CC BY
4
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2020, том 75, № 1, с. 1-12
УДК 524.74-52
Ha ИЗОБРАЖЕНИЯ УЛЬТРА-ПЛОСКИХ СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК,
ВИДИМЫХ С РЕБРА
© 2020 С. С. Кайсин1*, И. Д. Караченцев1, Г. Эрнандес-Толедо2, Л. Гутьеррес3, В. Е. Караченцева4
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Институт астрономии иЫЛМ, Мехико, Мексика 3Национальная астрономическая обсерватория, Энсенада, Мексика 4Главная астрономическая обсерватория Национальной Академии наук, Киев, 02000 Украина Поступила в редакцию 24 сентября 2019 года; после доработки 14 ноября 2019 года; принята к публикации 14 ноября 2019 года
Мы представляем Ha изображения ультра-плоских (UF) спиральных галактик, видимых почти с ребра. Галактики имеют угловой диаметр в В-полосе а > 1.9 и видимые отношения осей (а/Ь) > 10. Мы обнаружили, что их Ha изображения выглядят, в среднем, почти в два раза тоньше, чем в красном континууме. Темп звездообразования в изучаемых объектах, определенный по Ha-потоку, хорошо согласуется с темпом, вычисленным по ^иУ-потоку из GALEX обзора, если использовать модифицированную формулу Верхейна и Санчизи для учета внутреннего поглощения в UF-галактиках. Логарифм удельного темпа звездообразования в UF-галактиках показывает малый разброс, 0.19, с плавным уменьшением от —10.4 для карликовых спиралей к —10.7 для массивных. Относительное количество водородной массы в UF-дисках меняется от примерно 50% в карликовых дисках до около 8% в массивных. Искажения структуры в UF-галактиках встречаются менее часто (примерно 16%), чем в толстых (менее изолированных) дисках спиральных галактик, видимых с ребра. На космической шкале времени, 13.7 млрд. лет, диски больших спиралей являются более эффективными «машинами» для переработки газа в звезды, чем карликовые спирали.
Ключевые слова: галактики: спиральные — галактики: звездообразование
1. ВВЕДЕНИЕ
Реферативный каталог плоских галактик (RFGC) (Karachentsev et al. 1999) содержит 4236 объектов, распределенных по всему небу. В каталог отбирались галактики с угловым диаметром в Б-полосе a > 0 '6 и видимым отношением осей a/b > 7, измеренными на Первом Паломарском обзоре неба POSS-1 и обзоре ESO/SERC. Каталог RFGC включает в себя спиральные галактики разных морфологических типов от S0, Sa до Sd, Sm. Из этого массива была выделена выборка 817 ультра-плоских галактик (UFgg) (Karachentseva et al. 2016) с «синим» и «красным» отношением осей (a/b)в > 10 и (a/b)R > 8.5. Основную долю в UF-выборке составляют спиральные галактик типов Sc, Scd, Sd, у которых сфероидальная звездная подсистема вносит незначительный вклад в общую массу/светимость галактики. Такие дискообразные
E-mail: skai@sao.ru
галактики с пренебрежимо малыми балджами являются привлекательными объектами для различных исследований их кинематики, динамики и особенностей звездообразования ввиду простой структуры этих галактик.
Согласно данным Karachentsev et al. (2016), Melnyk et al. (2017), UF-галактики располагаются в областях пониженной плотности, избегая тесного соседства с другими галактиками. Очевидно, что отсутствие близких соседей является важным условием для выживания тонкого звездного диска. Наличие у UF-галактик редких мелких спутников дает возможность оценить полную массу по измерениям разности лучевых скоростей и проекционных расстояний спутников. Вопреки некоторым ожиданиям Banerjee and Jog (2013), темные гало UF-галактик не показали избытка темной материи по сравнению с другими спиральными галактиками (Karachentsev et al. 2016).
Получение изображений ультраплоских галактик в эмиссионной линии Ha представляет большой интерес, поскольку позволяет выделить H II-
области с молодым звездным населением. К сожалению, данные об Ha-изображениях тонких дисков галактик, видимых с ребра, крайне редки в литературе. Однако, уже первый Ha-снимок UF-галактики RFGC 2246 = UGC 7321 показал (Karachentsev et al. 2015), что подсистема молодого населения галактики имеет отношение осей (a/b)Ha = 38, гораздо большее, чем старое население диска, (a/b) = 14. Связь между сжатием диска и возрастом его населения можно было бы проследить по изображениям UF-галактик в ультрафиолетовых диапазонах FUV и NUV, но низкое угловое разрешение существующего GALEX-обзора (Gil de Paz et al. 2007) препятствует успеху такого подхода.
Для наблюдений в линии Ha мы отбирали наиболее крупные UF-галактики с угловым диаметром в Б-полосе (a/b) > 1 '9, расположенные в зоне склонений DEC > —30°.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наблюдения UF-галактик в эмиссионной линии Ha выполнялись на 2.12-м f/7.5 кассегреновском телескопе Национальной астрономической обсерватории Сан Педро в Мексике в течение нескольких сетов с февраля 2016 г. по сентябрь 2017 г. Телескоп был оснащен 2Kx2KCCD камерой с размером пикселя 13.5x13.5 ^ш. При биннинге 2x2 камера обеспечивала поле зрения 6'x6' с разрешением 0.352 arcsec/pixel. Наблюдения проводились с набором узких интерференционных фильтров, центрированных на различные длины волн: 6603, 6643, 6683 и 6723 A и с эквивалентными ширинами 80 A сообразно лучевой скорости галактики. Кривые спектрального пропускания фильтров приведены на рис. 1.
Для вычитания континуума были сделаны снимки галактик в широкополосном r-Gunn фильтре. Калибровка снимков осуществлялась каждую ночь с помощью спектрофотометрических стандартов.
Обработка наблюдательных данных выполнялась набором стандартных процедур, которые включали в себя: вычитание bias, деление на плоское поле, удаление космических частиц и вычитание фона неба. Снимки в континууме нормировались к изображению в Ha-фильтре с использованием нескольких дюжин звезд и затем вычитались. Ha-поток галактики определялся по Ha-изображению с вычтенным континуумом. Типичная погрешность измерения Ha-потока определялась, как правило, погодными условиями и составляла около 0.1 dex. При этой точности мы игнорировали вклад в поток эмиссионного дублета [N II], соседнего с Ha.
Wаvelenght, А
Рис. 1. Кривые спектрального пропускания фильтров,
использовавшихся в наблюдениях.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Первая страница мозаики 45 пар полученных изображений ир-галактик представлена на рис. 2. Левые изображения в каждой паре соответствуют суммарной экспозиции в линии На и в континууме, а правые показывают разность снимков в На и континууме. Имя каждого объекта, масштаб снимка и ориентация «север—восток» указаны на правых изображениях. На ряде снимков видны остаточные следы от ярких звезд и объектов с аномальным цветом.
Сводка основных параметров наблюдавшихся ир-галактик представлена в таблице 1. В столбцах таблицы содержатся: (1) — номер галактики в каталоге РРОС; (2) — экваториальные координаты; (3,4) — угловой диаметр в агешт и видимое отношение осей из каталога РРОС, измеренные на репродукциях Паломарского обзора неба в В-полосе; (5) — гелиоцентрическая лучевая скорость галактики в км с-1; (6) — эффективная длина волны фильтра (А), в котором экспонировалась галактика; (7) — время экспозиции в На-фильтре
в сек; (8) — логарифм потока в линиях На+ ^ II] в
— 2 —1 эрг см 2 сек 1.
Помимо линии На, в используемые нами фильтры попадают линии азота ^ II]: 6548 А и 6584 А. Согласно КепшеиН е! а1. (2008), отношение интен-сивностей линий ^ II] и На для спиральных галактик зависит от абсолютной величины галактики и выражается соотношением
[Ш1]/Е(На)) = -0.173Мв - 3.90 (1)
при Мв > -21т0 и -0.27 при Мв < -21т0 со средним квадратичным отклонением 0.26 dex. Для типичной галактики нашей выборки с Мв — -19 т4 величина поправки к потоку Е(На) за счет вклада
Рис. 2. Мозаика изображений ультра-плоских галактик. Левые изображения в каждой паре представляют сумму экспозиций в линии Ha и в континууме, а правые изображения соответствуют разности «Ha—континуум». На правых снимках указаны: имя галактики, линейный масштаб, направление «север—восток». Полная сводка Ha-изображений UF-галактик доступна по адресу http://lv.sao.ru/EDGE-ON/.
Таблица 1. Список ультра-плоских галактик, наблюдавшихся в линии На
Оа1аху ИА (2000.0) ЭРС а' 1сщ(а/Ъ) 14 РШег Т -ехр Ена
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8)
1^00 001 000056.0+202016 2.02 1.07 6804 6723 1440 -13.45
099 002547.7 -021705 2.46 1.05 5339 6643 2160 -12.97
124 003149.4 -264312 2.80 1.00 7235 6723 2160 -12.72
161 004214.7 -180942 3.36 1.05 1553 6603 2700 -12.80
176 004708.2 +302027 2.50 1.08 5248 6643 2160 -12.98
255 010836.9+013830 4.65 1.19 1982 6603 2700 -12.77
438 020302.0 -093922 2.80 1.19 3864 6643 1800 -12.73
463 020926.4 +371529 2.13 1.29 4586 6643 2160 -13.46
504 022131.0+141155 2.52 1.06 3744 6643 2160 -12.85
1^00 511 022356.1 -064216 1.97 1.22 9560 6723 2160 -13.61
ИРОС 517 022515.5+452704 2.02 1.00 5195 6643 2160 -13.21
531 022827.3+153625 1.90 1.16 4080 6643 2160 -13.39
560 023631.6+071834 2.89 1.12 6122 6723 2160 -12.91
603 025017.5 -083550 2.55 1.01 5326 6643 2160 -13.42
620 025426.2 +423900 2.43 1.21 2162 6603 1800 -13.11
722 032524.8 -161405 3.23 1.06 1873 6603 2400 -12.81
798 040048.9 +350049 2.55 1.06 4157 6643 2160 -12.93
855 042921.8 -044535 2.12 1.03 4353 6643 3600 -13.03
1^00 911 045146.0 +034005 2.02 1.00 4578 6643 2160 -13.41
944 050732.0 -113905 2.26 1.12 2358 6603 2400 -13.39
1133 064854.0+661540 2.24 1.01 3304 6643 3600 -12.76
1339 081357.6+523853 4.87 1.09 5459 6683 3600 -13.31
1434 084850.8+295212 2.13 1.05 5964 6683 3600 -13.57
1462 085901.0+391233 4.14 1.00 595 6603 2400 -12.98
1504 091154.6 -200700 4.76 1.19 2177 6603 2400 -12.95
1700 100236.0 -060049 4.31 1.16 661 6603 3600 -12.90
3359 182402.4 +651822 2.52 1.22 7124 6723 2160 -13.20
3378 183339.5 +320822 1.95 1.25 5456 6683 2400 -13.62
3385 183754.4 +173201 2.63 1.14 4500 6683 1800 -13.05
3608 203523.7 -061440 2.11 1.07 5798 6643 2400 -13.39
3645 204838.4 -171430 2.08 1.32 8336 6723 2160 -13.50
3651 204952.2 -070119 3.47 1.05 6047 6723 2160 -12.94
3803 214439.4 -064121 2.06 1.27 3090 6643 2400 -13.39
3824 215235.8+281823 2.08 1.09 3476 6643 2160 -12.88
3827 215245.5+385611 3.09 1.11 5989 6723 2160 -12.95
3846 215807.4 +010032 3.47 1.13 3011 6643 2160 -13.17
3880 220804.8 -101959 2.16 1.33 2866 6643 2400 -13.63
3935 222316.6-285851 3.64 1.03 1808 6603 2700 -12.68
4039 225912.8+133624 3.44 1.24 2568 6643 2160 -12.84
4072 230754.9 +050940 1.90 1.02 3523 6643 2160 -13.26
4078 231203.6+484859 1.93 1.29 8657 6723 2160 -13.25
4081 231313.1 +062548 4.70 1.02 4839 6683 1800 -13.23
4091 231502.6+012608 2.11 1.05 4961 6643 2160 -13.41
ИРОС 4106 231930.4 +160429 3.25 1.06 7238 6723 2160 -12.97
ИРОС 4149 233543.6 +322306 2.37 1.12 4957 6683 2100 -12.95
дублета [NII] составляет —0.14 dex, что меньше стандартного отклонения в соотношении (1). Поэтому мы не исправляли измеренный поток F(Ha + [NII]) за вклад азотного дублета.
Измеренный интегральный поток галактики Fc(Ha), исправленный за Галактическое и внутреннее поглощение, использовался нами для определения интегрального темпа звездообразования, SFR(Ha), в единицах MQ/год. Согласно Kennicutt (1998),
lg(SFR(Ha)) = lg Fc(Ha) + 2 lg D + 8.98, (2)
где расстояние D выражено в Мпк.
У большинства галактик нашей выборки имеются оценки видимой величины mFuv в FUV-полосе далекого ультрафиолета (Aef = = 1539 A, FWHM = 269 A), измеренной на спутнике GALEX1. Следуя Lee et al. (2011), мы определяли интегральный темп звездообразования галактики как
lg(SFR(FUV)) = 2.78 — 0.4mcFuv + 2 lg D, (3)
где видимая FUV-величина исправлена за внешнее и внутреннее поглощение. Сравнение значений SFR(Ha) и SFR(FUV) дает возможность уточнить величину внутреннего поглощения в галактиках, которое в случае edge-on галактик оказывается значительным.
Расширенная сводка основных параметров UF-галактик представлена в таблице 2. Помимо 45 наблюдавшихся нами галактик мы включили в конце таблицы данные об еще десяти UF-галактиках с измерениями F(Ha)-потока, сделанными Gavazzi et al. (2015), Karachentsev et al. (2015), Spector and Brosch (2017). В столбцах таблицы 2 содержатся: (1) — номер галактики в RFGC; (2) — морфологический тип по шкале de Vaucouleurs: 4 — Sbc, 5 — Sc, 6 — Scd, 7 — Sd, определенный нами по изображениям галактики в PanSТARRS-обзоре (Chambers et al. 2016); (3) — логарифм видимого отношения осей, приведенного к стандартной изо-фоте из HyperLEDA (Makarov et al. 2014); (4, 5) — видимая B-величина и Галактическое поглощение в B-полосе из Makarov et al. (2014), Schlegel et al. (1998); (6) — расстояние до галактики (Мпк), определенное по лучевой скорости относительно центроида Местной группы при параметре Хаббла H0 = 73 км с-1 Мпк-1; для более близких галактик с Vlg < 2500 км с-1 оценка D сделана в рамках модели Shaya et al. (2017), учитывающей падение галактик к скоплению Virgo и расширение Местной космической пустоты; (7) — амплитуда вращения галактики (в км с-1) из Makarov et al. (2014); (8) — видимая величина m21 из Makarov et al. (2014),
1http://galex.stsci.edu/GalexView/
5
характеризующая поток галактики в линии нейтрального водорода 21 см; (9) — логарифм потока в линии Ha; (10) — видимая величина галактики в FUV-полосе по данным GALEX; (11) — логарифм водородной массы галактики
lg Mhi = 12.33 - 0.4m2i +2lgA (4)
выраженный в единицах M©; (12) — величина принятого нами внутреннего поглощения в галактике в Б-полосе (см. раздел 4); (13) — видимая величина галактики в K-полосе, определенная по интегральной Б-величине и морфологическому типу T как
K = Б + T/4 - 4.60 (5)
с учетом внутреннего и внешнего поглощения; такой рецепт, предложенный Jarrett et al. (2003), нивелирует систематическую недооценку потока от периферийных областей при фотометрии голубоватых edge-on галактик в обзоре 2MASS (Jarrett et al. 2000); (14) — интегральная светимость галактики в K-полосе (в Lq), которая при MJLk = 1Mq/Lq (Bell et al. 2003) соответствует звездной массе галактики; (15,16) — интегральный темп звездообразования, определенныйпо Ha и FUV потокам; (17) — удельный темп звездообразования sSFR(Ha)/M* в единицах (yr-1) в предположении M*/LK = 1.
4. УЧЕТ ВНУТРЕННЕГО ПОГЛОЩЕНИЯ В UF-ГАЛАКТИКАХ
Пример нашей Галактики показывает, что пыль, HII-области и голубые звезды распределены в спиральном диске крайне неравномерно. Картина клочковатого распределения пыли далека от простой модели плоско-параллельных слоев. По этой причине до сих пор не было предложено надежной схемы учета внутреннего поглощения. Обычно величину поглощения в Б-полосе выражают в виде
Лгв = 7 lg(a/b), (6)
где коэффициент 7 зависит от светимости или же морфологического типа галактики. Схема учета внутреннего поглощения, используемая в HyperLEDA, подразумевает зависимость 7 от морфологического типа. Ее несовершенством является монотонный рост величины 7 с увеличением T, что приводит к сильной переоценке поглощения у карликовых галактик поздних типов.
Другие авторы (Bothwell et al. 2009, Devour and Bell 2016, Lee et al. 2009) использовали схемы, где параметр 7 зависел от абсолютной величины галактики, причем характер этой зависимости был существенно различным у разных авторов. Очевидно, что сама абсолютная величина галактики зависит от принимаемого внутреннего поглощения,
Ö Cc¡ Cr 00 О0 Ю CO Ю Ю 6. fCO CO ÔD C» Ю 010 о Ю ^ CD О0 Ю СО 6. Ю ^ c» UO C» СО ^ 010 СО CD c» O0 c» UO ю НО о t^
со со ьо jO CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 7 CD 7 CD 7 CD 7 CD 7 о 7
s ^ CO о CD CD о 6. OS CD CD CO с^ CD ^ CM 6. CM CD 00 010 Ю O0 ОЭ CD 00 —1 Ю CD CM CD CM OS ^ ОЭ
Ьн Со ьв jO CD CD CD CD CD CD 1 CD CD CD CD 1 CD 1 CD CD CD 1 CD 1 CD CD CD 1 7 CD 1 7 CD о
log S F Ra ^ ^ О0 ^ ^ 010 CO CO Ю OS о UO CD CM 00 CM t^ CD t^ O0 6. CM CM ОЭ t^ 6. СО O0 CD 00 O0 c^ CD ^ O0 о Ю Ю O0 CD О
Ю CD CD CD CD 1 CD CD 1 CD CD 1 CD CD CD CD 1 CD CD 1 CD 1 CD 1 CD CD CD 1 CD 1 CD CD CD 1 7 CD 1 7 CD О 1
ьо jO ^_v CD 00 6. Ю ОЭ 6. 00 CM 6. CO Ю Ю 010 CM So СО O0 ОЭ CD Ю 010 00 Ю 00 CD C» CD S CM 010 ОЭ UO CD CM OS 010 о 010 CM CD ^ CD
CD с» CD CD CD CD CD CD CD c^ CD CD CD c» CD CD 010 CD 010 О
со 6. ю с» CD 6. CD ОЭ CO f- Ю OS CD CD t^ 00 С» OS UO t^ C^ OS Ю 010 Ю UO СО 00 C^ О t^ OS Ю О CD ^ CD C^ 00 CM Ю СО
— CD CD CD CD CD CM CD CD CD CD CD CD CD C^ CD
cq оГ ОЭ 00 СМ Ю CO 6. О OS 00 Ю о 00 CD 00 6. CD CM О Ю t^ CD СО 6. о CD O0 t^ CD СО UO о Ю CD ОЭ t^ CD СО с» о t^ 6. о 00 ОЭ U0 ОЭ о CD CM о о ^ о 00 ^ CD
j? ьв jO ^_v OS CD t^ CD CM 00 см —1 о CO CO 010 CD 6. t^ ÔD OS UO OS C^ CM 6. СО 00 ^ OS ^ CD CM UO CD C^ 00 010 СО c^ СО 6. t^ UO 00 t^ CD
— CD CD CD с» с» CD с» CD c^ c» CD c^ 010 c^ 010 CD ОЭ
^ b t~i 00 6 CM CM с» f- 6. 00 CM о 6 6. 6 CD t^ CM Ю ^ ÔD C» CD t^ C^ о CD CM 00 о 6. 6 CM 00
— С» с» 6. 6. 010 010 CD CM 010 010 010 6. 010 C^ 6. 010 6. 010 OS
Ö к £ ьв jO ю CM о 010 00 f- CO CD Ю 010 ÔD CM ОЭ O0 CM ^ 010 СО СО CD OS O0 CD O0 t^ Ю 00 c» Ю c^ о с» о CM CM CD
ОЭ OO 7 см 7 CM 7 см 7 см 7 CM 7 CM 7 CO 7 c^ 7 CO 7 O0 7 O0 7 c^ 7 O0 7 O0 7 c^ 7 c^ 7 O0 7 O0 7 O0 7 C^ 7 O0 7 O0 7 c^ 7 c^ 7 CM 7 O0 7 СО 7
CN 00 СО ю CM CD Ю CO CO CO 00 00 010 CO CD Ю 6. 00 CD СО UO CM о c^ о ^ 00 6. 00 ^ O0 CM Ю CD 6. ОЭ O0 CM 010 о о —1
S Ю Ю 6. Ю 6. UO 6. Ю ^ Ю UO Ю UO ^ U0 ^ O0 Ю CD
^ ^ о см о с» ^ CM CD 00 Ю 6 OS 00 f- о о 00 00 CM СО с» CM о CM о СО CD 00 CD CD 6 CD СО 1—1 OS c» CM ^ CM CD 00 00 CD Ю СО ю 00
<Б~ t^ с» ю CD CM CM Ю f- ^ CM CO Ю CD 6 CO Ю CO ^ 00 ю Ю 00 СО t^ CM СО Ю CM OS Ю ОЭ Ю CM 6 O0 ^ So Ю CD CM о CD 00 t^
in ^ 00 ^ ОЭ CD ОЭ CD 05 см ^ ^ S CD 6. СО о ^ о CD ^ UO СО о ^ 00 CM c» СО CM CM OS 6. Ю O0 OS t^ СО CD 6. t^ 00 00 СО
4—' о о О О о о о CD О о CD о о о CD CD о о о о CD о о О о о о
cq ю 6. OS 6. CD CO CO f- f- 6. CD 00 CD CO 00 010 CD CM CD СО 6. СО O0 OS 00 OO CD о 00 CM СО CM CM Ю 00 о CD t^ о ю
Ю ю 6. ю U0 6. UO ю UO Ю U0 Ю 6. UO Ю Ю UO ю ^ U0 CD
Ю CN S- ЬВ jO m ю 010 00 010 CM 010 CM 010 010 CO f- CD CO t^ 6 010 о CD 6 010 ю о с» ю с^ с» 6. СО 010 c» 010 CM c» Ю t^ 00 c^ c» 010 c» 6. 00 c^ ю CD ю
CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD CD
H с>Г ю ю Ю 6 f- f- 6 6 ю Ю 6 Ю ю t^ Ю 6 6 ^ Ю Ю t^ Ю t^ Ю ю
RFGC — ОЭ с» CM 3 CD f- Ю Ю CM 00 CO CO 6 ^ О Ю НО t^ UO OO Ю о 6 ю СО о 6 о CM 6 CM CM 00 c» Ю Ю 00 C» c» СО СО OS СО СО СО CM 6 о Ю о о OS Ю СО СО 00 t^ СО СО
-10.73 -10.42 -10.59 -10.55 -10.68 -10.36 -10.48 -10.75 -10.70 -10.40 -10.47 -10.40 -10.71 -11.12 -10.86 -10.44 -10.34 -10.51 -10.54 -10.47 -10.46 -10.68 -10.31 -10.42 -10.55 -10.68 -10.27
ни сО~ ОО СМ ОО СО (М 00 ОО ОО СО ^ ОО СМ ^ ^ СО ОО ^ Ю СО О ОО ООО о о о о о 1 III 1 Ю ОСМСОООООСМ-^ со гагаояю^со^ о оооооооо 1 II II 1
log на ю ООООКМИСОМСО^^^-нКМО^О СОСССМС01^01^^0С»СМЮ1^СМСМЮ-^ оооооооо-^'оооооооо 1 11111 1 СОООСООСОСОСМСМС» Г^^-^ЮСОООО-^-^ оооооооооо 1111 1
^ ьв £ ^ -^ОСО!^СОС»ОСМС»СОСОС»ОО^СООО^ ^-н'о-н'оо^ооооа^-н'ооо Ю^1^С0001^001^000 ь^паоя^юооо СТ)00СТ)000000
СО СТ) О —<' СТ) —<' О СТ) о см' —<' о см' О СТ) о о —1 Ю-^СМСООСМОО-^Г^-^ о^с»-^с»смоо1^смо О СМ СО О СМ —<' —<' —<' СО
ч -^СМО^С»ЮСМСОСМСМ1^1^^СООЮСО МК^ЮКГОООГООО^ООЩ-нЮ-нОШ о о —<' о о о о о см' —< —<' —<' о ОО^^^СМ^О^СОСМ о^с»оо^осос»-^оо —<' О О О О —<' о
ьв £ ^ Ш 00 1^С»1^00^ѻѻОС»ООСМС»ОСО О О! см-^сосдг^см-^оо^-^^оосо-^ ОСТ) 0СТ)СТ)СТ)СТ)СТ)СТ)СТ)СТ)00СТ)00 -^СОСОСОСМСОСООСМСО СО!^СОЮС»1^^С»СМСО ССТССТССТССТССТССТССТССТОССТ
ь ь. о* со со оо -н га о со о ^ О ОЮ ^ О О СЙЮОСО СТ) ОО N 00 00 Ш СТ) N 00 00 N О СОПЮКСО^КСО со ^^оо^^союсо СО СТ)СТ)СТ)СТ)ОООООСТ)
в К ьв £ стГ ЮСМО^С»ООЮ1^СООО^СОЮСО-^1^Ю офюфсооо(м^шшоомю(м^аа СО СМ СО СМ СО СМ СО СО СО СМ СМ СО СО СО СО см см 77777777777777777 ФЬШО^^СОСООО^ СО^СОООСОСО^СОСОЮ СМ* СО СО СО СО СО СО СО СО СО 7777777777
сч со ю ^ о-^смюс»см^сососоососмоо ; ^ ОО^МЮСОЬММЮСООСО —< Ю СО Ю Ю Ю Ю Ю Ю Ю ОСОСМЮООООСОООСМ СМ СО СО —_ СО СТ) СТ) СМ СО сососососососоююсо
^ ^оо СОСЙСО-^СО^О-^СОСЙСОГ^Г^О Я N ЮОО-^СО^ООСОСМ-^СОСОСО-^О смсм см см -^-^смсм-^см-^ оо-^сосоооооо^осо
С) сО~ юсмсоююсмсо^смс»оо-^соо-^смсм -^С»ОООООѻѻѻОС»
ю ьмюьюшозсоюсоюаоь^^ю СМСМСМСМ-^СОСОСМ-^ОСОСМО^СМСМСО -^'ооооо-^'ооооо—<'оооо СМОС»!^ОООСМ1^С»1^ —-< со —-< —-< о —-< —-< о о о оооооооооо
с»00_^ю000000г-,с0смс»0с01^-^^ СОСО .-^Г^СМЮ^.СОСЙСОЮЮЮЮЮ юю^юююсою^^'^'сосо^'ююю ОСООСМЮ-^ЮГ^Г^О
ю сч 5- ьв £ СО ^сосоос»^смс»с»сосм1^смю^1^о оо-^'ооо-^'о—^ооо—<'оооо смююооос»-^смо СМОООООСЙООСЙ^ОООО о о —^ о о о о о о
Н ЮЮСОЮСОСОЮ^1^1^СОЮЮЮЮЮСО [^[^ЮЮЮЮЮЮЮСО
— юоою^га^кшоюоооо^-^шоз ооо^юосмсм^оососо^1^оос»о^ СОСОСОСОООООООООООСЙООООО-^-^ СОПММПСОСОСОСОСО^^^^^^^ СОСОСО^СОС»СОСМС»-^ ^СМ^СМСМ^ЮСМСОСО СМСО^ООООСМСОСО^ см -^-^смсмсмсмсмсм ю см
поэтому схема оценки Агв для edge-on галактик требует ряда последовательных итераций.
Verheijen and Sancisi (2001) предложили выражать параметр y через амплитуду вращения галактики:
Y(Vm) = [1.54 + 2.5(lg Vm - 2.2)] (7)
при Vm > 43 км с-1 и y = 0 при Vm < 43 км с-1. Такой подход свободен от итераций, однако применим только к галактикам с известной амплитудой вращения. Рассматривая статистику отношения SFR(Ha)/SFR(FUV) для галактик Местного объема, Karachentsev et al. (2018) пришли к заключению, что выражение (6) несколько завышает величину поглощения у массивных галактик и занижает ее для карликовых галактик. По нашей оценке оптимальное значение поправки за внутреннее поглощение в спиральных дисках позднего типа имеет вид
Агв = (1.3 + 2.0(lg Vm - 2.2)) lg Г25 (8)
при Vm > 36 км с-1 и Агв = 0 при Vm < 36 км с-1, где r25 = (a/b)25 — видимое отношение осей, приведенное к стандартной изофоте (Makarov et al. 2014). Посчитанные по этому рецепту значения AB представлены в таблице 2. Для двух галактик с неизвестными Vm оценки поглощения сделаны нами по эмпирическому соотношению
AB(T) = J (3.°-°.3T)lgr25 ,T> 4 (9) { 0.3(1 + T) lgГ25 ,T< 5,
которое более адекватно описывает поглощение в галактиках поздних типов, чем схемы Bothwell et al. (2009), Devour and Bell (2016), Lee et al. (2009) или алгоритм, использованный в HyperLEDA. Следуя Lee et al. (2009), мы принимали для Галактического поглощения в Ha и FUV-полосе коэффициенты перехода
А^а = 0.61AB, Agfuv = 1.93Ад. (10)
Для внутреннего поглощения, согласно Lee et al. (2009), были приняты соотношения
АНа = 1.07AB, AFUV = 1.93AB. (11)
Здесь более высокое значение коэффициента перехода для линии Ha по сравнению с соотношением (9) обусловлено наличием тесной корреляции между распределением пыли и HII-областей в дисках галактик, а его величина оценена по спек-трофотометрическим измерениям бальмеровского декремента (см. детали в Lee et al. (2009)).
Определяя водородную массу галактик Mhi, мы игнорировали поправку за внутреннее самопоглощение эмиссии в линии 21 см. Для галактик, видимых с ребра, HyperLEDA вводит поправку к m21 за
эффект самопоглощения, равную Am21 = — 0™82. Однако, такая поправка представляется нам завышенной. Jones et al. (2018) исследовали эффект самопоглощения в линии 21 см на выборке 2022 галактик из обзора ALFALFA и пришли к выводу, что диски галактик почти прозрачны в линии 21 см, а величина необходимой поправки составляет всего
A lg Mhi = (0Л3 i 0-03) lg(a/b) (12)
Однако, сравнение выборки UF-галактик с выборкой Sc, Sd-галактик, видимых анфас (Karachentsev and Karachentseva 2019), показывает, что эффект самопоглощения в действительности оказывается еще меньше, теряясь в ошибках измерения H I-потока галактик и ошибках морфологической классификации галактик.
5. ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В УЛЬТРА-ПЛОСКИХ ГАЛАКТИКАХ
Зависимость темпа звездообразования, определенного по Ha-потоку, от K-светимости UF-галактик представлена на верхней панели рис. 4. Наши измерения показаны сплошными кружками, а данные из литературы — открытыми кружками. Пунктирная прямая соответствует случаю lg(SFR) = lg LK — 10Л4, когда галактика успевает воспроизвести свою наблюдаемую звездную массу при наблюдаемом темпе SFR за космологическое время T0 = 13J Gyn Линейная регрессия (сплошная линия) имеет наклон 0^87 i 0^04, указывая на то, что более массивным галактикам в прошлом требовались более высокие темпы звездообразования, чтобы обеспечить наработанную звездную массу. Аналогичная диаграмма в случае SFR, вычисленных по FUV-потоку, показана на нижней панели рис. 3. В общем, диаграмма имеет аналогичный вид, хотя дисперсия оценок SFR оказывается большей.
Сравнение полученных значений SFR(Ha) и SFR(FUV) представлено на рис. 4. Данные хорошо группируются вдоль диагонали, имея средние значения {SFR(Ha)) = — 0Л1 i 0Ю8 и {SFR(FUV)) = — 0^3 i 0Ж Это обстоятельство косвенно подтверждает, что различие в калибровках эмпирических соотношений (1) и (2) невелико, а принятая нами схема учета внутреннего поглощения в дисках галактик близка к реальности.
Рисунок 5 воспроизводит соотношение между удельным темпом звездообразования sSFR(Ha) и интегральной K-светимостью или звездной массой UF-галактик при M*/Lk = 1. Горизонтальная пунктирная линия соответствует параметру Хаббла H0 = 73 км с"1 Мпк"1. Разброс галактик относительно квадратичной линии регрессии невелик, 0Л9 dex, что указывает на довольно единообразный характер звездообразования в тонких дисках
1.5 1.0 0.5
ä 0.0 О?
u.
W -0.5
го
_o
-1.0 -1.5 -2.0
1 1 1 1 1
♦ ♦
♦
- ♦ f ♦ -
♦ ♦
♦
* У
♦ ♦ г ♦ ♦ г t ♦ *
♦ ♦
♦
♦
♦
1
-9.0
-2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 log SFRHa
Рис. 3. Соотношение между оценками SFR, сделанными по Ha и FUV-потокам для UF-галактик.
1.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 12.0 log LK
1.5г 1.00.50.0-0.5 -1.0 --1.5-2.0 -
-1-1-■-1-1-1-1-г
(b)
3.0 8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 12.0 log LK
Рис. 4. Зависимость темпа звездообразования, определенного по а) Ha-потоку, b) потоку в FUV-полосе, от ^-светимости галактик. Данные об Ha-потоках из литературы отмечены пустыми кружками. Пунктирная линия соответствует космическому времени 13.7 Оуг,за которое наблюдаемая звездная масса галактики воспроизводится при наблюдаемом темпе SFR. Линейные регрессии имеют наклон 0.87 ± 0.04 и 0.71 ± 0.06 для Ha и FUV-потоков соответственно.
8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 12.0 log LK
Рис. 5. Зависимость удельного темпа звездообразования от K-светимости для галактик, наблюдавшихся в линии Ha. Пунктирная горизонтальная линия соответствует параметру Хаббла H0 = 73 кмс-1 Мпк-1. Сплошная линия обозначает квадратичную регрессию.
спиральных галактик поздних типов. При этом в массивных дисках преобразование газа в звезды происходило в прошлом примерно в два раза более высокими темпами, чем в карликовых спиралях.
Следует отметить, что это различие нивелируется, если нормировать SFR не на звездную массу, а на полную барионную массу галактики.
6. НЕКОТОРЫЕ ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА УЛЬТРА-ПЛОСКИХ СПИРАЛЬНЫХ
дисков
В категории ультра-плоских представлены галактики с большим диапазоном линейных размеров. Минимальный линейный диаметр в нашей выборке, 13 кпк, имеет близкая карликовая Sd спираль RFGC 1700 = UGCA 193. Среди гигантских дисков наибольшим диаметром, 105 кпк, обладает Sbc галактика RFGC 1339 = UGC4704. Медианное значение линейного диаметра UF-галактик составляет 44 кпк. Коррекция за наклон, принятая в HyperLEDA, уменьшает изофотный диаметр UF-галактики примерно в полтора раза.
Зависимость между водородной массой и K-светимостью UF-галактик представлена на рис. 6. Как следует из этих данных, отношение Mhi/Lk систематически уменьшается от карликовых галактик к объектам высокой светимости. Такая закономерность указывает на то, что процесс преобразования газа в звезды был наиболее интенсивным у самых массивных дисков галактик. Отмеченный эффект не связан, очевидно, с наличием у галактик балджей, поскольку их вклад в светимость UF-галактик совсем невелик.
Сравнивая значения логарифма водородной массы для галактик, видимых анфас (Karachentsev
12.0 11.5 11.0 10.5 10.0 9.5 9.0 8.5 8.0
▲
X - у* ж
«А
А А А
▲
8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 10.5 11.0 11.5 12.0 log LK
Рис. 6. Распределение ультра-плоских галактик по интегральной водородной массе и ^-светимости.
and Karachentseva 2019) и видимых с ребра, в одинаковых интервалах значений Lk -светимости, мы получили среднюю разность (lg MnOfaceon - (lg Mni)edgeon = "0.08 ± 0.06. Отрицательная величина этой разности при типичном отношении lg(a/b) ~ 1 для UF-галактик указывает на то, что диски ультраплоских галактик практически прозрачны в линии 21 см, и поправка (12) для них является избыточной.
Верхняя и нижняя панели рис. 7 воспроизводят зависимость темпа звездообразования, определенного по Ha и FUV потокам от водородной массы UF-галактик. Линии регрессии на них имеют наклон 1.27 ± 0.12 и 1.l6 ± 0.08, заметно меньший, чем ожидаемый 1.4 ± 0.1 по соотношению Schmidt—Kennicutt (Kennicutt 1998) для отдельных очагов звездообразования. Следует также отметить, что в отличие от диаграмм SFR—Lk (рис. 3), на диаграммах SFR—MHI дисперсия наблюдательных данных по FUV-потокам оказывается заметно меньшей, чем по Ha-потокам. Мы не нашли объяснения этой особенности.
Сравнение изображений, представленных на рис. 2, показывает, что все без исключения UF-галактики выглядят в Ha-фильтре более тонкими, чем в красном континууме. Это различие тем сильнее, чем ближе угол наклона галактики к i = 90°. Рисунок 8 воспроизводит отношение a/b в линии Ha и в красном континууме для 45 рассматриваемых галактик. Средние значения (ig(a/b)Ha) = 1.23 ± 0.03 и (lg(a/b)r) = 0.97 ± 0.02 показывают, что толщина эмиссионного диска в среднем почти в два раза меньше, чем толщина диска в красном континууме. Как известно, комплексы голубых горячих звезд, которые регулируют свечение H II-областей, имеют возраст примерно 107 лет. Следовательно,
Рис. 7. Зависимость темпа звездообразования, определенного по а) Иа-потоку, Ь) потоку в ЕиУ-полосе от водородной массы. Линейные регрессии имеют наклон 1.27 ± 0.12 и 1.16 ± 0.08 для На и ЕиУ-потоков соответственно.
формирование молодого звездного населения происходит в более тонком слое диска по сравнению с толщиной диска старого звездного населения. Этот вывод вполне ожидаем в картине образования молодых H II-комплексов при гравитационной нестабильности молекулярных газовых облаков.
Reshetnikov and Combes (1998) исследовали статистику S-образных искривлений в оптических изображениях плоских галактик каталога FGC. Согласно данным Reshetnikov and Combes (1998), такие искажения видны у 40% edge-on галактик, причем их частота возрастает с ростом плотности окружения RFGC-галактики. Последнее обстоятельство указывает на внешний, приливной характер искажений, видимых на окраинах дисков. В нашей выборке 45 UF-галактик мы обнаружили отчетливые искажения эмиссионного диска лишь у
Рис. 8. Видимое отношение осей в линии На и в континууме для УР-галактик.
одной галактики, RFGC 1133 = UGC 35392, и слабые искажения у еще 6 галактик: RFGC 504, 531, 722, 1434, 3935 и 4039. Т.о. частота встречаемости искажений Ha-диска у ультра-плоских галактик, не более (16 ± 5)%, оказывается заметно меньше, чем у объектов каталога RFGC. Малый процент периферийных искажений в дисках ультраплоских галактик находится в согласии с фактом их предпочтительного нахождения в областях очень низкой плотности.
7. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Представленные результаты наблюдений в линии Ha ультраплоских галактик привели к многократному увеличению числа исследованных объектов этой категории. UF-галактики, видимые с ребра, имеют углы наклона оси вращения к лучу зрения в диапазоне i — (85—90)°, что при отсутствии значительных балджей соответствует видимому отношению осей a/b > 10 в синей области спектра. В эмиссионной линии Ha UF-галактики выглядят еще более тонкими, имея характерное отношение осей {a/b)ua — 17. Это свидетельствует о том, что молодое звездное население дисков галактик формируется в узком слое, толщина которого растет при переходе к более старому населению.
Внутреннее поглощение в UF-галактиках оказывается значительным. При характерном линейном диаметре около 44 кпк поглощение в линии Ha достигает 1—2m, а в FUV-полосе — даже 3—4m. Следствием большого поглощения является тусклый вид UF-галактик в ультрафиолетовом обзоре неба GALEX. Использованная нами манера
Эта галактика интеграло-образной формы является весьма изолированной. Ближайшая ее соседка, галактика СОСО 308-039, имеет разность лучевых скоростей 228 км с-1 и проекционное расстояние 410 кпк.
учета внутреннего поглощения приводит к хорошему согласию оценок темпа звездообразования, сделанных по Ha и FUV-потокам. В эмиссионной линии 21 см ультра-плоские галактики нашей выборки являются практически прозрачными.
Удельный темп звездообразования в UF-галактиках, отнесенный к единице K-светимости или звездной массы, показывает систематическое падение от sSFR ~ —10.4 dex при LK ~ 9 dex до примерно —10.7 dex при LK ~ 11 dex. Малая дисперсия на диаграмме sSFR—Lk относительно линии регрессии указывает на единообразие процесса звездообразования в тонких дисках спиральных галактик.
Чтобы воспроизвести наблюдаемую звездную массу, средний темп звездообразования у карликовых и массивных UF-галактик должен был быть в прошлом выше в два и четыре раза соответственно, чем их современное значение sSFR.
Относительное содержание водородной массы в дисках UF-галактик в среднем составляет приблизительно 20%, меняясь от 50% у карликовых дисков до примерно 8% у массивных галактик. Следовательно, UF-галактики обладают запасами газа для поддержания наблюдаемых темпов звездообразования на протяжении еще нескольких миллиардов лет.
Искажения формы диска у UF-галактик встречаются заметно реже, чем у остальных галактик RFGC каталога, видимых с ребра. Нахождение UF-галактик в зонах низкой космической плотности согласуется с предположением, что многие искажения периферии спиральных галактик обусловлены приливным влиянием близких соседей.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе использованы данные обзоров неба ОАЬЕХ и PаnSTARRS, а также база внегалактических данных HypeгLEDA.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Работа поддержана грантом РНФ 19—12— 00145.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.A. Banerjee and C. J. Jog, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431 (1), 582(2013).
2. E. F. Bell, D. H. Mcintosh, N. Katz, and M. D.
Weinberg, Astrophys. J. Suppl. 149 (2), 289 (2003).
3. M. S. Bothwell, R. C. Kennicutt, and J. C. Lee, Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 400 (1), 154(2009).
4. K. C. Chambers, E. A. Magnier, N. Metcalfe, et al.
arXiv:1612.05560 (2016).
5. B. M. Devour and E. F. Bell, Monthly Notices Royal
Astron. Soc. 459 (2), 2054 (2016).
6. G. Gavazzi, G. Consolandi, E. Viscardi, et al., Astron.
and Astrophys. 576, A16 (2015).
7. A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al.,
Astrophys. J. Suppl. 173 (2), 185(2007).
8. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astron. J.
119 (5), 2498(2000).
9. T. H. Jarrett, T. Chester, R. Cutri, et al., Astron. J.
125 (2), 525(2003).
10. M. G. Jones, M. P. Haynes, R. Giovanelli, and C. Moorman, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 477 (1), 2(2018).
11. I. D. Karachentsev, S. S. Kaisin, and E. I. Kaisina, Astrophysics 58 (4), 453 (2015).
12. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and D. I. Makarov, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 479 (3), 4136 (2018).
13. I. D. Karachentsev and V. E. Karachentseva, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 485 (1), 1477(2019).
14. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and Y. N. Kudrya, Astrophysical Bulletin 71 (2), 129 (2016).
15. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, Y. N. Kudrya, et al., Bulletin of the Special Astrophysical Observatory 47,5(1999).
16. V. E. Karachentseva, Y. N. Kudrya, I. D. Karachentsev, et al., Astrophysical Bulletin 71 (1), 1 (2016).
17. R. C. Kennicutt, Annual Rev. Astron. Astrophys. 36, 189(1998).
18. R. C. Kennicutt, J. C. Lee, J. G. Funes, et al., Astrophys. J. Suppl. 178 (2), 247(2008).
19. J. C. Lee, A. Gil de Paz, R. C. Kennicutt, et al., Astrophys. J. Suppl. 192 (1), 6(2011).
20. J. C. Lee, A. Gil de Paz, C. Tremonti, et al., Astrophys. J. 706 (1), 599 (2009).
21. D. Makarov, P. Prugniel, N. Terekhova, et al., Astron. and Astrophys. 570, A13 (2014).
22. O. V. Melnyk, V. E. Karachentseva, and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 72 (1), 1 (2017).
23. V. Reshetnikov and F. Combes, Astron. and Astrophys. 337,9(1998).
24. D. J. Schlegel, D. P. Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500 (2), 525 (1998).
25. E. J. Shaya, R. B. Tully, Y. Hoffman, and D. Pomare de, Astrophys. J. 850 (2), 207 (2017).
26. O. Spector and N. Brosch, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 469 (1), 347(2017).
27. M. A. W. Verheijen and R. Sancisi, Astron. and Astrophys. 370, 765(2001).
Ha Images of Ultra-Flat Edge-On Spiral Galaxies
S. S. Kaisin, I. D. Karachentsev, H. Hernandez-Toledo, L. Gutierrez, and V. E. Karachentseva
We present the Ha images of ultra-flat (UF) spiral galaxies seen practically edge-on. The galaxies have the angular diameter in the B band a> 1 '9 and the apparent axial ratio (a/b) > 10. We found that their Ha images look, on average, almost two times thinner than those in the red continuum. The star-formation rate in the studied objects, determined from the Ha flux, is in good agreement with that calculated from the FUV flux from the GALEX survey if we use the modified Verheijen and Sancisi formula taking into account the internal extinction in the UF galaxies. The logarithm of the specific star-formation rate in the UF galaxies shows a small scatter, 0.19, with a smooth decrease from —10.4 for dwarf spirals to —10.7 for massive ones. The relative amount of the hydrogen mass in UF disks varies from about 50% in dwarf disks to about 8% in massive ones. Structural distortions are less common in the UF galaxies (about 16%) than those in thick (less isolated) disks of edge-on spiral galaxies. On the cosmic time scale, 13.7 Gyr, large spiral disks are more efficient "engines" for gas processing into stars than dwarf spirals.
Keywords: galaxies: spiral—galaxies: star formation
