CC BY
68
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 3, с. 263-282
УДК 524.7:520.82
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER.
IV. ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА
© 2014 Ю. А. Перепелицына1*, С. А. Пустильник1, А. Ю. Князев2,3,4
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Южноафриканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, 7935 ЮАР 3Южноафриканский большой телескоп, Кейптаун, 7935 ЮАР 4Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Москва, 119991 Россия Поступила в редакцию 13 декабря 2013 года; принята в печать 14 мая 2014 года
В работе представлены результаты фотометрического изучения 85-ти объектов из обновленной выборки галактик в близком войде Lynx—Cancer. Для фотометрии использованы изображения из базы данных Слоуновского обзора в фильтрах u, g, r, i. Получены модельно-независимые параметры галактик, такие как интегральные звездные величины и цвета, эффективные радиусы и соответствующие поверхностные яркости, оптические радиусы и радиусы Холмберга. По результатам анализа радиальных профилей поверхностной яркости получены их значения в центре и масштабные длины модельных дисков. Изучены и сопоставлены с модельными эволюционными треками пакета PEGASE 2 цвета внешних частей галактик. Это позволило получить оценки времени от начала звездообразования TSF, которые для подавляющего числа исследованных галактик оказываются порядка космологического времени То. Однако, для 13-ти объектов выборки TSF не превышают T0/2 ~ ~ 7 Gyr, а для 7-ми из них TSF < 3.5 Gyr. Среди последних в основном представлены эволюционномолодые объекты и доминируют объекты низких светимостей с Мв > —13.2. Интегральные звездные величины и цвета использованы для оценки массы звезд галактик. Для галактик войда с доступными потоками в линии HI получен параметр M(HI)/TB и оценка массовой доли газа. Небольшая подгруппа наиболее богатых газом галактик войда (примерно 10%) с величиной M(HI)/TB > 2.5 имеет массовую долю газа, достигающую (94—99)%. Многие из них показывают нетипично голубые цвета внешних областей. Для проверки возможных статистических различий свойств галактик войда и галактик выборок, сформированных по более общим критериям, проведено сравнение некоторых их параметров с аналогичными данными для выборки 195 галактик из Equatorial Survey (ES), полученной по части слепого H I-обзора HIPASS. В общем диапазоне светимостей —18.5 < Mg < — — 13.5 свойства сравниваемых выборок достаточно близки. Для наиболее слабых галактик войда наблюдаются отличия от галактик обзора ES. Однако и в ES обзоре имеется порядка 7% слабых, так называемых «рудиментарных», галактик с повышенным отношением M(HI)/TB, большая часть которых находятся далеко от массивных соседей и, вероятно, являются аналогами галактик войдов.
Ключевые слова: галактики: фотометрия — галактики: фундаментальные параметры — галактики: эволюция
1. ВВЕДЕНИЕ
Пустоты (или войды) в крупномасштабном распределении галактик открыты более 30-ти лет назад (например, [1, 2]). Наблюдательно они обычно определяются как области, лишенные галактик нормальной и высокой светимости: Mb > —20, что соответствует излому функции светимости галактик (например, [3]). Войды занимают более половины объема современной Вселенной. При
E-mail: [email protected]
этом число галактик в них не превышает порядка
20% от общего количества каталогизированных, что отражает значительно пониженную плотность материи в них. В численных моделях эволюции материи в горячей Вселенной с темной материей (DM) войды возникают как естественные структуры и в целом неплохо напоминают наблюдаемые. Однако сравнение предсказываемого числа гравитационно-связанных гало DM и числа наблюдаемых галактик в войдах обнаруживает недостаток последних в несколько раз. Причина этого феномена, сформулированного в разной форме в
263
264
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
работах де Лаппаран [4], Пиблса [5], Тихонова и Клыпина [6], не ясна.
Можно надеяться, что по мере усовершенствования моделей формирования и эволюции галактик, разрыв между числом гало DM и реальных галактик уменьшится. Одной из причин упомянутого феномена может быть повышенная доля в войдах карликовых галактик низкой поверхностной яркости (LSBD), поскольку их труднее обнаруживать и отождествлять. Чтобы понять ситуацию с подобными объектами, необходимы детальные и массовые исследования свойств галактик в войдах. Авторы большинства работ в этом направлении, например [7—9], имели дело с далекими большими войдами и, вследствие естественной наблюдательной селекции, только с более яркой частью галактик войдов (Mr < —16.5). Больших отличий от аналогичных галактик в более плотных структурах, кроме несколько более голубых цветов, для них не выявлено. В недавней работе Хойл и др. [10] по галактикам из SDSS проанализированы фотометрические свойства почти 90 000 галактик, принадлежащих примерно 1000 войдам. Аналогично обнаружено, что карлики всех типов в войдах являются систематически более голубыми по сравнению с их аналогами в более плотном окружении.
Из общих соображений и по результатам модельных расчетов наиболее значительное влияние окружения на эволюцию следует ожидать для наименее массивных галактик (например, [11]). Суммируя известные на сегодня результаты, можно ожидать, что на эволюционный статус маломассивных галактик в войдах влияют следующие причины.
(1) Формирование с заметным запаздыванием гравитационно-связанных гало DM c массами карликовых галактик в крупномасштабных структурах низкой плотности (войдах) [12] и замедленная эволюция (части) галактик войдов.
(2) Войды заполнены по большей части маломассивными галактиками. Поэтому, в соответствии с известной корреляцией между светимостью и поверхностной яркостью (например, [13]), они имеют более высокую долю LSB-галактик. Модельные расчеты взаимодействий дисковых галактик низкий и нормальной (высокой, HSB) яркости [14] при их сближениях без слияния показывают, что конечный отклик сильно отличается для двух типов галактик. В HSB-галактике происходит формирование бара и полноценная вспышка звездообразования, в то время как в LSB-галактике отклик значительно слабее, и темп звездообразования лишь незначительно увеличен. Поскольку число столкновений в войдах за время жизни галактик понижено во много раз (по сравнению с областями средней плотности), можно
ожидать существование заметной доли галактик в войдах, не испытавших «существенных» взаимодействий. Однако эти общие соображения необходимо проверить в численных моделях, учитывающих многие нюансы формирования и эволюции галактик.
(3) По результатам одного из таких модельных расчетов эволюции галактик в войдах Крекел и др. [11] обнаружили указания на их отличия от галактик в областях более высокой плотности, но только для объектов наименьших масс из того диапазона, который они моделировали (что соответствует светимостям Mr от —12m до —16m).
Из вышесказанного следует, что при поиске возможных эволюционных особенностей в наименее массивных галактиках войдов для уменьшения эффектов селекции необходимо иметь дело с достаточно близкими объектами.
Первая глубокая выборка из 79-ти галактик (до MB ~ —12) в близком войде Lynx—Cancer была представлена в работе Пустильника и Тепляковой [15]. Результаты ее исследования указывают на то, что для таких маломассивных галактик эффект разреженного окружения действительно имеет место, проявляясь в замедленной эволюции. Согласно выводам Пустильника и др. [16], галактики войда имеют систематически пониженную металличность (в среднем на 30%). Кроме того, небольшая, но вполне значимая доля (примерно 10%) галактик войда имеет необычные свойства, характерные для эволюционно-молодых объектов [17, 18]. Следует упомянуть так называемый Void Galaxy Survey (VGS, [19]), в котором исследуются HI-структура и оптические свойства около 60-ти SDSS-галактик, расположенных вблизи центров больших, но относительно далеких (приблизительно 80 Мпк) войдов. Лишь для нескольких ближайших войдов из их выборки светимости изучаемых галактик приближаются к медианной для выборки в войде Lynx—Cancer. Именно среди таких галактик авторы [19] нашли три очень богатых газом объекта.
В этой работе мы представляем результаты фотометрического исследования галактик войда Lynx—Cancer по их изображениям в фильтрах u,g,r,i из базы данных SDSS DR7 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7) [20]. Цель фотометрического анализа — получить основные параметры галактик выборки для изучения статистических свойств галактик войдов и для сравнения с другими выборками похожих галактик в более плотном окружении или отобранными по другим критериям. Полные звездные величины и цветовые индексы галактик могут быть использованы для оценки массы их звезд. Кроме того, цвета внешних областей галактик, в которых обычно отсутствуют
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
265
следы текущего или недавнего звездообразования, при сопоставлении с модельными эволюционными треками используются как индикаторы возрастов наиболее старого (видимого) звездного населения. Одной из задач нашей работы является оценка этих возрастов.
2. ДОПОЛНЕННАЯ ВЫБОРКА ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER
Оригинальная выборка галактик войда Lynx-Cancer подробно описана в выборке [15]. В ней представлен список 79-ти галактик войда — односвязной области, в которой отсутствуют галактики нормальной и высокой светимости (здесь Ыв < —19.0). Войд описывается сферой радиусом 8 Мпк и прилегающими к ней областями. Галактики войда удовлетворяют условию достаточной удаленности (более 2 Мпк) от галактик ярче чем Ыв = —19.0. В этой же работе обсуждается полнота выборки. На сегодня найдено более 20-ти новых галактик войда. Часть из них обнаружена благодаря программе по поиску новых LSB-карликовых галактик в этом войде, остальные — по результатам новых обзоров (в первую очередь обзора ALFALFA [24]) и детального анализа данных об уже известных галактиках в этой области неба.
Дополненная выборка галактик войда Lynx-Cancer готовится к публикации. В новую версию входит 101 галактика, 16 из которых находятся вне зоны, покрываемой полями SDSS. Наш анализ ограничен списком из 85-ти галактик, приведенным в таблице 1. Дополненная выборка принята за основу для того, чтобы изучить фотометрические свойства галактик войда с максимально возможной полнотой.
3. МЕТОДЫ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ ОБРАБОТКИ
Обзор SDSS [25] представляет пользователям откалиброванные изображения высокого качества в фильтрах u,g,r,i,z. Поэтому при первичной обработке необходим лишь один дополнительный шаг — качественное вычитание фона неба. Эта процедура производилась в системе ESO-MIDAS с помощью пакета aip подобно тому, как детально описано в работе Князева и др. [26]. Изучаемый объект закрывается маской, фон неба аппроксимируется двумерным полиномом. Полученная модель фона неба вычитается из изображения. При этом в области под маской проводится интерполяция фона из окружающей области. После этого с помощью фотометрии в круговых апертурах измеряется поток внутри маски для u,g, r, i-изображений с
вычтенным фоном. Затем полученные потоки пересчитываются в полные звездные величины галактик. Для преобразования инструментальных потоков в звездные величины мы использовали систему фотометрических коэффициентов для каждого из полей базы данных SDSS.
Для всех галактик были получены следующие модельно-независимые параметры: интегральные звездные величины в фильтрах u, g, r, i, интегральные цвета (u — g), (g — r), (r — i), а также интегральные величины Btot, пересчитанные из g и r по соотношениям, предложенным Лаптоном [27]. После создания профиля поверхностной яркости, для каждого объекта были оценены радиусы галактики R50 и Ago, внутри которых содержится 50% и 90% ее потока в фильтрах u,g,r,i. Кроме того, получены эффективные поверхностные яркости внутри R50, наблюдаемое отношение малой и большой полуосей b/a, «оптический» радиус и радиус Холмберга [28] (на уровнях ц(В) = 25.0 и 26 m5/П" соответственно). Все полученные эффективные радиусы умножены на л/а/Ь.
Приближение радиальных профилей поверхностной яркости экспоненциальным законом или законом Серсика [29] позволило определить модельные параметры центральной поверхностной яркости д0 в фильтрах u, g, r, i. Из g0(g) и g0(r) по формулам [27] пересчитана центральная поверхностная яркость д0 (В) в В-полосе. Оценивались также центральные поверхностные яркости в фильтрах u,g,r,i и В (p0,c,i(B)), скорректированные за наклон дисков галактик к лучу зрения, а также за экстинкцию в нашей Галактике согласно работе [30]. Поправка за наклон вычислялась по формуле: ёд = —2.5 lg(cos i), где i — угол наклона плоскости диска к лучу зрения. Для объектов с углом наклона i > 70° была взята поправка ёд = 2.5 lg(a/az) (1 — exp(— tg(i) a/az)) [31], где отношение масштабных длин a/az мы берем равным 5 (следуя работе [32]). Обе поправки принимались в предположении пренебрежимо малого поглощения в галактиках. Угол i вычислялся по стандартному соотношению cos2i = (p2 — q2)/(1 — q2), где p = b/a и q — соответственно, наблюдаемое отношение полуосей и отношение полуосей реального диска. Для сравнительно ярких галактик поздних типов q = 0.2, а для слабых объектов с Ыв > —14.8 типичное значение q, согласно результатам работы [33], принималось равным 0.4. Кроме того, получены оценки масштабной (характеристической) длины диска а для u, g, r, i-фильтров и для индекса Серсика n.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
266
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Рис. 1. Диаграмма (u — д) и (д — г) цветов внешних частей 85-ти галактик выборки в войде Lynx-Cancer в сравнении с эволюционными треками пакета PEGASE2 для двух крайних случаев закона звездообразования. Мгновенное (inst) SF для двух начальных функций масс (IMF): Salpeter (пунктирный трек) и Kroupa (штрих-пунктирный трек). Непрерывное (const) звездообразование для таких же IMF: Salpeter (сплошной трек) и Kroupa (штриховой трек). Светлые квадраты — цвета внешних частей галактик, соответствующие возрастам T ~ 10-13 Gyr, светлые кружки — T ~ 4-6.5 Gyr, светлые треугольники — T ~ 1-3.5 Gyr. Цифры на треках — времена от начала звездообразования в Gyr.
,3.1. Определение возрастов старого звездного населения
Цвета внешних частей галактик были оценены с помощью дополнительной фотометрии по набору маленьких (радиусом порядка 4") круглых диафрагм на периферии галактик, исключая небольшие области более высокой яркости. Затем поток в этих апертурах суммировался и пересчитывался в звездные величины и цвета. Для части объектов с неясным расположением H II областей мы использовали Ha-снимки, полученные на БТА. Оценка времени от начала эпохи или «короткого эпизода» звездообразования, которую при определенных допущениях можно считать оценкой возраста самых старых видимых звезд, получена сравнением цветов периферийных областей галактик с модельными эволюционными треками из пакета PEGASE2 [21].
При выборе участков периферии для определения цветов наиболее старого населения мы выбирали далекие от центра области, для которых можно было еще измерить потоки с разумной точностью. Поэтому для галактик с разной величиной центральной поверхностной яркости и/или характерным размером поверхностная яркость изученных периферийных областей заметно менялась — от SBB = 24 m 5/П" до 26 m 9/П", при медианном значении SBB(median) = 25 m3/П". Для перехода
Рис. 2. Диаграмма (д — г) и (г — i) цветов внешних частей 85-ти галактик войда Lynx-Cancer в сравнении с эволюционными треками пакета PEGASE2 для двух крайних случаев закона звездообразования. Обозначения такие же, как на рис. 1.
от значений SBfl, реально измеренных на радиальных профилях яркости, к параметру SBb мы использовали типичный для галактик войда цветовой индекс B — g = 0.4.
Пакет программ PEGASE2 предназначен для расчета моделей фотометрической эволюции галактик. Основными параметрами моделей являются: начальная функция масс звезд р(Ш) = M-(1+x, закон звездообразования SFR(i), металличность звезд Z. Для нашего анализа использованы начальные функции масс (IMF) из работ Солпите-ра [34] и Кроупа и др. [35] как наилучшим образом описывающие наблюдательные данные по распределению масс звезд в близких галактиках. Для законов звездообразования использованы два крайних сценария: одномоментный эпизод звездообразования — вспышка (inst), и непрерывное звездообразование с постоянной скоростью (const). Треки всех остальных не экзотических сценариев будут располагаться между этими крайними. Для каждого фиксированного момента времени от начала звездообразования самые голубые цвета дает трек для сценария const, так как доля массивных голубых звезд для него уменьшается медленнее, чем для inst трека. В областях ugr диаграммы, где треки const и inst проходят достаточно близко (см. рис. 1), время от начала звездообразования и, соответственно, возраст наиболее старых звезд для трека const примерно впятеро больше, чем для треков inst. Поэтому в случаях неопределенности оценки возрастов наиболее старых звезд по трекам const дают сохраняющиеся верхние пределы и, таким образом, могут служить оценками сверху для возрастов видимого распределенного старого населения. Все полученные данные для цветов внешних областей исследованных галактик показаны на двухцветных диаграммах ugr и gri для
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
267
сопоставления с описанными выше модельными треками (рис. 1 и 2).
При сравнении наблюдаемых цветов галактики и цветов модельных треков за металличность звезд для треков принималась величина из дискретного набора, предлагаемого в PEGASE2, наиболее близкая к измеренной металличности газа для каждой галактики. В основном использовалось одно из трех: Z = 0.004, Z = 0.002, Z = 0.001.
Фактически кривые пропускания фильтров, использованные при расчетах эволюционных треков PEGASE2, и фильтров u, g, r, i, использованных в реальных SDSS наблюдениях, немного различаются. Чтобы устранить связанные с этим небольшие систематические сдвиги, мы использовали соотношения из работы Таккера и др. [36].
3.2. Массовая доля газа
Для галактик выборки с доступными данными об интегральных потоках F(HI) в линии 21 см водорода можно получить оценку полной массы водорода M(HI), используя формулу для оптически тонкого слоя: M(HI) = 2.36 х F(HI) D* 2 * 105 [37], где D — расстояние до галактики в Мпк, и поток F(HI) — в единицах Jy km s_1. Для оценки полной массы газа Mgas необходимо учесть вклад гелия (0.33 от M(HI)). Вкладом массы молекулярного газа в карликовых галактиках в первом приближении можно пренебречь. Примерно для половины галактик данные F(HI) собраны нами из литературы, а для остальных получены по наблюдениям на радиотелескопе NRT.
Результаты фотометрии, полученные в этой работе, могут быть использованы для оценки полной массы звезд. Зная массу газа и звезд, можно получить эволюционный параметр — массовую долю газа. Полная масса звезд M* стандартно оценивается по интегральной светимости галактик в одном из широкополосных фильтров А с помощью соответствующего параметра Y\ = Ш*/Ь\ — отношения масса-светимость для звездного населения, зависящего от цвета звездного континуума. Для оценок M* мы использовали отношение масса-светимость Y и его зависимость от цветовых индексов, выведенную в работе Зибетти и др. [38]. Конкретно, мы использовали Yg(g — i) и светимость в g-фильтре как дающие наиболее устойчивые результаты в оптическом диапазоне. Отношение масса-светимость Y из [38], на наш взгляд, наиболее адекватно учитывает сложную историю звездообразования в маломассивных галактиках, включая и относительно недавние эпизоды.
По оцененной таким образом массе звезд M* вычислялась барионная масса галактики Mbary = M* + Mgas, а затем и массовая доля газа
fgas, то есть отношение полной массы газа к полной барионной массе. Кроме этого для сравнения с другими выборками мы оценили часто используемый в менее детальных исследованиях модельнонезависимый параметр M(HI)/Lb — отношение массы водорода к светимости в B-полосе в солнечных единицах, где Lb вычислялось через Btot, рассчитанную по данным нашей независимой фотометрии в фильтрах g, r с помощью соотношений Лаптона [27]. Для выборок галактик без информации о цветах этот параметр дает грубую оценку относительной массы газа.
4. РЕЗУЛЬТАТЫ
Основные параметры нашей подвыборки 85-ти галактик войда Lynx-Cancer представлены в таблице 1. В ее колонках приведены: (1) имя галактики; (2) имя объекта в коротком формате IAU;
(3) тип галактики, принятый либо как в [15] — для объектов из оригинальной выборки, либо по NED,1 либо наша оценка, если отсутствует в NED; (4) лучевая гелиоцентрическая скорость Vhei в км c_1;
(5) расстояние до объекта в Mпк (оцененное как в [15], т.е. с учетом поправки за большую пекулярную отрицательную скорость в этой области);
(6) экстинкция Ab в B-полосе в Галактике, взятая из [30]; (7, 8) полные видимые Btot (не исправленные за поглощение в Галактике) и абсолютные Mb,о (исправленные за поглощение) звездные величины, пересчитанные из нашей независимой фотометрии по формулам [27] и использованные далее в статистическом анализе; (9) полные видимые звездные величины Btot, взятые из NED (для сравнения с полученными нами); (10) масса водорода M(HI) в единицах 107 Mq (по данным из литературы и наблюдениям на NRT); (11) отношение массы водорода к светимости M(HI)/Lb в фильтре B в солнечных единицах; (12) масса звезд M* в единицах 107 Mq; (13) массовая доля газа fgas; (14) содержание кислорода 12 + lg(O/H);
(15) наблюдаемое отношение полуосей b/a.
Таблица с параметрами, полученными по фотометрии и анализу изображений SDSS, приведена в базе данных VizieR.2 В таблице представлены следующие модельно-независимые параметры: радиусы галактики, внутри которых содержится 50% и 90% ее потока в фильтре д; эффективная поверхностная яркость в фильтре д, определенная как средняя поверхностная яркость внутри радиуса R50(g); «оптический» радиус (на изофоте
'NASA/IPAC Extragalactic Database,
http://ned.ipac.caltech.edu
2http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/qcat7J/other/
/AstBu/69.247
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
Таблица 1. Основные параметры галактик в войде Lynx—Cancer
№ Имя или префикс Имя в коротком IAU формате Тип Uhel, км c_1 Dist., Мик ^ned mag Btot, mag Mb, o, mag dNED &tot > mag £Dt(HI), 107Mo ЗЛ( HI )/Lb ®Utars, 107Mo /gas 12 + log(0/H) b/a
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
1 HIPASS J0626+24 J0626+2439 Scd 1473 23.04 1.79 17.98 -15.62 17.60 - - 15.60 - - 0.59
2 UGC 3600 J0655+3905 Im 412 9.30 0.29 15.92 -14.22 16.18 11.23 1.48 2.21 0.87 7.66 0.27
3 UGC 3672 J0706+3019 Im 994 16.93 0.32 16.04 -15.43 15.40 79.50 3.45 2.71 0.98 7.99 0.55
4 SDSS J0713+2926 Im 950 16.26 0.31 16.66 -14.71 16.79 - - 3.28 - - 0.63
5 SDSS J0723+3621 Sm 917 16.00 0.23 17.01 -14.25 17.01 22.60 2.91 3.26 0.90 7.45 0.31
6 SDSS J0723+3622 dl 970 16.00 0.23 19.46 -11.79 19.31 9.61 11.84 0.08 0.99 - 0.71
7 SDSS J0723+3624 dl 938 16.00 0.23 21.68 -9.57 21.56 2.90 27.62 0.01 0.99 - 0.47
8 UGC 3860 J0728+4046 Im 354 7.81 0.25 15.21 -14.50 14.96 16.92 1.73 2.47 0.90 7.83 0.56
9 UGC 3876 J0729+2754 SAd 854 15.01 0.19 13.77 -17.31 13.70 99.48 0.77 88.62 0.60 7.88 0.58
10 SDSS J0730+4109 dl 874 15.70 0.27 16.67 -14.58 16.67 4.36 0.41 2.81 0.67 8.02 0.59
11 SDSS J0737+4724 LSB 476 10.42 0.47 18.02 -12.54 18.06 2.51 1.56 0.15 0.96 7.28 0.47
12 UGC 3966 J0741+4006 Im 361 8.64 0.22 15.32 -14.58 14.44 44.26 4.18 1.37 0.98 7.56 0.86
13 DD047 J0741+1648 IBsm 272 8.04 0.14 14.89 -14.78 13.62 - - 3.96 - - 0.44
14 KK 65 J0742+1633 dlrr 279 8.01 0.14 15.51 -14.15 15.34 - - 2.62 - - 0.37
15 SDSS J0744+2508 Ir 749 12.95 0.18 18.11 -12.63 18.35 1.38 0.79 0.33 0.85 7.21 0.84
16 SDSS J0744+2506 Ir 669 12.95 0.18 20.47 -10.28 20.30 - - 0.08 - - 0.83
17 MCG9-13-52 J0746+5117 Sm 445 10.10 0.27 16.54 -13.75 16.78 6.25 1.27 1.56 0.84 7.66 0.74
18 MCG9-13-56 J0747+5111 Sm 439 10.00 0.30 15.12 -15.18 15.48 13.69 0.75 2.94 0.86 7.70 0.68
19 UGC 4115 J0757+1423 IAm 341 7.73 0.12 14.81 -14.75 15.23 8.37 0.68 3.99 0.74 7.60 0.60
20 UGC 4117 J0757+3556 IBm 773 14.12 0.20 15.36 -15.59 15.34 23.73 0.89 4.05 0.89 7.82 0.75
21 UGC 4148 J0800+4211 Scd 716 13.55 0.18 15.66 -15.18 15.63 54.15 2.94 3.18 0.96 7.83 0.42
22 NGC2500 J0801+5044 SBcd 504 10.88 0.17 12.14 -18.21 12.23 96.60 0.32 141.30 0.48 8.36 1.00
268 ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
Таблица 1. (Продолжение)
№ Имя или префикс Имя в коротком IAU формате Тип Vhel, KM c_1 Dist., Мик ^ned mag Btot, mag Mb, o, mag dNED -^tot > mag £Dt(HI), 107Mo ЗЛ( HI )/Lb ®lstars, 107Mo /gas 12 + log(0/H) b/a
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
23 MCG7-17-19 J0809+4135 Sc 704 13.37 0.22 15.46 -15.39 16.65 25.31 1.14 6.42 0.84 7.96 0.60
24 SDSS J0810+1837 Sm 1483 23.05 0.16 18.39 -13.59 18.29 6.27 1.48 1.25 0.87 7.79 0.46
25 SDSS J0812+4836 dir 521 11.05 0.22 17.36 -13.08 17.23 4.85 1.83 0.43 0.94 7.27 0.52
26 NGC2537 J0813+4559 BCG 445 9.86 0.23 12.49 -17.71 12.27 48.44 0.26 - - 8.37 0.94
27 1C 2233 J0813+4544 Sd 553 10.70 0.22 13.34 -17.03 13.05 54.30 0.54 28.96 0.71 8.08 0.11
28 NGC2541 J0814+4903 SABc 548 12.00 0.22 12.34 -18.28 12.25 460.82 1.45 106.35 0.85 8.02 0.60
29 NGC 2552 J0819+5000 SAm 524 11.11 0.20 13.01 -17.42 12.92 83.01 0.58 47.15 0.70 8.28 0.68
30 KUG 0821+321 J0825+3201 Ir 648 12.25 0.20 16.91 -13.73 16.10 3.54 0.73 1.44 0.77 7.60 0.67
31 HS 0822+3542 J0825+3532 BCG 720 13.49 0.20 17.88 -12.97 17.92 1.46 0.61 - - 7.44 0.78
32 SAO 0822+3545 J0826+3535 Im 740 13.49 0.20 17.74 -13.11 17.56 4.30 1.57 0.17 0.97 - 0.80
33 UGC4426 J0828+4151 Im 397 10.30 0.16 15.35 -14.87 15.13 27.05 1.96 6.75 0.84 7.58 0.63
34 SDSS J0831+4104 LSB 582 11.64 0.16 17.71 -12.78 17.71 0.58 0.29 0.64 0.55 - 0.90
35 SDSS J0843+4025 Im 614 12.05 0.14 17.90 -12.65 17.83 0.62 0.35 0.43 0.65 7.49 0.70
36 SDSS J0845+1519 dl 1642 24.99 0.09 18.61 -13.47 18.60 - - 2.29 - - 0.79
37 SDSS J0852+1350 Im 1511 23.08 0.16 17.40 -14.58 17.43 26.40 2.50 3.23 0.92 7.28 0.76
38 SDSS J0852+1351 dl 1541 23.08 0.16 19.82 -12.16 19.73 - - 0.24 - - 0.64
39 UGC4704 J0859+3912 Sdm 596 11.74 0.13 14.82 -15.66 15.51 72.86 2.56 7.25 0.93 7.96 0.13
40 SDSS J0859+3923 dl 588 11.63 0.11 17.25 -13.19 16.98 1.56 0.53 1.04 0.67 7.57 0.93
41 SDSS J0900+3222 dl 740 13.45 0.14 18.97 -11.81 18.86 - - 0.45 - - 0.64
42 UGC4722 J0900+2536 Sdm 1794 27.89 0.17 14.86 -17.54 15.16 - - 26.09 - 7.66 0.18
43 SDSS J0900+4908 Sdm: 1600 25.78 0.09 18.49 -13.65 18.63 - - 1.50 - - 0.72
44 SDSS J0908+0657 Sdm 1571 23.45 0.19 17.06 -14.98 17.00 4.80 0.31 6.26 0.51 - 0.57
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV. 269
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
Таблица 1. (Продолжение)
№ Имя или префикс Имя в коротком IAU формате Тип Vhel, KM c_1 Dist., Мик ^ned mag Btot, mag Mb, o, mag dNED &tot > mag £Dt(HI), 107Mo ЗЛ( HI )/Lb ®lstars, 107Mo /gas 12 + log(0/H) b/a
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
45 SDSS J0908+0517 dl 598 10.01 0.20 17.21 -12.99 16.96 2.70 1.10 0.22 0.94 7.60 0.99
46 SDSS J0911+3135 dl 750 13.52 0.07 18.05 -12.68 17.97 1.81 0.99 0.26 0.90 7.50 0.87
47 1C 2450 J0917+2525 SO 1644 25.47 0.14 14.06 -18.11 13.84 - - 197.00 - - 0.61
48 SDSS J0926+3343 LSB 536 10.63 0.08 17.30 -12.91 17.34 6.77 2.98 0.13 0.99 7.12 0.25
49 SDSS J0928+2845 dl 1229 19.90 0.09 16.76 -14.82 16.70 23.37 1.77 8.90 0.78 7.68 0.49
50 SDSS J0929+2502 dl 1661 25.66 0.14 19.24 -12.95 19.03 5.59 2.38 0.35 0.95 7.20 0.89
51 SDSS J0929+1155 dl 1614 24.29 0.11 17.20 -14.84 17.36 - - 3.01 - - 0.40
52 SDSS J0931+2717 Sm 1505 23.60 0.08 18.00 -13.94 17.98 - - 1.11 - 7.55 0.52
53 CGCG 035-007 J0934+0625 Sc 574 9.23 0.18 15.42 -14.59 15.22 12.67 1.19 5.77 0.75 - 0.78
54 KUG 0934+277 J0937+2733 Im 1594 25.16 0.08 16.50 -15.59 16.53 - - 7.65 - - 0.74
55 SDSS J0940+4459 dl 1246 20.71 0.06 18.01 -13.63 17.96 - - 1.64 - 7.40 0.72
56 KISSB23 J0940+2935 Sd 505 10.21 0.10 16.07 -14.08 16.32 5.41 0.81 1.35 0.84 7.60 0.49
57 SDSS J0942+0937 dl 1461 22.00 0.11 18.15 -13.67 21.40 - - 2.52 - - 0.81
58 UGC5186 J0942+3315 Im 551 10.77 0.06 15.99 -14.23 16.27 2.57 0.34 2.13 0.62 - 0.40
59 SDSS J0943+4134 dl 1403 22.77 0.06 17.64 -14.21 17.63 4.89 0.65 2.61 0.71 - 0.56
60 SDSS J0944+1000 dl 1477 22.22 0.12 16.96 -14.90 16.95 - - 4.21 - - 0.90
61 IC 559 J0944+0936 Sc 541 9.40 0.12 14.77 -15.22 14.98 - - 6.89 - - 0.87
62 UGC 5209 J0945+3214 Im 538 10.55 0.08 16.32 -13.88 16.06 4.02 0.72 1.95 0.73 - 0.75
63 SDSS J0947+4138 dl 1389 22.56 0.07 17.92 -13.92 17.61 1.20 0.21 0.48 0.77 7.76 0.54
64 MRK407 J0947+3905 comp 1589 25.21 0.07 15.28 -16.80 15.27 - - - - - 0.74
65 UZC J09475+390 J0947+3908 dl 1553 24.73 0.07 16.85 -15.19 17.00 - - 3.31 - 7.50 0.63
66 SDSS J0947+3905 dl 1479 23.70 0.07 18.03 -13.92 18.12 - - 1.49 - - 0.63
270 ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
Таблица 1. (Продолжение)
№ Имя или префикс Имя в коротком IAU формате Тип Uhel, KM c_1 Dist., Мик ^NED mag Btot, mag Mb, o, mag dNED -^tot ’ mag ШІ(НІ), 107Mo ЗЛ( HI )/LB ®Utars, 107MO /gas 12 + log(0/H) b/a
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И) (12) (13) (14) (15)
67 UGC 5272b J0950+3127 Im 539 10.27 0.10 17.56 -12.60 17.68 2.89 1.70 0.20 0.95 7.60 0.67
68 UGC 5272 J0950+3129 ІІП 520 10.30 0.10 14.45 -15.71 14.46 46.33 1.55 3.51 0.95 7.84 0.42
69 UGC 5288 J0951+0749 Sdm 556 9.47 0.15 14.42 -15.61 14.62 - - 10.31 - - 0.92
70 SDSS J0951+3842 dl 1435 23.07 0.08 17.46 -14.44 17.42 - - 1.86 - 7.85 0.89
71 SDSS J0954+3620 dl 503 10.22 0.04 18.05 -12.04 17.93 0.62 0.60 0.17 0.83 - 0.62
72 1C 2520 J0956+2713 S 1243 19.93 0.09 14.27 -17.32 14.70 - - 151.83 - - 0.87
73 SDSS J0956+2716 dl 1074 17.63 0.09 18.13 -13.19 18.39 - - 0.80 - - 0.54
74 UGC 5340 J0956+2849 BC/lm 502 9.86 0.08 14.70 -15.35 14.60 66.35 3.10 1.62 0.98 7.14 0.44
75 SDSS J0957+2745 dl 1184 19.14 0.08 18.16 -13.33 18.08 - - 0.68 - - 0.60
76 UGC 5354 J0958+4744 Sm 1168 19.68 0.07 14.15 -17.39 14.60 - - 33.93 - - 0.56
77 PC 0956+4751 J0959+4736 dl 1093 18.66 0.07 17.05 -14.37 17.14 14.87 1.70 2.01 0.91 - 0.45
78 SDSS Л000+3032 dl 501 9.90 0.08 18.14 -11.92 18.06 0.28 0.30 0.35 0.51 7.42 0.79
79 KUG 0959+299 Л002+2943 dl 766 13.48 0.10 17.36 -13.39 17.32 - - 0.62 - - 0.77
80 UGC 5427 Л004+2921 SABd 498 9.79 0.10 14.91 -15.15 14.89 5.98 0.34 5.53 0.59 7.90 0.64
81 UGC 5464 Л008+2932 Sm 1003 16.90 0.10 15.77 -15.47 15.62 19.29 0.81 10.22 0.72 7.86 0.46
82 SDSS Л010+4617 dl 1092 18.58 0.03 18.23 -13.15 18.20 0.49 0.17 0.58 0.53 7.78 0.45
83 UGC 5540 Л016+3746 Sc 1162 19.16 0.07 14.63 -16.85 14.60 46.55 0.54 27.40 0.69 8.00 0.36
84 HS 1013+3809 Л016+3754 BCG 1173 19.30 0.07 16.02 -15.48 15.99 13.28 0.55 - - 7.59 0.65
85 SDSS Л019+2923 dl 874 15.25 0.14 17.48 -13.57 17.43 8.23 1.97 0.66 0.94 - 0.41
ю
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV.
272
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Рис. 3. Распределение абсолютной звездной величины в фильтре B для 85-ти галактик войда Lynx-Cancer. Частой штриховкой показано распределение подвыборки 14-ти так называемых «рудиментарных» (inchoate) галактик из работы Гарсия-Аппадоо и др. [22].
25m0/П") в фильтре g в секундах дуги (R25(g)) и в кпк (я>25 ); звездная величина в фильтре g внутри «оптического» радиуса; радиус на изофоте 26 m5/П" (радиус Холмберга) [28] и звездная величина в фильтре g внутри данного радиуса; оптические размеры, пересчитанные как b = R25(g) л/Ъ/а и а = R25(g) л/а/Ъ, в секундах дуги и в кпк; интегральные звездные величины в фильтре g; интегральные цвета (u — g), (g — r), (r — i) и (u — g), (g — r), (r — i)-цвета периферии c учетом экстинк-ции в Галактике. Приближение фотометрических профилей экспоненциальным диском или, в более общем случае, законом Серсика [29] дает модельные параметры, также представленные в данной таблице: центральные поверхностные яркости в фильтрах g и r; центральные поверхностные яркости в B-полосе (подсчитанные с помощью соотношений [27]) без учета и с учетом экстинкции в Галактике и наклона к лучу зрения; масштабную длину в угловых секундах; индекс Серсика.
5. АНАЛИЗ И ОБСУЖДЕНИЕ
5.1. Распределения параметров
Для понимания полного диапазона изменения характерных величин наиболее важных параметров изучаемой выборки были построены их наблюдаемые распределения. Распределение абсолютной звездной величины Mb,о для объектов войда, рассчитанной по данным нашей фотометрии и исправленной за экстинкцию в Галактике, показано на рис. 3 (редкая штриховка). Для сравнения, мы показываем распределение Мв,0
Рис. 4. Распределение центральной поверхностной яркости в фильтре B, исправленной за экстинкцию в Галактике и наклон к лучу зрения, для 85-ти галактик войда.
для подвыборки так называемых «рудиментарных» (inchoate) галактик из обзора ES [22] (нанесены обратной штриховкой на том же рисунке). Эти 14 галактик выделены авторами из полного числа 195 объектов экваториального обзора, так как обладают необычными свойствами — голубыми цветами и высоким отношением M(HI)/Lg. Для части этих объектов в [22] переоценены потоки в линии 21 см, что приводит к слишком высокому отношению M(HI)/Lg. Мы исправили эти значения, учитывая новые данные из литературы, так что они стали не такими выдающимися. В частности, для NE-компонента пары H 11225+01 (HIPEQ 1227+01) параметр M(HI)/LB равен 10.1, а не 22. Кроме того, для лучшего понимания природы галактик этой подвыборки мы проверили их окружение на наличие массивных галактик. Из 14-ти «рудиментарных» галактик 9 находятся не ближе 1 Мпк от массивной галактики, из них для 6-ти наиболее богатых газом расстояния до массивной галактики составляют
2-5 Мпк. Таким образом, галактики этой подвыборки, так же как наши галактики войда, показывают явные признаки изолированности.
На рис. 4 показано распределение центральной поверхностной яркости p0,c,i(B) в фильтре B (с учетом экстинкции в Галактике и коррекции за наклон к лучу зрения) для галактик исследуемой подвыборки в войде Lynx-Cancer. Доля галактик с p0,c,i(B) > 23m0/П" (LSB) в этой подвыборке составляет примерно 50%. На рис. 5 представлено распределение по индексу Серсика ng, определенному моделированием радиального профиля яркости для изображения в фильтре g. Для почти двух третей объектов индекс ng достаточно близок
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
273
Рис. 5. Распределение индекса Серсика [29] радиального профиля поверхностной яркости в фильтре g для 85-ти галактик войда.
log( M(HI) /ів)
Рис. 7. Распределение галактик войда по отношению массы водорода к светимостиM(HI)/L_b (в солнечных единицах) в фильтре B. Обратной штриховкой показано распределение подвыборки 14 «рудиментарных» галактик из общей выборки слепого H I обзора (ES) из работы Гарсия-Аппадоо и др. [22].
к 1, то есть профили яркости близки к экспоненциальным. Для остальных галактик с ng в диапазоне от 1.2 до 2.1 профиль яркости заметно уплощается к центру. Распределение наблюдаемого отношения полуосей b/a на рис. 6 показывает, что порядка 50% объектов выборки значительно наклонены к лучу зрения (b/a < 0.65 и, соответственно, угол i > 50°). Как показано в [15], из-за избирательности спектрального обзора SDSS по поверхностной яркости многие LSB-галактики войда, имея полную звездную величину ярче формального порога SDSS rpetro < 17.77 [39], могли остаться без определения скорости. Благодаря наклону к лучу зрения, их видимая яркость увеличена, что повысило вероятность их включения в спектральную часть SDSS. 18
Рис. 6. Распределение наблюдаемого отношения полуосей b/a для 85-ти галактик войда.
Рис. 8. Предварительное (примерно по половине выборки) распределение массовой доли газа (см. описание в тексте) для 54 галактик войда по HI-данным из литературы и по наблюдениям на радиотелескопе NRT.
Распределение отношения массы водорода к светимости M(HI)/Lb представлено на рис. 7 (редкая штриховка). Для 57 галактик нашей выборки медианное значение M(HI)/Lb ~ 1.0. Здесь же, как и на рис. 3, приведено для сравнения распределение подвыборки «рудиментарных» галактик из работы Гарсия-Аппадоо и др. [22] (обратная штриховка). Медианное значение M(HI)/Lb для нее составляет примерно 3.4. Само название «рудиментарные» авторы [22] связывают с их неправильной формой, предполагая, что они находятся в процессе формирования или в начале эволюции. Как показано ниже, часть галактик нашей выборки также обладает необычными свойствами, напоминая «рудиментарные» объекты из ES выборки (см. таблицу 1). Они также являются необычно
18 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
274
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Рис. 9. Соотношение между абсолютной величиной Мв,0 и центральной поверхностной яркостью ^o,c,i(B) для 85-ти галактик войда Lynx—Cancer. Штриховая горизонтальная линия соответствует значению 23т/П", выше которого находится область LSB-галактик. Линейная регрессия (сплошная прямая) проведена по точкам для 81 галактики исследуемой подвыборки. Штрих-пунктирные прямые — разброс точек подвыборки. Четыре BCG (светлые кружки) не учитывались (см. текст).
голубыми ((B — V) < 0.3), а медианное значение их параметра M(HI)/Lb ~ 2.7 сравнимо с таковым для подвыборки из [22].
Распределение массовой доли газа fgas показано на рис. 8. Для 59% галактик войда c известными H I данными массовая доля газа попадает в диапазон 80—99%. Такая высокая концентрация богатых газом объектов в нашей выборке указывает на то, что для населения войдов свойственна более медленная эволюция, как уже указывалось в [16].
5.2. Соотношения между параметрами галактик войда
На рис. 9 сопоставлены абсолютная звездная величина Mb,о и центральная поверхностная яркость po,c,i(B) для подвыборки из 85-ти галактик войда Lynx—Cancer. Оба параметра исправлены за экстинкцию в Галактике. Центральные поверхностные яркости исправлены за наклон галактик к лучу зрения. Для галактик с существенным вкладом центральной области звездообразования или с «балджем» центральная SB была оценена по экстраполяции в центр профиля внешнего подстилающего диска. Около половины галактик классифицируется как LSB, т.е. их скорректированная центральная поверхностная яркость Po,c,i(B) > 23m/□" (выше штриховой линии). Линейная регрессия (сплошная прямая) проведена по всем галактикам подвыборки за исключением 4-х
Рис. 10. Соотношение между абсолютной звездной величиной Мв,0 и эффективной поверхностной яркостью ИеВ (B) для 85-ти галактик войда Lynx—Cancer. Линейная регрессия (сплошная прямая) проведена по всем галактикам, за исключением 4-х BCG (светлые кружки). Аналогичная прямая из работы Кросса и Драйвера [13] (штриховая линия) по выборке приблизительно 45 000 галактик, экстраполированная в область до Мв,0 < 10 (пунктирная линия), в общем диапазоне Мв,0 < —15.5 проходит близко к нашей.
BCG — голубых компактных галактик с активным звездообразованием. Среднеквадратичное отклонение индивидуальных галактик относительно общего тренда достаточно велико: а^0 = 0m97/□" (штрих-пунктирные прямые). Светлыми кружками показаны положения четырех BCG. Эти редкие маломассивные галактики имеют повышенную центральную яркость, заметно отличаясь от более типичных карликов поздних типов.
На рис. 10 показано соотношение между абсолютной звездной величиной Мв,0 и эффективной поверхностной яркостью peff(B). Оба параметра исправлены за экстинкцию в Галактике. Линейная регрессия, проведенная по 81 галактике войда с исключением 4-х BCG, показана сплошной прямой (коэффициент наклона к = 0.12 ± 0.06). Из-за большого рассеяния точек в середине диапазона наличие тренда определяется не очень надежно. Аналогичная прямая (показана штрихами), полученная для большой выборки галактик (примерно 45000) из работы Кросс и Драйвер [13], экстраполированная в область низких светимостей (пунктирная прямая), хотя и проходит близко к центру распределения галактик войда, имеет наклон значимо больше (к = 0.28). Вероятно, это различие связано с существенно более высокой долей карликов в выборке галактик войда и большим разнообразием их свойств. Кроме того, рассеяние около линии регрессии для выборки из работы [13] ниже, чем для выборки войда: ав 0 m5/^" и 1m0/^" соответственно.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
275
Рис. 11. Соотношение между эффективной поверхностной яркостью gea (g) и светимостью lg Lg. Сплошная прямая — линейная регрессия по галактикам нашей выборки (заполненные ромбики), исключая BCG (светлые кружки). Штриховая прямая — линейная регрессия из работы [22], пунктирная прямая — ее продолжение в область низких светимостей, штрих-пунктирные линии — разброс точек их выборки, светлые треугольники — группа 14-ти так называемых «рудиментарных» галактик, отмеченная в этой работе.
Рис. 12. Соотношение между оптическим радиусом lg о>2ъ (g) (кпк) и массой водорода в галактике lg M(H I) (в солнечных единицах). Сплошная линия — линейная регрессия между данными величинами (наклон 1.96), из которой исключены BCG-галактики, обозначенные светлыми кружками. Для сравнения приведена зависимость из работы [22] (штриховая линия), и ее продолжение в область a25(g) < 1 кпк (пунктирная прямая).
На рис. 11 показано соотношение между эффективной поверхностной яркостью /leff(g) и светимостью lg Lg — аналог предыдущего рисунка. Как и ранее, линейная регрессия (сплошная прямая) проведена по всем галактикам за исключением четырех BCG. Для того, чтобы сравнить наши соотношения с аналогичными по выборке 195 галактик из экваториального обзора (ES) [22], отобранных по эмиссии в линии 21 см слепого H I-обзора HIPASS, их линейная регрессия нанесена на рис. 11 штриховой прямой, которая для наглядности продлена в область низких светимостей пунктирной прямой. Светлыми треугольниками отмечены 14 объектов из их подвыборки так называемых «рудиментарных» галактик, имеющих голубые цвета и повышенное отношение массы водорода к светимости ((B — V) < 0.3 и M(HI)/LB > 1.8). Наклон нашей регрессии для галактик войда (k = —0.35 ± 0.16) примерно в
2.5 раза меньше, чем для ES-выборки (k = —0.83). При этом в их выборке нет объектов с lgLg < 7.5. Наклон регрессии для выборки ES при этом довольно близок к наклону для выборки из [13], при корреляции со светимостью вместо абсолютной звездной величины (k = —0.70). Разброс параметра fieff (g) для галактик войда, так же как и для выборки обзора ES, весьма значителен, достигая
3-х и более величин для данной светимости.
За счет галактик на краях диапазона уменьшение поверхностной яркости с уменьшением
светимости для соотношений, показанных на рис. 10 и 11, просматривается лучше или хуже. Но достаточно большое рассеяние fieff(g) галактик войда в центре диапазона светимостей, по-видимому, означает, что кроме общей тенденции увеличения доли LSB-галактик, в войдах появляются и галактики с достаточно высокой поверхностной яркостью, что вероятно связано с их повышенным звездообразованием в последние несколько млрд лет. Возможной причиной отмеченного выше большого различия наклонов регрессии галактик войда Lynx-Cancer и выборки ES является наличие в последней значимой доли массивных галактик с повышенной концентрацией света в центре — балджем или следами вспышки звездообразования. Это приводит к смещению среднего для эффективной поверхностной яркости при больших светимостях в их выборке и большему наклону регрессии.
Соотношение между оптическими радиусами a25(g) (кпк) и массой водорода в галактике M(HI) (в солнечных единицах) показано на рис. 12. Кроме линейной регрессии по 85-ти галактикам нашей выборки (сплошная прямая, k = 1.96 ± 0.16), показана аналогичная зависимость из работы [22] (штриховая прямая). Видно их очень хорошее согласие в общем диапазоне. Наши данные позволяют продлить эту зависимость в область объектов с a25(g) < 1 кпк. Наклон регрессии, близкий к 2, отражает простой физический факт, что водород распределен в исследуемых галактиках в достаточно плоском диске, и что в большом диапазоне
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
18
276
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Рис. 13. Соотношение между массой водорода lg M(HI) и светимостью lg Ьв в солнечных единицах. Штриховая линия — линейная регрессия по всему интервалу светимостей для галактик нашей выборки (заполненные ромбики), сплошная прямая — линейная регрессия без учета J0723+3622 и J0723+3624, штрих-пунктирная прямая — линейная регрессия по интервалу lg Ьв = 7.0—8.6. В каждом из вариантов были исключены BCG-галактики, обозначенные светлыми кружками. Светлые треугольники — группа так называемых «рудиментарных» галактик из работы [22], выделяющихся повышенным содержанием газа. Пунктирная линия соответствует M(HI)/Lb = 1.
эффективных размеров характерный радиус диска HI тесно коррелирует с оптическим. При этом имеется два объекта (J0723+3624, J0723+3622) с наибольшим отношением M(HI)/Lb > 10, которые сильно отскакивают от основной зависимости.
На рис. 13 представлено соотношение между массой водорода M(HI) и светимостью LB (в солнечных единицах) для 54 галактик войда с известными массами HI. Штриховой прямой показана линейная регрессия по галактикам нашей выборки (ромбики, k1 = 0.84 ± 0.08). Светлыми треугольниками для сравнения показаны «рудиментарные» галактики из работы [22]. Пунктирная прямая, на которой M(HI)/Lb = 1, отделяет галактики с высоким содержанием газа от более типичных галактик с нормальным содержанием газа. По этим же данным определяется зависимость параметра M(HI)/Lb от LB, для которой наклон регрессии будет соответственно равен —0.16 ± 0.08. Этот наклон в пределах довольно больших ошибок близок к наклону подобной зависимости, найденной для BCG в Местном сверхскоплении и в войдах в работе [40].
Более внимательный взгляд на обсуждаемый график наводит на мысль о том, что увеличение M(HI)/Lb при уменьшении LB в основном обеспечено галактиками на краях диапазона,
-1—1—1—1- -Н 1 1 1 1 1 1 1 1 г- -т 1 1 1 1
- о HS1013+3809 _
1 О J0947+413B -
- '3 HS0822+3542 -
- 0 JO052+1351 0 J0947+3905 О MRK407 _
. 0 -
UGC4722
- .:.ф* •* * ♦ ♦ _
■ ♦ ♦ «► * « . .♦',4 ♦ "
- Г ** *: л ♦ ♦
-1 1 1 1 ♦ ♦ Л 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 -
6 7 8 9
log Lg
Рис. 14. Соотношение между светимостью lg Ьд и индексом концентрации C(д) в фильтре д. Сплошная линия — среднее значение (R = 2.44) по объектам нашей выборки (заполненные ромбики). Штриховая линия — среднее значение из работы [22] для их выборки из 195 объектов (R = 2.3). Светлые треугольники — так называемая группа «рудиментарных» галактик, отмеченная в их работе.
включая и две самые богатые газом галактики триплета J0723+36. Мы приводим на графике другие варианты регрессии. Второй — без учета упомянутых членов триплета — сплошная прямая с наклоном к2 = 1.01 ± 0.08 (52 объекта). И третий — только по «узкому» интервалу светимостей — lg Lb = 7.0—8.6 — штрих-пунктирная прямая с наклоном к3 = 1.21 ± 0.12 (45 объектов). Сопоставление разности наклонов и ее «комбинированной ошибки» указывает на отличия на уровне 2.5—3а: к1 — к2 = —0.17 ± 0.056, к1 — к3 = —0.35 ± 0.144. Таким образом, можно отметить, что характер связи двух глобальных параметров маломассивных галактик войдов для большого диапазона светимостей остается пока не совсем ясным. Необходима большая статистика, особенно для диапазона lg Lb < 7.5. Включение в анализ остальных галактик этого войда, а также маломассивных галактик из других близких войдов позволит увеличить их общее число примерно в 2—3 раза и даст лучшее понимание обсуждаемой связи.
На рис. 14 видно, что индекс концентрации в фильтре д, C(g) = Rgog/R5og (где R90(д) — радиус галактики, в котором заключено 90% ее потока в фильтре д, R50(g) — половина потока), не зависит от светимости Lg. Среднее значение по галактикам нашей выборки C(д) = 2.44 (сплошная линия), что близко к значению 2.32 для чисто экспоненциальных дисков. При расчете среднего исключены, как и выше, BCG, а также очень компактные объекты (J0947+4138, J0947+3905, J0852+1351) и возмущенная дисковая галактика с приливным хвостом и
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
277
Рис. 15. Соотношение между светимостью lg Lg в фильтре g и интегральным цветом (g — r)tot. Сплошная прямая — линейная регрессия по объектам нашей выборки (заполненные ромбики), за исключением BCG (светлые кружки). Штриховая прямая — линейная регрессия из работы [22], штрих-пунктирные линии — разброс точек их выборки, светлые треугольники — группа «рудиментарных» галактик, отмеченная в [22].
яркой вспышкой звездообразования — UGC 4722 (все обозначены светлыми кружками). Показано также среднее значение C(g) = 2.3 для галактик из работы Гарсия-Аппадоо и др. [22] (штриховая прямая) и положения их «рудиментарных» галактик (светлые треугольники).
Соотношение между логарифмом светимости lg Lg в фильтре g и интегральным цветом (g — r)tot галактик войда показано на рис. 15. Сплошная прямая представляет линейную регрессию для этой выборки (к = 0.05 ± 0.02). Для сравнения показана штриховая прямая — линейная регрессия по галактикам ES-обзора (к = 0.25), а также положения «рудиментарных» галактик из работы [22] (светлые треугольники). В то время как для ES выборки имеется сильный тренд, для галактик войда цвет (g — r)tot (так же как и параметр geff (g) на рис. 11), в среднем меняется мало с уменьшением светимости, от 0.35 до примерно 0.15, хотя при этом имеется большой разброс показателя цвета. Чтобы лучше понять природу такого рассеяния, галактики с крайними значениями параметра (g — r)tot надо изучить более детально.
На рис. 16 показано соотношение между массовой долей звезд (lg(1 — /gas)) и интегральным цветом (g — r)tot. Сплошной прямой показана линейная регрессия между этими параметрами (к = 0.215 ± 0.024). Как и следовало ожидать, здесь связь прослеживается лучше, чем на предыдущем рисунке, так как цвет (g — i) (который коррелирует с g — r) входит в коэффициент Y для оценки массы звезд по светимости (см. раздел 3.2).
togO-./gas)
Рис. 16. Соотношение между массовой долей звезд (К(1 f'gas)) и интегральным цветом (g r) tot. Сплошная прямая — линейная регрессия по объектам нашей выборки.
Рис. 17. Соотношение между массовой долей звезд (lg(1 — fgas))иметалличностью 12 + lg(O/H). Сплошная прямая — линейная регрессия по объектам нашей выборки.
Чем он голубее, тем меньше масса звезд, и при данной массе газа меньше их массовая доля.
На рис. 17 показано соотношение между массовой долей звезд (lg(1 — /gas)) и содержанием кислорода в межзвездной среде (аналог металлич-ности) 12 + lg(O/H) для галактик войда, у которых этот параметр на сегодня измерен. Как и выше, сплошная прямая показывает линейную регрессию (к = 0.32 ± 0.10). Видимый тренд падения метал-личности с уменьшением массовой доли звезд согласуется с ожидаемым в так называемой модели эволюции галактик «closed box» (т.е. без обмена с внешней средой). Однако разброс параметра O/H настолько велик, что в галактиках войда, включая и LSBD-галактики, приближение «closed box», видимо, часто не выполняется.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
278 ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Таблица 2. Параметры необычных галактик войда
Параметр J0723+3622 J0723+3624 J0737+47 J0812+48 J0926+33 J0929+25 S 0822+3545 U 3966
Том, Gyr 1-2 2-2.5 2-3 4-6 3-3.5 3-5 1-3 2.5-3
/gas 0.997 0.997 0.96 0.94 0.99 0.95 0.97 0.98
12+lg(0/H) - - 7.28 7.27 7.12 7.2: - 7.56
Mb -11.79 -9.57 -12.54 -13.08 -12.91 -12.95 -13.11 -14.58
5.3. Двухцветные диаграммы и оценки возрастов
На рис. 1 и 2 цвета внешних частей 81 галактики войда сопоставлены с моделями PEGASE2 для двух крайних случаев закона звездообразования (SF): мгновенного (inst) SF и непрерывного (const) SF с постоянным темпом. Приняты две начальные функции масс звезд (IMF): стандартная Salpeter и Kroupa. Для иллюстрации показаны треки с металличностью Z = 0.002, которая представляет примерно середину диапазона известных метал-личностей галактик в войде. Для 4-х BCG в нашей выборке вклад небулярной эмиссии во внешних частях может быть значителен. Эти объекты исключены из анализа, так как для них оценки цветов звездного населения ненадежны.
Для 77 из 81 изученных здесь галактик войда цвета их внешних частей достаточно хорошо соответствуют эволюционным трекам PEGASE2 с непрерывным звездообразованием. Диапазон времен от начала эпохи звездообразования Tsf (или, в других терминах, возрастов галактик) очень широк — примерно от 1 до 14 млрд лет. Значительное большинство этих галактик лучше соответствует трекам с IMF Kroupa. У подавляющего большинства объектов цвета внешних частей соответствуют типичным для галактик возрастам — T ~ 10—13 Gyr. Однако, для 7-ми объектов цвета их внешних областей соответствуют временам Tsf только приблизительно 1—3.5 Gyr. Еще для 6-ти галактик цвета соответствуют промежуточным временам Tsf ~ 4—6.5 Gyr. Мы обсудим эти галактики и их особенности более подробно в следующем разделе.
Лишь для 4-х галактик: J0744+2506, IC2450, J0928+2845, CGCG 035—007, в отличие от остальных 77-ти, их довольно красные цвета (g — r ~ 0.5—0.6) можно интерпретировать как результат достаточно короткого («одномоментного») и очень старого эпизода (примерно 10 млрд лет) звездообразования, характерного для эллиптических галактик. Однако их морфология не согласуется с таким предположением. Наличие эмиссионных областей, либо вблизи центра, как для J0744+2506 и IC2450, либо смещенных к краю, как у J0928+284 и CGCG035—007, указывает на
относительно недавнее звездообразование, связанное либо с внешним возмущением, либо с втеканием свежего газа. Как объекты с нетипичными для исследуемой выборки цветами внешних частей, эти галактики заслуживают более детального исследования. В частности, важно было бы понять, какая доля более слабых таких объектов может оставаться необнаруженной из-за наблюдательной селекции, если их звездообразование не было активировано внешними причинами в последние десятки млн лет.
5.4. Необычные галактики войда
Для части галактик с некосмологическими временами от начала основной эпохи звездообразования (SAO 0822+3542, UGC5340 = DDO68, J0926+3343, J0723+3622, J0723+3624,
J0737+4724) их необычные свойства уже были отмечены в статьях, посвященных отдельным галактикам этого войда [17, 18, 41—44].
Здесь для этих галактик мы даем независимое подтверждение голубых цветов периферии, что соответствует небольшим временам от начала непрерывного звездообразования — TSF < 3.5 Gyr. Еще для 2-х галактик — UGC 3966, UGC 4117 — такие данные получены впервые. Для галактик UGC3672, UGC3860, J0812+4836, J0929+2502, UGC 5272 и ее спутника UGC 5272b, цвета внешних частей также соответствуют некосмологическим временам в диапазоне Tsf 3—6.5 Gyr.
В таблице 2 дается сводка эволюционных параметров для 8-ми галактик, которые по сумме свойств можно отнести к эволюционно-молодым. В них массовая доля газа составляет 94—99.7%, металличность 12 + lg(O/H) в 2—5 раз ниже, чем у типичных иррегулярных карликовых галактик такой же светимости, но населяющих области со средней или повышенной плотностью галактик (см. [41—45]), и вместе с тем цвета видимого старого звездного населения соответствуют эпохе начала звездообразования TSF < 1—5 Gyr. К этой же группе галактик мы относим упомянутую выше J0723+3624 с MB = —9.57. Галактика UGC4117, хотя и показывает голубые цвета периферии, соответствующие Tsf ~ 2 Gyr, выпадает из списка
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
279
необычных галактик войда, так как ее метал-личность 12 + lg(O/H), равная 7.82, не слишком сильно отличается от ожидаемой для ее светимости (Mb = —15.6). То же самое относится к галактикам UGC3672, UGC3860, UGC5272 и UGC 5272b, с возрастами периферии 5-6 Gyr. Для UGC 5340 (DDO 68) новые данные с космического телескопа HST [46] подтверждают предположения Пустильника и др. [42], Экты и др. [47] о том, что эта галактика состоит из двух сливающихся компонентов с очень отличающимися свойствами, что необходимо учитывать при включении этого объекта в группу необычных галактик. Более массивная центральная компонента с Mb ~ —16 имеет металличность звезд в пять раз меньше солнечной и старое звездное население, т.е. является достаточно типичной галактикой позднего типа. Значительно менее массивная компонента (UGC 5340b), вытянутая вдоль восточного края более массивной компоненты, имеет металлич-ность звезд не более чем Zq/20, что согласуется с оценкой металличности газа 12 + lg(O/H) = 7.14 по ее H II областям. Подавляющая часть или все ее звезды имеет возраста не более 2 Gyr. Однако оценить массу или светимость менее массивной компоненты пока не представляется возможным.
Более внимательный анализ свойств упомянутых выше самых необычных галактик войда позволяет предположить, что их доля значимо выше среди галактик с более низкой светимостью. Однако это может быть и случайным результатом, связанным с малой статистикой более ярких галактик войда. Проверить правдоподобие гипотезы о связи между светимостью и долей эволюционномолодых галактик в войде можно с помощью хорошо известного в биологии и прикладных исследованиях статистического критерия «Таблица сопряженности признаков 2x2» [48]). Для астрономического приложения этот критерий использовался в работе Пустильника и др. [49], где имеется его подробное описание.
Суть метода заключается в изучении чисел заполнения в таблице 2x 2, которые соответствуют различным комбинациям двух признаков для элементов выборки. Для нашего случая мы принимаем признак Y — принадлежность к группе низкой светимости MB > Mfaint, где Mfaint — выбранное из определенных соображений граничное значение. Таким образом, по признаку Y исследуемая выборка делится на Y и не-Y. Аналогично, второй признак Z состоит в принадлежности к группе эволюционно-молодых галактик согласно критериям, описанным выше. Соответственно, не-Z означает принадлежность к группе галактик с более стандартным видимым звездным населением. Для проверки нулевой гипотезы h0 о том, что оба признака в исследуемой выборке независимы друг
от друга, нужно составить таблицу 2x 2, которая выглядит следующим образом:
Признак Y не-Y Всего
z m n — m n
не-Z М — m N — n — (М — m) N — n
Всего М N — М N
Здесь m, n — m, М — m, N — n — (М — m) дают числа галактик в выборке, соответственно, с признаками (Y, Z), (не-Y, Z), (Y, не-Z,) (не-Y, не-Z). Как показано в книге [48] (стр. 77-78), при независимости признаков Y и Z вероятность реализации таблицы с такими числами заполнения описывается гипергеометрическим распределением, которое при N > 25 хорошо приближается так называемой неполной бета-функцией Ix(a,b), где параметры x, а, и b выражаются через числа заполнения таблицы 2x2 по формулам (27)-(30) на стр. 74 из книги [48] (см. также приложение в работе [49]).
Если реальной корреляции признаков низкой светимости и «малого» возраста в выборке галактик войда нет, то при наблюдаемом распределении галактик по абсолютным звездным величинам, какое бы значение пороговой величины Mfaint мы не приняли, числа заполнения должны соответствовать относительно невысокой вероятности отклонения нулевой гипотезы.
Для более полного учета всей известной информации об эволюционно-молодых галактиках выборки войда Lynx-Cancer, при работе с таблицей независимости признаков 2x 2 мы добавили в число эволюционно-молодых объект J0723+3624 со звездной величиной Mb = —9.57. Несмотря на то, что у этой очень маленькой галактики, члена необычного триплета в центральной части войда, не удается измерить цвета периферии, ее рекордно высокая массовая доля газа (0.997) и голубой интегральный цвет при любых разумных сценариях эволюции приводят к возрастам менее 2-3 Gyr (рис. 7 в работе [18]). С учетом сказанного, для Mfaint = —13.15 таблица 2x2 выглядит так:
Признак Y не-Y Всего
z 6 12 18
не-Z 2 65 67
Всего 8 77 85
Расчет вероятности таблицы с этими
заполнения по соответствующим формулам для неполной бета-функции дает значимый результат: вероятность отклонения нулевой гипотезы P = 0.9993. Интерпретация этого результата подразумевает, что имеется значимая статистическая связь между двумя признаками в том смысле, что
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
280
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
доля эволюционно-молодых галактик значимо выше в группе с абсолютными звездными величинами слабее Mfaint = —13.15 (простое сравнение долей 6/18 и 2/67 указывает на видимое различие более чем на порядок величины). Для данного расчета эволюционно-молодая компонента UGC 5340b включена в выборку, и ее Mb принята ярче чем —13.15. В противоположном случае уровень значимости будет еще выше.
Обнаружение такой связи имеет два важных приложения. Первое связано с пониманием физики процессов, приводящих к преимущественному появлению эволюционно-молодых галактик только среди достаточно маломассивных объектов. Второе — методическое. Обнаруженная корреляция указывает на то, что для эффективного поиска подобных объектов в войдах необходимо исследовать галактики с абсолютными звездными величинами слабее или около «порога».
Вернемся к ситуации с голубыми цветами периферии нескольких галактик, для которых параметр O/И оказывается лишь немного ниже ожидаемого для их светимости (UGC3672, 3860, 4117, 5272 и 5272b). Эти объекты не похожи на эволюционномолодые, но их необычные цвета требуют дополнительного обсуждения. Одной из возможностей является относительно недавнее (на шкале 2—6 млрд лет) внешнее возмущение, приведшее к повышенному темпу звездообразования, следы которого видны сейчас и во внешних областях. Действительно, для галактик UGC 3672, UGC 3860, UGC 4117 и пары UGC 5272/5272b их оптическая морфология указывает на значительное возмущение и/или текущее взаимодействие. Дополнительное картографирование этих объектов в линии HI должно дать более веские свидетельства их возмущенного состояния.
6. ВЫВОДЫ
Суммируя проведенные исследования галактик войда, включая их статистический анализ и сравнение с другими данными и выборками, мы формулируем следующие результаты и выводы.
(1) Для 85-ти галактик войда Lynx—Cancer по изображениям из базы данных SDSS получены фотометрические параметры в фильтрах u,g,r,i, (полные звездные величины и цвета, эффективные радиусы и соответствующие поверхностные яркости, оптические радиусы и радиусы Холмбер-га). По результатам анализа радиальных профилей поверхностной яркости получены центральные поверхностные яркости и масштабные длины модельных дисков.
(2) Цветовые индексы (u — g), (g — r), (r — i) внешних частей галактик вне областей недавнего звездообразования сопоставлены с эволюционными треками пакета PEGASE2, и получены оценки времени Tsf, прошедшего с начала эпохи звездообразования. Для порядка 85% всех галактик эти времена находятся в диапазоне T ~ 10—13 млрд лет, типичном для галактик в более плотном окружении. Для 13-ти галактик их цвета приводят к существенно меньшим Tsf. Для 7-ми они находятся в диапазоне примерно
1—3.5 млрд лет, а для 6-ти остальных — приблизительно 4—6.5 млрд лет.
(3) Среди галактик с необычными цветами внешних областей большинство имеют очень низкие значения металличности газа (12 + lg(O/H) < 7.4, что в 2—5 раз ниже ожидаемой для их светимости) и наибольшие значения эмпирического параметра содержания газа M(HI)/LB > 2.5. Оценивая массы звезд для этой группы галактик, мы находим их массовую долю газа в диапазоне 94—99%, что является максимальным из всех известных. По своим свойствам эти галактики являются эволюционномолодыми.
(4) Сравнение статистических связей между наблюдаемыми параметрами галактик войда Lynx-Cancer и галактик из выборки Equatorial Survey (ES), отобранных исходно по их излучению в линии H I, показывает схожесть выборок в общем диапазоне светимостей. Однако среди галактик войда имеется значимая часть, которая выпадает из общих закономерностей. Небольшая группа так называемых «рудиментарных» галактик обзора ES также имеет необычные свойства. Более детальные исследования, вероятно, покажут, какая их часть являются аналогами необычных галактик войдов.
(5) Группа эволюционно-молодых галактик составляет около 15% всех карликовых галактик низкой поверхностной яркости войда и представлена значимо чаще среди галактик низкой светимости (Mb > —13.2), где их доля достигает приблизительно 30%. Это является свидетельством в пользу предсказываемого более сильного влияния окружения на менее массивные галактики и указанием к эффективному поиску таких необычных галактик.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны Д. И. Макарову за многочисленные полезные критические замечания и предложения, которые позволили существенно
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИЗУЧЕНИЕ ГАЛАКТИК В ВОЙДЕ LYNX-CANCER. IV
281
улучшить статью. Ю. А. Перепелицына и С. А. Пу-стильник признательны за поддержку этой работы грантами РФФИ 11-02-00261, 13-02-90407,
13-02-90734 и частичную поддержку в рамках ФЦП «Кадры» (заявка 2012-1.5-12-000-1011-004, номер соглашения 8523). А. Ю. Князев признателен за поддержку от Национального исследовательского фонда (NRF) Южной Африки. Мы признательны консорциуму SDSS за спектральную, фотометрическую и вспомогательную информацию по изучаемым галактикам, доступную в базе данных SDSS [20].
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Joeveer, J. Einasto, and E. Tago, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 185,357(1978).
2. R. P Kirshner, A. Oemler Jr., P L. Schechter, and
S. A. Shectman, Astrophys. J. 248, L57 (1981).
3. A. D. Montero-Dorta and F. Prada, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 399,1106(2009).
4. V de Lapparent, in Proc. Les Houches Summer School, Session LX, Cosmology and Large Scale Structure, Ed. by R. Schaeffer, J. Silk, M. Spiro, and
J. Zinn-Justin (Elsevier Sci. Publ. Co., Amsterdam, 1996), p. 107.
5. P J. E. Peebles, Astrophys. J. 557,459(2001).
6. A. V Tikhonov and A. A. Klypin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 395,1915(2009).
7. R. R. Rojas, M. S. Vogeley, F. Hoyle, and
J. Brinkmann, Astrophys. J. 617, 50 (2004).
8. R. R. Rojas, M. S. Vogeley, F. Hoyle, and
J. Brinkmann, Astrophys. J. 624, 571 (2005).
9. S. G. Patiri, F. Prada, J. Holtzman, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372, 1710(2006).
10. F. Hoyle, M. S. Vogeley, and D. Pan, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 426,3041 (2012).
11. K. Kreckel, M. R. Joung, and R. Cen, Astrophys. J. 735, 132(2011).
12. J. E. Einasto, Colloquim on Cosmic Voids,
http://www.astro .rug.nl/^weygaert/ /knawvoid.program.php
13. N. Cross and S. P Driver, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 329, 579 (2002).
14. J. C. Mihos, S. S. McGaugh, and W. J. G. de Block, Astrophys. J. 477, L79 (1997).
15. S. A. Pustilnik and A. L. Tepliakova, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 415,1188(2011).
16. S. A. Pustilnik, A. L. Tepliakova, and A. Y. Kniazev, Astrophysical Bulletin б6, 255 (2011).
17. S. A. Pustilnik, J.-M. Martin, A. L. Tepliakova, and
A. Y. Kniazev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 417, 1335(2011).
18. J. N. Chengalur and S. A. Pustilnik, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 428,1579(2013).
19. K. Kreckel, E. Platen, M. A. Aragon-Calvo, et al., Astron. J. 144,16(2012).
20. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy,
M. A.Agueros, et al., Astrophys. J. Suppl. Ser. 182,543(2009).
21. M. Fioc, B. Rocca-Volmerange, arXiv:astro-ph/9912179 (1999).
22. D. A. Garcia-Appadoo, A. A. West, J. J. Dalcanton, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394, 340
(2009).
23. M. J. Meyer, M. A. Zwaan, R. L. Webster, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 350, 1195 (2004).
24. M. P. Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al., Astrophys. J. 142,170(2011).
25. D. G. York, J. Adelman, J. E. Anderson, et al., Astron. J. 120,1579(2000).
26. A. Y. Kniazev, E. K. Grebel, S. A. Pustilnik, et al., Astron. J. 127, 704 (2004).
27. R. Lupton, http://www.sdss.org/dr7/ /algorithms/sdssUBVRITransform.html# #Lupton2005
28. E. Holmberg, Lund Medd. Astron. Obs. Ser. 136, 1 (1958).
29. J. L. Sersic, Boletin de la Asociacion Argentina de Astronomia 6, 99 (1963).
30. E. F. Schlaflyand D. P Finkbeiner, Astrophys. J. 737, 103(2011).
31. L. D. Matthews, J. S. Gallagher, W. van Driel, Astron. J. 118,2751 (1999).
32. P C. van der Kruit and L. Searle, Astron. and Astrophys. 95,105(1981).
33. S. Roychowdhury, J. N. Chengalur,
I. D. Karachentsev, and E. I. Kaisina, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 436, 104(2013).
34. E.E. Salpeter, Astrophys. J. 121,161 (1955).
35. P Kroupa, C. A. Tout, and G. Gilmore, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 262, 545 (1993).
36. D. L. Tucker, S. Kent, M. W. Richmond, et al., Astronomische Nachrichten 327,821 (2006).
37. M. S. Roberts, Astron. J. 74, 859 (1969).
38. S. Zibetti, S. Charlot, and H.-W. Rix, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 400, 1181 (2009).
39. V Petrosian, Astrophys. J. 209, 1 (1976).
40. S. A. Pustilnik, J.-M. Martin, W. K. Huchtmeier, et al., Astron. and Astrophys. 389, 405 (2002).
41. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, A. G. Pramsky, et al., Astron. and Astrophys. 409, 917 (2003).
42. S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, and A. G. Pramsky, Astron. and Astrophys. 443, 91 (2005).
43. S. A. Pustilnik, A. L. Tepliakova, and A. Y. Kniazev, Astronomy Letters 34, 457 (2008).
44. S. A. Pustilnik, A. L. Tepliakova, A. Y. Kniazev, and
A. N. Burenkov, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 401,333(2010).
45. S. A. Pustilnik, A. G. Pramskij, and A. Y. Kniazev, Astron. and Astrophys. 425, 51 (2004).
46. N. A. Tikhonov, O. A. Galazutdinova, and V. S. Lebedev, Astronomy Letters 40, 1 (2014).
47. Ekta, J. N. Chengalur, and S. A. Pustilnik, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 391, 881 (2008).
48. L. N. Bolshev and N. V Smirnov, Tables of Mathematical Statistics (Nauka, Moscow, 1983) [in Russian].
49. S. A. Pustilnik, A. V Ugryumov, V A. Lipovetsky, et al., Astrophys. J. 443,499(1995).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ПЕРЕПЕЛИЦЫНА и др.
Study of Galaxies in the Lynx-Cancer Void. IV. Photometric Properties
282
Yu. A. Perepelitsyna, S. A. Pustilnik, and A. Yu. Kniazev
We present the results of a photometric study of 85 objects from the updated sample of galaxies residing in the nearby Lynx-Cancer void. We perform our photometry on u,g,r, and i-band images of the Sloan Digital Sky Survey. We determine model-independent galaxy parameters such as the integrated magnitudes and colors, effective radii and the corresponding surface brightness values, optical radii and Holmberg radii. We analyze the radial surface brightness profiles to determine the central brightness values and scale lengths of the model disks. We analyze the colors of the outer parts of the galaxies and compare them with model evolutionary tracks computed using the PEGASE2 software package. This allowed us to estimate the time TSF elapsed since the onset of star formation, which turned out to be on the order of the cosmological time T0 for the overwhelming majority of the galaxies studied. However, for 13 galaxies of the sample the time TSF does not exceed T0/2 ~ 7 Gyr, and for 7 of them TSF < 3.5 Gyr. The latter are mostly unevolved objects dominated by low-luminosity galaxies with MB > —13.2. We use the integrated magnitudes and colors to estimate the stellar masses of the galaxies. We estimate the parameter M(Hl)/LB and the gas mass fractions for void galaxies with known HI-line fluxes. A small subgroup (about 10%) of the gas-richest void galaxies with M(HI)/LB > 2.5 has gas mass fractions that reach 94-99%. The outer regions of many of these galaxies show atypically blue colors. To test various statistical differences between void galaxies and galaxies from the samples selected using more general criteria, we compare some of the parameters of void galaxies with similar data for the sample of 195 galaxies from the Equatorial Survey (ES) based on a part of the HIPASS blind HI survey. The compared samples have similar properties in the common luminosity interval —18.5 < Mg < —13.5. Thefaintest void galaxies differ appreciably from the ES survey galaxies. However, the ES survey also contains about 7% of the so-called “inchoate” galaxies with high M(H I)/LB ratios, most of which are located far from massive neighbors and are probably analogs of void galaxies.
Keywords: galaxies: photometry—galaxies: fundamental parameters—galaxies: evolution
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69
№ 3 2014
