CC BY
107
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 4, с. 413-431
УДК 524.72/74-52
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
2014 С. С. Кайсин*, И. Д. Караченцев**
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 2 сентября 2014 года; принята в печать 8 сентября 2014 года
Приведены изображения в эмиссионной линии Ha для сорока галактик Местного объема по наблюдениям на 6-метровом телескопе БТА. В их числе восемь спутников Млечного Пути и Андромеды (M 31) и два спутника M 51. Измеренные Ha-потоки галактик использованы для определения интегрального (SFR) и удельного (sSFR) темпов звездообразования. Величина lgsSFR для наблюдавшихся галактик лежит в диапазоне (—9, —14) [лет-1]. Сравнение оценок SFR по Ha-потоку и ультрафиолетовому FUV-потоку показало, что голубые компактные галактики MRK475 и LV J1213+2957 находятся в стадии пика вспышки звездообразования.
Ключевые слова: галактики: звездообразование — галактики: вспышка звездообразования — галактики: карликовые
1. ВВЕДЕНИЕ
Эта статья является продолжением цикла работ [1—8] по определению темпа звездообразования в галактиках Местного объема путем измерения их интегрального потока в эмиссионной бальмеровской линии Ha. Наша программа предусматривает измерение Ha-потока на 6-метровом телескопе САО РАН для всех галактик северного неба с расстояниями D < 11 Мпк, которые не были охвачены наблюдениями на других телескопах.
Последняя версия «Дополненного каталога близких галактик» (UNGC) [9] содержит 869 объектов с оценками расстояния D < 11 Мпк или же с лучевыми скоростями относительно центроида Местной группы Vlg < 600 кмс_1. В течение 2014 г. эта выборка пополнилась еще сорока новыми галактиками, включенными в базу данных [10], которая доступна по адресу http://www.sao.ru/lv/lvgdb. Всего в настоящее время база данных Местного объема содержит измерения Ha-потоков примерно для 550 галактик, причем потоки у более чем 350 галактик были измерены на 6-метровом телескопе БТА.
Снимки близких галактик в линии Ha дают возможность изучать распределение очагов звездообразования, которые сформировались в галактиках за последние 10—30 млн лет. Сравнение карты Ha-излучения галактики с распределением в ней атомарного и молекулярного водорода позволяет
E-mail: [email protected] E-mail: [email protected]
детально исследовать условия, при которых происходит преобразование газовой компоненты галактики в звезды.
Особый интерес в этом аспекте представляют карликовые галактики с их неглубокой гравитационной ямой, из-за чего карликовые системы легко теряют свою газовую компоненту под действием вспышки сверхновой или при движении сквозь гало горячего газа вокруг массивной соседней галактики. Будучи восприимчивыми к окружению, карликовые галактики часто используются в качестве «пробных частиц» для анализа динамической эволюции как групп галактик, так и населения общего поля.
Ниже мы представляем Ha-изображения, значения Ha-потоков и оценки темпа звездообразования (SFR) для сорока галактик Местного объема и одного объекта, KKR 9, оказавшегося межзвездным циррусом. Все галактики, кроме двух, являются карликовыми системами позднего или раннего типа.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Изображения в линии Ha и в соседнем континууме были получены в период с февраля по декабрь 2013 г. Наблюдения проводились в первичном фокусе БТА с фокальным редуктором SCORPIO [11], оснащенным ПЗС-матрицей 2048 х 2048 пикселов, в режиме биннинга 2 х 2. Оптическая система обеспечивала поле зрения 6 Я х 6 Я при масштабе 0/185 на пиксел. Изображения в линиях
413
414
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
Ha + [N II] были получены с помощью узкополосного интерференционного фильтра с эффективной длиной волны 6555 A и полушириной полосы 75 A. Снимки в континууме сделаны через среднеполосные фильтры SED 607 (Ле = 6063 A, АЛ = 167 A) и SED 707 (Ле = 7036 A, АЛ = 207 A). Из-за малого диапазона лучевых скоростей галактик все объекты наблюдались с одним и тем же набором фильтров. Типичная суммарная экспозиция в линии Ha составляла 1200 с.
При обработке наблюдательных данных были использованы стандартные процедуры: вычитание темнового кадра (bias), деление на плоское поле (flat), удаление космических частиц, вычитание фона неба. Снимки в континууме нормировались на Ha-изображения, используя непере-экспонированные звезды, и затем вычитались. Интегральный Ha-поток галактик измерялся по Ha-изображениям с вычтенным континуумом. Для калибровки потока были использованы снимки звезд—спектрофотометрических стандартов [12], которые наблюдались в те же ночи, что и сами объекты. Типичная погрешность измерения логарифма Ha-потока по нашим снимкам составляет ±0.1 [8].
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Мозаика изображений сорока одного наблюдавшегося объекта приведена в Приложении, где левые изображения соответствуют суммарной экспозиции в линии Ha и в континууме, а правые представляют снимки в Ha после вычитания континуума. Масштаб снимков и их ориентация «север—восток» указаны внизу на правых снимках. На многих снимках после вычитания континуума видны остаточные «каверны», вызванные насыщением звездных изображений у звезд большой яркости. Другой причиной может быть аномальный показатель цвета звезд или же различное качество изображений в Ha-фильтре и в континууме. Фактически именно наличие таких остаточных деталей определяет предел точности при нахождении Ha-потока галактики, особенно если она имеет низкую поверхностную яркость и большие размеры или расположена в густом поле звезд на низкой галактической широте.
Следуя [ 13], мы определяем интегральный темп звездообразования в галактике, пользуясь соотношением
lg SFR = lg Fc (Ha) +2lg D + 8.98,
где Fc(Ha) — интегральный поток в линии Ha в единицах эргсм 2 сек , исправленный за поглощение света в Галактике согласно данным [14], D — расстояние в Мпк, а SFR выражен в Mq/год. Внутреннее поглощение света в галактике, а также
вклад эмиссионного дублета [N II] мы игнорировали, поскольку оба эффекта для карликовых галактик пренебрежимо малы [15, 16].
Таблица содержит основные данные наблюдавшихся галактик. В столбцах таблицы приведены:
(1) имя галактики, (2) экваториальные координаты на эпоху (J2000.0), (3) интегральная видимая Б-величина из каталога UNGC [9], (4) морфологический тип по шкале de Vaucouleurs, (5) расстояние до галактики в Мпк по данным каталога UNGC [9], (6) логарифм наблюдаемого потока галактики в линии Ha в единицах эргсм-2сек-1,
(7) логарифм интегрального темпа звездообразования в Mq/год, (8) удельный темп звездообразования sSFR = SFR/M*, где M* — звездная масса галактики из каталога [9], определенная по светимости в K-полосе. Последняя колонка показывает для сравнения интегральный темп звездообразования галактики[16]
lg SFR = lg Fc(FUV) + 2 lg D - 6.78,
определенный по ее потоку в далеком ультрафиолете (Ле = 1539 A, FWHM = 269 A), измеренному на спутнике GALEX [17], с поправкой за поглощение света в Галактике.
4. ОСОБЕННОСТИ НЕКОТОРЫХ НАБЛЮДАВШИХСЯ ГАЛАКТИК
За исключением двух спиральных галактик позднего типа MCG +09-16-010 (Sm) и UGC 5047 (Sdm), все остальные наблюдавшиеся объекты относятся к карликовым галактикам позднего (Ir, Im, BCD) или раннего (dSph) типа. Отметим наиболее примечательные среди них.
AndXXXII = CasIII, AndXXXIII = PerseusI, AndXXXI = LacertaI. Эти три dSph-спутника M 31 были недавно обнаружены в 3л Pаn-STARRS1-обзоре [18, 19]. У всех трех объектов не наблюдается признаков эмиссии. Таблица приводит для них лишь верхние значения интегрального Ha-потока. Следует, однако, отметить, что угловые диаметры этих близких карликовых систем довольно велики: 130 (Cas III), 34 (PersI) и 84 (LacI), и в двух случаях превосходят поле зрения нашего детектора
P And AS-48. Удаленное шаровое скопление на далекой периферии M 31 [20].
DGSAT-I. Карликовая сфероидальная галактика в окрестности M 31 [21]. Лучевая скорость у нее не измерена, а расстояние — 8.0 Мпк — весьма ненадежно.
Segue 2, UMaI, CVnI, Segue 3. Четыре dShp-спутника Млечного Пути, обнаруженные, соответственно, в [22—25]. Таблица дает для них
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
415
Параметры наблюдавшихся галактик
Name RA, Dec Bt T D lg F lgSFR lgsSFR lg SFRpuv
And XXXII =С as III 003559.4+513335 13.7 -3 0.78 < -15.28 < -6.35 < -13.92 -
Р And AS-48 005928.2+312910 20.5 -3 0.82 < -15.17 < -6.30 < -10.99 < -6.37
DGSAT-I 011736.2+333134 18.2 -2 8.0 < -15.23 < -4.39 < -11.95 -3.86
Segue 2 021916.0+201031 16.2 -3 0.03 < -15.37 < -9.14 < -13.02 -7.92
And XXXIII = Pers I 030123.6+405918 15.5 -2 0.79 < -15.28 < -6.38 < -13.19 -
NGC 1400 033930.8-184117 11.9 -3 24.9 -12.49 -0.66 -11.65 -1.21
NGC 1592 042940.8-272431 14.5 10 9.1 -12.21 -1.28 -9.46 -0.93
ESO 489-056 062617.0-261556 15.7 10 4.99 -13.19 -2.75 -10.24 -
HIPASS J0705-20 070545.0-205930 - 10 7.2 -14.46 -3.18 - -
LV J0737+4724 073728.5+472433 18.1 10 15.7 -14.30 -2.83 -10.44 -2.48
LVJ0812+4836 081239.5+483645 17.1 9 12.4 -13.92 -2.70 -10.40 -2.46
KUG 0821+3201 082505.0+320103 16.8 10 8.2 -13.61 -2.77 -10.21 -
AGC 182595 085112.1+275248 17.2 9 9.04 -13.78 -2.85 -10.22 -2.87
LV J0913+1937 091339.0+193708 17.4 10 4.4 -13.82 -3.51 -10.18 -3.36
AGC 198508 092257.0+245648 17.8 10 10.4 -13.52 -2.47 -9.71 -
MCG+09-16-010 092317.0+515822 16.2 8 7.4 -13.43 -2.70 -10.34 -2.42
UGC5047 092849.6+513338 16.0 7 19.7 -13.82 -2.22 -10.94 -
KUG 0937+4800 094019.6+474638 17.0 9 7.9 -13.83 -3.04 -10.32 -2.71
LVJ1000+5022 100025.5+502245 17.1 9 8.0 -13.68 -2.89 -10.13 -
LVJ1000+3032 100036.5+303210 18.1 10 7.1 -14.58 -3.88 -10.65 -3.39
LV 1021+0054 102138.9+005400 17.5 10 6.8 -13.71 -3.02 -10.03 -2.78
Leo P 102145.1+180517 17.2 10 2.0 -13.69 -4.08 -10.11 -
LVJ 1030+0607 103044.3+060738 16.8 10 7.8 -14.01 -3.22 -10.59 -2.73
AGC 731457 103155.8+280133 16.8 10 11.12 -13.73 -2.63 -10.31 -2.27
UMa I 103452.8+515512 15.3 -3 0.10 < -15.28 < -8.28 < -13.16 < -8.36
KUG 1033+366B 103617.6+362531 17.0 9 8.1 -13.60 -2.78 -10.09 -2.74
LVJ 1052+3628 105205.5+362836 17.9 10 9.2 -14.40 -3.48 -10.53 -2.93
LVJ 1213+2957 121348.4+295732 17.4 10 2.7 -13.38 -3.53 -9.72 -3.92
KKH 78 121744.5+332043 17.7 10 4.7 < -15.30 < -4.96 < -11.51 -4.95
DDO 120 122115.0+454841 13.6 9 7.1 -15.15 -4.46 -13.17 -1.96
GR 34 122207.6+154757 16.0 10 9.29 -14.39 -3.45 -11.31 -2.82
KDG215 125540.5+191233 16.9 10 4.83 -15.17 -4.80 -11.70 -3.33
CVn I 132803.5+333321 13.9 -3 0.22 < -15.32 < -7.62 < -13.73 < -7.67
UGCA361 133236.2+494949 16.7 -1 8.0 < -15.26 < -4.47 < -12.57 -4.12
MCG+08-25-028 133644.8+443557 15.9 10 7.7 -13.30 -2.52 -10.23 -2.54
KKR9 142705.0+224125 - - - < -15.24 < -5.51 - -
MRK475 143905.4+364822 16.4 9 9.2 -12.41 -1.50 -9.14 -2.24
UGC9660 150109.3+444153 14.4 9 7.4 -12.62 -1.88 -10.25 -1.81
UGC 9992 154147.8+671515 15.4 10 7.3 -13.04 -2.30 -10.19 -2.02
Segue 3 212131.0+190702 15.9 -3 0.02 < -15.37 < -9.86 < -13.06 < -9.67
And XXXI = Lac I 225816.3+411728 14.0 -3 0.76 < -15.28 < -6.42 < -13.77 -
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
416
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
лишь верхние значения Ha-потока. При этом следует учитывать, что угловые размеры UMa I (18 f0) и CVnI (143) значительно превосходят поле зрения SCORPIO.
NGC1400. Эллиптическая галактика в группе Eridanus на расстоянии 24.9 Мпк [26]. Она формально попадает в выборку Local Volume по своей лучевой скорости Vlg = 496 км с-1. Ее пекулярная лучевая скорость относительно группы Eridanus составляет —1320 км с-1. Наличие у нее Ha-эмиссии в центральной части нетипично для E-галактик в группах, но данные GALEX [17] свидетельствуют об активном звездообразовании в центре NGC 1400.
NGC 1592. Узловатая dIr-галактика с высоким удельным темпом звездообразования.
HIPASS J0705—20. У этого радиоисточника с лучевой скоростью VLG = 528 км с-1 [27] нет оптического отождествления, хотя величина Галактического поглощения в его направлении не слишком велика, Ab = 2+71 [14]. На полученном нами Ha-снимке видно одно диффузное пятно с координатами 070546.95—205932.6 и два точечных узла с координатами 070543.31—205935.1 и 070545.87—205837.7, которые могут принадлежать иррегулярной галактике низкой поверхностной яркости. Измерение лучевых скоростей этих объектов станет критическим тестом правильности отождествления данного радиоисточника.
LeoP. Очень близкая dIr-галактика с лучевой скоростью VLG = 135 км с-1 [28]. Основной Ha-поток исходит из одной компактной H II-области вблизи центра объекта.
LVJ1213+2957. Компактная голубая HII-область, обнаруженная в Sloan DSS [29]. Имея малую лучевую скорость, VLG = 196 км с-1, она, вероятно, входит в состав группы из пяти галактик вокруг NGC 4150 на расстоянии примерно 16 Мпк, которая имеет коллективную пекулярную скорость около —700 км с-1 [30].
KKH78. Иррегулярная галактика низкой поверхностной яркости без признаков Ha-эмиссии, вероятный спутник галактики NGC 4395.
DDO120 = UGC7408. Голубоватая иррегулярная галактика Магелланового типа, в которой отсутствуют H II-области. Очень слабое диффузное Ha-излучение дает темп звездообразования в 300 раз меньший, чем по FUV-потоку, измеренному на GALEX.
GR34 = VCC530, KDG215. Две dIr-галактики перед скоплением Virgo, расстояния до которых измерены в [31]. KDG 215 показывает только очень слабую диффузную эмиссию.
UGCA361, MCG+08-25-028. Это dSph- и dIr-спутники M51.
KKR9. Этот объект оказался не карликовой галактикой, а фрагментом межзвездного цирруса.
MRK475. Голубая компактная галактика высокой поверхностной яркости. Один из самых активных объектов Местного объема. Судя по удельному темпу звездообразования lg(sSFR) = —9.14 [лет-1], эта карликовая система находится на самом пике вспышки звездообразования.
UGC 9660, UGC 9992. Обе карликовые галактики имеют обильные очаги звездообразования. Их расстояния, определенные по соотношению Tully—Fisher [32], 7.4 Мпк и 7.3 Мпк, почти совпадают с расстоянием M 101 (7.38 Мпк). Обе галактики могут ассоциироваться с группой M 101, хотя их лучевые скорости +745 км с-1 и +638 км с-1 значительно больше, чем у M 101 (+378 км с-1).
5. ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ
Как видно из данных последнего столбца таблицы, у тридцати из сорока наблюдавшихся нами галактик имеются независимые оценки SFR по ультрафиолетовому потоку, измеренному на спутнике GALEX. Между оценками SFR по Ha-потоку и FUV-потоку заметна довольно четкая корреляция, которая размывается на слабых потоках. Для двадцати галактик с оценками lg SFR(Ha) > —4.0 средняя разность значений составляет
(lg SFR(Ha) — lg SFR(FUV)) = —0.16 ± 0.08
со стандартным отклонением 0.35. Эта разность несколько больше типичной погрешности измерения логарифма Ha-потока (±0.10) и логарифма FUV-потока (±0.04).
Причины различий между оценками SFR по эмиссии в линии Ha и по ультрафиолетовому потоку галактик обсуждались многими авторами, в частности, в [16] и [32]. Как было отмечено в [33], для карликовых галактик очень низкой светимости темп звездообразования по Ha-потоку относительно FUV-потока может быть недооценен в десять и более раз. Эмпирическая взаимная нормировка SFR(Ha) ~ SFR(FUV) была сделана по спиральным галактикам. Она не вполне подходит к карликовым системам, где начальная функция звездных масс на ее ярком конце может быть существенно другой, чем у спиральных галактик. Следует также помнить, что оценка SFR по Ha-потоку соответствует характерному времени около 107 лет, тогда как по FUV-потоку оценка SFR охватывает интервал примерно 108 лет. При наличии вспышек звездообразования, особенно заметных у карликовых галактик, отношение SFR(Ha)/SFR(FUV) указывает на фазу активности, в которой пребывает галактика. К примеру, голубые компактные
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
417
галактики MRK475 и LVJ1213+2957, очевидно, наблюдаются в моменты пика их вспышки звездообразования. С другой стороны, карликовые галактики DDO 120 и KDG215 с голубоватым, но постаревшим звездным населением находятся на стадии длительной релаксации после пика активности. Таким образом, соотношение оценок SFR по Ha и FUV-потокам может быть полезным индикатором фазы вспышечной активности карликовой галактики.
Как было отмечено в [34, 35], удельный темп звездообразования lgsSFR = lg(SFR/M*) у галактик в настоящую эпоху имеет верхний предел, выражаемый величиной —9.4 [лет-1]. Не менее 98—99% всех галактик подчиняются этому ограничению. Смысл его, очевидно, в том, что слишком бурное звездообразование приводит к исчерпанию запасов газа в галактике. Среди объектов таб-
лицы имеется всего одна галактика, MRK475, c lgsSFR= —9.14 [лет-1], которая превышает указанный предел. Следует заметить, однако, что погрешность определения звездной массы у голубых компактных галактик довольно велика — около 50%, и эта галактика Маркаряна может на самом деле не нарушать общей закономерности.
БЛАГОДАРНОСТИ
Данная работа была поддержана грантами РФФИ 13-02-92960-Инд-ф и 13-02-00780. Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (Соглашение № 14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004).
ПРИЛОЖЕНИЕ
27 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
418
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
419
О 100 200 300 400 500 600
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4
О 100 200 300 400 500 600
2014
27*
420
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
421
О 100 200 300 400 500 600
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
422
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
423
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
424
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
425
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
426
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИМ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
427
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
428
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
429
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
430
КАЙСИН, КАРАЧЕНЦЕВ
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
НОВЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ Ha-ПОТОКА У БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИК
431
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. D. Karachentsev, S. S. Kaisin, Z. Tsvetanov, and
H. Ford, Astron. and Astrophys. 434, 935 (2005).
2. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astrophysics 49,287 (2006).
3. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astron. J. 133, 1883(2007).
4. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astron. and Astrophys. 479, 603 (2008).
5. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astron. J. 140, 1241 (2010).
6. S. S. Kaisin, I. D. Karachentsev, and E. I. Kaisina, Astrophysics 54, 315(2011).
7. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astrophysics 56, 305 (2013).
8. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, Astrophysical Bulletin 68,381 (2013).
9. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina, Astron. J. 145, 101 (2013).
10. E. I. Kaisina, D. I. Makarov, I. D. Karachentsev, and
S. S. Kaisin, Astrophysical Bulletin 67, 115, (2012).
11. V L. Afanasiev and A. V Moiseev, Astronomy Letters 31, 194(2005).
12. J. B. Oke, Astron. J. 99, 1621 (1990).
13. R. C. Kennicutt, Annual Rev. Astron. Astrophys. 36, 189(1998).
14. D. J. Schlegel, D. P Finkbeiner, and M. Davis, Astrophys. J. 500, 525 (1998).
15. M. A. W Verheijen, Astrophys. J. 563, 694 (2001).
16. J. C. Lee, R. C. Kennicutt, J. G. Funes, et al., Astrophys. J. 692, 1305 (2009).
17. A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F Madore, et al., 2007, Astrophys. J. Suppl. 173, 185(2007).
18. N. F. Martin, C. T. Slater, E. F. Schlafly, et al.,
Astrophys. J. 772, 15(2013).
19. N. F Martin, E. F Schlafly, C. T. Slater, et al., Astrophys. J. 779L, 10 (2013).
20. A. D. Mackey, A. P Huxor, N. F Martin, et al., Astrophys. J. 770L, 17(2013).
21. D. Martinez-Delgado, J. Fliri, R. Laesker, et al. (in preparation).
22. V. Belokurov, M. G. Walker, N. W. Evans, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 397, 1748
(2009).
23. B. Willman, J. J. Dalcanton, D. Martinez-Delgado, et al., Astrophys. J. 626L, 85 (2005).
24. D. B. Zucker, V Belokurov, N. W. Evans, et al., Astrophys. J. 643L, 103 (2006).
25. V. Belokurov, M. G. Walker, N. W. Evans, et al., Astrophys. J. 712L, 103(2010).
26. J. B. Jensen, J. L. Tonry, B. J. Barris, et al., Astrophys. J. 583, 712 (2003).
27. B. S. Koribalski, L. Staveley-Smith, V Kilborn, et al., Astron. J. 128, 16 (2004).
28. E. Bernstein-Cooper, J. M. Cannon, and
E. A. Adams, Astron. J. 148, 35 (2014).
29. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy,
M. A. Agueros, et al. Astrophys. J. Suppl. 182, 543 (2009).
30. I. D. Karachentsev, O. G. Nasonova, and
H. M. Courtois, Astrophys. J. 743, 123 (2011).
31. I. D. Karachentsev, R. B. Tully, P F. Wu, et al., Astron. J. 782,4(2014).
32. R. B. Tully and J. R. Fisher, 1977, Astron. and Astrophys. 54, 661 (1977).
33. J. Pflamm-Altenburg, C. Weidner, and P Kroupa, Astrophys. J. 671, 1550(2007).
34. I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina, Astron. J. 146, 46 (2013).
35. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva,
O. V. Melnyk, and H. M. Courtois, Astrophysical Bulletin 68,243(2013).
New Ha Flux Measurements in Nearby Dwarf Galaxies
S.S. Kaisin and I.D. Karachentsev
We present the emission Ha line images for 40 galaxies of the Local Volume based on the observations at the 6-meter BTA telescope. Among them there are eight satellites of the Milky Way and Andromeda (M 31) as well as two companions to M51. The measured Ha fluxes of the galaxies are used to determine their integral (SFR) and specific (sSFR) star formation rates. The values of logsSFR for the observed galaxies lie in the range of (—9, —14) [yr-1]. A comparison of SFR estimates derived from the Ha flux and from the ultraviolet FUV flux yields evidence that two blue compact galaxies MRK475 and LV J1213+2957 turn out to be at a sharp peak of their star-burst activity.
Keywords: galaxies: star formation—galaxies: dwarf
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
