Очаги звездообразования в карликовых галактиках Местного объема

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

УДК 524. 72−52
ОЧАГИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИКАХ МЕСТНОГО ОБЪЕМА
2013 С. С. Кайсин*, И. Д. Караченцев**
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369 167 Россия Поступила в редакцию 31 августа 2013 года- принята в печать 18 сентября 2013 года
Мы приводим измерения Иа-потока для 44 близких карликовых галактик по наблюдениям на 6-метровом телескопе БТА. Иа-потоки использованы для определения интегрального темпа звездообразования галактик, БРК. Для наблюдавшихся галактик величина к^БРИ. лежит в интервале от 0 до -8 [М0/уг]. Удельный темп звездообразования для всех галактик выборки не превышает предела 1с^88ЕК= -9.2 [уг-1]. Обнаружена вспышка звездообразования в центре близкой карликовой галактики иОС2172.
Ключевые слова: галактики: звездообразование-галактики: карликовые
1. ВВЕДЕНИЕ
За последние 10 лет на 6-метровом телескопе САО РАН были получены изображения в бальме-ровской линии Ha более 300 галактик Местного объема с расстояниями D ~ 10 Мпк. Это количество значительно превышает суммарный вклад в Ha-изображения близких галактик, накопленный в других обсерваториях. Результаты наших наблюдений опубликованы в серии статей [1−7]. Хорошо экспонированные Ha-снимки близких галактик позволяют составить представление о структуре областей звездообразования с характерным линейным разрешением порядка 10−30 пк и определить интегральный темп звездообразования на временной шкале около 10 млн лет. Сопоставление узора очагов, где сосредоточены молодые звезды, с распределением нейтрального водорода дает возможность уточнить условия, необходимые для преобразования газа в звезды.
Следует подчеркнуть, что около 75% населения Местного объема составляют карликовые галактики, где хаотичные турбулентные движения преобладают над упорядоченными кеплеровскими движениями, типичными для массивных спиралей. Глубина «потенциальной ямы» у карликовых галактик невелика, и скорости порядка 50 км/с могут превышать параболическую скорость убегания, что также накладывает отпечаток на особенности звездообразования в карликовых системах. По причине малой глубины потенциальной ямы многие карликовые галактики легко теряют свою газовую
E-mail: skai@sao. ru
E-mail: ikar@sao. ru
компоненту, проходя через плотные области гало массивных соседей. Это обстоятельство делает их чувствительными индикаторами динамических и физических условий в группах галактик различной кратности.
Сводка наблюдательных данных о темпах звездообразования примерно у 600 галактик Местного объема была представлена в «Updated Nearby Galaxy Catalog» [8], а коллекция Ha-изображений близких галактик содержится в «Local Volume Galaxy Database» [9] на web-странице http: //www. sao. ru/lv/lvgdb. В этой работе мы приводим Ha-изображения и оценки SFR еще для 44 галактик Местного объема, которые (кроме трех) являются карликовыми объектами с абсолютной величиной Mb слабее -17™.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Снимки галактик в линии Ha и в соседнем континууме были получены в период с октября 2008 г. по декабрь 2012 г. при типичном качестве изображения 1 /. /0−2"- 5. Наблюдения выполнялись в первичном фокусе 6-метрового телескопа БТА с фокальным редуктором SCORPIO [10], оснащенным CCD-матрицей 2048×2048 пикселов в режиме биннинга 2×2. При масштабе 0& quot- 185 на пиксел матрица обеспечивала поле зрения размером 6 {1×6 {1. Изображения в Ha +[NII] получены через узкополосный интерференционный фильтр с полосой пропускания АЛ =
= 75 A и Лея = 6555 A. Для снимков в континууме использовались среднеполосные фильтры
SED 607 с АЛ = 167 A, ЛеЯ = 6063 A и SED 707
с АЛ = 707 A, Лед = 7036 A. Типичное время экспозиции составляло 2×600 с в Ha и 2×300 с в континууме. При малом диапазоне лучевых скоростей галактик, V & lt- 600 км/с, мы обходились одним и тем же Ha-фильтром.
Для обработки данных использовалась стандартная процедура. Из исходных снимков вычитался bias, затем изображения были поделены на плоское поле (flat). После удаления следов космических частиц и вычитания фона неба производилось совмещение изображений для каждого объекта. Наконец, все снимки в континууме были нормированы к Ha-изображению с использованием 7−20 звезд поля и затем вычтены. По Ha-изображениям с вычтенным континуумом были измерены интегральные Ha-потоки галактик с использованием снимков звезд-спектрофотометрических стандартов [11], которые экспонировались в те же ночи, что и объекты. Формальная точность измерения интегральных потоков составляла около 10%.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
В Приложении приведена мозаика изображений 44 наблюдавшихся галактик. Левые изображения в каждой паре представляют суммарную экспозицию в линии Ha и в континууме, а правые соответствуют разности «Ha — континуум.» В нижних углах правых снимков указан угловой масштаб и ориентация «север-восток. «
На многих снимках в линии Ha после вычитания континуума остаются «пеньки» звезд, вызванные различием в качестве изображения, а также эффектом насыщения у ярких звезд или же аномальным показателем цвета у некоторых звезд. Это обстоятельство ограничивает точность определения интегрального Ha-потока у галактик, особенно у объектов низкой поверхностной яркости или же у галактик, расположенных на низких галактических широтах, где изобилуют звезды Галактического фона.
Для каждой галактики, представленной в мозаике (Приложение), мы определили интегральный поток в линии Ha или его верхний предел в единицах эрг/(см2 с). Наблюдаемый поток F^a с поправкой за поглощение света в Галактике согласно [12] использовался для оценки интегрального темпа звездообразования SFR, следуя соотношению Кенникатта[13]
log SFR = log FHa + 2 log D + 8. 98.
Здесь D — расстояние до галактики в Мпк, а величина SFR выражена в единицах M (c)/yr.
Внутренним поглощением в самой карликовой галактике, а также вкладом соседнего с Ha эмиссионного дублета [N II] мы пренебрегали, поскольку оба этих эффекта невелики для галактик низких светимостей [14, 15].
Сводка данных о наблюдавшихся нами галактиках представлена в таблице. В ее столбцах содержатся: (1) имя галактики- (2) экваториальные координаты на эпоху J 2000. 0- (3)-(5) интегральная видимая величина, морфологический тип и расстояние (Мпк) по данным каталога UNGC [8]- (6), (7) логарифм наблюдаемого потока в линиях Ha + [NII] и ошибка его измерения- (8) логарифм интегрального темпа звездообразования- (9), (10) безразмерные параметры P = log (SFR х Т0/М*) и F = log (1. 85 Mhi/SFR х Т0), которые характеризуют эволюционный статус галактики, имеющей звездную массу М* и массу водорода Mhi, на космической шкале времени Т0 = 13.7×109 лет- значения М* и Mhi заимствованы из каталога UNGC [8]. В трех последних столбцах таблицы приведены значения log FHa и log SFRHa из сводки [16], определенные другими авторами. Для сравнения последний столбец нашей таблицы показывает оценки темпа звездообразования, которые были получены в [17] по ультрафиолетовому потоку (FUV), измеренному на спутнике GALEX [18].
4. ИНДИВИДУАЛЬНЫЕ ОСОБЕННОСТИ НЕКОТОРЫХ НАБЛЮДАВШИХСЯ ГАЛАКТИК
Как видно из данных таблицы, около ¾ этой выборки составляют иррегулярные карликовые галактики типов Ir, Im (Т = 10,9) и голубые компактные галактики BCD (Т = 9). Остальная четверть выборки приходится на карликовые спирали поздних типов Sdm, Sm (Т = 7,8) и карликовые сфероидальные системы (Т & lt- 0). Для иррегулярных и BCD галактик типичным является наличие одного или нескольких эмиссионных узлов. В ряде случаев компактные HII-области погружены в диффузную эмиссионную среду различной степени контраста. Некоторые иррегулярные галактики низкой поверхностной яркости (например, KKH 22, KDG 78) не обнаруживают заметного Ha-потока. Отметим несколько наиболее интересных объектов в рассматриваемой выборке.
UGC2172. Эта иррегулярная галактика с абсолютной величиной Mb = -15. 69 находится в фазе вспышечной активности. К северо-западу от ее центра проецируется яркая звезда. Основная эмиссия UGC2172 сосредоточена в ее центральной области, из которой на периферию выходят слабоконтрастные дугообразные волокна. По
структуре эмиссионных дуг эта галактика похожа на более близкий пример галактики со вспышкой звездообразования — nGC 1569.
HIZSS 03 A+B. Тесная пара иррегулярных галактик с расстоянием между центрами І '-4, или
0.7 кпк. Она лежит почти строго в плоскости Галактики на широте b = -0°І. Несмотря на сильное поглощение, Силва и др. [19] определили расстояние до этой пары в 1. 67 Мпк по верху ветви красных гигантов. Согласно наблюдениям в линии HI 21 см [20], компоненты пары хорошо разделяются кинематически и имеют разность лучевых скоростей 35 км/с. У западного, более компактного компонента эмиссия в Ha впервые была обнаружена Массей и др. [21]. По всей видимости, данная пара карликовых галактик является наиболее близким представителем двойной системы в фазе непосредственно перед слиянием.
NGC 2541. Эта спиральная галактика типа Sdm имеет абсолютную величину Mb = -ІЗ. ТІ, самую яркую в рассматриваемой выборке. Ha-снимок выявляет множество компактных очагов звездообразования, организованных во флоккулентную спиральную структуру.
UMaII. Сфероидальный карликовый спутник нашей Галактики экстремально низкой поверхностной яркости, обнаруженный недавно по звездным подсчетам [22]. При угловом диаметре объекта около 25'- наш Ha-снимок покрывает лишь центральную область UMa II.
NGC 2903-HI-1. Голубой компактный спутник гигантской спиральной галактики NGC 2903, обнаруженный в H I-обзоре ALFALFA в Ареси-бо [23]. При абсолютной величине MB = -ІІ. 6З он может считаться межгалактической H II-областью на далекой окраине диска NGC 2903.
NGC 3239 = Arp 263 = VV095. Взаимодействующая пара иррегулярных галактик с двумя изогнутыми хвостами и мощными очагами звездообразования. Очевидно, что активное состояние этой экзотической системы вызвано процессом продолжающегося динамического слияния ее компонентов.
LV J1228+4358. Карликовая сфероидальная галактика очень низкой поверхностной яркости, структура которой искажена приливным влиянием галактики NGC 4449. Обнаружена в [24] и детально исследована в [25].
UGCA 292. Клочковатая голубая галактика низкой светимости (Mb = -ІІ. Т9), нависающая дугой над яркой звездой. UGCA292 содержит большое количество нейтрального водорода и относится к объектам самой низкой металличности в облаке CVnI [26].
log Fна (6-m)
Рис. 1. Сравнение оценок интегрального потока в
линии Ha по наблюдениям на 6-метровом телескопе и
по данным других авторов.
ALFA ZOA J1952+1428. Голубая компактная галактика в зоне избегания Млечного Пути обнаружена при «слепом» обзоре в линии H I в Аре-сибо [27]. Будучи расположенной вблизи центра Местного войда Талли, она является экстремально изолированным объектом Местного объема.
KK258 = ESO468−020. Изолированная карликовая галактика промежуточного типа между dIr и dSph. На нашем снимке, полученном невысоко над техническим горизонтом 6-метрового телескопа (Dec ~ -3І°), видна одна компактная Ha-эмиссия вблизи центра галактики.
Pisces II. Карликовый (MB = -4. 4) сфероидальный спутник нашей Галактики, обнаруженный Белокуровым и др. [28]. В оптическом контуре этого карлика имеется один возможный эмиссионный точечный источник, который, скорее всего, является красной звездой.
5. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ
Среди 44 наблюдавшихся нами галактик у 13 объектов потоки FHa были измерены также и другими авторами. На Рис. 1 показано соотношение между нашими оценками FHa и данными из литературы. На рисунке видно, что разброс значений относительно линии logFHa (6-m) = logFHa (others) несколько возрастает с уменьшением потока. Если исключить галактику низкой поверхностной яркости KDG235, для которой Ha-поток в [16] измерен с невысокой точностью, то среднее значение разности log FHa (6-m) — log FHa (other) составит -0. 0І ± 0. 05, а среднее квадратичное отклонение разности — 0. 16. Последняя величина в два раза
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 № 4 2013
Параметры 44 близких карликовых галактик
Ыате. 12 000.0 Вг Т В 1с^оЬн Егг Р Г 1с^ 1(^ ЯШна ЗШриу
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (П) (12) (13)
ШС 12 894 22. 5+392 944 16. 80 10 8.5 -13. 23 ±0. 01 -2. 29 0. 27 0. 35 -13. 42 ±0. 03 -2. 48 -2. 03
АОС 748 778 634. 4+153 039 18. 90 10 5.4 -15. 27 ±0. 24 -4. 76 -0. 90 1. 41 — - -3. 65
ШС 64 744. 0+405 232 15. 50 10 9.6 -12. 52 ±0. 01 -1. 51 0. 47 0. 22 — - -1. 63
ШС 1561 20 405. 0+241 228 14. 51 9 7.2 -12. 88 ±0. 01 -1. 89 -0. 28 -0. 13 -12. 90 ±0. 04 -1. 91 -1. 89
19 22 500. 2+360 216 15. 80 10 9.3 -12. 83 ±0. 01 -1. 84 0. 28 0. 30 -12. 73 ±0. 06 -1. 74 -1. 67
Нак^аэ 22 720. 0+335 730 18. 00 10 9.3 -13. 80 ±0. 02 -2. 81 0. 20 0. 07 — - -3. 02
000 025 23 318. 2+332 928 13. 96 8 9.3 -12. 69 ±0. 01 -1. 69 -0. 42 0. 23 -12. 41 ±0. 05 -1. 40 -1. 33
ООО 024 23 343. 0+403 141 13. 68 8 9.8 -12. 59 ±0. 01 -1. 58 -0. 40 0. 44 — 12. 51 ±0. 11 -1. 50 —
ШС 2 172 24 210. 8+432 119 14. 60 10 9.3 -11. 95 ±0. 01 -0. 94 0. 88 -1. 05 — - -
ККН 22 34 456. 6+720 352 18. 00 10 3.5 & lt- -15. 25 ±0. 14 & lt- -4. 82 & lt- -1. 49 & gt- 1. 42 — - & lt- -4. 05
ШС 3 501 63 838. 4+491 530 16. 70 10 15.5 -13. 73 ±0. 02 -2. 26 -0. 28 0. 71 — - -1. 65
ККН 38 64 754. 9+473 050 17. 40 10 19.3 -13. 58 ±0. 23 -1. 95 0. 16 0. 82 — - -
Н^ББООЗВ 70 024. 7−41 318 18. 00 10 1.6 -13. 52 ±0. 01 -3. 09 -0. 32 0. 48 -13. 66 ±0. 08 -3. 23 —
Н^ББООЗА 70 029.3 — 41 230 19. 00 10 1.6 -14. 60 ±0. 09 -4. 17 -1. 40 1. 55 — - -
АОС 174 585 73 610. 3+95 911 17. 90 10 6.1 -14. 17 ±0. 03 -3. 58 -0. 18 0. 40 — - -
ККН 40 74 656. 4+511 746 16. 60 10 7.0 -13. 38 ±0. 02 -2. 66 0. 07 0. 27 — - -2. 47
АОС 174 605 75 021. 7+74 740 18. 00 10 6.0 -14. 53 ±0. 05 -3. 97 -0. 49 0. 86 — - & lt- -4. 79
ЫОС 2541 81 440. 1+490 342 12. 26 7 12.4 -11. 56 ±0. 01 -0. 28 0. 37 -0. 06 -11. 68 ±0. 02 -0. 41 +0. 09
иМа II 85 130. 0+630 748 14. 80 -2 0.0 & lt- -15. 23 ±0. 14 & lt- -9. 16 & lt- -3. 22 & gt- 2. 10 — - -8. 84
ШС 4 787 90 734. 9+331 636 14. 60 8 20.3 -12. 86 ±0. 01 -1. 19 -0. 32 0. 16 -12. 82 ±0. 07 -1. 15 -0. 82
ЬУ ] 0913+1937 91 339. 0+193 708 17. 40 10 4.4 -13. 58 ±0. 04 -3. 26 0. 21 -0. 14 — - -3. 36
ШС 4 879 91 602. 2+525 024 13. 80 9 1.3 -13. 60 ±0. 03 -4. 34 -1. 19 0. 46 -13. 70 ±0. 18 -4. 44 -3. 29
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 68 № 4 2013
Параметры 44 близких карликовых галактик. (Продолжение)
Name J 2000.0 Bt T D log Fobs Err log SFR P F log Flit log SFRHa log SFRpuv
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13)
UGC 4 932 91 934. 1+510 633 15. 17 8 20.6 -13. 26 ±0. 03 -1. 61 -0. 16 0. 47 — - -1. 26
UGC 4 998 92 512. 1+682 259 15. 00 9 8.2 -13. 61 ±0. 02 -2. 74 -1. 31 -0. 09 -13. 27 ±0. 09 -2. 40 -2. 55
NGC 2903-Н 1−1 93 039. 9+214 325 18. 20 10 8.9 -13. 84 ±0. 02 -2. 93 0. 28 -0. 51 — - -3. 54
LVJ 1018+4109 101 822. 2+410 957 18. 40 -1 11.1 & lt- -15. 33 ±0. 26 & lt- -4. 25 & lt- -1. 82 — - & lt- -4. 28
NGC 3239 102 504. 9+170 949 11. 73 8 7.9 -11. 29 ±0. 01 -0. 45 0. 17 -0. 53 -11. 32 ±0. 03 -0. 47 -0. 40
LeG 06 103 955. 7+135 428 18. 30 10 10.4 & lt- -15. 36 ±0. 26 & lt- -4. 31 & lt- -1. 21 & gt- 1. 30 — - -3. 55
LeG 19 104 654. 8+124 717 17. 80 -1 10.4 & lt- -15. 34 ±0. 28 & lt- -4. 30 & lt- -2. 08 — - & lt- -4. 43
KDG 078 112 954. 0+522 414 16. 70 10 8.8 & lt- -15. 35 ±0. 25 & lt- -4. 45 & lt- -1. 82 & gt- 1. 33 — - & lt- -4. 46
LVJ 1217+4703 121 710. 1+470 349 18. 50 10 7.8 & lt- -15. 37 ±0. 21 & lt- -4. 59 & lt- -1. 12 & gt- 1. 16 — - -4. 89
KK138 122 158. 4+281 434 18. 70 10 6.3 & lt- -15. 26 ±0. 23 -2. 82 -0. 10 0. 15 — - -2. 67
LV J 1228+4358 122 844. 9+435 818 14. 20 10 4.0 & lt- -15. 22 ±0. 23 & lt- -5. 01 & lt- -2. 70 — - & lt- -5. 13
KK 152 123 324. 9+332 105 16. 30 10 6.9 -13. 70 ±0. 02 -3. 02 -0. 33 0. 70 — - -2. 48
UGC A 292 123 840. 0+324 560 16. 07 10 3.6 -12. 65 ±0. 01 -2. 54 0. 86 0. 11 -12. 76 ±0. 01 -2. 65 -2. 59
BTS 146 124 002. 1+380 002 17. 50 10 8.5 -15. 47 ±0. 11 -4. 62 -1. 63 1. 72 — - -3. 44
KDG 192 124 345. 0+535 732 16. 60 10 7.4 -13. 38 ±0. 04 -2. 65 0. 11 0. 67 — - -2. 42
LVJ 1243+4127 124 355. 7+412 725 17. 20 10 6.1 -15. 12 ±0. 07 -4. 55 -1. 39 1. 71 — - -3. 33
KK 191 131 339. 7+420 239 18. 20 10 6.0 & lt- -15. 29 ±0. 24 & lt- -4. 74 & lt- -1. 16 & gt- 1. 08 — - -4. 96
KDG 235 170 025. 3+701 724 16. 80 10 10.6 -13. 80 ±0. 06 -2. 74 -0. 25 0. 74 -14. 45 ±0. 19 -3. 39 -2. 48
ALFA ZOA 195 211. 8+142 824 16. 90 9 7.1 -14. 00 ±0. 02 -3. 08 -0. 59 0. 27 — - -
KK258 224 043.9 — 304 759 16. 30 -3 2.0 -14. 37 ±0. 08 -4. 78 -1. 70 0. 57 — - -4. 58
Pisces II 225 831. 0+55 709 17. 20 -3 0.1 -15. 01 ±0. 07 -7. 45 -2. 02 — - -7. 56
ОЧАГИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИКАХ МЕСТНОГО ОБЪЕМА 405
QL
Ll

-6
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 '- /& quot- у. «- / *У
'-Ґ +V «KDG235 / + ¦ /• • і& lt-• * о / *NGC2903HI —
О / а ш* ¦ /о ° /о°
& quot- о Upper limit
/ а
— %Piscesll
qumSh
& quot-
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ зі-…
-4
log SFRHa
-Pt…

-UGC2172 —
Рис. 3. Диагностическая диаграмма «Past-Future» для наблюдавшихся галактик. Галактики с верхним пределом SFR показаны открытыми кружками.
Рис. 2. Сравнение оценок интегрального темпа звездообразования в галактиках, полученных по На-потоку и по потоку в далеком ультрафиолете FUV. Галактики с оценкой верхнего предела SFR показаны открытыми кружками. Крестиками обозначены значения SFR по На-потоку, измеренному другими авторами.
больше, чем среднеквадратичная сумма индивидуальных ошибок измерения потока (0. 08). Очевидно, что трудно контролируемые вариации прозрачности во время наблюдений, а также неодинаковый подход у разных авторов к учету диффузной компоненты На-эмиссии являются теми причинами, которые приводят к двукратному различию между внешней и внутренней погрешностью измерения потоков.
Как следует из данных последнего столбца таблицы, у большинства наблюдавшихся нами галактик имеются оценки SFR по ультрафиолетовому потоку со спутника ОЛЬЕХ. Сравнение независимых значений представлено на Рис. 2,
где сплошные кружки соответствуют нашим измерениям На-потока, крестики — На-данным других авторов, а пустые кружки обозначают верхний наблюдаемый предел для темпа звездообразования. Для большинства карликовых галактик поток в На недооценивает величину SFR по сравнению с FUV-потоком. Этот хорошо известный факт детально обсуждался разными авторами, в частности в [15] и [17]. Согласно [29], условия формирования наиболее массивных звезд в карликовых и в нормальных спиральных галактиках несколько различны. Эмпирическая нормировка ЯРИ^ - ЯРИриу, сделанная для спиралей, не выполняется для карликовых систем, и
при значениях log SFR ~ -5 расхождение оценок может достигать более одного порядка. Эта особенность видна и на Рис. 2. Заметим, однако, что имеют место случаи (например, голубая компактная галактика NGC 2903-H I-1), когда оценка SFR по Ha-потоку получилась больше, чем по FUV-потоку. Любопытно отметить также, что для экстремально слабых сфероидальных спутников Млечного Пути UMa II и Pisces II верхние пределы SFR по Ha и FUV-потокам оказались близкими друг к другу при значениях log SFR ~ -8. Аналогичную ситуацию мы уже отмечали для маломассивных спутников M31 и M81 [7]. В случае Pisces II в оптический контур галактики попадают два слабых FUV-источника и один источник Ha. Однако они по координатам не совпадают друг с другом, являясь, вероятно, артефактами (звездами фона с необычным распределением энергии).
Как следует из диагностической диаграммы «Past-Future» (Рис. 3), большинство объектов нашей выборки располагается вблизи начала координат {P = 0, F = 0}. Это означает, что при наблюдаемом темпе звездообразования галактика успевает воспроизвести свою звездную массу на космологической шкале Т0, а запасы газа в ней достаточны для поддержания наблюдаемого темпа SFR на интервале еще одного хаббловского времени То. Вместе с тем, имеется несколько галактик, значительно отклоняющихся от общей массы. Как мы уже отмечали, галактика UGC 2172 находится в стадии вспышки звездообразования. Наблюдаемый сейчас темп звездообразования у нее почти на порядок выше среднего при данной массе, а запасы газа будут исчерпаны за время
всего порядка То/10. В случае низкометалличной dIr галактики UGCA292 темп звездообразования тоже очень высок, но запасы газа достаточны для поддержания наблюдаемого SFR на полной хаббловской шкале времени. У BCD галактики UGC 4998 видны мелкие тусклые очаги звездообразования в центральной части. В прошлом средний темп звездообразования у UGC 4998 был на порядок более интенсивным, чем наблюдаемый сейчас.
Анализируя выборку из 627 галактик Местного объема с оценками SFR как по Ha, так и по FUV-потоку, мы отмечали [17], что удельный темп звездообразования на единицу звездной массы, SSFR= Ы*/Ы*, не превышает верхнего предела logSSFRmax — -9.4 [yr1 ]у 99% объектов этой выборки. Среди 44 рассматриваемых галак-
тик есть только две самые активные, иОС2172 и иОСА292, которые немного превышают указанный предел, имеяЯВЕИ, соответственно, -9. 26 и -9. 27 [уг-1 ]. Впрочем, ошибка определения звездной массы таких слабых галактик по их светимости может достигать 50%. Наличие максимального (квазиэддингтоновского) предела для ЭЭРН является важным параметром, который характеризует процесс преобразования газа в звезды в настоящую эпоху.
БЛАГОДАРНОСТИ
Эта работа поддержана грантами РФФИ (13−02−92 960-ИНД-а, 13−02−780) и Министерством образования и науки РФ (соглашение 8523, госконтракты 14. 518. 11. 7070, 16. 518. 11. 7073).
ПРИЛОЖЕНИЕ
600
500
400
300 г
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300 г
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
600
500
400
300
200
100
100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100 0
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100 О
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
800
600
400
800
600
400
200
200 400 600 800
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100 0
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100
О
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
600
500
400
300
200
100
100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600 г
500 г. * '.
400 г
300 г ^
і 4fc-
200 г 100 г
— • •
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
100 200 300 400 500 600
800
600
400
200
О 200 400 600 800
800
600
400
200
О 200
400
600
800
600
500
400
300
200
600 500 400 300 200 100 О
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
О 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
600
500
400
300
200
100
100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100 0
0 100 200 300 400 500 600
600 500 400 300 200 100 О
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. D. Karachentsev, S. S. Kaisin, Z. Tsvetanov, and H. Ford, Astronom. and Astrophys. 434, 935 (2005).
2. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astrophysics 49, 287 (2006).
3. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astronom. J. 133, 1883(2007).
4. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astronom. and Astrophys. 479, 603 (2008).
5. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astronom. J. 140, 1241 (2010).
6. S. S. Kaisin, I. D. Karachentsev, and E. I. Kaisina, Astrophysics 54, 315(2011).
7. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astrophysics 56, 305 (2013).
8. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina, Astronom. J. 145, 101 (2013).
9. E. I. Kaisina, D. I. Makarov, I. D. Karachentsev, and
S. S. Kaisin, Astrophysical Bulletin 67, 115, (2012).
10. V. L. Afanasiev, A. V. Moiseev, Astronomy Letters 31, 194, (2005).
11. J. B. Oke, Astronom. J. 99, 1621 (1990).
12. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500,525(1998).
13. R. C. Kennicutt, Annu. Rev. Astronom. Astrophys. 36, 189(1998).
14. M. A. W. Verheijen, Astrophys. J. 563, 694 (2001).
15. J. C. Lee, R. C. Kennicutt, J. G. Funes, et al., Astrophys. J., 692, 1305(2009).
16. R. C. Kennicutt, J. C. Lee, J. G. Funes, et al., Astrophys. J. Suppl. 178, 247 (2008).
17. I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina, Astronom. J. 146,46(2013).
18. A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. Suppl. 173, 185(2007).
19. D. R. Silva, P. Massey, K. DeGioia-Eastwood, and P. A. Henning, Astrophys. J. 623, 148 (2005).
20. A. Begum, J. N. Chengalur, I. D. Karachentsev, and M. E. Sharina, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 359, L53 (2005).
21. P. Massey, P. A. Henning, and R. C. Kraan-Korteweg, Astronom. J. 126, 2362 (2003).
22. D. B. Zucker, V. Belokurov, N. W. Evans, et al., Astrophys. J. 650, L41 (2006).
23. J. A. Irwin, G. L. Hoffman, K. Spekkens, et al., Astrophys. J. 692, 1447 (2009).
24. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and W. K. Huchtmeier, Astronomy Letters 33, 512 (2007).
25. D. Martinez-Delgado, A. J. Romanowsky, R. J. Gabani, et al., Astrophys. J. 748, L24 (2012).
26. L. van Zee, Astrophys. J. 543, L31 (2000).
27. T. McIntyre, R. F. Minchin, E. Momjian, et al., Astrophys. J. 739, L26 (2011).
28. V. Belokurov, M. G. Walker, N. W. Evans, et al., Astrophys. J. 712, L103 (2010).
29. J. Pflamm-Altenburg, C. Weidner, and P. Kroupa, Astrophys. J. 671, 1550(2007).
Star-Forming Regions in Dwarf Galaxies of the Local Volume
S. S. Kaisin, I. D. Karachentsev
We present the Ha flux measurements for 44 nearby dwarf galaxies, derived from the observations at the 6-m BTA telescope. Ha fluxes were used to determine the rate of integral star formation of galaxies, SFR. For the observed galaxies the value of log SFR lies in the range from 0 to -8 [MQ/yr]. The specific star formation rate for all the sample galaxies does not exceed the limit of logSSFR = -9.2 [yr-1]. A burst of star formation was detected in the center of a nearby dwarf galaxy UGC 2172.
Keywords: galaxies: star formation-galaxies: dwarf

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой