CC BY
29
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2019, том 74, № 1, с. 1-12
УДК 524.72-52
ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ В БЛИЗКИХ КАРЛИКОВЫХ ГАЛАКТИКАХ
©2019 C. C. Кайсин*, И. Д. Караченцев
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 30 июля 2018 года; после доработки 12 декабря 2018 года; принята к публикации 12 декабря 2018 года
Представлены измеренные потоки и изображения в эмиссионной линии На для 66 близких объектов, наблюдавшихся на 6-метровом телескопе БТА САО РАН. Три из них: IC2233, UGC4704, NGC 3432 — являются спиральными галактиками поздних типов, шесть относятся к удаленным шаровым скоплениям М31, а остальные являются карликовыми галактиками. Измеренные На-потоки использованы для оценки интегральных и удельных темпов звездообразования. На выборке из более 500 галактик Местного объема рассмотрены некоторые основные особенности звездообразования у карликовых галактик и спиралей поздних типов.
Ключевые слова: галактики: карликовые — галактики: звездообразование
1. ВВЕДЕНИЕ
На протяжении последней декады в САО РАН ведутся наблюдения близких галактик с целью определения их темпа звездообразования (SFR) по потоку в эмиссионной бальмеровской линии На. Объектами На-обзора являются галактики Местного объема (LV) с расстояниями в пределах 11 Мпк. Результаты наших предыдущих наблюдений представлены в серии девяти статей, ссылки на которые содержатся в последней из них [1 ].
Благодаря массовым обзорам неба в оптическом диапазоне и в линии нейтрального водорода 21 см количество известных галактик LV быстро возрастает. В сводке "Updated Nearby Galaxy Catalog" (UNGC) [2] их число достигло 869, среди которых карликовые галактики со звездными массами lg(M*/MQ) < 9.0 составляют более 80% выборки. На середину 2018 года база данных о галактиках LV [3] насчитывает 1153 объекта1. Всего по нашей программе На-обзора на 6-метровом телескопе БТА были получены На-изображения более 300 близких галактик. В сочетании с другими аналогичными обзорами [4—6] сводка данных о галактиках LV с измеренными На-потоками превысила 500 объектов. У большинства из них измерены ультрафиолетовые потоки на космическом телескопе GALEX [7], что позволяет оценивать темп звездообразования в галактиках на шкале времени приблизительно 100 млн. лет, на порядок более
E-mail: [email protected]
'Разнообразные сведения о них содержатся по адресу
http://www.sao.ru/lv/lvgdb
продолжительный, чем по эмиссии в линии На. Сравнение значений SFRHа и SFRpuv дает возможность выявить у галактик эпизоды вспышки и угасания темпа звездообразования, происходящих на интервалах времени примерно 10—100 млн лет.
Ниже мы приводим На-изображения и значения интегральных На-потоков для 66 объектов LV. Из них почти все являются карликовыми галактиками, кроме трех спиралей позднего типа: IC 2233, UGC 4704, NGC 3432 и шести шаровых скоплений на далекой (более 100 кпк) периферии туманности Андромеды, М31. Только у шести галактик этого списка На-потоки были измерены ранее, причем в трех случаях (JKB83, Grapes и NGC6503-d1) мы обнаружили грубые ошибки в прежних оценках На-потока, превышающие порядок величины.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наблюдения близких карликовых галактик проводились на 6-м телескопе САО РАН в 2015—2018 гг. с помощью фокального редуктора SCORPIO [8]. Регистрация изображений галактик осуществлялась CCD-матрицей размером 2048x2048 пикселей, которая обеспечивала поле зрения 6'1 x 6.1 с разрешением 0 '.'18 пиксель-1. Изображения галактик в линии На и в соседнем континууме были получены с применением узкополосного интерференционного фильтра На с шириной АЛ = 74 A и эффективной длиной волны Лея = 6555 A, а также двух среднеполосных фильтров SED607 c АЛ = 167 A, Лея = 6063 A и SED707 c АЛ = 207A, ЛеЯ = 7063 A. Типичное время экспозиции составляло 2x600 с в линии На
600
500
400
300
200
100
600
500
400
300
200
100
0 100 200 300 400 500 600
100 200 300 400 500 600
600
500
400
300 г
200 г
600
500
400
300
200
00
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
300 г
300
О 100 200 300 400 500 600
О 100 200 300 400 500 600
Рис. 1. Атлас изображений объектов Местного объема. Левые изображения в каждой паре представляют сумму экспозиций в линии Ha и в континууме, а правые изображения соответствуют их разности. Угловой масштаб и ориентация указаны на правых снимках. Здесь мы приводим только первую страницу рисунка. Полностью файл со всеми изображениями доступен по следующей ссылкеhttps://www.sao.ru/hq/leac/recent_results/Halpha_atlas_66.pdf.
и 2x300 с в континууме. Из-за небольшого диапазона лучевых скоростей у близких галактик их На-изображения экспонировались нами с одним и тем же фильтром. Лучевые скорости изучаемых объектов лежат в диапазоне от —333 км с-1 для PAndAS-01 идо 844 км с-1 для UGCA298.
Обработка наблюдательных данных осуществлялась стандартным образом с помощью пакета MIDAS. После вычитания кадра электронного нуля проводилась нормировка на плоские поля, которые получались по снимкам неба в сумеречное время. Затем исключались следы космических частиц, осуществлялось совмещение полученных снимков и вычитание континуума, нормированного по изображениям 5—15 звезд в поле кадра. Измеряемые интегральные На-потоки галактик калибровались по снимкам звездных спектрофотометри-ческих стандартов, получаемых в ту же ночь. Типичные внутренние ошибки измерения На-потока составляли около 15%. Основной вклад в ошибку вносили изменения атмосферных условий. Полученные На-потоки включали в себя также вклад эмиссионных линий дублета [N II], который в случае карликовых галактик был невелик, и мы пренебрегли им, только для трех спиралей позднего типа измеренные потоки были исправлены за вклад дублета [N II], согласно [9].
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Изображения наблюдавшихся нами галактик представлены в виде атласа на рис. 1. Левые и
правые изображения каждой галактики соответствуют сумме и разности снимков, сделанных в На и в континууме. Угловой размер снимков составляет 4' х 4', направления на север и восток указаны стрелками. На некоторых снимках заметен интерференционный узор, обусловленный несовершенством процедуры деления на плоское поле. Яркие звезды, а также объекты с аномальным цветом видны на правых изображениях как остаточные «пеньки». Измеренный интегральный поток галактики в линии На, ^(На) в единицах эрг см-2 с исправлялся нами за галактическое поглощение, согласно [10]. Исправленное его значение Гс(На) служило для оценки интегрального темпа звездообразования галактики [11] в единицах (М© год-1):
= ^ ¥с(Иа)+2^О + 8.98, (1)
где О — расстояние до галактики в Мпк. Здесь мы пренебрегли вкладом в поток эмиссионного дублета [N11], а также внутренним поглощением в галактике, поскольку оба этих эффекта невелики для карликовых галактик [12], составляющих большинство среди наблюдавшихся объектов. Исключение составили три спиральные галактики: 1С 2233, ШС4704 и NGC3432, видимые с «ребра», для которых величина внутреннего поглощения в линии На принята равной соответственно 0 т73, 0 т40 и 0 т77, по схеме [13].
Таблица 1. Основные параметры наблюдавшихся галактик
Name RA (2000) Dec Вт у mag T A Mpc lgfka lg SFRRa, [Moyr-1] lg SFRpuv, [Moyr-1] lg sSFRRa, [yr-1]
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
PAndAS-03 000356.4+405319 21.3 -3 0.78 < -15.10 < -6.26 < -6.35 < -10.64
PAndAS-05 000524.1+435535 20.3 -3 0.78 < -15.30 < -6.46 < -6.38 < -11.21
Pisces А 001446.0+104847 18.5 10 5.65 -14.25 -3.67 - -10.20
J KB 129 002041.4+083701 17.4 10 7.50 -13.87 -3.03 -2.69 -10.27
PAndAS-50 010150.6+481819 19.3 -3 0.78 < -15.12 < -6.21 < -6.10 < -11.49
Pisces В 011911.7+110718 17.8 10 8.91 -13.94 -3.02 -2.80 -10.13
PAndAS-55 011920.4+460312 20.0 -3 0.78 < -15.16 < -6.33 < -6.40 < -11.20
AGC 112454 013259.7+142224 17.5 9 10.20 -13.39 -2.35 - -9.70
AGC 114027 013441.8+143840 18.8 10 9.90 -13.87 -2.85 - -9.66
AGC 112503 013800.3+145858 18.0 9 10.20 -13.61 -2.57 - -9.72
N 672dw В 014711.1+274100 21.0 10 7.20 < -15.24 < -4.48 < -4.46 < -10.17
КАИСИН, КАРАЧЕНЦЕВ Таблица 1. (Продолжение)
Name
RA (2000) Dec
Bt , mag
T
D, Mpc
lg Fhc
lg SFRHa, [Mq yr-1]
lg SFRfuv , [Mq yr-1]
lg sSFRHa, [yr-1]
(1)
(2)
(3)
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
N 672dw A 014719.1+271516
Triangulum—II 021317.4+361042
AG С 123352 024839.2+231626
AG С 124056 025736.4+234721
N 1156dw 1 030018.2+251456
N 1156dw 2 030028.0+251817
GALFA-Dw4 054544.8+104616
MADCASH 074238.9+652502
1С 2233 081358.9+454432
LV J0831 +4104 083141.2+410454
LV J0843+4025 084338.0+402547
N 2683dw2 085420.5+331458
UGC 04704 085900.3+391236
AG С 198507 091525.8+252510
J KB 83 095549.6+691957
PGC30114 101843.0+460244
UGC 05571 101942.4+520356
LV J1028+4240 102833.0+424008
PGC 2277751 103512.1+461412
N 3344dw1 104244.0+250130
Willman 1 104921.0+510300
NGC3432 105231.1+363708
LV J1052+3639 105240.8+363954
HS 1053+3624 105640.4+360828
VV 747 105747.0+361539
PGC 034671 111948.6+554322
UGC 06757 114659.1+612006
Grapes 115205.6+544732
PGC 3401153 115352.4+512938
MAPS 1206+31 120634.5+312033
UGC 07320 121728.5+444841
KK135 121934.7+580234
19.8
16.5
19.2
19.0
19.6 20.0
17.8
20.5
13.1
17.7
17.9
19.6
15.0 18.6
19.7 15.7 16.5 17.4
17.4 20.0 16.0
11.7
15.8 17.8
15.5 16.5
16.3 18.5 17.5 15.8
15.4
18.1
10 -2 10 10 10 10 10 -2
7 9 9
-2
8 9
10 8 9 10 9 10 -2 8 10 10 10 9 10 10 9 8 10 10
7.20 0.03 8.27 7.37 7.80 7.80 7.22 3.39 12.20 7.90 7.80 9.82 15.20 8.90 3.70 8.05
8.24 7.55
7.25 9.82 0.04 9.20 9.20 9.20 9.20 9.90 4.61 5.58 7.79 7.43 9.20 4.46
< -15.21
< -15.17 -14.01
< -15.20
< -15.11
< -15.25 -13.24
< -15.26 -12.11 -15.25 -13.89
< -15.28 -12.84 -15.01: -13.67 -12.54 -13.39 -14.13 -14.57
< -15.30
< -15.22 -11.24 -12.86 -13.51 -12.63 -14.22 -14.12 -14.63 -14.63 -13.78 -13.87
13.84
< -4.44
< -9.16 -3.00
< -4.36
< -4.10
< -4.23 -2.05
< -5.19 -0.75 -4.44 -3.10
< -4.29 -1.38 -4.10: -3.49 -1.74 -2.57 -3.38 -3.85
< -4.31
< -9.03 -0.15 -1.94 -2.58 -1.70 -3.24 -3.78 -4.15 -3.85 -3.04 -2.95
3.54
4.48
-3.28
< -4.23
< -3.76 3.21
< -5.26 -0.26 -3.26 -2.99
< -4.34 -0.89 -3.20 -4.24 -1.88 -2.24 -2.67 -3.15
< -4.33 -8.51 -0.00 -2.01 -2.54 -1.85 -2.81
3.02
-3.06 -2.97 -2.61 3.36
< -10.62 < -12.61
- 9.77
< -10.98
< -10.75
< -10.74
- 9.81
< -11.05
- 9.97 -11.46 -10.02
< -11.43 -10.31 -10.87:
- 9.14
- 9.63 -10.06 -10.44 -10.90
< -10.60 < -12.75
- 9.79
- 9.82
- 9.69
- 9.72 -10.91 -10.90 -10.51 -10.90 -10.85 -10.99
9.86
Таблица 1. (Продолжение)
№те ИА (2000) Оес Вт у Т А Мрс lgSFRЯa, [Моуг-1] \gSFRpuv, [Моуг-1] lgsSFRЯa, [уг-1]
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9)
РОС 5059199 122409.9+261352 19.8 10 3.37 -14.59 -4.53 - -9.97
АО С 724906 123056.0+263040 17.4 10 7.55 -15.17 -4.41 -3.18 -11.50
ООО 133 123253.0+313221 13.5 10 4.88 -12.36 -1.98 -1.73 -10.22
РОС 041749 123352.7+393733 16.5 9 8.24 -13.46 -2.64 -2.11 -10.15
иОС 7751 123511.8+410339 16.5 9 7.90 -13.89 -3.09 -2.43 -10.58
АОС 749241 124001.7+261919 18.3 10 5.62 -15.28 -4.79 -3.54 -11.25
КОО 178 124010.0+323931 17.1 10 7.30 -14.23 -3.51 -2.64 -10.67
N00 465биУ 124415.7+321700 13.0 10 5.40 -13.11 -2.66 -1.11 -11.20
ШСА298 124655.4+263351 15.3 9 11.00 -12.73 -1.66 -2.23 -10.09
ККН82 131258.7+414712 16.4 10 8.06 -15.07 -4.27 -3.55 -11.80
РОС 2229803 132753.1+434855 16.2 9 7.24 -13.90: -3.19: -2.89 -10.69:
1У ] 1328+4937 132831.2+493738 17.3 10 8.40 -13.79 -2.95 -2.54 -10.15
АОС 238890 133230.3+250725 16.6 9 6.80 -14.60 -3.94 - -11.24
иОС 08647 133948.0+311725 16.3 8 8.60 -13.30 -2.44 -2.43 -10.18
1У ] 1342+4840 134220.1+484057 16.3 9 8.40 -14.21 -3.37 - -10.97
с1\у 1343+58 134307.0+581340 15.7 9 6.95 -13.84 -3.17 -2.56 -10.82
РОС 2448110 140457.8+534129 17.3 10 5.38 -12.59 -2.14 -3.05 -8.94
М 101-сИ2 140837.5+541931 19.8 -2 6.87 < -15.26 < -4.60 - < -11.34
иОС 09540 144852.0+344243 16.8 10 9.30 -12.99 -2.05 -2.10 -9.57
N00 6503—с11 175248.4+700814 18.6 10 6.25 -15.33 -4.73 -4.09 -11.17
Pegasus III 222422.6+052512 18.7 -2 0.21 < -15.26 < -7.52 - < -11.83
РАпс1А8-01 235712.0+433308 17.9 -3 0.78 < -15.20 < -6.35 < -6.33 < -12.09
РАпёАБ-Ог 235755.6+414649 18.7 -3 0.78 < -15.20 < -6.34 < -6.28 < -11.79
Сводка основных параметров наблюдавшихся галактик представлена в таблице 1. Ее столбцы содержат: (1) — имя галактики; (2) — экваториальные координаты на эпоху 2000.0; (3) — интегральную В-величину, (4) — морфологический тип по данным каталога иЫОС [2]; (5) — расстояние в Мпк по данным [2]; (6) — логарифм измеренного нами потока в линии На; (7) — логарифм интегрального темпа звездообразования, согласно приведенной выше формуле; (8) — интегральный темп звездообразования галактики
1g[SFRFuv] = ^ Рс(ЕЦУ) + 21ё Б - 6.78, (2)
который определен к ее потоку в далеком ультрафиолете (Ае = 1539 А, FWHM = 269 А), измеренному на спутнике САЬБХ [7] с поправкой за поглощение света в Галактике; (9) — удельный темп звездообразования, нормированный на единицу звездной массы галактики, взятой из каталога иЫОС [2]. Несколько оценок На-потока, полученных сквозь циррусы, отмечены двоеточием.
4. НЕКОТОРЫЕ ОСОБЕННОСТИ НАБЛЮДАВШИХСЯ ОБЪЕКТОВ PAndAS-03, PAndAS-05, PAndAS-50, PAndAS-55, PAndAS-01, PAndAS-02. Шаровые скопления
на далекой периферии соседней галактики М31. Признаки звездообразования у них не детектированы как по снимкам в линии Ha, так и по FUV-потоку.
Pisces A, Pisces B. Две изолированные богатые газом карликовые галактики, обнаруженные в работе [14]. Расстояния до них по вершине ветви красных гигантов (TRGB) были измерены на HST [15].
AGC112454. Богатая газом карликовая галактика из H I-обзора ALFALFA [16], вероятный спутник спиральной галактики NGC 628. Эмиссионные области в AGC 112454 имеют вид двух соприкасающихся колец.
N672A, N672B. Два вероятных карликовых спутника галактики NGC 672, обнаруженных на снимках с длинной экспозицией на малом любительском телескопе [17].
Triangulum-II, Wilman 1, Pegasus-III. Сфероидальные карликовые спутники Milky Way, разрешенные на звезды [18—20].
AGC124056. Богатая газом карликовая галактика низкой поверхностной яркости из обзора ALFALFA. К востоку от нее находится яркая звезда.
N 1156dw 1, N 1156dw 2. Два вероятных карликовых спутника галактики NGC 1156 [17].
GALFA-Dw4. Иррегулярная карликовая галактика из каталога компактных H I-облаков [21].
MADCASHJ0742+65. Сфероидальная ультракарликовая галактика, спутник спирали NGC 2403 [22].
IC2233. Эта Sd галактика, видимая с ребра, имеет лучевую скорость Vlg = 586 км с-1 и ширину HI-линии W50 = 178 км с-1. Судя по соотношению Талли—Фишера [23], ее расстояние, 12.2 Мпк, несколько больше заданного предела для Местного объема (11 Мпк). Наша оценка lg(SFRHa) = —0.75 хорошо согласуется с оценкой —0.71, сделанной ранее [6].
N 2683dw 2. Сфероидальная карликовая галактика, обнаруженная на снимке с любительским телескопом [17], вероятный спутник спирали NGC 2683.
UGC4704. Богатая газом Sdm-галактика, видимая почти строго с ребра. Оценка ее расстояния по Tully—Fisher дает D = 15.2 Мпк. Имея лучевую скорость Vlg = 584 км с-1, галактика располагается в зоне Local Velocity Anomaly [24]. Наша оценка lg(SFRHa) = —1.38 находится в хорошем согласии со значением —1.42, полученным в статье [6].
JKB 83. Межгалактическая H II-область в группе М 81. В работе [25] дается для нее Ha-поток на порядок больше, чем поток, измеренный нами.
Наши повторные снимки JKB 83 на 6-метровом телескопе подтвердили малое значение На-потока.
N3344dw1. Карликовая галактика низкой поверхностной яркости в окрестностях спирали NGC 3344.
NGC3432=Arp206=VV 11. Sdm-галактика с искаженной структурой. В работе [6] дается На-поток на 0.10 dex меньше, чем наша оценка.
J1052+3639. Карликовый спутник в контакте с NGC 3432. Хорошо виден в FUV-полосе GALEX,
HS 1053+3624 и VV747. Наряду с предыдущими двумя карликами, являются вероятными спутниками NGC 3432.
Grapes. Изолированная иррегулярная карликовая галактика с лучевой скоростью Vlg = 408 км с-1 [26]. Расстояние ее оценено по VLG при параметре Хаббла H0 = 73 км с-1 Мпк-1. Измеренное нами значение ее На-потока оказалось на 1.07 dex больше, чем в работе [26].
MAPS 1206+31. Голубоватая эмиссионная галактика с мелким контрастным ядром, которое на На-снимке распадается на несколько компактных узлов.
КК135. Изолированная dIr галактика с лучевой скоростью VLG = 326 км с-1, по которой определено кинематическое расстояние 4.46 Мпк. Возможный периферийный член группы М 81. В линии На КК 135 имеет вид незамкнутого кольца с одним эмиссионным сгущением.
PGC5059199=AGC 749235. Мелкая голубая богатая газом карликовая галактика из обзора ALFALFA [16] с лучевой скоростью VLG=246 км с-1 и шириной Н I-линии W50 = 98 км с-1. Ееструкту-ра не согласуется с кинематическим расстоянием 3.37 Мпк. Возможно, она относится к пекулярной группе Coma I на расстоянии примерно 16 Мпк.
DDO 133. Im-галактика на расстоянии 4.88 Мпк, измеренном по TRGB [27]. Содержит более дюжины компактных и кольцеобразных Н II-областей.
NGC 4656UV. Карликовый спутник NGC 4656, расположенный в контакте с ней с северовосточной стороны. Галактика имеет низкую поверхностную яркость в оптическом континууме и в линии На, но выглядит контрастно в FUV-полосе [28].
UGCA 298=Mrk 1335. Голубая компактная карликовая галактика на границе Местного объема (11.0 Мпк) с гладкой структурой и ярким эмиссионным ядром. Судя по соотношению SFRHa/SFRFuv - 2.7, Mrk1335 находится на стадии вспышечной активности.
KKH82 и PGC 2229803, LVJ1328+4937 и LVJ1342+4840. Вероятные спутники яркой пары галактик M 51.
dw1343+58. Эта карликовая галактика, судя по лучевой скорости Vlg = 365 км с-1, является спутником гигантской спирали М 101.
PGC 2448110. Компактная HII-область на периферии спутника М101 — Sm галактики NGC 5474. В PanSTARRS-обзоре [29] внутри этой HII-области видны компактные узлы. Отношение SFRHa/SFRFUV = 8.1 указывает на бурную фазу звездообразования в этом объекте.
M 101-df2. Новый карликовый сфероидальный спутник галактики М101. TRGB расстояние до нее, 6.87 Мпк [30], подтверждает принадлежность этого карлика к группе М 101.
UGC 09540 = KKR13. Изолированная богатая газом dIr галактика. Расстояние до нее, 9.30 Мпк, оценено по барионной зависимости Талли—Фишера [31].
KK242 = NGC 6503-D1. Карликовая галактика низкой поверхностной яркости, обнаруженная в работе [32] в окрестностях спиральной галактики NGC 6503. В работе [33] описана как NGC 6503-D1 повторно и дали оценку Ha-потока, завышенную в 12 раз. Согласно [34], KK242 имеет лучевую скорость Vhei = 426 ± 6 км с-1, HI-поток F(HI)=2.03 Янкм-1 с-1 и ширину линии W50 = 100 км с-1. Эти необычные для карликовой галактики параметры нуждаются в независимой проверке.
5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Полученные выше оценки темпа звездообразования у галактик LV мы объединили с аналогичными данными для других галактик, расположенных в пределах 11 Мпк. Как отмечали в [35] и [36], темп звездообразования у галактик поздних типов мало зависит от плотности окружения. Тренд падения SFR от изолированных галактик к членам групп едва превышает дисперсию этой величины и оказывается наиболее выраженным у карликовых галактик самых малых масс. Другими словами, темп звездообразования в галактиках определяется, в основном, их индивидуальными свойствами, а не приливным влиянием соседей.
Распределение 506 галактик LV по величине отношения SFR, измеренного по Ha- и FUV-потокам, представлено на рис. 2. На левом и правом графике показано, как меняется это отношение в зависимости от звездной и от водородной массы галактик соответственно. В выборку были включены только галактики поздних типов: T =10 (Ir), 9 (Im, BCD), 8 (Sdm), 7(Sd), 6 (Scd), поскольку эллиптические и линзовидные галактики, а также спиральные с массивными балджами (T < 5), имеют существенно другую историю звездообразования. Галактики с измеренным FUV-потоком, но
при этом с верхним пределом потока в Ha, отмечены на рис. 2 пустыми кружками и при статистике SFRHa/SFRpTjV не учитывались. Как следует из приведенных данных, отношение SFRna/SFRpuv показывает тенденцию к уменьшению в сторону маломассивных галактик, причем дисперсия этого отношения значительно возрастает от спиралей к карликам. Такие особенности диаграммы связаны со вспышечным характером звездообразования у карликовых галактик, где амплитуда вспышек на шкале времени (10—100) млн лет тем заметнее, чем меньше звездная и водородная масса галактики [12, 37-41].
Выразительными примерами являются галактики М 82 и Mrk475 в фазе вспышки и галактика DDO 120 в стадии затишья после вспышки, у которых отношение SFRHa/SFRFUV различаются более чем на три порядка.
В статьях [42] и [43] отмечено, что вспышеч-ный характер звездообразования у галактик малой массы отражается на их средней поверхностной яркости. Левый график на рис. 3 представляет отношение SFRna/SFRpuv в зависимости от средней поверхностной яркости галактик в B-полосе в пределах Хольмберговского радиуса. Как показывает линия регрессии, перепад в среднем отношении SFRna/SFRpuv от компактных BCD-галактик (SB ~ 22m/□") к тусклым карликам с SB ~ 26m/□" составляет фактор приблизительно 0.5 dex.
Правый график на рис. 3 воспроизводит распределение отношения SFRHa/SFRPUV для галактик разных морфологических типов. Среднее значение и стандартное отклонение этой величины для разных типов галактик представлено в таблице 2, наряду со средним значением и дисперсией звездной и водородной массы галактик. Данные таблицы свидетельствуют, что среднее отношение SFRHa/SFRPUV плавно убывает при переходе от дисков спиралей к иррегулярным карликам, а дисперсия этого отношения растет в сторону карликов, подтверждая идею вспышечной активности звездообразования у маломассивных объектов. Учет галактик LV, у которых определен только верхний предел Ha-потока, делает эту зависимость более значимой и крутой.
В Местном объеме имеется более 100 галактик с измерениями Ha-потока, которые расположены вне зоны УФ-обзора GALEX. Данные таблицы 2 могут быть использованы для несмещенной оценки их FUV-потока по Ha-потоку в зависимости от морфологии галактики.
Как хорошо известно, интегральный темп звездообразования тесно коррелирует со светимостью
П ' г
^32 (а)
Л
*0 *о .. М
¿С342
.000120 _i_i_i-
10
11
1?
1од(М/М^
Рис. 2. Отношение темпа звездообразования, определенного по потокам в линии На и FUV-полосе, в зависимости от звездной массы (а) и водородной массы галактики (Ь).
Таблица 2. Среднее значение и стандартное отклонение интегральных параметров галактик поздних морфологических типов с оценками темпа звездообразования
т N (1 <]£МН1> М^^^Дриу))
6 23 9.98 ±0.10 0.48 9.23 ±0.08 0.39 -0.11 ±0.06 0.26
7 40 9.25 ±0.09 0.55 8.86 ±0.07 0.45 -0.19 ±0.04 0.26
8 96 8.88 ±0.06 0.58 8.53 ± 0.05 0.49 -0.15 ±0.03 0.31
9 118 8.12 ±0.06 0.64 7.72 ±0.06 0.69 -0.25 ±0.04 0.45
10 229 7.59 ± 0.04 0.64 7.56 ± 0.04 0.64 -0.28 ±0.03 0.46
2.0
1,5 1.0
о:
Ц. г С 00 CT
Я
I
£ ц. 00 га о
-1,0 --1.5 -2 0
-I-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г-
(а)
JW62
GARLAND
Рис. 3. Отношение темпа звездообразования, измеренного по потокам в линии На и FUV-полосе в зависимости от средней поверхностной яркости в звездных величинах с квадратной секунды дуги (а) и морфологического типа Т (Ь).
или массой галактики. Поэтому для характеристики процесса звездообразования обычно используют так называемый удельный темп звездообразования, sSFR = SFR/M*, отнесенный к единице звездной массы. Наряду с ним, практикуется использование параметра «эффективности звездообразования», SFE = SFR/Mri, которое показывает насколько быстро будет израсходован наличный запас газа в галактике.
Поскольку в процессе эволюции меняется как звездная, так и газовая масса галактики, то в картине эволюции без внешнего влияния (модель «closed box») разумно ввести новую характеристику: удельный темп звездообразо-
вания на единицу барионной массы галактики, bSFR = SFR/(M* + 1.85Mhi ). Здесь фактор 1.85 учитывает вклад гелия и молекулярного водорода в суммарную массу газа [44].
Распределение числа галактик Местного объема по параметрам: sSFR, SFE и bSFR представлено на трех графиках рис. 4. В каждом случае величина SFR была определена по измеренному Ha-потоку. Галактики с верхним пределом Ha-потока показаны без штриховки. Последний график рисунка соответствует значениям bSFR , вычисленным по FUV-потокам. Анализ этих гистограмм позволяет сделать следующие заключения.
-8 -9 -10 -11 -12 -13 -14 -8 -9 -10 -11 -12 -13 -14
Юд (bSFRJ 1од (Ь8Р^т)
Рис. 4. Распределение числа галактик Местного объема (а) по эффективности звездообразования, (Ь) по удельному темпу звездообразования, определенному по На-потоку, (с) по удельному темпу звездообразования на единицу барионной массы, измеренному по На-потоку, по удельному темпу звездообразования на единицу барионной массы по измерениям в FUV-полосе. На всех графиках горизонтальная шкала выражена в единицах [уг-1].
a) Распределение галактик поздних типов (T = 10—6) по темпу звездообразования, нормированному на единицу звездной массы или массы водорода или единицу суммарной барионной массы, имеет асимметричный вид с избытком числа галактик при малых значениях SFR. Наличие галактик (около 10% выборки), у которых FUV- или Ha-потоки ниже предела обнаружения, усиливает наблюдаемую асимметрию.
b) Медианные значения распределений: sSFRHa = -10.31 dex, bSFRHa = -10.64 dex и bSFRpuv = -10.52 dex близки друг к другу и в 1.5—3 раза меньше темпа расширения Вселенной, lg(Äo)[yr-1 ] = -10.14 dex. Наблюдаемый темп звездообразования у типичной галактики Местного объема позднего типа вполне достаточен, чтобы воспроизвести основную часть ее наблюдаемой звездной массы за космологическое время Я0-1 ~ 13.7 Gyr. Другими словами, эволю-
ция иррегулярных карликовых галактик и дисков спиралей может происходить в «тлеющем» режиме без бурной фазы звездообразования при г > 2, характерной для галактик ранних типов. При этом, запасы газа у галактик типов Т = 10—6 способны поддерживать наблюдаемый темп звездообразования в них на протяжении почти еще одного
Хаббловского времени, 0.75 х Н-1. С учетом поправки за содержание Не и Н2, эта величина возрастает до 1.4 х Н-1.
с) Распределение галактик поздних типов по величине удельного темпа звездообразования на единицу барионной массы, bSFR, имеет довольно четкий верхний предел, подобный эддингто-новскому пределу звездной светимости. Этот предел, очевидно, обусловлен наличием жесткой обратной связи: при сильной вспышке звездообразования происходит истощение локальных запасов нейтрального газа, что блокирует (угнетает)
дальнейший процесс. В рассматриваемой выборке 570 галактик нет ни одной с темпом звездообразования bSFR(FUV) больше —9.5 dex. На диаграмме N(lg[bSFRH«j) имеются две компактные H II-области: PGC 2448110 и JKB 83, а также две голубые компактные галактики Маркаряна: Mrk 36 и Mrk 475, у которых bSFRHa несколько превосходит указанный предел. Этот избыток, видимый в линии Ha на шкале времени примерно 10 Myr, размывается на интервале времени около 100 Myr, характерном для оценки SFR по FUV-потоку.
Проводимый нами обзор галактик Местного объема в линии Ha, а также FUV-обзор этих галактик на космическом телескопе GALEX, оказались довольно чувствительными, чтобы определить SFR у порядка 90% галактик поздних типов T = 10-6.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Представленные выше данные позволяют утверждать, что процессы звездообразования в иррегулярных карликовых галактиках и дисках спиральных галактик поздних типов имеют много сходства. Большинство Scd-Sc-Sdm галактик без видимых признаков балджа, вероятно, не испытывали актов слияния (merging) за последние примерно 10 Gyr [45]. Для таких «девственных» галактик характерен размеренный, вялотекущий темп звездообразования. Карликовые иррегулярные галактики имеют примерно тот же средний темп звездообразования, однако вариации SFR у них тем выше, чем меньше барионная масса карлика. Сам темп звездообразования и его вариации у галактик поздних типов определяются, в основном, индивидуальными параметрами этих галактик, будучи мало зависимыми от внешних воздействий. В процессе Ha-обзора мы обнаружили несколько интересных объектов, звездообразование в которых по всей видимости вызвано скорее всего внешними причинами, а именно натеканием межгалактического газа [46].
Распределение галактик поздних типов по величине удельного темпа звездообразования на единицу барионной массы, bSFR, показывает довольно четкий верхний предел, подобный эддингтоновско-му пределу звездной светимости, который, очевидно, обусловлен наличием жесткой обратной связи: при сильной вспышке звездообразования в галактике происходит истощение локальных запасов нейтрального газа, что в свою очередь блокирует дальнейший процесс рождения звезд.
БЛАГОДАРНОСТИ
Работа поддержана грантом РНФ 14-02-00965.
Авторы благодарны Рецензенту за внимательное прочтение работы и сделанные замечания, которые привели к улучшению статьи.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. D. Karachentsev, S. S. Kaisin, and E. I. Kaisina, Astrophysics 58, 453(2015).
2. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina, Astron. J. 145, 101 (2013).
3. E. I. Kaisina, D. I. Makarov, I. D. Karachentsev, and S. S. Kaisin, Astrophysical Bulletin 67, 115 (2012).
4. P. A. James, N. S. Shane, J. E. Beckman, et al., Astron. and Astrophys. 414, 23 (2004).
5. D. A. Hunter and B. G. Elmegreen, Astron. J. 128, 2170 (2004).
6. R. C. Kennicutt, Jr., J. C. Lee, J. G. Funes, et al., Astrophys. J. Suppl. 178, 247 (2008).
7. A. Gil de Paz, S. Boissier, B. F. Madore, et al., Astrophys. J. Suppl. 173, 185(2007).
8. V. L. Afanasiev, E. B. Gazhur, S. R. Zhelenkov, and A. V. Moiseev, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 90 (2005).
9. R. C. Kennicutt, Jr., Astrophys. J. 272, 54 (1983).
10. E. F. Schlafly and D. P. Finkbeiner, Astrophys. J. 737, 103(2011).
11. R. C. Kennicutt, Jr., Annual Rev. Astron. Astrophys. 36, 189(1998).
12. J. C. Lee, R. C. Kennicutt, Jr., S. J. J. G. Funes, et al., Astrophys. J. 692, 1305 (2009).
13. M. A. W. Verheijen, Astrophys. J. 563, 694 (2001).
14. E. J. Tollerud, M. C. Geha, J. Grcevich, et al., Astrophys. J. Lett. 798, L21 (2015).
15. E. J. Tollerud, M. C. Geha, J. Grcevich, et al., Astrophys. J. 827,89(2016).
16. M. P. Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al., Astron. J. 142, 170(2011).
17. I. D. Karachentsev, P. Riepe, T. Zilch, et al., Astrophysical Bulletin 70, 379 (2015).
18. B. P. M. Laevens, N. F. Martin, R. A. Ibata, et al., Astrophys. J. Lett. 802, L18 (2015).
19. J. T. A. de Jong, H.-W. Rix, N. F. Martin, et al., Astron. J. 135, 1361 (2008).
20. D. Kim, H. Jerjen, D. Mackey, et al., Astrophys. J. Lett. 804, L44 (2015).
21. D. R. Saul, J. E. G. Peek, J. Grcevich, et al., Astrophys. J. 758,44 (2012).
22. J. L. Carlin, D. J. Sand, P. Price, et al., Astrophys. J. Lett. 828, L5 (2016).
23. R. B. Tully and J. R. Fisher, Astron. and Astrophys. 54, 661 (1977).
24. S. M. Faberand D. Burstein, in Large-scale motions in the universe, (Princeton Univ. Press, Princeton, 1988), pp. 115-167.
25. B. L. James, S. E. Koposov, D. P. Stark, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 465, 3977 (2017).
26. J. N. Burchett, T. M. Tripp, J. K. Werk, et al., Astrophys. J. Lett. 779, L17 (2013).
27. B. A. Jacobs, L. Rizzi, R. B. Tully, et al., Astron. J. 138,332(2009).
28. A. V. Zasov, A. S. Saburova, O. V. Egorov, and R. I. Uklein, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 469, 4370 (2017).
29. K. C. Chambers, E. A. Magnier, N. Metcalfe, et al., arXiv:1612.05560 (2016).
30. S. Danieli, P. van Dokkum, A. Merritt, et al., Astrophys. J. 837, 136(2017).
31. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and O. G. Kashibadze Nasonova, Astron. J. 153, 6
(2017).
32. V. E. Karachentseva and I. D. Karachentsev, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,409(1998).
33. J. Koda, M. Yagi, Y. Komiyama, et al., Astrophys. J. Lett. 802, L24 (2015).
34. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, and M. Ehle, Astron. and Astrophys. Suppl. 141,469(2000).
35. E. Ricciardelli, A. Cava, J. Varela, and V. Quilis, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 445, 4045 (2014).
36. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and D. I. Makarov, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 479, 4136
(2018).
37. E. D. Skillman, NewAR 49, 453 (2005).
38. G. S. Stinson, J. J. Dalcanton, T. Quinn, et al., Astrophys. J. 667, 170(2007).
39. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astron. J. 133, 1883(2007).
40. K. B. W. McQuinn, E. D. Skillman, J. M. Cannon, et al., Astrophys. J. 695, 561 (2009).
41. I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina, Astron. J. 146, 46 (2013).
42. G. R. Meurer, O. I. Wong, J. H. Kim, et al., Astrophys. J. 695, 765 (2009).
43. F. M. Audcent-Ross, G. R. Meurer, O. I. Wong, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 480, 119 (2018).
44. M. Fukugita and P. J. E. Peebles, Astrophys. J. 616, 643(2004).
45. J. Kormendy, N. Drory, R. Bender, and M. E. Cornell, Astrophys. J. 723,54 (2010).
46. A. Moiseev, I. Karachentsev, and S. Kaisin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 403, 1849 (2010).
Star Formation in Nearby Dwarf Galaxies S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev
We report the measured Ha fluxes and images of 66 nearby objects observed with the 6-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences. Three of these objects—IC 2233, UGC4704, and NGC 3432—are late-type spiral galaxies, six objects are distant globular clusters of the M 31 galaxy, and the remaining ones are dwarf galaxies. We used the measured Ha fluxes to estimate the integrated and specific star-formation rates and analyzed some of the main features of star formation in dwarf galaxies and late-type spirals based on a sample of more than 500 Local-volume galaxies.
Keywords: galaxies: dwarf—galaxies: star formation
