, вместе с полученными в этой работе, найденными в литературе и взятыми из наших других статей, представлены данные по О/Н для 48 галактик войда Lynx-Cancer. Проведено сравнение их положений на диаграмме (О/Н)-Мв с карликовыми галактиками Местного Объема в областях с более плотным окружением. Сделан вывод о том, что большинство галактик в этом войде имеют пониженную металличность, в среднем на 30%. Кроме того, заметная часть (не менее 10%) галактик в войде имеют намного больший дефицит О/Н (до 5 раз). Большинство из них принадлежит к крошечной группе галактик с металличностью газа Ъ & lt-ZQ/20 или 12+1с^(О/Н)& lt-7. 35. Поверхностная плотность галактик с очень низкой металличностью (Ъ & lt-Ъэ/10) в этой области неба в 2−2.5 раза выше, чем выведенная по выборкам эмиссионных галактик из обзоров Гамбург-САО и БОББ. Обсуждены возможные приложения этих результатов для моделей эволюции галактик.
Ключевые слова: галактики, группы и скопления галактик, межгалактический газ
1. ВВЕДЕНИЕ
Связь между свойствами галактик и их окружением изучается и обсуждается достаточно давно. Открыта и получила объяснения ускоренная эволюция галактик в плотном окружении (скоплениях и компактных группах). На другом конце диапазона пространственной плотности галактик, для самого разреженного типа окружения — войдов, тоже имеется определенный прогресс в исследованиях свойств галактик, таких как цвета, темп звездообразования и масса звезд, в основном благодаря большому массиву данных Слоуновского Обзора (SDSS) [1] (детали и ссылки см. в [2]). Однако эти работы не касаются напрямую эволюционного статуса галактик. Поскольку наибольшее влияние окружения ожидается для галактик наименьших
E-mail: sap@sao. ru
E-mail: arina@sao. ru
E-mail: akniazev@saao. ac. za
масс, то чтобы проследить возможные различия в эволюции карликовых галактик, логично обратиться к галактикам в ближайших войдах. Именно в них есть возможность составить выборку объектов наименьших масс и светимостей. В Статье I [2] мы описали выборку из 79 галактик в одном из ближайших войдов — Lynx-Cancer, центр которого расположен от нас на расстоянии 18 Мпк, а полный размер составляет не менее 16 Мпк. Эта выборка состоит в основном из карликовых дисковых галактик (иррегулярных и спиралей поздних типов). Около половины из них относятся к галактикам низкой поверхностной яркости ^БВ). Т. е. центральная поверхностная яркость подстилающего диска этих объектов, исправленная за экстинкцию и наклон диска, Цо, в, г, с & gt- 23т/?& quot-. Абсолютная звездная величина Мв галактик выборки находится в диапазоне от -11.9 до -18. 4, с медианным значением порядка -14.5. По предварительным оценкам выборка почти полна для светимостей -14 & gt- Мв.
27В
18*
Главной целью Статьи I было создание достаточно большой и глубокой выборки галактик в одном войде, чтобы изучать их эволюционные параметры и пространственное распределение. Эволюционный статус характеризуется параметрами, достаточно легко получаемыми из наблюдений: ме-талличностью газа (в данном случае — содержанием кислорода (O/H) в областях текущего звездообразования (ЗО)) и массовой долей газа. Второй параметр определяется из прямых измерений массы газа по потоку в линии HI 21 см (с учетом массовой доли гелия) и из модельно-зависимой звездной массы M*. Последняя определяется по оптической светимости, из отношения M*/L (opt), которое зависит от цветов галактики. Еще один параметр, связанный с эволюцией галактики — возраст самого старого звездного населения на прямых изображениях с хорошим разрешением. Обычно считается, что старое звездное население лучше всего представлено во внешних частях галактики, вдали от областей ЗО, обычно расположенных вблизи центра галактики или внутри «оптического» радиуса диска. В подавляющем большинстве галактик население внешних частей имеет цвета, типичные для звезд с возрастами T & gt- 10 млрд лет. Лишь для нескольких галактик с очень низкой металличностью (I Zw 18 и ей подобные) это старое население не обнаружено [3, 4]. В последние годы именно в войдах было открыто несколько галактик с более молодым населением, т. е. с Told & lt- (1−3) млрд. лет [В-9].
В рамках текущего проекта по изучению эволюционного статуса галактик в войде Lynx-Cancer мы провели спектральный обзор части нашей выборки на 6-м телескопе САО (БТА) с целью определить содержание O/H в газе. Для части выборки, чтобы получить параметр O/H, мы использовали спектры SDSS. Для сравнительного анализа параметра O/H в галактиках войда и их аналогах в более плотном окружении мы включили в статью несколько оценок O/H для галактик войда, взятых из литературы.
Количество данных о наличии в войдах представителей эволюционно-молодых галактик постоянно росло в последние годы [В, 7, 10−12]. Однако из-за наблюдательной селекции они касались в основном галактик с активным ЗО. Поэтому имеется необходимость более общего подхода к этому вопросу, с анализом ситуации для более типичных галактик поздних типов. Поскольку, как уже сказано выше, наиболее сильное влияние окружения ожидается для объектов с наименьшими светимостями и массами, для этой задачи необходима выборка достаточно близких галактик.
Статья организована следующим образом. В секции 2 описываются спектральные наблюдения
и первичная редукция данных БТА, спектральные данные из SDSS и их обработка, а также дальнейший анализ эмиссионных спектров. В секции 3 представлены описание полученных результатов, таблиц с интенсивностями линий, а также определенные физические параметры и O/H. В секции В обсуждаются все собранные результаты по O/H для галактик Lynx-Cancer войда и сравниваются с данными по O/H для галактик из более плотного окружения. В секции 7 мы формулируем развернутые выводы этой работы. В Приложении, А представлены рисунки со спектрами всех объектов, полученных на БТА или взятых из базы данных SDSS. В Приложении В представлены таблицы с относительными интенсивностями линий в спектрах, а также с оцененными значениями O/H.
2. НАБЛЮДЕНИЕ И ОБРАБОТКА
Наблюдения, представленные в статье, проводились на БТА в период 2002—2009 годов (см. Табл. 1). Помимо галактик в войде Lynx-Cancer, мы наблюдали по резервной программе восемь галактик, расположенных в прилегающих к войду областях. Они представлены в нижней части той же таблицы, под сплошной чертой. Галактика UGC 731 — объект из близкого войда в Cepheus. Большинство наблюдений проводилось с универсальным инструментом SCORPIO [13], установленном в прямом фокусе БТА в период с 12 января 2007 по 19 февраля 2009 г. Во всех наблюдениях использовалась гризма VPHG550G и ПЗС-приемник EEV 42−40 2Kx 2K, за исключением 21 и 22 января 2009 г., когда был использован приемник 2Kx4K EEV 42−90. В более ранних наблюдениях использовался спектрограф UAGS в прямом фокусе БТА, с решеткой 400 штрихов/мм и ПЗС Photometrics-1024 с размером 1Kx1K пикселей [14]. Рабочий спектральный диапазон, спектральное разрешение, время экспозиции и размер кружка рассеяния для каждого объекта представлены в Табл. 1. Масштаб вдоль щели после бининга составляет 0'-36 pixel-1 для всех наблюдений со SCORPIO и0'-40 pixel-1 — для наблюдений с UAGS. Для калибровки длин волн вместе со спектрами объектов снимался спектр лампы He-Ne-Ar. Для калибровки потоков наблюдались спектрофотометрические стандарты Feige 34, BD+2 804 211, G191B2B и другие из списка [1В]. Щель выставлялась на HII-области, положения которых взяты либо из литературы [16, 17], либо по изображениям исследуемых галактик, полученным на SCORPIO со среднеполосным фильтром SED665 (FWHM= 191 A, центр A6622 A).
Для 22 галактик Lynx-Cancer войда (4 из них — из программы на БТА) для определения O/H мы
использовали спектры из базы данных SDSS DR7. Спектры SDSS получены с 3'-'- круглой апертурой на мультиобъектном фиберном спектрографе и обработаны стандартной автоматической системой SDSS. Более подробное описание смотрите в [1, 18].
Вся обработка спектрального материала (для наблюдений на БТА) производилась способом, подобным описанному в [7]. Стандартный процесс обработки длиннощелевых спектров включает использование IRAF1 и MIDAS2. Он состоит из нескольких этапов: удаление следов космических частиц, вычитание BIAS, коррекция за плоское поле, калибровка длин волн, вычитание фона неба. По наблюдениям звезд — спектрофотометрических стандартов были получены кривые спектральной чувствительности в данную ночь и все спектры приведены к абсолютным потокам. Одномерные спектры Hll-областей получаются суммированием вдоль щели нескольких строк двумерного спектра (обычно В-10, на которых видна слабая линия [OIII] A4363, необходимая для оценки температуры Te). В одномерных БТА и SDSS спектрах измеряются интенсивности эмиссионных линий и их ошибки, подобно тому, как это описано в [19]. После этого содержания элементов вычисляются по процедурам, описанным в [24] и цитированных там работах.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ
В сжатой форме результаты измерений O/H показаны в Табл. 2, на Рис. 2 и 3 и обсуждены в секции 4. Ниже мы описываем полученные результаты более детально.
На Рис. A.1 и A.2 Приложения A представлены спектры 20 галактик Lynx-Cancer войда, которые наблюдались на БТА. В Табл. B. 1-B.7 Приложения B мы приводим измеренные относительные интенсивности эмиссионных линий, скорректированные за экстинкцию и абсорбции в бальмеров-ских линиях. Эта процедура проводилась итеративно по методике, описанной Изотовым и другими [23]. Все измерения потоков сделаны методом, описанном Князевым и др. [19]. Значения потока в линии H@ дано в единицах 10−16 эрг с-1см-2. На Рис^.В Приложения A показаны спектры 10 HII областей в 9 галактиках за пределами Lynx-Cancer войда. Относительные потоки эмиссионных
'-IRAF: Image Reduction and Analysis Facility — пакет программ, распространяемый National Optical Astronomy Observatory под руководством Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. (AURA) совместно с National Science Foundation (NSF).
2MIDAS — аббревиатура пакета Munich Image Data Analysis System Южной Европейской Обсерватории.
линий для этих галактик, исправленные за экс-тинкцию и бальмеровские абсорбции, представлены в Табл. В. 19-В. 22 ПриложенияВ. В ней под названием каждой галактики приводятся координаты Ии области, для которой получен анализируемый спектр. На Рис.В.3 и на Рис. В.4 Приложения, А представлены спектры 20 галактик Ьупх-Сапсег войда, взятые из базы данных БЭББ ЭН7. В Табл. В. 8-В. 14 ПриложенияВ для спектров из БЭББ представлены наши измеренные относительные интенсивности линий, используемые для дальнейших вычислений, исправленные за экс-тинкцию и бальмеровские абсорбции, аналогично тому, как делалось для спектров БТА. Поток линии [Оп]А3737 показан в скобках, поскольку это не измеренная величина, а пересчитанная из потока линий [Оп]А7320, 7330, как пояснено ниже.
В Табл. В. 15 и В. 16 Приложения В по спектрам БТА представлены определенные нами электронные температуры в зоне свечения ионов
Ош и Он и их содержания вместе с полным содержанием О/И, которые рассчитаны по потокам в линиях классическим Те-методом, согласно схеме, описанной в [24]. Для случаев, когда линия [Ош]А4363 слаба или не обнаружена, мы используем полуэмпирический метод Изотова и Туана [21] (основанный на оценке Те, получаемой из потоков линий [Оп]А3727 и [Ош]А4959, 5007), который дает величины О/И, согласующиеся с оценкой по классическому Те-методу для диапазона 12+к^(О/И)& lt-7.9. Для диапазона 12+^(О/И)& gt-7. 9, полуэмпирический метод, согласно нашим тестам, дает О/И систематически ниже, с разницей А (О/И)~-0. 10 dex для О/И, полученных Те-методом в диапазоне 12+к^(О/И)=7. 9−8.1. Поэтому, при использовании полуэмпирического метода в указанном диапазоне О/И (по оценке другими методами), вводилась соответствующая поправка. Мы также показываем оценки О/И, полученные эмпирическими методами из работ Пилюгина и Маттсона [25] (далее обозначается как РМ10) и Пилюгина и др. [26] (далее обозначается как РУТ10) в тех случаях, когда они имеют относительно небольшие ошибки. Аналогичные данные для галактик вне Войда, полученные на БТА, представлены в Табл. В. 23 Приложения В.
В Табл.В. 17 и В. 18 ПриложенияВ мы представляем аналогичные параметры для галактик войда, полученные по данным БЭББ ЭН7. Так как для галактик с г & lt-0. 025 линия [Оп]А3727 попадает за пределы диапазона БЭББ спектров, для определения О/И классическим методом, можно использовать поток в линиях [Оп]А7320,7330 [19, 20]. Для случаев слабой или
Таблица 1. Журнал спектральных наблюдений на БТА
Имя Дата Время эксп., с Диапазон волн, А Спект. разр., А Качес. изоб., уг. сек. Возд. масса Приемник
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
UGC 3475 2008. 01. 12 3×900 3500 — 7500 12.0 1.2 1. 08 2Кх2К
UGC 3476 2007. 12. 16 4×900 3500 — 7500 12.0 2.5 1. 03 2Кх2К
UGC 3501 2008. 11. 26 4×900 3500 — 7500 12.0 1.4 1. 13 2Кх2К
UGC 3600 2008. 11. 26 3×900 3500 — 7500 12.0 1.4 1. 19 2Кх2К
UGC 3672 2003. 12. 24 2×900 3500 — 7500 12.0 1.2 1. 02 1Кх1К
UGC 3698 2008. 11. 26 3×900 3500 — 7500 12.0 1.7 1. 05 2Кх2К
NGC2337 2008. 12. 18 3×420 3500 — 7500 12.0 2.0 1. 09 2Кх2К
UGC3817 2008. 01. 12 3×900 3500 — 7500 12.0 1.2 1. 03 2Кх2К
UGC 3860 2008. 12. 18 3×600 3500 — 7500 12.0 2.0 1. 10 2Кх2К
UGC 3876 2009. 01. 22 4×900 3500 — 7500 12.0 1.5 1. 09 2Кх4К
UGC4117 2002. 01. 13 2×900 3500 — 7500 11.0 1.7 1. 13 1Кх1К
MCG7−17−19 2003. 01. 02 1×1200 3500 — 7500 11.0 2.5 1. 30 lKxlK
KUG 0821+321 2009. 02. 19 3×900 3500 — 7500 12.0 1.8 1. 03 2Кх2К
SDSS J0843+4025 2007. 01. 12 3×900 3500 — 7500 12.0 2.5 1. 39 2Кх2К
UGC4704 2009. 01. 22 2×900 3500 — 7500 12.0 1.5 1. 32 2Кх4К
UGC 5272 В 2008. 01. 12 4×900 3500 — 7500 12.0 1.0 1. 12 2Кх2К
UGC 5272 2002. 01. 12 1×1200 3500 — 7500 11.0 1.6 1. 04 lKxlK
SDSS J1000+3032 2009. 01. 21 3×900 3500 — 7500 12.0 1.4 1. 39 2Кх4К
UGC 5427 2007. 01. 12 5×900 3500 — 7500 12.0 2.4 1. 07 2Кх2К
UGC 5464 2008. 01. 12 3×900 3500 — 7500 12.0 1.0 1. 29 2Кх2К
UGC731 2008. 11. 26 4×900 3500 — 7500 12.0 1.5 1. 02 2Кх2К
SDSS J0839+3140 2009. 01. 22 2×900 3500 — 7500 12.0 1.5 1. 18 2Кх4К
UGC4787 2009. 01. 22 4×900 3500 — 7500 12.0 1.9 1. 06 2Кх4К
KUG 1004+392 2008. 12. 18 3×600 3500 — 7500 12.0 1.5 1. 02 2Кх2К
UGC 5451 2008. 01. 13 3×900 3500 — 7500 12.0 1.2 1. 05 2Кх2К
SDSS J1031 +2801 2009. 02. 19 3×900 3500 — 7500 12.0 1.7 1. 29 2Кх2К
NGC 3274 2009. 02. 19 2×900 3500 — 7500 12.0 1.7 1. 60 2Кх2К
UGC 5764 2009. 01. 22 3×900 3500 — 7500 12.0 2.0 1. 22 2Кх4К
UGC 6055 2009. 02. 19 2×900 3500 — 7500 12.0 1.7 1. 41 2Кх2К
необнаружимой линии [Ош]А4363, можно использовать полуэмпирический метод. В этом случае интенсивности линий [Оп]А7320, 7330 можно
пересчитать в интенсивность линии [Оп]А3727 через зависимость между ними, представленную
в графической форме у Аллера [27]. Для низкой
электронной плотности (Ne & lt- 102) отношение интенсивностей линий [Oii]A3727 к сумме интенсивностей [Oii]A7320, 7330, «O-ratio» как функция t для 1 & lt-t<-2 (t = Te/lOOOO) хорошо приближается формулой:
log (0 — ratio) = 1. 77 — 2. 06 х log (t) + 2. 318 х log (t)2
X
О
тэ
0. 4
п--1--1−1--1--1--1−1--1--1--1−1--1--1−1---1-г
X
0.2 —
ос
о
0
0)
Е-
X
0.2 —
ад
о
-0. 4
J____________________I________________і________________і_________________і________________і_
J____________________і________________і________________і_________________1_
7.5 8
12+1о§(0/Н)Те, с1ех
8. 5
Рис. 1. Иллюстрация общего согласия между величинами О/Н, полученными методом РМ10 и классическим Те-методом. Из 42 галактик, показанных на рисунке, 28 представляют собой подвыборку близких не-BCG галактик из каталога БНОС. Данные для 14-ти галактик с 12+^(О/Н) & lt- 7. 65, которых в БНОС очень мало, добавлены из других источников [7, 20−22].
Потоки в линии О11А3727, показанные в Табл. В. 8- В. 13 Приложения В для БЭББ спектров, пересчитаны из потоков в линиях [Оп]А7320,7330 при температуре Те, оцененной по нескольким итерациям. Поэтому их следует рассматривать как приближенные оценки.
Кроме этого, мы использовали эмпирический метод оценки О/И (РМ10), предложенный Пилюгиным и Маттсоном [25], который использует вместе с потоками сильных линий [Ош]А4959, 5007 также потоки линий [№ 1]А6548, 6584 и [Бп]А6716, 6730. Чтобы проверить, насколько хорошо метод [25] оценивает реальные значения О/И в изучаемых галактиках, мы провели сравнение величин О/И (Те), известных с точностью а0/н & lt-0. 06, с О/И, определенными по формулам из [25]. Для этого мы использовали 14 разных измерений для галактик с 12+^(О/И)& lt-7. 65 из статей [7,20−22] и 28 галактик с наилучшими данными по О/И из подвыборки близких не-BCG из каталога БИОС, базирующегося на спектрах БЭББ [19]. На Рис. 1 мы показываем разность, А ^(О/И)= ^(О/И (РМЮ))-^(О/И (Те)) в
зависимости от О/И (Те) для этих галактик. В интервале 12+к^(О/И) между 7.1 и 8. 3, покрывающем диапазон О/И нашей выборки в вой-де, систематического расхождения между двумя методами нет. Рассеяние около нулевой линии соответствует оцененным средне-квадратичным ошибкам для обеих величин О/И.
4. ОБСУЖДЕНИЕ
В Табл. 2 собрана информация о галактиках войда Ьупх-Сапсег, для которых на сегодня известен параметр О/И и которые могут быть использованы для дальнейшего статистического анализа. В ее колонках представлены следующие параметры. 1 — имя галактики, 2 и 3 — прямое восхождение и склонение (Л2000). 4 и 5 — координаты (Л2000) Ии области, для которой был получен спектр. 6 — гелиоцентрическая скорость (км с-1). 7 — расстояние в Мпк относительно центра Местной группы. 8 и 9 — принятая полная звездная величина в фильтре В и соответствующая абсолютная величина. Все эти параметры (кроме координат Ии области) взяты из Таблицы
5-ч
си
Л
5-ч
0
Л
-20 -18 -16 -14 -12 -10 Мв0. та§
7 7.5 8 8. 5
12+1с^(0/Н), сіех
Рис. 2. Верхняя панель: распределение абсолютных величин Мв, 0 для 48 галактик с известными 0/Н (заштриховано) в сравнении с таким же распределением для всех 79 галактик в войде Ьупх-Сапеег. Для сравнения показано (обратной штриховкой) распределение Мв, 0 для 40 маломассивных галактик поздних типов из работы [28]. Нижняя панель: распределение всех известных на сегодня величин 0/Н для 48 галактик в войде Ьупх-Сапеег и для подвыборки 31 галактики с Мв, 0 & lt- -14.0 (заштриховано), т. е. для диапазона светимостей, в котором выборка галактик в войде должна быть почти полной.
2 Статьи I. Там, где 0/Н принято по данным из литературы, мы не приводим координат области и отсылаем к оригинальной публикации. В колонке 10 дается величина 0/Н, принятая для дальнейшего анализа. Она получена из источников, указанных следующими обозначениями в колонке 11: 1 — средневзвешенное 0/Н по двум или более НII областям в одной галактике по данным БТА с оценкой классическим Те методом. 2 — наиболее вероятная оценка 0/Н по спектрам БТА, основанная на комбинации результатов классического Те метода, полуэмпирического метода [21] и эмпирических методов [25, 26]. 3 — то же самое,
но по спектрам из БЭББ. 4 — 0/Н, принятое из литературы и приведенное в новую шкалу [31 ] (если необходимо).
На верхней панели Рис. 2 представлено распределение Мв, о для 48 галактик войда с известным 0/Н (штрихованная гистограмма) по сравнению с такими же для всех 79 галактик войда, что показывает доли галактик с известным 0/Н в каждом бине светимости. Для сравнения, гистограмма с обратной штриховкой3 и в чуть более широком диа-
Прямая штриховка — из левого нижнего угла в правый верхний, обратная — перпендикулярная ей
X а& gt- тз
К
о,
чад
+
& lt-М
МВ0'- та8
Рис. 3. Соотношение светимость-металличность (Ь-2) для 48 галактик войда Ьупх-Сапеег. Сплошной, штрихованной и пунктирной линиями показаны известные линейные приближения для Ь-2 соотношения, полученные для 3-х выборок: изолированные галактики поздних типов [28], близкие dI галактики [29] и близкие dI и I галактики из выборки Ли и др. [30]. Две штрих-пунктирные линии проведены на 0. 15 dex ниже и выше сплошной линии, для которой (согласно [28]) среднеквадратичное уклонение составляет 0. 15 dex. Если бы распределение галактик по О/Н в этом войде совпадало с тем, для которого получено «стандартное» Ь-2 соотношение, можно было бы ожидать, что ниже нижней штрих-пунктирной линии попадет только порядка 1/6 от всех 48 галактик, т. е. 8 штук. В реальности в эту область диаграммы попадает 20 галактик войда.
пазоне показывает похожее распределение для 40 галактик из выборки [28], используемой для проверки эффекта окружения (см. ниже). Галактики войда с известными О/Н распределены достаточно однородно по диапазону светимостей, со средней долей порядка 0.6. Это позволяет предполагать, что реальное распределение О/Н для галактик в войде не отличается заметно от показанного на нижней панели для 48 галактик с известными О/Н. На этой панели гистограмма со штриховкой показывает распределение О/Н для 31 галактики с Мв & lt--14. 0, т. е. для диапазона, в котором выборка галактик в войде должна быть почти полна. Поэтому хвост распределения с галактиками очень низкой металличности (7.1 & lt- 12 + ^(О/Н) & lt- 7. 5) следует рассматривать как достоверный факт.
4.1. Соотношение светимость-металличность для галактик в войде Для проверки того, насколько сильно галактики войда Lynx-Canceг отличаются по металличности
от галактик, находящихся в более плотном окружении, можно использовать эмпирические соотношения между О/Н и Мв для выборок карликовых галактик в Местном Объеме и его окрестностях (например, [28]). Однако необходимо устранить возможные систематические различия в шкале О/Н. Т. е. необходимо учесть небольшое изменение в шкале О/Н в статьях, опубликованных в последние годы (включая величины О/Н, представленные в этой работе), относительно шкалы в более ранних статьях, на которых базируются используемое ниже «стандартное» соотношение О/Н — Мв. Указанное изменение шкалы О/Н, предложенное в работе Изотова и др. [31], связано с уточнением атомных констант, используемых в расчетах. Когда соответствующая коррекция сделана, оригинальная формула для соотношения Ь-2 из работы [28]
12 + !(щ (0/И) = 5. 65 — 0. 149 х Мв
типов, относящихся к близким группам внутри радиуса 5 Мпк. Так как все три линии близки друг к другу, они, по-видимому, описывают общее соотношение. Для дальнейшего сравнения со «стандартным» соотношением мы принимаем полученное в работе [28], как имеющее наименьший разброс — а (О/Н)~0. 15 dex. Чтобы наглядно показать значительное отклонение галактик войда от «стандартного» соотношения, мы также нанесли на Рис. 3 штрих-пунктирные линии, идущие выше и ниже на 0. 15 dex от сплошной «стандартной» линии из [28].
Таблица 2. Основные параметры галактик в войде Lynx-Canceг с известной величиной О/Н
Ыо. Имя или префикс (1) Координаты (Л2000) галактики (2) (3) Координаты (Л2000) НП-области (4) (5) Цієї, кт/в (6) Мрс (7) Ексл, mag (8) таё (9) 12+1оё (0/Н) асіорі (10) Источник О/Н (11)
1 11 003 475 06 30 28. 86 +39 30 13.6 06 30 27. 02 +39 30 26.3 487 10. 30 14. 97 -15. 88 8. 00+0. 03 2
2 11 003 476 06 30 29. 22 +33 18 07.2 06 30 29. 27 +33 18 05.0 469 9. 84 14. 96 -16. 02 7. 72+0. 02 2
3 11 003 501 06 38 38. 40 +49 15 30.0 06 38 40. 24 +49 15 28.6 449 10. 07 17. 20 -13. 31 7. 58+0. 02 2
4 иосзбоо 06 55 40. 00 +39 05 42.8 06 55 41. 90 +39 06 21.7 412 9. 30 16. 18 -13. 95 7. 66+0. 03 2
5 и ОС 3672 07 06 27. 56 +30 19 19.4 07 06 25. 46 +30 19 36.4 994 16. 93 15. 40 -16. 08 7. 99+0. 05 2
6 и ОС 3698 07 09 16. 80 +44 22 48.0 07 09 18. 15 +44 22 43.7 422 9. 60 15. 41 -14. 92 7. 87+0. 02 2
7 N002337 07 10 13. 60 +44 27 25.0 07 10 12. 29 +44 27 43.7 436 9. 79 13. 48 -16. 85 8. 10+0. 10 1
8 11 003 817 07 22 44. 48 +45 06 30.7 07 22 44. 84 +45 06 41.8 437 9. 82 15. 96 -14. 44 7. 89+0. 04 2
9 БЭББ 07 23 01. 42 +3621 17.1 885 14. 38 17. 01 -14. 19 7. 45+0. 15 4d
10 11 003 860 07 28 17. 20 +40 46 13.0 07 28 19. 44 +40 46 29.9 354 7. 81 14. 96 -14. 75 7. 83+0. 02 2
11 и ОС 3876 07 29 17. 49 +27 54 01.9 07 29 17. 36 +27 53 16.1 854 15. 01 13. 70 -17. 39 7. 88+0. 04 2
12 БЭББ 07 30 58. 90 +41 09 59.8 07 30 58. 90 +41 09 59.8 874 15. 70 16. 67 -14. 58 8. 02+0. 03 3
13 БЭББ 07 37 28. 47 +47 24 32.8 476 10. 42 18. 06 -12. 50 7. 28+0. 07 4d
14 БЭББ 07 44 43. 72 +25 08 26.6 07 44 43. 72 +25 08 26.6 749 12. 95 18. 35 -12. 39 7. 21+0. 10 3
15 МС09−13−56 07 47 32. 10 +5111 29.0 07 47 33. 18 +51 11 24.7 439 10. 00 15. 48 -14. 90 7. 70+0. 03 3,4Ь
16 11 004 117 07 57 25. 98 +35 56 21.0 07 57 26. 31 +35 56 19.2 773 14. 12 15. 34 -15. 61 7. 82+0. 08 2
17 11 004 148 08 00 23. 68 +42 11 37.0 08 00 23. 68 +42 11 37.0 716 13. 55 15. 63 -15. 21 7. 83+0. 08 3
18 N002500 08 01 53. 30 +50 44 15.4 08 01 55. 38 +50 44 38.5 504 10. 88 12. 23 -18. 13 8. 36+0. 03 3
19 МС07−17−19 08 09 36. 10 +41 35 40.0 08 09 37. 64 +41 35 29.5 704 13. 37 16. 65 -14. 20 7. 96+0. 02 2,3
20 БЭББ 08 10 30. 65 + 18 37 04.1 08 10 30. 65 + 1837 04.1 1483 23. 05 18. 29 -13. 68 7. 79+0. 09 3
21 БЭББ 08 12 39. 53 +48 36 45.4 08 12 39. 53 +48 36 45.4 521 11. 05 17. 23 -13. 21 7. 27+0. 06 4Ь, 3
22 N002537 08 13 14. 73 +45 59 26.3 08 13 13. 05 +45 59 26.3 445 9. 86 12. 27 -17. 93 8. 37+0. 12 3
23 ІС2233 08 13 58. 93 +45 44 34.3 553 10. 70 13. 05 -17. 32 8. 08+0. 19 4а
24 N002541 08 14 40. 18 +49 03 42.1 08 14 47. 53 +49 04 00.0 548 12. 00 12. 25 -18. 36 8. 02+0. 10 3,4а
25 N002552 08 1920. 14 +50 00 25.2 524 11. 11 12. 92 -17. 51 8. 28+0. 11 4а
изменяется на
12 + !(щ (0/И) = 5. 60 — 0. 154 х Мв.
Это соотношение показано на Рис. 3 сплошной прямой линией.
На этом же рисунке показаны аналогичные соотношения, полученные для других выборок галактик поздних типов в Местном Объеме. Штриховая линия, проходящая немного выше сплошной, показывает соотношение для выборки из работы [29]. Пунктирная линия, идущая почти вдоль сплошной, показывает аналогичное соотношение из работы Ли и др. [30] для карликов поздних
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11)
26 KUG 0821+321 08 25 04. 90 +32 01 05.1 08 25 04. 90 +32 01 05.1 648 12. 25 16. 10 -14. 54 7. 60І0. 03 2
27 HS 0822+3542 08 25 55. 43 +35 32 31.9 720 13. 49 17. 92 -12. 93 7. 44І0. 02 4e
28 SDSS 08 43 37. 98 +40 25 47.2 08 43 37. 98 +40 25 47.2 614 12. 05 17. 83 -12. 72 7. 49І0. 03 2,3,4b
29 SDSS 08 52 33. 75 + 13 50 28.3 1511 23. 08 17. 43 -14. 55 7. 28±0. 10 4d
30 UGC4704 08 59 00. 28 +39 12 35.7 08 59 00. 28 +39 12 35.7 596 11. 74 15. 51 -14. 97 7. 96І0. 05 2
31 SDSS 08 59 46. 93 +39 23 05.6 588 11. 63 16. 98 -13. 46 7. 57І0. 06 4b
32 SDSS 09 11 59. 43 +31 35 35.9 750 13. 52 17. 97 -12. 75 7. 50І0. 05 4b
33 SDSS 09 26 09. 45 +33 43 04.1 536 10. 63 17. 34 -12. 90 7. 12І0. 02 4f
34 SDSS 09 28 59. 06 +28 45 28.5 09 28 59. 06 +28 45 28.5 1229 19. 90 16. 70 -14. 88 7. 68І0. 03 3
35 SDSS 09 31 36. 15 +27 17 46.6 09 31 36. 15 +27 17 46.6 1505 23. 60 17. 98 -13. 96 7. 55І0. 04 3
36 SDSS 09 40 03. 27 +44 59 31.7 09 40 03. 27 +44 59 31.7 1246 20. 71 17. 96 -13. 69 7. 40І0. 03 3
37 KISSB23 09 40 12. 67 +29 35 29.3 09 40 12. 67 +29 35 29.3 505 10. 21 16. 32 -13. 82 7. 60І0. 05 3,4b
38 SDSS 09 47 18. 35 +41 38 16.4 09 47 18. 35 +41 38 16.4 1389 22. 56 17. 61 -14. 22 7. 76І0. 02 3
39 UGC5272B 09 50 19. 49 +31 27 22.3 09 50 19. 49 +31 27 22.3 539 10. 27 17. 68 -12. 48 7. 60І0. 02 2,3
40 UGC5272 09 50 22. 40 +31 29 16.0 09 50 21. 35 +31 29 16.6 520 10. 30 14. 46 -15. 70 7. 84І0. 02 2,3
41 SDSS 09 51 41. 67 +38 42 07.3 09 51 41. 67 +38 42 07.3 1435 23. 07 17. 42 -14. 47 7. 85І0. 07 3
42 UGC5340 09 56 45. 70 +28 49 35.0 502 9. 86 14. 60 -15. 45 7. 14І0. 03 4b
43 SDSS 10 00 36. 50 +30 32 09.8 10 00 36. 50 +30 32 09.8 501 9. 90 18. 06 -12. 00 7. 42І0. 04 2,3
44 UGC5427 100 441. 05 +29 21 55.2 10 04 40. 44 +29 21 35.9 498 9. 79 14. 89 -15. 16 7. 90І0. 03 2
45 UGC5464 10 08 07. 70 +29 32 34.4 10 08 07. 70 +29 32 34.4 1003 16. 90 15. 62 -15. 62 7. 86І0. 04 2
46 SDSS 10 10 14. 96 +46 17 44.1 10 10 14. 96 +46 17 44.1 1092 18. 58 18. 20 -13. 17 7. 78І0. 03 3
47 UGC5540 10 1621. 70 +37 46 48.7 10 1621. 70 +37 46 48.7 1162 19. 16 14. 60 -16. 89 8. 00І0. 10 3
48 HS 1013+3809 10 16 24. 50 +37 54 46.0 1173 19. 30 15. 99 -15. 51 7. 59І0. 04 4g
t Мв из [2]. Ссылки на O/H: i, 2, 3, 4 — см. в описании Таблицы.
Ссылки к столбцу i i: a-[i9]- b-[2i]- c-[i6]- d-[35]- e-[5]- f-[9]- g-[39].
Анализ значений О/Н для галактик в войде на диаграмме Ь-2 ясно указывает на их систематический сдвиг в сторону меньших значений относительно «стандартной» линии для каждого интервала Мв. Даже если исключить из рассмотрения полдюжины объектов с наименьшими О/Н (т.е. с 12+^(О/Н) & lt-7. 35) как, вероятно, имеющие нетипичный сценарий эволюции или относительно небольшие возрасты, остальные галактики располагаются большей частью ниже «стандартной» линиии. Их распределение будет более симметрично относительно линии, параллельной «стандартному» соотношению Ь-2, сдвинутому на порядка 0. 12 dex вниз. Отсюда следует, что порядка 85−90% вполне типичных галактик, населяющих этот войд, демонстрируют ощутимый дефицит кислорода (в среднем не менее 30%) отно-
сительно галактик, использованных для построения «стандартного» L-Z соотношения в Местном Объеме. Альтернативная интерпретация наблюдаемого сдвига как увеличения светимости при той же металличности, представляется маловероятной. Действительно, средний сдвиг на порядка 0. i2 dex при фиксированной Mв соответствует сдвигу 0. 75 зв. вел. в Mв при фиксированной величине O/H, т. е. поярчанию на фактор 2. Это типичная величина для галактик типа BCG (см., например, [32]). Однако в обсуждаемой выборке галактик войда только две относятся к этому типу: HS 0822+3542 и HS i0i3+3809. Положение первой можно объяснить сдвигом относительно «стандартной» линии (поярчанием) на порядка
i зв. вел., однако для второй пришлось бы предполагать поярчание на порядка 2.5 зв. вел. Остальные
галактики, как описано в Статье I, относятся к поздним спиральным и иррегулярным, у которых светимости ярчайших HII областей невелики по сравнению с полной светимостью галактики.
Большое рассеяние галактик с активным звездообразованием на L-Z диаграмме, особенно в области очень низких металличностей (i2+log (O/H)& lt-7. 65), уже отмечалось в литературе, например в [20, 34]. Для таких галактик предложены разные возможные эволюционные сценарии. Один из них связан с объектами, почти не испытавшими эволюцию. Вероятно, именно в войдах, с их низкой плотностью окружающих галактик, такие «молодые» галактики с очень низким содержанием металлов могут давать ощутимый вклад в общее население и потому приводить к более сильному рассеянию галактик на L-Z диаграмме.
4.2. Галактики войда Lynx-Cancer с наименьшими металличностями
Возвращаясь к теме галактик в войде с наименьшими металличностями и необычными свойствами, обсудим их более детально. К ним относится голубая компактная галактика (BCG) HS 0822+3542 с самой низкой металличностью (i2+log (O/H)=7. 44) среди BCG Местного Объема и его ближайших окрестностей и ее спутник, очень голубая (и относительно молодая) галактика низкой поверхностной яркости (LSB) SAO 0822+3545 ([5] и статья в подготовке). Представителями населения этого войда также являются DDO 68 и SDSS J0926+3343 с i2+log (O/H), равным 7. i4 и 7. i2 соответственно. Это самые низ-кометалличные из всех известных галактик после SBS 0335−052W и SDSS J00i5+0i04 [33, 34]. Расположенные на взаимном расстоянии порядка
1. 6Мпк, обе галактики необычны по голубым цветам их внешних частей, которые указывают на возраст самого старого видимого звездного населения не более 1−3 млрд. лет [8, 9], что сильно контрастирует с ситуацией для подавляющего большинства известных карликовых галактик.
Кроме перечисленных, к группе с самыми низкими металличностями относятся следующие галактики войда: SDSS J0812+4836 — с 12+log (O/H) =7. 27 dex [21], две LSBD галактики из нашей статьи в печати [35] - SDSS J0737+4724 — c 12+log (O/H)=7. 28dex и SDSS J0852+1350 с 12+log (O/H)=7. 28dex. Наконец, еще для пары галактик в войде, SDSS J0744+2508 и SDSS J0940+4459, получено очень низкое значение O/H в этой работе, i2+log (O/H)^7. 2−7.4. Таким образом, около полудюжины из всех 48 галактик войда с известными O/H принадлежат
к диапазону самых низких металличностей газа (12+log (O/H)& lt-7. 3). Из многих тысяч галактик поздних типов, для которых известна величина O/H, определенная разными методами, до последнего времени таких галактик было найдено лишь несколько (I Zw 18, SBS 0335−052E и W, UGCA 292).
Имеет смысл сравнить поверхностную плотность галактик с очень низкой метал-личностью (eXtremely Metal-Deficient, XMD, 12+log (O/H)& lt-7. 65) в войде с оценками, которые мы делали для двух разных выборок эмиссионных галактик (ELGs). Первая была сделана для выборки ELG из обзора HSS (Гамбург-САО) ([36, 37] и ссылки в них). Большинство этих галактик отобраны по критериям Btot & lt-18.5 и EW ([Oiii]A5007)& gt-50 A. Последний приблизительно соответствует критерию
EW (H^)& gt-10 A. В работе [38] получено, что поверхностная плотность XMD-галактик в этой выборке порядка 4 на 1000П°. Близкая оценка плотности была получена в работе [20] по выборке галактик из SDSS (сравнимой с HSS по предельной видимой B-величине), отобранных по силе эмиссионной линии H@ (EW (H^)& gt-10 A). В этих оценках использовались только XMD-галактики, для которых O/H было получено классическим Te -методом.
В область небесной сферы, на которую проектируется войд Lynx-Cancer, попадает 19 XMD-галактик, населяющих этот войд. Еще 5 таких объектов в этой области являются объектами дальнего и ближнего фона. Таким образом, полное число XMD в области войда соответствует плотности порядка 10 на 1000 П°, что почти в 2.5 раза превышает оценки по выборкам ELGs. Это может быть обусловлено, по крайней мере, двумя причинами или их комбинацией. Первой причиной является отмена критерия отбора по достаточно сильной эмиссии в линии H^. Использование полуэмпири-ческого и эмпирических методов позволяет получить достаточно надежные оценки O/H для случаев более слабой эмиссии в H^. Вторая причина, вероятно, прямо связана с тем, что на указанную часть неба проектируется близкий войд, среди населения которого повышена доля карликовых галактик с замедленной эволюцией.
Полный объем войда Lynx-Cancer представляет собой лишь малую часть (порядка 5%) объема сферы с радиусом R = 26 Мпк, в которую этот войд входит. Существование такой сильной концентрации самых низкометалличных галактик в маленькой ячейке близкой Вселенной указывает на физическую связь между эволюционным статусом маломассивных галактик поздних типов и типом
их глобального окружения. Обнаружение среди объектов войда Ьупх-Сапеег нескольких необычных карликовых галактик с относительно малыми возрастами наиболее старого видимого звездного населения дает дополнительные свидетельства в пользу такой связи.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
1) По результатам спектроскопии на БТА получены содержания кислорода для 20 галактик, находящихся в близком войде в Ьупх-Сапеег, и для 9 галактик, расположенных вне этого войда. Для 14 из них О/Н определены классическим Те-методом с точностью оценки О/Н от 0. 06 до 0. 15 dex. Для остальных Нп-областей со слабой или необнару-жимой линией [Ош]А4363, содержание кислорода оценено с помощью полуэмпирического и эмпирических методов.
2) Для четырех галактик из войда Lynx-Canceг, чьи спектры взяты из базы данных БЭББ ЭР7 и в которых линия [Ош]А4363 достаточно сильна для получения обилия О/Н, использовался модифицированный классический Те-метод (по линиям [Оп]АА7320,7330). Для остальных 16 галактик, со слабой или необнаружимой линией [Ош]А4363, содержание О/Н оценивалось с помощью эмпирических методов. Оценки О/Н, полученные по разным измерениям (БТА, БЭББ и из литературы) и разными методами, сравнивались между собой.
В случае общего согласия разных оценок, их средневзвешенная величина принималась как наиболее надежное значение.
3) Объединяя данные по всем 48 галактикам в войде Lynx-Canceг, имеющим оценки О/Н и Мв (включая дюжину галактик из литературы и других наших работ), мы анализируем их положение на диаграмме О/Н — Мв. Сравнение этих данных с линейным соотношением между ^(О/Н) и Мв, полученным по 3-м выборкам маломассивных галактик поздних типов в Местном Объеме и его ближайших окрестностях («стандартное» соотношение Ь-2), приводит к следующим выводам. Первое: порядка 12% изученных галактик войда (а именно, объекты с 12+1с^(О/Н)& lt-7. 35) демонстрируют большой дефицит кислорода по сравнению с ожидаемым для своей светимости О/Н из «стандартного» соотношения Ь-2 (до нескольких раз). Второе: большинство остальных (порядка 88%) галактик войда имеют содержание металлов систематически ниже ожидаемого из «стандартного» соотношения Ь-2, со средним для группы сдвигом О/Н ~0. 12 dex (или порядка 30%).
4) Открыта значительная концентрация самых низкометалличных карликовых галактик с Мв от -12 до -15.5 зв. вел. в малой ячейке Местного Сверхскопления — войде Lynx-Canceг. Это свидетельствует о заметном влиянии очень разреженного окружения на эволюцию галактик малых масс.
ПРИЛОЖЕНИЕ А
Wavelength, А
Wavelength,
0. 6
х 0. 4
Р
[x-i
0. 2
0. 0
п-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-п
_ UGC 3501:
U I I I I I I I I I I I I I I I I I |_
4000 5000 6000 7000
Wavelength, А
1.5 X 1. 0
Е 0.5 0. 0
р-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-і-щ
h UGC 3600 н
_____I____I___I____I____I____I____I___I____I____I____I____I___I____I____I____I____I___L=
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
Wavelength,
Wavelength,
=j_I_і_і_і_і_I_і_і_і_і_I_і_і_і_і_I_і_
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
Wavelength,
Wavelength,
Wavelength, A
Рис. А.1 Спектры первых 10-ти галактик из войда Lynx-Canceг, полученные на БТА. По оси ординат здесь и на всех последующих рисунках показаны плотности потока в единицах 10−16 вщ сш-2 б-1 А-1.
1. 5
* 1. 0
з
[эн
0. 5
0. 0
ГП-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-г
UGC 4117
tj___I_I_I_i_i_I_i_i_i_i_I_i_i_i_i_I_i_
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
p-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-rq
ь KUG0821+321 d
=J________I_____I_____I______I_____I_____I_____I_____I_____I______I_____I_____I_____I_____I_____I______I_____I_____L=
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
Wavelength,
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
Wavelength,
Wavelength,
Wavelength,
2. 0
I i I i i i i I i i i i I i i i i I i i i i I i i ij
h J1000+3032 H
1. 0
0. 0
I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I
4000 5000 6000 7000 8000
Wavelength, A
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A Wavelength, A
Рис. A.2 Спектры остальных 10-ти галактик из войда Lynx-Cancer, полученные на БТА.
Wavelength,
Wavelength,
Wavelength,
6. 0
X 4−0 P
^ 2.0 0. 0
1 J0 1 I 1 1 1 1 I 1 1 1 I J 312+4836 —
_ -1 и '-1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 11
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, A
3. 0
X 2.0 _P
1.0 0. 0
-I i i i i I i i i i I i i i
i i I i i i i I i i i i f-
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, A
Wavelength,
3. 0
X 2.0 P
fa 1.0 0.0 -1. 0
U 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 + 1 1 мм 1 JO 1 1 1 1 III 1 1 1 и 310+1837 =
id 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 i 1л
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, A
40. 0
30. 0
20.0 10. 0
0. 0
— i i i i i i i i i i 1 N (^V*~l. J… 1 1 1 1 1 1 1 1 1 M jC 2537a -= _L. 1
i i i i i 1 i i i i 1 i i i i 1 i i i i 1 i i i i h
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, A
500. 0
400.0 *300.0 ?200. 0
4000 5000 6000 7000 8000
Wavelength, A Wavelength, A
Рис. A.3 Спектры 10-ти галактик войда Lynx-Cancer, полученные из базы данных SDSS.
з. о
х2−0
3
Ё 1.0 0. 0
Wavelength, А
ел-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I--I-I-I-I-I-I-I-гтц
н J0931+2717 М
I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I 4
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, А
Wavelength,
Wavelength,
10.0 8.0 X 6.0 Ё 4.0 2.0 0. 0
Ul I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I 1−1
J0928+2845
И I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I I l-t
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, А
Wavelength,
250. 0
200. 0
X 150.0 Р
?100. 0
50. 0
0. 0
i-| I I I I | I I I I | I I I I I I I ^ I I I I |-!
||
| I I I I I I I I I I I I I I I I I I Г
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, А
8. 0
6. 0
X
2 4.0 2.0 0. 0
-1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 г- Г [: 1 _ 1 С_н- - о- -м | 1 1 1 | 1 1 1 | 1 1 1 | 1 1 1 -С2 -1 -СО -СО _ + т-1 -Ю _ГГ.
— 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 4
4000 5000 6000 7000 8000 9000 Wavelength, А
4000 5000 6000 7000 8000 9000
Wavelength, A Wavelength, А
Рис. A.4 Спектры остальных 10-ти галактик войда Lynx-Cancer, полученные из базы данных SDSS.

[зн
Wavelength,
Wavelength,
Wavelength,
Wavelength,
J3
tin
Wavelength,
-і і і-і і і і і і і і і і і і і і і і-n ^ J1031+2801
0. 0
~l I I__________I I I I I I I I I I I I I I I I_________________________________________LJ
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
X
P
fa
Wavelength,
Wavelength, A
30. 0
«20. 0

10.0 0. 0
=1-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I-I T
UGC 5764
=j__________I_і________і_і_________і_I________і_і________і_і________I_і________і_і_________і_L
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
4000 5000 6000 7000
Wavelength, A
Рис. A.5 Спектры 10-ти HII областей в 9 галактиках вне войда Lynx-Cancer, полученные на БТА.
ПРИЛОЖЕНИЕ В
Табл. В.1 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
иСС3475 иСС3476 ШС3501
Ао (А) 1оп Р (А)/Р (Н/3) 1(А)/1(Н/3) Р (А)/Р (Н/3) 1(А)/1(Н/3) ЦАУЦН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 2. 852± 0. 235 4. 460± 0. 378 1. 160± 0. 053 1. 576± 0. 074 2. 216± 0. 118 2. 312± 0. 140
3868 [Ые ш] 0. 162± 0. 016 0. 210± 0. 021 0. 168± 0. 026 0. 172± 0. 030
3967 [Ые ш] + Н7 0. 214± 0. 013 0. 275± 0. 022 0. 112± 0. 022 0. 234± 0. 055
4101 Ш 0. 198± 0. 012 0. 246± 0. 020 0. 112± 0. 018 0. 228± 0. 044
4340 Н7 0. 426± 0. 159 0. 518± 0. 239 0. 416± 0. 017 0. 478± 0. 023 0. 418± 0. 033 0. 498± 0. 044
4363 [О ш] 0. 029± 0. 100 0. 035± 0. 121 0. 068± 0. 011 0. 077± 0. 013 0. 052± 0. 022 0. 050± 0. 023
4861 Н/5 1. 000± 0. 046 1. 000± 0. 130 1. 000± 0. 030 1. 000± 0. 031 1. 000± 0. 049 1. 000± 0. 053
4959 [О ш] 0. 674± 0. 039 0. 650± 0. 038 1. 198± 0. 037 1. 168± 0. 037 0. 586± 0. 029 0. 535± 0. 029
5007 [О ш] 2. 155± 0. 087 2. 045± 0. 083 3. 720± 0. 105 3. 587± 0. 103 1. 957± 0. 083 1. 779± 0. 082
5876 Не I 0. 048± 0. 016 0. 035± 0. 012 0. 154± 0. 014 0. 124± 0. 011 0. 134± 0. 026 0. 113± 0. 024
6300 [О I] 0. 061± 0. 011 0. 045± 0. 008
6312 [Б ш] 0. 012± 0. 009 0. 009± 0. 007
6548 [Ы п] 0. 113± 0. 026 0. 070± 0. 016 0. 027± 0. 007 0. 019± 0. 005 0. 022± 0. 013 0. 017± 0. 011
6563 На 4. 590± 0. 167 2. 818± 0. 120 3. 901± 0. 099 2. 792± 0. 078 3. 388± 0. 132 2. 756± 0. 126
6584[Ы п] 0. 377± 0. 053 0. 231± 0. 033 0. 072± 0. 024 0. 052± 0. 018 0. 090± 0. 030 0. 073± 0. 027
6717 [Б II] 0. 506± 0. 042 0. 300± 0. 026 0. 294± 0. 013 0. 205± 0. 009 0. 203± 0. 027 0. 162± 0. 024
6731 [Б II] 0. 368± 0. 041 0. 217± 0. 025 0. 133± 0. 009 0. 093± 0. 007 0. 168± 0. 026 0. 134± 0. 023
С (Н/3), с1ех 0. 64±0. 05 0. 43±0. 03 0. 17±0. 05
EW (abs), А 0. 20±8. 76 0. 40±1. 17 5. 60±0. 12
?(Щ) 3. 10±0. 10 55. 3±1.0 2. 32±0. 08
ЬЩЩ), А 73± 2 169± 4 66± 2
Иа (1. уе1., кт э-1 347±27 423±21 563±30
Табл. В.2 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
шсзбоо ШС3672 ШС3698а
Л0(А) 1оп щлуцн/з) 1(А)/1(Н/3) щлуцн/з) 1(А)/1(Н/3) щлуцн/з) 1(А)/1(Н/3)
3727 [0 II] 1. 496± 0. 099 1. 636± 0. 116 1. 893± 0. 089 2. 848± 0. 145 2. 836± 0. 105 3. 177± 0. 132
3868 [Ые ш] 0. 261± 0. 027 0. 280± 0. 031 0. 442± 0. 041 0. 627± 0. 060 0. 254± 0. 025 0. 278± 0. 029
3967 [Ые ш] + Н7 0. 140± 0. 028 0. 235± 0. 056 0. 186± 0. 026 0. 259± 0. 055 0. 106± 0. 011 0. 208± 0. 026
4101 Ш 0. 130± 0. 022 0. 218± 0. 044 0. 222± 0. 028 0. 292± 0. 049 0. 169± 0. 009 0. 261± 0. 018
4340 Н7 0. 445± 0. 027 0. 507± 0. 035 0. 408± 0. 030 0. 488± 0. 049 0. 400± 0. 015 0. 473± 0. 020
4363 [0 ш] 0. 051± 0. 018 0. 051± 0. 019 0. 064± 0. 018 0. 076± 0. 022 0. 057± 0. 008 0. 058± 0. 009
4861 Н/3 1. 000± 0. 037 1. 000± 0. 040 1. 000± 0. 058 1. 000± 0. 063 1. 000± 0. 035 1. 000± 0. 037
4959 [0 ш] 0. 933± 0. 035 0. 879± 0. 035 1. 350± 0. 070 1. 306± 0. 068 0. 891 ±0. 029 0. 832± 0. 029
5007 [0 ш] 2. 903± 0. 092 2. 724± 0. 091 4. 263± 0. 203 4. 062± 0. 196 2. 703± 0. 080 2. 507± 0. 079
5876 Не I 0. 051± 0. 012 0. 044± 0. 011 0. 126± 0. 018 0. 094± 0. 014 0. 069± 0. 006 0. 058± 0. 005
6548[Ы п] 0. 046± 0. 012 0. 038± 0. 010 0. 046± 0. 012 0. 029± 0. 008 0. 070± 0. 007 0. 055± 0. 006
6563 На 3. 388± 0. 103 2. 800± 0. 098 4. 388± 0. 194 2. 809± 0. 137 3. 502± 0. 100 2. 781 ±0. 092
6584 [Ы II] 0. 161± 0. 032 0. 132± 0. 027 0. 155± 0. 045 0. 099± 0. 029 0. 228± 0. 031 0. 179± 0. 026
6717 [Б II] 0. 304± 0. 021 0. 247± 0. 018 0. 306± 0. 026 0. 190± 0. 017 0. 512± 0. 018 0. 398± 0. 016
6731[Б п] 0. 230± 0. 021 0. 186± 0. 018 0. 182± 0. 023 0. 113± 0. 015 0. 354± 0. 015 0. 274± 0. 013
7136 [Апп] 0. 126± 0. 020 0. 072± 0. 012 0. 064± 0. 008 0. 048± 0. 007
С (Н/3), с1ех 0. 20±0. 04 0. 58±0. 06 0. 24±0. 04
ЕУ (аЬэ), А 3. 65±0. 68 0. 15± 1. 14 3. 40±0. 29
Р (Н/3) 6. 09±0. 15 11. 53±0. 47 8. 57±0. 19
ЕУ (Н/3), А 73± 2 51± 2 58± 1
Иас! уе1., кгп э-1 419±33 627±45 403±30
Табл. В.3 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
ШС3698Ь N002337 ШС3817
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 3. 361 ± 0. 240 4. 082± 0. 341 1. 054± 0. 029 1. 270± 0. 038 2. 174± 0. 125 2. 406± 0. 152
3868 [Ые ш] 0. 426± 0. 063 0. 496± 0. 083 0. 414± 0. 011 0. 485± 0. 014 0. 335± 0. 084 0. 362± 0. 096
3967 [Ые ш] + Н7 0. 251± 0. 007 0. 318± 0. 012 0. 171± 0. 070 0. 274± 0. 130
4101 Ш 0. 118± 0. 030 0. 274± 0. 086 0. 203± 0. 007 0. 257± 0. 011 0. 081± 0. 049 0. 175± 0. 129
4340 Н7 0. 355± 0. 045 0. 479± 0. 070 0. 413± 0. 013 0. 467± 0. 016 0. 498± 0. 032 0. 568± 0. 044
4363 [О ш] 0. 106± 0. 036 0. 109± 0. 041 0. 043± 0. 006 0. 045± 0. 007 0. 063± 0. 020 0. 064± 0. 021
4740 [Аг IV] 0. 004± 0. 001 0. 004± 0. 001
4861 Н/3 1. 000± 0. 075 1. 000± 0. 084 1. 000± 0. 029 1. 000± 0. 030 1. 000± 0. 044 1. 000± 0. 050
4959 [О ш] 0. 787± 0. 059 0. 697± 0. 058 2. 116± 0. 067 2. 043± 0. 066 1. 298± 0. 050 1. 210± 0. 049
5007 [О ш] 2. 479± 0. 150 2. 172± 0. 146 6. 441± 0. 183 6. 173± 0. 179 4. 088± 0. 147 3. 789± 0. 145
5876 Не I 0. 071 ± 0. 024 0. 052± 0. 020 0. 137± 0. 004 0. 117± 0. 004 0. 197± 0. 022 0. 166± 0. 020
6300 [О I] 0. 030± 0. 002 0. 024± 0. 002 0. 049± 0. 020 0. 040± 0. 017
6312 [Б ш] 0. 011± 0. 002 0. 009± 0. 001 0. 059± 0. 020 0. 048± 0. 017
6364 [О I] 0. 011± 0. 001 0. 008± 0. 001
6548[Ы п] 0. 071± 0. 036 0. 047± 0. 026 0. 030± 0. 001 0. 024± 0. 001 0. 047± 0. 016 0. 037± 0. 014
6563 На 4. 012± 0. 231 2. 683± 0. 187 3. 646± 0. 090 2. 874± 0. 079 3. 517± 0. 124 2. 810± 0. 115
6584 [Ы II] 0. 248± 0. 061 0. 163± 0. 044 0. 090± 0. 026 0. 071± 0. 021 0. 159± 0. 039 0. 126± 0. 033
6678 Не I 0. 038± 0. 002 0. 029± 0. 001 0. 024± 0. 008 0. 019± 0. 007
6717 [Б II] 0. 604± 0. 073 0. 389± 0. 053 0. 140± 0. 005 0. 108± 0. 004 0. 400± 0. 077 0. 314± 0. 065
6731[Б п] 0. 207± 0. 054 0. 133± 0. 039 0. 094± 0. 004 0. 073± 0. 004 0. 301± 0. 082 0. 236± 0. 068
7136 [Апп] 0. 129± 0. 004 0. 096± 0. 003 0. 083± 0. 017 0. 063± 0. 013
С (Н/3), с1ех 0. 41±0. 07 0. 29±0. 03 0. 23±0. 05
ЕУ (аЬэ), А 2. 35±0. 09 5. 90±1. 25 3. 40±1. 03
Р (Н/3) 1. 69±0. 09 415±8 6. 15±0. 18
ЕУ (Н/3), А 22± 1 293± 6 57± 2
Иас! уе1., кгп э-1 325±87 451± 9 369±36
Табл. В.4 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
ШС3860 ШС3876 иОС4117
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [0 II] 1. 029± 0. 059 1. 147± 0. 067 2. 235± 0. 098 2. 514± 0. 115 2. 902± 0. 300 3. 466± 0. 384
3868 [Ые ш] 0. 451± 0. 019 0. 495± 0. 021 0. 199± 0. 017 0. 220± 0. 019
3967 [Ые ш] + Н7 0. 222± 0. 016 0. 243± 0. 022 0. 160± 0. 015 0. 189± 0. 022
4101 Ш 0. 222± 0. 012 0. 240± 0. 017 0. 232± 0. 013 0. 262± 0. 020
4340 Н7 0. 482± 0. 021 0. 506± 0. 024 0. 438± 0. 018 0. 469± 0. 022
4363 [0 ш] 0. 106± 0. 014 0. 110± 0. 015 0. 034± 0. 012 0. 035± 0. 013
4471 Не I 0. 031± 0. 009 0. 032± 0. 009
4861 Н/3 1. 000± 0. 035 1. 000± 0. 036 1. 000± 0. 034 1. 000± 0. 034 1. 000± 0. 091 1. 000± 0. 109
4959 [0 ш] 1. 730± 0. 058 1. 713± 0. 057 0. 910± 0. 031 0. 896± 0. 031 0. 804± 0. 073 0. 767± 0. 072
5007 [0 ш] 5. 148± 0. 156 5. 079± 0. 154 2. 777± 0. 085 2. 721 ±0. 084 2. 528± 0. 235 2. 393± 0. 231
5876 Не I 0. 101± 0. 011 0. 093± 0. 010 0. 113± 0. 010 0. 103± 0. 009
6548[Ы п] 0. 014± 0. 008 0. 012± 0. 007 0. 097± 0. 011 0. 085± 0. 010 0. 029± 0. 031 0. 022± 0. 025
6563 На 3. 141± 0. 091 2. 787± 0. 088 3. 256± 0. 094 2. 831± 0. 090 3. 586± 0. 244 2. 793± 0. 216
6584 [Ы II] 0. 046± 0. 026 0. 041± 0. 023 0. 299± 0. 036 0. 259± 0. 032 0. 100± 0. 047 0. 077± 0. 038
6717 [Б II] 0. 146± 0. 013 0. 128± 0. 012 0. 345± 0. 016 0. 297± 0. 015 0. 361± 0. 062 0. 275± 0. 050
6731[Б п] 0. 062± 0. 012 0. 054± 0. 011 0. 278± 0. 016 0. 239± 0. 014 0. 236± 0. 053 0. 179± 0. 043
7136 [Апп] 0. 098± 0. 009 0. 084± 0. 008 0. 091± 0. 009 0. 076± 0. 008
С (Н/3), с1ех 0. 15±0. 04 0. 17±0. 04 0. 29±0. 09
ЕУ (аЬэ), А 0. 25±1. 23 0. 95±0. 95 0. 70±1. 18
Р (Н/3) 23. 48±0. 54 16. 53±0. 34 000±0
ЕУ (Н/3), А 173±4 147± 4 22± 1
Иас! уе1., кгп э-1 319±36 609±60 684±27
Табл. В.5 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
МС07 -17−19 КШ0821+321. 10 843+4025
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 2. 401± 0. 105 2. 840± 0. 133 3. 548+ 0. 467 3. 509+ 0. 564 2. 244+ 0. 092 1. 616+ 0. 099
3868 [Ые ш] 0. 638± 0. 060 0. 736± 0. 070
3967 [Ые ш] + И7 0. 274± 0. 036 0. 316± 0. 053
4101 Ш 0. 258± 0. 031 0. 290± 0. 048
4340 Н7 0. 451 ± 0. 024 0. 487± 0. 038 0. 198+0. 020 0. 470+ 0. 079
4363 [О ш] 0. 081± 0. 021 0. 086± 0. 023 0. 047+0. 019 0. 034+0. 019
4861 И/3 1. 000± 0. 044 1. 000± 0. 049 1. 000+ 0. 156 1. 000+0. 202 1. 000+0. 047 1. 000+ 0. 067
4959 [О ш] 1. 369± 0. 062 1. 349± 0. 062 0. 474+ 0. 129 0. 410+0. 128 0. 861+0. 039 0. 618+ 0. 039
5007 [О ш] 4. 227± 0. 193 4. 138± 0. 190 1. 143+ 0. 166 0. 985+0. 165 2. 556+0. 100 1. 834+0. 100
5876 Не I 0. 111± 0. 016 0. 099± 0. 015
6548[Ы п] 0. 030± 0. 000 0. 025± 0. 000 0. 047+ 0. 084 0. 036+ 0. 073 0. 024+0. 016 0. 017+ 0. 016
6563 На 3. 360± 0. 124 2. 791± 0. 113 3. 516+ 0. 413 2. 767+ 0. 409 3. 658+0. 134 2. 798+ 0. 155
6584 [Ы II] 0. 093± 0. 000 0. 077± 0. 000 0. 162+ 0. 110 0. 124+0. 096 0. 080+ 0. 033 0. 057+ 0. 033
6717 [Б II] 0. 387± 0. 025 0. 317± 0. 021 0. 853+ 0. 169 0. 645+0. 152 0. 323+ 0. 023 0. 231+0. 024
6731[Б п] 0. 339+ 0. 133 0. 256+0. 117 0. 154+0. 020 0. 110+ 0. 020
7136 [Апп] 0. 103± 0. 017 0. 082± 0. 014
С (Н/3), с1ех 0. 24±0. 05 0. 17+0. 15 0. 01+0. 05
ЕУ (аЬэ), А 0. 15±1. 28 2. 30+1. 46 5. 00+0. 13
Р (Н/3) 64. 9±1.9 4. 07+0. 45 6. 35+0. 21
ЕУ (Н/3), А 62± 2 16+2 13+0
Иас! уе1., кгп э-1 712±132 673+138 533+21
Табл. В.6 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
ШС4704 ШС5272 В ШС5272
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [0 II] 1. 927± 0. 165 2. 252± 0. 206 1. 585± 0. 108 1. 543± 0. 124 1. 209± 0. 026 1. 503± 0. 039
3868 [Ые ш] 0. 253± 0. 079 0. 242± 0. 087 0. 397± 0. 022 0. 479± 0. 027
3967 [Ые ш] + Н7 0. 268± 0. 010 0. 320± 0. 015
4101 Ш 0. 078± 0. 008 0. 251± 0. 038 0. 245± 0. 009 0. 285± 0. 014
4340 Н7 0. 403± 0. 039 0. 459± 0. 058 0. 367± 0. 021 0. 481± 0. 033 0. 471± 0. 014 0. 519± 0. 017
4363 [0 ш] 0. 058± 0. 026 0. 061 ±0. 028 0. 054± 0. 014 0. 049± 0. 015 0. 081± 0. 009 0. 088± 0. 010
4861 Н/3 1. 000± 0. 060 1. 000± 0. 072 1. 000± 0. 040 1. 000± 0. 046 1. 000± 0. 018 1. 000± 0. 019
4959 [0 ш] 1. 406± 0. 089 1. 333± 0. 088 0. 966± 0. 038 0. 829± 0. 037 1. 624± 0. 089 1. 595± 0. 088
5007 [0 ш] 4. 398± 0. 236 4. 140± 0. 232 3. 030± 0. 106 2. 591± 0. 105 4. 958± 0. 117 4. 829± 0. 115
5876 Не I 0. 396± 0. 049 0. 333± 0. 043 0. 123± 0. 005 0. 105± 0. 004
6300 [0 I] 0. 070± 0. 014 0. 054± 0. 013
6312 [Б ш] 0. 008± 0. 010 0. 006± 0. 009
6548[Ы п] 0. 020± 0. 015 0. 016± 0. 012 0. 020± 0. 012 0. 015± 0. 011 0. 016± 0. 003 0. 013± 0. 002
6563 На 3. 595± 0. 164 2. 823± 0. 147 3. 581 ±0. 134 2. 798± 0. 131 3. 562± 0. 117 2. 805± 0. 101
6584 [Ы II] 0. 068± 0. 034 0. 053± 0. 027 0. 078± 0. 058 0. 060± 0. 051 0. 049± 0. 015 0. 039± 0. 012
6717 [Б II] 0. 334± 0. 043 0. 256± 0. 035 0. 212± 0. 019 0. 161 ± 0. 017 0. 124± 0. 008 0. 096± 0. 006
6731[Б п] 0. 128± 0. 018 0. 097± 0. 016 0. 082± 0. 008 0. 063± 0. 006
7136 [Апп] 0. 086± 0. 004 0. 063± 0. 003
С (Н/3), с1ех 0. 28±0. 06 0. 17±0. 05 0. 31 ±0. 04
ЕУ (аЬэ), А 7. 00±6. 14 6. 60±0. 11 0. 40±0. 94
Р (Н/3) 12. 88±0. 53 4. 99±0. 13 000±0
ЕЩН/3), А 175± 7 43± 1 182± 2
Иас! уе1., кгп э-1 480±87 359±54 595±21
Табл. В.7 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (БТА)
Л1000+3032 | ШС5427 ШС5464
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 2. 574± 0. 393 1. 963± 0. 431 2. 193± 0. 066 2. 202± 0. 073 1. 451± 0. 078 2. 224± 0. 123
3967 [Ые III] + Н7 0. 180± 0. 008 0. 251± 0. 015
4101 Ш 0. 187± 0. 008 0. 252± 0. 014
4340 Н7 0. 422± 0. 014 0. 471± 0. 018 0. 388± 0. 022 0. 470± 0. 034
4363 [О III] 0. 040± 0. 008 0. 039± 0. 008 0. 023± 0. 012 0. 027± 0. 015
4861 И/3 1. 000± 0. 123 1. 000± 0. 190 1. 000± 0. 030 1. 000± 0. 032 1. 000± 0. 030 1. 000± 0. 036
4959 [О ш] 0. 590± 0. 090 0. 422± 0. 090 1. 114± 0. 033 1. 057± 0. 033 0. 787± 0. 025 0. 758± 0. 025
5007 [О ш] 1. 926± 0. 204 1. 374± 0. 203 3. 361± 0. 100 3. 182± 0. 100 2. 329± 0. 063 2. 209± 0. 061
5876 Не I 0. 164± 0. 078 0. 113± 0. 075 0. 092± 0. 008 0. 084± 0. 007 0. 154± 0. 011 0. 113± 0. 008
6300 [О I] 0. 075± 0. 018 0. 050± 0. 012
6312 [Б ш] 0. 073± 0. 018 0. 049± 0. 012
6548[Ы п] 0. 053± 0. 077 0. 036± 0. 072 0. 042± 0. 006 0. 037± 0. 006 0. 129± 0. 011 0. 081± 0. 007
6563 На 3. 889± 0. 364 2. 775± 0. 396 3. 125± 0. 082 2. 835± 0. 085 4. 556± 0. 117 2. 846± 0. 082
6584 [Ы II] 0. 172± 0. 096 0. 116± 0. 091 0. 127± 0. 029 0. 114± 0. 027 0. 407± 0. 041 0. 253± 0. 026
6717 [Б II] 0. 347± 0. 107 0. 232± 0. 101 0. 286± 0. 012 0. 256± 0. 012 0. 512± 0. 022 0. 309± 0. 014
6731[Б п] 0. 222± 0. 100 0. 149± 0. 094 0. 175± 0. 011 0. 157± 0. 011 0. 446± 0. 021 0. 268± 0. 013
7136 [Апп] 0. 085± 0. 006 0. 075± 0. 006 0. 121± 0. 013 0. 067± 0. 007
С (Н/3), с1ех 0. 09±0. 12 0. 07±0. 03 0. 61±0. 03
ЕУ (аЬэ), А 3. 15±0. 58 4. 25±0. 43 0. 20±0. 73
Р (Н/3) 3. 78±0. 33 38. 7±0.7 6. 72±0. 10
ЕЩН/3), А 8± 1 85± 2 38± 1
Иас! уе1., кгп э-1 459±27 495±21 831 ±81
Табл. В.8 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
. 10 730+4109. 10 744+2508 МС09 -13−56
Л0(А) 1оп щущн/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [0 II]) 1. 143+ 0. 865 0. 946+ 0. 963 1. 905+ 0. 235 2. 043+ 0. 264
3868 [Ые ш] 0. 347± 0. 014 0. 408± 0. 017 0. 185+ 0. 045 0. 196+0. 050
4101 Ш 0. 220± 0. 010 0. 253± 0. 015 0. 210+ 0. 017 0. 280+ 0. 030
4340 Н7 0. 457± 0. 014 0. 498± 0. 018 0. 210+ 0. 061 0. 470+ 0. 220 0. 407+ 0. 022 0. 466+0. 031
4363 [0 ш] 0. 054± 0. 007 0. 058± 0. 008
4471 Не I 0. 035± 0. 004 0. 038± 0. 005 0. 068+ 0. 049 0. 052+0. 051 0. 025+ 0. 010 0. 024+0. 010
4861 Н/3 1. 000± 0. 021 1. 000± 0. 022 1. 000+ 0. 166 1. 000+0. 231 1. 000+ 0. 029 1. 000+0. 033
4959 [0 ш] 1. 480± 0. 041 1. 454± 0. 041 0. 402+ 0. 126 0. 298+0. 126 0. 787+ 0. 027 0. 750+ 0. 027
5007 [0 ш] 4. 666± 0. 129 4. 552± 0. 127 1. 069+ 0. 171 0. 790+0. 169 2. 463+ 0. 066 2. 338+ 0. 065
5876 Не I 0. 109± 0. 004 0. 095± 0. 004 0. 092+ 0. 017 0. 082+0. 016
6300 [0 I] 0. 030± 0. 004 0. 025± 0. 004 0. 030+ 0. 007 0. 026+ 0. 006
6312[Б ш] 0. 017± 0. 004 0. 014± 0. 003
6548[Ы п] 0. 032± 0. 002 0. 026± 0. 002 0. 039+ 0. 035 0. 026+ 0. 032 0. 025+ 0. 005 0. 021+0. 005
6563 На 3. 494± 0. 089 2. 834± 0. 079 3. 853+ 0. 460 2. 718+0. 473 3. 226+ 0. 076 2. 777+ 0. 075
6584 [Ы II] 0. 097± 0. 006 0. 078± 0. 005 0. 125+ 0. 043 0. 083+ 0. 039 0. 080+ 0. 007 0. 068+ 0. 006
6717 [Б II] 0. 202± 0. 006 0. 162± 0. 005 0. 496+ 0. 082 0. 329+ 0. 077 0. 282+ 0. 011 0. 238+0. 010
6731 [Б п] 0. 144± 0. 004 0. 115± 0. 004 0. 382+ 0. 069 0. 253+ 0. 064 0. 207+ 0. 010 0. 175+0. 009
7136 [Апп] 0. 096± 0. 003 0. 074± 0. 003 0. 049+ 0. 040 0. 032+ 0. 035 0. 055+ 0. 006 0. 045+ 0. 005
7320[0 п] 0. 035± 0. 002 0. 026± 0. 002 0. 008+ 0. 035 0. 005+ 0. 030 0. 040+ 0. 007 0. 033+ 0. 006
7330[0 п] 0. 028± 0. 002 0. 021± 0. 002 0. 054+ 0. 036 0. 035+0. 031 0. 036+ 0. 007 0. 029+ 0. 006
С (Н/3), с1ех 0. 27±0. 03 0. 14+0. 15 0. 15+0. 03
ЕУ (аЬэ), А 0. 30±0. 53 2. 75+0. 36 1. 30+0. 35
Р (Н/3) 118. 8±1.8 2. 98+0. 35 34. 8+0. 7
ЕЩН/3), А 82± 1 8+ 1 32+ 1
Иас! уе1., кгп э-1 879± 6 745+6 434+6
Табл. В.9 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
ШС4148 N002500 МС07 -17−19
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [О II]) 0. 861 ±0. 087 1. 140± 0. 117
3868 [Ые ш] 0. 235± 0. 209 0. 145± 0. 024 0. 184± 0. 030 0. 257± 0. 014 0. 274± 0. 015
4101 Ш 0. 218± 0. 009 0. 267± 0. 014 0. 222± 0. 011 0. 257± 0. 015
4340 Н7 0. 340± 0. 119 0. 477± 0. 207 0. 430± 0. 011 0. 489± 0. 014 0. 439± 0. 013 0. 471± 0. 016
4363 [О ш] 0. 044± 0. 007 0. 045± 0. 008
4861 И/3 1. 000± 0. 182 1. 000± 0. 232 1. 000± 0. 018 1. 000± 0. 019 1. 000± 0. 016 1. 000± 0. 017
4959 [О ш] 0. 815± 0. 158 0. 777± 0. 159 0. 612± 0. 013 0. 597± 0. 013 1. 070± 0. 027 1. 046± 0. 027
5007 [О ш] 2. 304± 0. 324 2. 158± 0. 365 1. 815± 0. 035 1. 753± 0. 034 3. 193± 0. 080 3. 111± 0. 079
5876 Не I 0. 093± 0. 069 0. 177± 0. 130 0. 122± 0. 006 0. 100± 0. 005 0. 098± 0. 005 0. 091± 0. 004
6300 [О I] 0. 041± 0. 004 0. 031± 0. 003 0. 038± 0. 005 0. 034± 0. 005
6312[Б ш] 0. 036± 0. 004 0. 027± 0. 003 0. 014± 0. 004 0. 013± 0. 004
6548[Ы п] 0. 063± 0. 055 0. 035± 0. 045 0. 168± 0. 004 0. 123± 0. 003 0. 037± 0. 005 0. 033± 0. 004
6563 На 3. 449± 0. 487 2. 792± 0. 490 3. 751± 0. 065 2. 755± 0. 052 3. 157± 0. 074 2. 821± 0. 073
6584 [Ы II] 0. 189± 0. 168 0. 106± 0. 053 0. 504± 0. 010 0. 369± 0. 008 0. 110± 0. 007 0. 098± 0. 006
6717 [Б II] 0. 503± 0. 205 0. 367± 0. 090 0. 426± 0. 008 0. 306± 0. 006 0. 251 ±0. 008 0. 222± 0. 008
6731 [Б п] 0. 341± 0. 200 0. 258± 0. 077 0. 305± 0. 006 0. 219± 0. 005 0. 184± 0. 007 0. 163± 0. 006
7136 [Апп] 0. 030± 0. 035 0. 105± 0. 003 0. 071± 0. 002 0. 081± 0. 005 0. 071± 0. 005
7320[О п] 0. 223± 0. 276 0. 152± 0. 091 0. 030± 0. 003 0. 020± 0. 002 0. 038± 0. 005 0. 033± 0. 005
7330[О п] 0. 085± 0. 176 0. 021± 0. 003 0. 014± 0. 002 0. 032± 0. 005 0. 028± 0. 005
С (Н/3), с1ех 0. 20±0. 18 0. 40±0. 02 0. 13±0. 03
ЕУ (аЬэ), А 0. 90±1. 08 0. 30±0. 41 1. 50±0. 47
Р (Н/3) 4. 04±0. 46 147. 4±1.9 79. 7±0. 9
ЕУ (Н/3), А 10. 2± 1.3 89± 1 94 ± 1
Иас! уе1., кгп э-1 709± 3 479± 3 682± 3
Табл. В. 10 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
Л0810+1837. 10 812+4836 N002537
Л0(А) 1оп щущн/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [0 II]) 4. 040± 2. 070 3. 652± 2. 174
3868 [Ые ш] 0. 417± 0. 155 0. 346± 0. 155 0. 129± 0. 045 0. 126± 0. 053
4101 Ш 0. 075± 0. 067 0. 269± 0. 343 0. 080± 0. 044 0. 294± 0. 260 0. 070± 0. 024 0. 285± 0. 154
4340 Н7 0. 376± 0. 073 0. 478± 0. 122 0. 266± 0. 046 0. 427± 0. 118 0. 286± 0. 026 0. 462± 0. 062
4363 [0 ш] 0. 066± 0. 020 0. 059± 0. 022
4740 [Аг IV] 0. 061 ±0. 025 0. 051± 0. 025
4861 Н/3 1. 000± 0. 104 1. 000± 0. 129 1. 000± 0. 079 1. 000± 0. 110 1. 000± 0. 042 1. 000± 0. 057
4959 [0 ш] 0. 843± 0. 097 0. 725± 0. 096 0. 331± 0. 041 0. 274± 0. 041 0. 682± 0. 026 0. 550± 0. 026
5007 [0 ш] 2. 084± 0. 171 1. 790± 0. 170 0. 994± 0. 075 0. 824± 0. 075 1. 898± 0. 064 1. 520± 0. 062
5876 Не I 0. 076± 0. 049 0. 063± 0. 048 0. 053± 0. 029 0. 044± 0. 029 0. 148± 0. 016 0. 105± 0. 014
6548[Ы п] 0. 028± 0. 018 0. 024± 0. 018 0. 228± 0. 012 0. 149± 0. 010
6563 На 3. 283± 0. 254 2. 790± 0. 273 3. 139± 0. 188 2. 712± 0. 216 3. 970± 0. 128 2. 724± 0. 117
6584 [Ы II] 0. 182± 0. 077 0. 149± 0. 074 0. 084± 0. 021 0. 070± 0. 021 0. 682± 0. 025 0. 446± 0. 021
6717 [Б II] 0. 369± 0. 063 0. 203± 0. 061 0. 235± 0. 024 0. 195± 0. 024 0. 486± 0. 020 0. 314± 0. 017
6731 [Б п] 0. 235± 0. 059 0. 192± 0. 056 0. 166± 0. 021 0. 138± 0. 022 0. 362± 0. 017 0. 233± 0. 014
7136 [Апп] 0. 051± 0. 015 0. 042± 0. 015 0. 121 ± 0. 011 0. 075± 0. 009
7320[0 п] 0. 060± 0. 051 0. 048± 0. 048 0. 036± 0. 010 0. 022± 0. 007
7330[0 п] 0. 101 ±0. 052 0. 081± 0. 049 0. 025± 0. 011 0. 015± 0. 008
С (Н/3), с1ех 0. 07±0. 10 0. 00±0. 08 0. 29±0. 04
ЕУ (аЬэ), А 2. 25±0. 63 2. 65±0. 70 3. 15±0. 32
Р (Н/3) 4. 04±0. 33 7. 43±0. 41 151. 0±4. 5
ЕУ (Н/3), А 14± 1 13± 1 14± 0
Иас! уе1., кгп э-1 1500± 9 509± 9 440± 3
Табл. В. 11 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
N002541. 10 843+4025. 10 911+3135
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [О II]) 2. 110± 0. 534 1. 947± 0. 552 2. 099± 0. 892 2. 081 ± 1. 025
3868 [Ые ш] 0. 516± 0. 015 0. 656± 0. 020 0. 257± 0. 093 0. 236± 0. 095
4101 Ш 0. 231± 0. 007 0. 282± 0. 011 0. 119± 0. 031 0. 243± 0. 086
4340 Н7 0. 416± 0. 011 0. 473± 0. 013 0. 406± 0. 029 0. 487± 0. 049 0. 332± 0. 039 0. 476± 0. 077
4740 [Аг IV] 0. 009± 0. 002 0. 009± 0. 002
4861 И/3 1. 000± 0. 016 1. 000± 0. 017 1. 000± 0. 044 1. 000± 0. 055 1. 000± 0. 065 1. 000± 0. 081
4959 [О ш] 2. 461 ±0. 062 2. 400± 0. 061 0. 746± 0. 035 0. 665± 0. 035 0. 625± 0. 044 0. 536± 0. 044
5007 [О ш] 6. 693± 0. 175 6. 463± 0. 171 2. 294± 0. 084 2. 043± 0. 084 1. 884± 0. 096 1. 608± 0. 095
5876 Не I 0. 118± 0. 003 0. 097± 0. 003 0. 161± 0. 031 0. 141± 0. 030 0. 226± 0. 031 0. 178± 0. 028
6300 [О I] 0. 027± 0. 002 0. 021± 0. 002 0. 035± 0. 016 0. 031± 0. 016 0. 104± 0. 046 0. 080± 0. 041
6312[Б ш] 0. 020± 0. 002 0. 015± 0. 002 0. 021± 0. 015 0. 018± 0. 015 0. 061± 0. 043 0. 046± 0. 038
6548[Ы п] 0. 021± 0. 001 0. 015± 0. 001 0. 028± 0. 016 0. 024± 0. 016 0. 033± 0. 031 0. 025± 0. 027
6563 На 3. 818± 0. 089 2. 803± 0. 072 3. 115± 0. 106 2. 767± 0. 116 3. 603± 0. 176 2. 762± 0. 170
6584 [Ы II] 0. 062± 0. 005 0. 045± 0. 004 0. 089± 0. 020 0. 077± 0. 019 0. 105± 0. 037 0. 079± 0. 032
6717 [Б II] 0. 112± 0. 003 0. 081± 0. 002 0. 251 ±0. 023 0. 216± 0. 023 0. 302± 0. 037 0. 224± 0. 032
6731 [Б п] 0. 085± 0. 003 0. 061± 0. 002 0. 181± 0. 021 0. 156± 0. 020 0. 227± 0. 035 0. 168± 0. 031
7136 [Апп] 0. 087± 0. 003 0. 059± 0. 002 0. 061± 0. 018 0. 052± 0. 017 0. 043± 0. 031 0. 031± 0. 026
7320[О п] 0. 021± 0. 001 0. 014± 0. 001 0. 070± 0. 019 0. 060± 0. 018 0. 054± 0. 033 0. 039± 0. 028
7330[О п] 0. 017± 0. 001 0. 011± 0. 001 0. 016± 0. 015 0. 014± 0. 015 0. 027± 0. 033 0. 019± 0. 027
С (Н/3), с1ех 0. 40±0. 03 0. 04±0. 04 0. 19±0. 06
ЕУ (аЬэ), А 1,40± 1. 09 2. 30±0. 47 1. 80±0. 33
Р (Н/3) 214. 23±2. 45 12. 38±0. 39 7. 39±0. 34
ЕУ (Н/3), А 378± 4 19± 1 12± 1
Иас! уе1., кгп э-1 530± 3 608± 3 742± 3
Табл. В. 12 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
. 10 928+2845. 10 931+2717. 10 940+4459
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [0 II]) 1. 521+0. 364 1. 657+0. 490 1. 503+ 0. 353 1. 327+0. 370
3868 [Ые ш] 1. 009± 0. 327 0. 634± 0. 332
4340 Н7 0. 108± 0. 070 0. 450± 0. 613 0. 270+ 0. 073 0. 469+0. 184 0. 259+ 0. 092 0. 357+0. 169
4861 Н/3 1. 000± 0. 172 1. 000± 0. 292 1. 000+ 0. 133 1. 000+0. 173 1. 000+ 0. 252 1. 000+0. 295
4959 [0 ш] 1. 206± 0. 165 0. 753± 0. 165 0. 494+ 0. 082 0. 400+ 0. 080 0. 674+0. 181 0. 595+0. 181
5007 [0 ш] 3. 639± 0. 454 2. 271± 0. 454 2. 128+ 0. 216 1. 706+0. 211 2. 044+ 0. 392 1. 804+0. 393
5876 Не I 0. 233± 0. 072 0. 145± 0. 073 0. 091+0. 048 0. 062+ 0. 040
6548[Ы п] 0. 126± 0. 052 0. 078± 0. 052 0. 095+ 0. 102 0. 058+ 0. 076 0. 022+ 0. 013 0. 020+0. 012
6563 На 4. 005± 0. 493 2. 754± 0. 591 4. 367+ 0. 422 2. 758+ 0. 353 3. 008+ 0. 544 2. 754+0. 615
6584 [Ы II] 0. 353± 0. 067 0. 219± 0. 069 0. 277+ 0. 105 0. 169+0. 079 0. 066+ 0. 039 0. 058+ 0. 039
6717 [Б II] 0. 677± 0. 097 0. 419± 0. 103 0. 528+ 0. 094 0. 317+0. 071 0. 327+ 0. 090 0. 289+ 0. 094
6731 [Б п] 0. 494± 0. 076 0. 306± 0. 081 0. 442+ 0. 090 0. 265+ 0. 068 0. 215+ 0. 083 0. 190+0. 085
7136 [Апп] 0. 083± 0. 049 0. 051± 0. 048 0. 106+ 0. 087 0. 060+ 0. 060
7320[0 п] 0. 014+0. 057 0. 008+ 0. 038 0. 023+ 0. 044 0. 020+ 0. 044
7330[0 п] 0. 086+ 0. 057 0. 048+ 0. 039 0. 023+ 0. 044 0. 020+ 0. 044
С (Н/3), с1ех 0. 01±0. 16 0. 39+0. 12 0. 00+0. 23
ЕУ (аЬэ), А 2. 20±0. 23 1. 80+0. 49 0. 95+0. 50
Р (Н/3) 6. 74±0. 82 2. 84+0. 27 2. 72+0. 42
ЕУ (Н/3), А 4± 0 9+ 1 7. 2+1. 2
Иас! уе1., кгп э-1 1216± 3 1492+12 1360+6
Табл. В. 13 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
ШБВгЗ. 10 947+4138. 10 951+3842
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
(3727 [О II]) 1. 682± 0. 215 1. 651 ±0. 225
3868 [Ые ш] 0. 191± 0. 020 0. 187± 0. 021 0. 452± 0. 014 0. 497± 0. 016
4101 Ш 0. 186± 0. 012 0. 275± 0. 024 0. 258± 0. 008 0. 279± 0. 012 0. 070± 0. 059 0. 247± 0. 311
4340 Н7 0. 409± 0. 013 0. 473± 0. 019 0. 476± 0. 011 0. 501± 0. 014 0. 304± 0. 081 0. 480± 0. 176
4363 [О ш] 0. 122± 0. 007 0. 127± 0. 008
4740 [Аг IV] 0. 005± 0. 003 0. 005± 0. 003
4861 И/3 1. 000± 0. 024 1. 000± 0. 026 1. 000± 0. 017 1. 000± 0. 018 1. 000± 0. 094 1. 000± 0. 122
4959 [О ш] 0. 759± 0. 019 0. 712± 0. 019 1. 915± 0. 038 1. 896± 0. 037 1. 585± 0. 130 1. 332± 0. 129
5007 [О ш] 2. 197± 0. 050 2. 058± 0. 050 5. 638± 0. 111 5. 559± 0. 110 5. 210± 0. 376 4. 357± 0. 372
5876 Не I 0. 085± 0. 010 0. 078± 0. 009 0. 109± 0. 004 0. 101± 0. 004 0. 091 ±0. 090 0. 070± 0. 082
6300 [О I] 0. 023± 0. 006 0. 021± 0. 006 0. 012± 0. 002 0. 011± 0. 002 0. 068± 0. 041 0. 051± 0. 036
6312[Б ш] 0. 018± 0. 006 0. 016± 0. 006 0. 022± 0. 002 0. 020± 0. 002
6548[Ы п] 0. 023± 0. 005 0. 021± 0. 005 0. 007± 0. 002 0. 007± 0. 001 0. 030± 0. 026 0. 022± 0. 023
6563 На 3. 041± 0. 061 2. 765± 0. 065 3. 147± 0. 052 2. 781± 0. 050 3. 704± 0. 262 2. 811± 0. 257
6584 [Ы II] 0. 069± 0. 007 0. 062± 0. 007 0. 022± 0. 003 0. 019± 0. 003 0. 101± 0. 031 0. 074± 0. 027
6717 [Б II] 0. 180± 0. 007 0. 162± 0. 007 0. 086± 0. 003 0. 075± 0. 003 0. 237± 0. 041 0. 173± 0. 036
6731 [Б п] 0. 127± 0. 006 0. 114± 0. 006 0. 062± 0. 003 0. 054± 0. 003 0. 131± 0. 035 0. 096± 0. 030
7136 [Апп] 0. 052± 0. 007 0. 046± 0. 006 0. 069± 0. 003 0. 059± 0. 003
7320[О п] 0. 036± 0. 005 0. 032± 0. 005 0. 015± 0. 003 0. 013± 0. 002
7330[О п] 0. 026± 0. 006 0. 023± 0. 005 0. 010± 0. 003 0. 008± 0. 002
С (Н/3), с1ех 0. 06±0. 03 0. 16±0. 02 0. 18±0. 09
ЕУ (аЬэ), А 2. 30±0. 28 0. 30±1. 11 2. 70±0. 74
Р (Н/3) 56. 7±1.0 126. 1± 1.6 4. 91 ±0. 33
ЕУ (Н/3), А 37± 1 183± 2 15± 1
Иас! уе1., кгп э-1 488± 3 1378± 6 1426± 3
Табл. В. 14 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик войда (SDSS)
Л1000+3032 Л010+4617
Л0(А) 1оп Е (А)/Е (Н/3) 1(А)/1(Н/3) щущн/З) 1(А)/1(Н/3)
3868 [Ые ш] 0. 344+ 0. 054 0. 345+ 0. 059
4101 Ш 0. 119+0. 026 0. 216+ 0. 062
4340 Н7 0. 265+0. 141 0. 471+0. 377 0. 430+ 0. 029 0. 499+ 0. 043
4861 Н/3 1. 000+0. 166 1. 000+ 0. 235 1. 000+0. 037 1. 000+ 0. 044
4959 [0 ш] 0. 476+0. 108 0. 379+ 0. 108 1. 075+0. 042 0. 994+ 0. 042
5007 [0 ш] 1. 386+0. 199 1. 100+ 0. 197 3. 306+0. 118 3. 048+ 0. 117
5876 Не I 0. 118+0. 020 0. 103+ 0. 019
6548[Ы п] 0. 033+0. 013 0. 028+ 0. 012
6563 На 3. 623+ 0. 434 2. 745+ 0. 452 3. 243+0. 110 2. 781+0. 111
6584 [Ы II] 0. 094+ 0. 048 0. 068+ 0. 043 0. 097+0. 014 0. 082+ 0. 013
6717 [Б II] 0. 323+ 0. 068 0. 231+0. 063 0. 244+0. 017 0. 205+ 0. 016
6731 [Б II] 0. 179+0. 055 0. 128+ 0. 050 0. 175+0. 016 0. 147+ 0. 015
7136 [Аг ш] 0. 062+ 0. 043 0. 044+ 0. 038 0. 062+0. 014 0. 051+0. 012
7320[0 п] 0. 043+0. 017 0. 035+ 0. 015
7330[0 п] 0. 058+0. 017 0. 047+ 0. 015
С (Н/3), с1ех 0. 14+0. 15 0. 12+0. 04
ЕУ (аЬэ), А 1. 95+0. 84 2. 05+0. 52
Р (Н/3) 2. 40+0. 28 24. 01+0. 63
ЕУ (Н/3), А 8+ 1 28+ 1
Иас! уе1., кгп э-1 476+ 6 1081+3
Табл. В. 15 Содержание кислорода в галактиках войда (БТА)
Величина иОС3475 ШС3476а иосзбої иосзбоо ШС3672 ШС3698а
Те (ОШ)(К) 14,533і1082 15,773±1240 17,155І1051 16,404і 1037 14,812і 1950 16,319і 1261
Те (ОП)(К) 13,654±1243 14,261 ± 1341 14,716і 1082 14,498і 1094 13,807і2208 14,469і 1335
0+/Н+(хЮБ) 5. 514± 1. 739 1. 675І0. 513 2. 278І0. 554 1. 677І0. 420 3. 36 411. 785 3. 224І0. 956
0++/Н+(хЮБ) 2. 414І0. 471 3. 462І0. 665 1. 385І0. 201 2. 387І0. 362 4. 56 911. 540 2. 240І0. 414
0/Н (хЮБ) 7. 928І1. 802 5. 137І0. 840 3. 664І0. 590 4. 064І0. 554 7. 933І2. 358 5. 464І1. 041
12+1с^(0/Н) 7. 90І0. 10 7. 71І0. 07 7. 56І0. 07 7. 61І0. 06 7. 90І0. 13 7. 74І0. 08
12+1ое (0/Н)(РУТЮ) 8. 23І0. 14 7. 76І0. 13 7. 69І0. 17 7. 86І0. 13 7. 94І0. 15 8. 05І0. 11
12+к^(0/Н)(РМЮ) 8. 23І0. 09 7. 74І0. 12 7. 55І0. 13 7. 90І0. 10 7. 98І0. 12 7. 95І0. 09
Величина иОС3698Ь ШС2337а иОС3817 иСС3860 ШС3876 UGC4117
Те (ОШ)(К) 14. 847І1103 10,475±504 14,173І2021 15,809і 1018 15,442і 1025 15,1 811 175
Те (ОП)(К) 13,826±1246 10,441 ±504 13,443і2366 14,276і1100 14,118І1125 13,91 411 317
0+/Н+(х 10Б) 4. 627І1. 429 4. 700І0. 834 3. 13 311. 885 1. 215І0. 309 2. 862І0. 753 3. 991І1. 316
0++/Н+(хЮБ) 2. 442І0. 479 19. 190i3. 110 4. 769І1. 793 4. 917І0. 777 2. 773І0. 459 2. 598І0. 549
0/Н (х 10Б) 7. 069± 1. 507 23. 890i3. 220 9. 214І2. 688 6. 133І0. 836 5. 636І0. 882 6. 58 911. 426
12+1с^(0/Н) 7. 85І0. 09 8. 38І0. 06 7. 96І0. 13 7. 79І0. 06 7. 75І0. 07 7. 82І0. 09
12+1ое (0/Н)(РУТЮ) 7. 93І0. 11 8. 02І0. 15 7. 78І0. 16 8. 25І0. 11 7. 89І0. 26
12+к^(0/Н)(РМЮ) 7. 88І0. 11 8. 06І0. 11 8. 0110. 11 7. 82І0. 18 8. 26І0. 08 7. 69І0. 16
Величина МС07−17−19 КиС0821+32 Л0843+4025 иСС4704 и ОС 5272 В UGC5272
Те (ОШ)(К) 15,559±1969 16,807і 1442 17,994і 1060 14,102і 1079 14,943і2058 14,656І778
Те (ОП)(К) 14,170±2151 14,624і 1500 14,879і 1071 13,400і 1268 13,876і2315 13,723І888
0+/Н+(хЮБ) 3. 082± 1. 520 3. 44 411. 244 1. 487І0. 345 2. 951І0. 983 1. 794І0. 995 1. 879І0. 339
0++/Н+(х 10Б) 4. 130±1. 290 0. 874І0. 217 1. 297І0. 178 5. 28 811. 094 2. 847І0. 995 5. 617І0. 775
0/Н (х 10Б) 7. 213± 1. 994 4. 318і 1. 263 2. 784І0. 389 8. 23 811. 471 4. 641І1. 407 7. 497І0. 845
12+1с^(0/Н) 7. 86І0. 12 7. 64І0. 13 7. 44І0. 06 7. 92І0. 08 7. 67І0. 13 7. 87І0. 05
12+1ое (0/Н)(РУТЮ) 7. 61І0. 20 7. 66І0. 23 7. 73І0. 11
12+к^(0/Н)(РМЮ) 7. 49І0. 24 7. 49І0. 18 7. 65І0. 26 7. 78І0. 12
Табл. В. 16 Содержание кислорода в галактиках войда (БТА)
Величина Л1000+3032 ШСС5427 ШС5464
те (ошхк) 18,389+1521 12,429+1005 12,399+2554
те (опхк) 14,926+1528 12,196+1300 12,171+3312
0+/Н+(хЮ5) 1. 807+0. 698 4. 005+1. 568 4. 233+4. 230
0++/Н+(хЮ5) 0. 919+0. 201 5. 813+1. 374 4. 097+2. 461
0/Н (хЮ5) 2. 726+0. 726 9. 818+2. 085 8. 330+4. 894
12+1о^О/Н) 7. 44+0. 12 7. 99+0. 09 7. 92+0. 26
12+1о^О/НХРУТЮ) 7. 91+0. 11 8. 23+0. 11
12+1оё (0/НХРМЮ) 7. 58+0. 24 7. 92+0. 10 8. 24+0. 08
Табл. В. 17 Содержание кислорода в галактиках войда (БОББ)
Величина Л1000+3032 Л010+4617
те (ошхк) 19,565+3124 16,098+2701
те (опхк) 15,569+3145 14,389+1010
0+/Н+(хЮ5) 2. 821 + 1. 160
0++/Н+(хЮ5) 0. 663+0. 243 2. 802+1. 127
0/Н (хЮ5) & gt-0. 663+0. 243 5. 623+1. 617
12+1о^О/Н) & gt-6. 82+0. 16 7. 75+0. 12
12+1о^О/НХРМЮ) 7. 34+0. 19 7. 81+0. 09
Табл. В. 18 Содержание кислорода в галактиках войда (БОББ)
Величина. 10 730+4109 Л0744+2508 МС09−13−56 иОС 4148 N00 2500 MCG 7−17−19
Те (ОШ)(К) 12,712±664 22,040±3809 16,538± 1081 16,343±2697 14,370±2348 13,280І924
Те (ОП)(К) 12,424±522 16,211 ±3900 14,542± 1136 14,477±2852 13,561 ±2720 12,851 І663
0+/Н+(хЮБ) 3. 254І0. 725 0. 721 ±0. 686 2. 031 ±0. 454 7. 675± 11. 20 1. 758± 1. 688 3. 481 І0. 976
0++/Н+(хЮБ) 7. 718±1. 164 0. 384±0. 148 2. 009±0. 311 1. 890±0. 775 2. 097±0. 892 4. 725І0. 913
0+++/Н+(хЮБ) 0. 126±0. 055
0/Н (х 10Б) 10. 97 011. 371 1. 105±0. 701 4. 039±0. 551 9. 565± 11. 22 3. 856± 1. 909 8. 333± 1. 338
12+1с^(0/Н) 8. 04І0. 05 7. 04±0. 28 7. 61 ±0. 06 7. 98±0. 51 7. 59±0. 21 7. 92І0. 07
12+1ое (0/Н)(РУТЮ) 7. 96±0. 08 7. 76±0. 14 8. 35±0. 11
12+1с^(0/Н)(РМЮ) 7. 28±0. 17 7. 64±0. 08 7. 83±0. 08 8. 38±0. 08 7. 87І0. 08
Величина. 10 810+1837 Л0812+4836 ЫОС 2537а N00 2541 Л0843+4025 Л0911+3135
Те (ОШ)(К) 15,446±2556 22,363±2233 21,521 ±5311 14,923±281 17,117±1317 17,69 311 918
Те (ОП)(К) 14,119±2807 16,280±463 16,092±5459 13,866± 145 14,707± 1358 14,83 111 949
0+/Н+(хЮБ) 4. 270±2. 890 0. 765± 1. 086 0. 977±0. 073 1. 994±0. 639 1. 861 І0. 970
0++/Н+(х 10Б) 1. 927±0. 800 0. 377±0. 078 0. 766±0. 371 7. 403±0. 383 1. 626±0. 292 1. 195І0. 295
0+++/Н+(хЮБ) 0. 025±0. 026 0. 048±0. 023 0. 311 І0. 352
0/Н (х 10Б) 6. 197І2. 999 & gt-0. 402±0. 082 1. 531 ± 1. 148 8. 428±0. 391 3. 621 ±0. 703 3. 36 711. 073
12+1с^(0/Н) 7. 79І0. 21 & gt-6. 60±0. 09 7. 18±0. 33 7. 93±0. 02 7. 56±0. 08 7. 53І0. 14
12+1ое (0/Н)(РМЮ) 7. 79І0. 14 7. 23±0. 09 8. 40±0. 08 7. 96±0. 08 7. 63±0. 11 7. 54І0. 14
Величина. 10 928+2845 Л0931+2717 Л0940+4459 КІ88В23 Л 0947+4138 J0951+3842
Те (ОШ)(К) 14,973±10 346 18,383± 1588 18,440± 1807 17,423± 1076 16,198±501 14,4 111 733
Те (ОП)(К) 13,891 ±11 620 14,925± 1596 14,931 ± 1814 14,778± 1100 14,426±533 13,362± 1083
0+/Н+(х 10Б) 1. 557±0. 654 1. 217±0. 548 1. 594±0. 342 0. 702±0. 158
0++/Н+(хЮБ) 2. 527І4. 422 1,078±0. 233 1. 221 ±0. 340 1. 597±0. 225 5. 093±0. 383 5. 56 211. 857
0+++/Н+(х 10Б) 0. 402±0. 390 0. 123±0. 038 0. 80 511. 227
0/Н (х 10Б) & gt-2. 527±4. 422 3. 037±0. 797 2. 438±0. 645 3. 192±0. 409 5. 917±0. 416 & gt-6. 367І2. 226
12+1с^(0/Н) & gt-7. 40 7. 48±0. 11 7. 39±0. 11 7. 50±0. 06 7. 77±0. 03 & gt-7. 80±0. 15
12+1ое (0/Н)(РУТЮ) 7. 63±0. 14
12+1ое (0/Н)(РМЮ) 7. 98І0. 11 7. 75±0. 14 7. 49±0. 20 7. 58±0. 09 7. 64±0. 09 7. 92І0. 14
Табл. В. 19 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик вне войда (БТА)
ШС731. 10 839+3140 ШС4787
01 10 47. 02+49 36 04.2 08 39 49. 05 +31 40 52.4 09 07 35. 46+33 16 42. 3
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [0 II] 1. 722+ 0. 060 1. 627+0. 062 1. 929+ 0. 766 2. 170+0. 944 2. 346+ 0. 170 2. 732+ 0. 206
3868 [Ые ш] 0. 342+ 0. 023 0. 323+ 0. 023
3967 [Ые ш] + Н7 0. 205+ 0. 013 0. 284+ 0. 022 0. 133+ 0. 015 0. 209+0. 031
4101 Ш 0. 162+ 0. 009 0. 239+0. 016 0. 227+ 0. 013 0. 294+ 0. 023
4340 Н7 0. 442+ 0. 016 0. 481+0. 019 0. 397+ 0. 017 0. 459+ 0. 023
4363 [0 ш] 0. 047+ 0. 009 0. 044+ 0. 009 0. 028+ 0. 010 0. 029+0. 011
4861 Н/3 1. 000+ 0. 030 1. 000+0. 032 1. 000+ 0. 202 1. 000+ 1. 817 1. 000+ 0. 031 1. 000+0. 033
4959 [0 ш] 1. 617+ 0. 047 1. 528+0. 047 1. 214+0. 334 1. 112+0. 331 0. 588+ 0. 020 0. 566+0. 019
5007 [0 ш] 4. 878+ 0. 134 4. 609+0. 134 3. 714+0. 572 3. 379+ 0. 563 1. 829+ 0. 053 1. 749+0. 053
5876 Не I 0. 073+ 0. 007 0. 069+ 0. 007 0. 089+ 0. 009 0. 077+ 0. 008
6300 [0 I] 0. 028+ 0. 009 0. 026+ 0. 009 0. 063+ 0. 010 0. 052+ 0. 008
6312 [Б ш] 0. 000+ 0. 002 0. 000+ 0. 002 0. 020+ 0. 008 0. 016+0. 007
6548[Ы п] 0. 026+ 0. 006 0. 024+ 0. 006 0. 067+ 0. 011 0. 054+ 0. 009
6563 На 2. 733+ 0. 070 2. 597+ 0. 076 3. 643+ 0. 594 2. 799+ 1. 292 3. 475+ 0. 090 2. 811+0. 081
6584 [Ы II] 0. 094+ 0. 021 0. 089+0. 021 0. 206+ 0. 027 0. 166+0. 022
6717 [Б II] 0. 133+ 0. 013 0. 125+0. 013 0. 402+ 0. 016 0. 319+0. 014
6731[Б п] 0. 115+ 0. 015 0. 109+0. 015 0. 302+ 0. 015 0. 240+0. 013
7136 [Апп] 0. 056+ 0. 009 0. 052+ 0. 009 0. 056+ 0. 009 0. 043+ 0. 007
С (Н/3), с1ех 0. 00+0. 03 0. 27+0. 21 0. 25+0. 03
ЕУ (аЬэ), А 5. 85+0. 38 2. 70+63. 48 5. 70+1. 60
Р (Н/3) 4. 68+0. 09 0. 14+0. 02 20. 6+0. 4
ЕЩН/3), А 100+2 35+6 225+5
Иас! уе1., кгп э-1 652+15 406+45 490+42
Табл. В. 20 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик вне войда (БТА)
КШ1004+39 ШС5451а ШС5451Ь
10 07 22. 84 +38 58 20.1 10 07 16. 93 +47 00 26.7 10 07 17. 90 +47 00 20. 0
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 1. 076+ 0. 031 1. 097+0. 034 2. 943+ 0. 111 2. 897+0. 125 3. 823+ 0. 153 4. 048+0. 197
3868 [Ые ш] 0. 445+ 0. 012 0. 452+0. 013 0. 216+ 0. 016 0. 211+0. 017 0. 248+ 0. 028 0. 256+ 0. 033
3967 [Ые ш] + И7 0. 267+ 0. 008 0. 295+0. 010 0. 035+ 0. 005 0. 118+0. 024
4101 Ш 0. 244+ 0. 009 0. 268+0. 011 0. 209+ 0. 011 0. 277+0. 017 0. 100+ 0. 012 0. 231+0. 036
4340 Н7 0. 449+ 0. 014 0. 468+0. 015 0. 406+ 0. 018 0. 461+0. 023 0. 392+ 0. 026 0. 499+ 0. 040
4363 [О ш] 0. 087+ 0. 008 0. 087+ 0. 009 0. 035+ 0. 010 0. 033+0. 010 0. 067+ 0. 019 0. 064+0. 021
4861 И/3 1. 000+ 0. 029 1. 000+0. 030 1. 000+ 0. 043 1. 000+0. 047 1. 000+ 0. 043 1. 000+0. 050
4959 [О ш] 1. 762+ 0. 053 1. 730+0. 053 0. 928+ 0. 040 0. 863+ 0. 040 0. 769+ 0. 037 0. 668+ 0. 037
5007 [О ш] 5. 362+ 0. 142 5. 259+0. 142 2. 763+ 0. 114 2. 564+0. 113 2. 085+ 0. 080 1. 799+0. 079
5876 Не I 0. 106+ 0. 004 0. 102+0. 004 0. 103+ 0. 007 0. 093+ 0. 006 0. 181+0. 015 0. 140+0. 013
6300 [О I] 0. 014+0. 002 0. 013+0. 002 0. 029+ 0. 004 0. 026+ 0. 004 0. 090+ 0. 016 0. 067+0. 013
6312 [Б ш] 0. 030+ 0. 003 0. 029+ 0. 003 0. 008+ 0. 004 0. 007+ 0. 004 0. 025+ 0. 013 0. 018+0. 011
6548[Ы п] 0. 009+ 0. 002 0. 009+ 0. 002 0. 076+ 0. 005 0. 067+ 0. 005 0. 165+ 0. 016 0. 120+0. 013
6563 На 2. 955+ 0. 074 2. 808+ 0. 078 3. 158+ 0. 108 2. 830+0. 113 3. 681+0. 130 2. 735+0. 119
6584 [Ы II] 0. 028+ 0. 023 0. 026+ 0. 023 0. 263+ 0. 031 0. 231+0. 029 0. 519+ 0. 045 0. 374+ 0. 038
6717 [Б II] 0. 130+ 0. 005 0. 123+0. 005 0. 381+0. 025 0. 335+ 0. 024 0. 760+ 0. 039 0. 541+0. 033
6731[Б п] 0. 082+ 0. 005 0. 077+ 0. 005 0. 190+ 0. 022 0. 167+0. 021 0. 527+ 0. 033 0. 374+ 0. 028
7136 [Апп] 0. 079+ 0. 003 0. 074+ 0. 003 0. 057+ 0. 004 0. 049+ 0. 004 0. 044+ 0. 008 0. 030+ 0. 006
С (Н/3), с1ех 0. 05+0. 03 0. 07+0. 04 0. 26+0. 05
ЕУ (аЬэ), А 2. 95+0. 46 2. 00+0. 18 1. 80+0. 08
Р (Н/3) 188. 7+3.5 12. 04+0. 35 5. 20+0. 15
ЕЩН/3), А 188+4 28+ 1 13+0
Иас! уе1., кгп э-1 544+39 643+12 505+57
Табл. В. 21 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик вне войда (БТА)
Л031+2801 N0032743 N00327413
10 31 55. 80 +28 01 33.7 10 32 18. 87 +27 39 52.7 10 32 19. 71 +27 40 00. 9
Л0(А) 1оп ЩАУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3) ЩУЩН/З) 1(А)/1(Н/3)
3727 [0 II] 4. 064+ 0. 732 4. 572+ 1. 073 2. 424+ 0. 064 2. 428+ 0. 073 3. 349+ 0. 088 4. 032+0. 116
3868 [Ые ш] 0. 339+ 0. 016 0. 337+0. 018 0. 218+ 0. 013 0. 255+0. 015
3967 [Ые ш] + Н7 0. 153+ 0. 009 0. 265+0. 021
4101 Ш 0. 175+ 0. 009 0. 273+0. 018 0. 173+ 0. 007 0. 227+0. 011
4340 Н7 0. 200+ 0. 042 0. 469+0. 150 0. 391+0. 014 0. 465+ 0. 020 0. 446+ 0. 013 0. 502+0. 016
4363 [0 ш] 0. 042+ 0. 010 0. 040+0. 010 0. 043+ 0. 007 0. 046+ 0. 007
4861 Н/3 1. 000+ 0. 077 1. 000+0. 104 1. 000+ 0. 029 1. 000+0. 032 1. 000+ 0. 027 1. 000+0. 028
4959 [0 ш] 1. 065+ 0. 085 0. 810+0. 083 1. 264+0. 036 1. 174+0. 035 0. 779+ 0. 022 0. 750+ 0. 022
5007 [0 ш] 2. 888+ 0. 176 2. 166+0. 170 3. 755+ 0. 097 3. 477+ 0. 097 2. 395+ 0. 061 2. 286+ 0. 060
5876 Не I 0. 139+ 0. 010 0. 124+0. 009 0. 128+ 0. 006 0. 108+0. 005
6300 [0 I] 0. 066+ 0. 007 0. 057+ 0. 006 0. 136+ 0. 007 0. 109+0. 006
6312 [Б ш] 0. 031+0. 007 0. 027+ 0. 007 0. 041+0. 008 0. 033+ 0. 007
6548[Ы п] 0. 053+ 0. 052 0. 028+ 0. 035 0. 044+ 0. 007 0. 038+ 0. 007 0. 067+ 0. 004 0. 052+ 0. 004
6563 На 5. 164+0. 302 2. 816+0. 231 3. 247+ 0. 081 2. 840+ 0. 083 3. 571+0. 084 2. 796+ 0. 073
6584 [Ы II] 0. 139+ 0. 057 0. 073+ 0. 038 0. 139+ 0. 027 0. 120+0. 025 0. 192+ 0. 026 0. 149+0. 021
6717 [Б II] 0. 405+ 0. 071 0. 207+ 0. 048 0. 356+ 0. 014 0. 306+0. 013 0. 545+ 0. 015 0. 418+0. 013
6731[Б п] 0. 124+0. 049 0. 063+ 0. 032 0. 242+ 0. 013 0. 208+0. 012 0. 376+ 0. 013 0. 288+0. 011
7136 [Апп] 0. 090+ 0. 010 0. 076+ 0. 009 0. 085+ 0. 006 0. 063+ 0. 005
С (Н/3), с1ех 0. 52+0. 08 0. 10+0. 03 0. 29+0. 03
ЕУ (аЬэ), А 1. 65+0. 15 3. 70+0. 28 1. 65+0. 32
Р (Н/3) 7. 50+0. 40 106. 31 + 1. 93 71. 58+1. 17
ЕЩН/3), А 6+0.3 52+ 1 69+ 1
Иас! уе1., кгп э-1 485+75 468+48 441+57
Табл. В. 22 Наблюдаемые и исправленные относительные потоки в линиях галактик вне войда (БТА)
ШС5764а ШС6055
10 36 43. 14+31 32 50.1 10 58 32. 40 +48 46 53. 4
Л0(А) 1оп Е (А)/Е (Н/3) 1(А)/1(Н/3) Е (А)/Е (Н/3) 1(А)/1(Н/3)
3727 [О II] 0. 999+ 0. 049 1. 080+ 0. 055 2. 458+ 0. 626 2. 686+ 0. 688
3868 [Ые ш] 0. 402+0. 019 0. 430+ 0. 021
3967 [Ые ш] + И7 0. 258+0. 015 0. 278+ 0. 022
4101 Ш 0. 233+0. 014 0. 248+ 0. 021
4340 Н7 0. 496+ 0. 020 0. 515+ 0. 025 0. 487+ 0. 043 0. 506+ 0. 057
4363 [О ш] 0. 082+0. 013 0. 085+ 0. 014
4861 И/3 1. 000+0. 031 1. 000+ 0. 034 1. 000+0. 069 1. 000+ 0. 073
4959 [О ш] 1. 533+0. 041 1. 519+ 0. 041 0. 623+ 0. 048 0. 619+ 0. 048
5007 [О ш] 5. 724+0. 157 5. 655+ 0. 156 2. 034+0. 111 2. 015+ 0. 110
5876 Не I 0. 122+0. 009 0. 115+ 0. 009
6300 [О I] 0. 023+ 0. 009 0. 021+0. 008
6312[Б ш] 0. 028+ 0. 007 0. 026+ 0. 007
6548[Ы п] 0. 019+0. 009 0. 017+ 0. 008 0. 037+ 0. 030 0. 034+ 0. 027
6563 На 3. 082+ 0. 082 2. 815+ 0. 081 3. 058+0. 160 2. 779+ 0. 159
6584 [Ы II] 0. 058+ 0. 026 0. 052+ 0. 024 0. 117+0. 042 0. 107+ 0. 038
6717 [Б II] 0. 123+0. 011 0. 112+ 0. 010 0. 366+ 0. 045 0. 330+ 0. 042
6731 [Б II] 0. 080+0. 010 0. 072+ 0. 009 0. 091+0. 039 0. 082+ 0. 035
7136 [Аг ш] 0. 081+0. 010 0. 072+ 0. 009
С (Н/3), с1ех 0. 12+0. 03 0. 12+0. 07
ЕУ (аЬэ), А 0. 55+1. 93 0. 00+0. 76
Р (Н/3) 71. 78+1. 41 23. 75+1. 13
ЕУ (Н/3), А 171+4 29+ 1
Иас! уе1., кгп э-1 523+18 577+171
Табл. B. 23 Содержание кислорода в галактиках вне войда (БТА)
Величина UGC731 J0839+3140 UGC4787 KUG1004+392 UGC5451c UGC5451d
те (ошхк) 11,434±774 14,988±1921 14,159±2169 14,070±602 12,713± 1521 20,314±4129
те (опхк) 11,318=Ь 1064 13,899±2156 13,434±2541 13,380±708 12,424±1936 14,882±4170
0+/Н+(хЮ5) 4. 084ІІ. 516 2. 508± 1. 681 3. 943±2. 132 1. 568±0. 240 4. 926±2. 774 3. 761 ±3. 282
0++/Н+(хЮ5) 10. 820±2. 289 3. 710=Ь 1. 315 2. 214±0. 894 6. 796±0. 782 4. 404ІІ. 514 1. 024±0. 425
0/Н (хЮ5) 14. 900±2. 745 6. 218±2. 134 6. 157±2. 312 8. 364±0. 818 9. 330±3. 160 4. 785±3. 309
12+log (0/H) 8. 17±0. 08 7. 79±0. 15 7. 79±0. 16 7. 92±0. 04 7. 97±0. 15 7. 68±0. 30
12+log (0/HXPVT10) 7. 88±0. 12 7. 92±0. 13 7. 76±0. 17 8. 23±0. 12 8. 18±0. 12
12+log (0/HXPM10) 8. 00І0. 10 7. 78±0. 09 8. 24±0. 08 8. 04±0. 08
Величина J1031+2801 NGC3274a NGC3274b UGC5764a UGC6055
Те (ошхк) 14,244±1446 12,154± 1171 15,316=Ы 129 13,734±925 16,324±1376
Те (опхк) 13,486±1686 11,965± 1540 14,059±1248 13,164± 1110 14,471±1456
0+/Н+(хЮ5) 5. 841±2. 815 4. 738±2. 273 4. 489± 1. 303 1. 499±0. 440 2. 725±1. 117
0++/Н+(хЮ5) 2. 802±0. 766 6. 810±1. 947 2. 376±0. 437 7. 440± 1. 359 1. 766±0. 361
0/Н (хЮ5) 8. 643±2. 917 11. 550±2. 993 6. 86 411. 375 8. 939± 1. 429 4. 491 ± 1. 174
12+log (0/H) 7. 94±0. 15 8. 06±0. 11 7. 84±0. 09 7. 95±0. 07 7. 65±0. 11
12+log (0/HXPVT10) 7. 99±0. 11 8. 06±0. 10 7. 85±0. 14
12+log (0/HXPM10) 7. 97±0. 10 7. 86±0. 09 7. 91 ±0. 15 7. 71±0. 13
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарны С. Кайсину за предоставление Иа-изображений нескольких галактик до публикации. Работа С. Пустильника и А. Тепляковой частично поддержана грантами РФФИ №. 06−02−16 617 и №. 10−02−92 650. Их работа также частично поддержана в рамках ФЦП «Научные и научно-педагогические кадры инновационной России» (контракт №. 14. 740. 11. 0901). А. Князев признателен за поддержку этой работы Национальным Исследовательским Фондом Южной Африки. Авторы благодарны А. Буренкову и А. Валееву за помощь в наблюдениях. Мы также благодарны Н. Г. Гусевой за конструктивные замечания и предложения, которые позволили улучшить качество статьи. Слоуновский цифровой обзор неба (БЭББ) является объединенным проектом Университета Чикаго (ФермиЛаб), Института высших
исследований, Японской группы участников, Университета Джонса Хопкинса, Института астрономии Макса Планка (MPIA), Института астрофизики Макса Планка (MPA), Университета Нью Мексико, Принстонского университета, Морской обсерватории США и Университета Вашингтона. Обсерватория Апаче Поинт, в которой находятся телескопы SDSS, управляется Астрофизическим Исследовательским Консорциумом (ARC). В данной работе использовалась внегалактическая база данных NED, которая управляется Лабораторией реактивного движения Калифорнийского технологического института по контракту с NASA, а также база данных HyperLEDA, управляемая Лионским университетом. Мы признательны консорциуму SDSS за спектральную, фотометрическую и вспомогательную информацию по изучаемым галактикам, доступную в базе данных SDSS.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy, M. A. Agtieros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
2. S. A. Pustilnik and A. L. Tepliakova, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 415, 1188 (2011), arxiv: 1105. 3034
3. Y. I. Izotov and T. X. Thuan, Astrophys. J. 616, 768 (2004).
4. N. G. Guseva, P. Papaderos, Y. I. Izotov, et al., Astronom. and Astrophys. 407, 105(2003).
5. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, A. G. Pramsky, et al., Astronom. and Astrophys. 409, 917 (2003).
6. S. A. Pustilnik, A. G. Pramskij, and A. Y. Kniazev, Astronom. and Astrophys. 425, 51 (2004b).
7. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, and A. G. Pramsky, Astronom. and Astrophys. 443, 91 (2005).
8. S. A. Pustilnik, A. L. Tepliakova, and A. Y. Kniazev, Pis’ma Astronom. Zh. 34, 503 (2008).
9. S. A. Pustilnik, A. G. Pramskij, A. Y. Kniazev, and A. N. Burenkov, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 401,333(2010).
10. P. J. E. Peebles, Astrophys. J. 557,459(2001).
11. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, A. G. Pramskij, et al., Astronom. and Astrophys. 419, 469 (2004a).
12. S. A. Pustilnik, D. Engels, A. Y. Kniazev, et al., Astron. Lett. 32, 228 (2006).
13. V L. Afanasiev and A. V Moiseev, Astron. Lett. 31, 193(2005).
14. V L. Afanasiev, A. N. Burenkov, V. V Vlasyuk, and S. V. Drabek, SAO RAS Internal report No. 234
(1995).
15. R. C. Bohlin, Astronom. J. 111,1743(1996).
16. L. van Zee, Astronom. J. 119,2757(1997).
17. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astronom. J. 140,1241 (2010).
18. J. E. Gunn, M. A. Carr, C. M. Rockosi, et al., Astronom. J. 116,3040(1998).
19. A. Y. Kniazev, S. A. Pustilnik, E. Grebel, et al., Astrophys. J. Suppl. 153, 429 (2004).
20. A. Y. Kniazev, E.K. Grebel, L. Hao, et al., Astrophys. J. 593, L73 (2003).
21. Y. I. Izotov and T. X. Thuan, Astrophys. J. 665,1115 (2007).
22. L. van Zee, Astrophys. J. 543, L31 (2000).
23. Y. I. Izotov, T. X. Thuan, and V A. Lipovetsky, Astrophys. J. 435,647(1994).
24. A. Y. Kniazev et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 388, 1667(2008).
25. L. S. Pilyugin and L. Mattsson, accepted to Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. (2010), arXiv: 1011. 1431.
26. L. S. Pilyugin, J. M. Vilchez, and T. X. Thuan, Astrophys. J. 720,1738(2010).
27. H. L. Aller, Physics of Thermal Gaseous Nebulae, (Reidel, Dordrecht, 1984).
28. L. van Zee and M. Haynes, Astrophys. J. 636, 214 (2006).
29. L. van Zee, E. Skillman, and M. Haynes, Astrophys. J. 637, 269 (2006).
30. H. Lee, M. L. MacCall, R. L. Kingsburgh, et al., Astronom. J. 125,146(2003).
31. Y. I. Izotov, G. Stasinska, G. Meynet, et al. ,
Astronom. and Astrophys. 448, 955 (2006).
32. P Papaderos, H. -H. Loose, K. J. Fricke, and
T. X. Thuan, Astronom. and Astrophys. 314, 59
(1996).
33. Y. I. Izotov, N. G. Guseva, K. J. Fricke, and
P. Papaderos, Astronom. and Astrophys. 503, 611 (2009).
34. N. G. Guseva, P. Papaderos, H. T. Meyer, et. al., Astronom. and Astrophys. 505, 63 (2009).
35. S. A. Pustilnik, J. -M. Martin, A. L. Tepliakova, and A. Y. Kniazev, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc., in press.
36. A. V Ugryumov, D. Engels, V. A. Lipovetsky, et al., Astronom. and Astrophys. 374, 907 (1999).
37. S. A. Pustilnik, D. Engels, V. A. Lipovetsky, et al., Astronom. and Astrophys. 442, 109(2005).
38. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, A. G. Pramsky, and A. V Ugryumov, Astrophys. and Space Sci. 284, 795 (2003).
39. A. Y. Kniazev, S. A. Pustilnik, A. V Ugryumov, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 46, 23 (1999).
40. Y. I. Izotov and T. X. Thuan, Astrophys. J. 567, 875 (2002).
S.A. Pustilnik, A.L. Tepliakova, A. Yu. Kniazev
In the framework of study of the evolutionary status of galaxies in the nearby Lynx-Cancer void, we present the results of the SAO RAS 6-m telescope spectroscopy for 20 objects in this region. The principal faint line [Orn]A4363 A, used to determine the electron temperature and oxygen abundance (O/H) by the classical method, is clearly detected in only about 2/3 of the studied objects. For the remaining galaxies this line is either faint or undetected. To obtain the oxygen abundances in these galaxies we as well apply the semi-empirical method by Izotov and Thuan, and/or the empirical methods of Pilyugin et al., which are only employing the intensities of sufficiently strong lines. We also present our O/H measurements for 22 Lynx-Cancer void galaxies, forwhich the suitable Sloan Digital Sky Survey (SDSS) spectra are available.
In total, we present the combined O/H data for 48 Lynx-Cancer void galaxies, including the data adopted from the literature and our own earlier results. We make a comparison of their locations on the (O/H)-Mb diagram with those of the dwarf galaxies of the Local Volume in the regions with denser environment. We infer that the majority of galaxies from this void on the average reveal an about 30% lower metallicity. In addition, a substantial fraction (not less than 10%) of the void dwarf galaxies have a much larger O/H deficiency (up to a factor of 5). Most of them belong to the tiny group of objects with the gas metallicity Z & lt-Zo/20 or 12+log (O/H)& lt-7. 35. The surface density of very metal-poor galaxies (Z & lt-ZQ/10) in this region of the sky is 2−2.5 times higher than that, derived from the emission-line galaxy samples in the Hamburg-SAO and the SDSS surveys. We discuss possible implications of these results for the galaxy evolution models.
Keywords: galaxies: abundance — large-scale structure of Universe — intergalactic medium: individual: Lynx-Cancer void

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой