WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 10 ] --

Характерные ошибки измерения FUV-потоков, полученных по данным GALEX значительно ниже, однако, разброс значений FUV-поглощения в галактике может достигать ~(20 - 40)%, как показали Lee et al. (2009). Ошибки измерения расстояний до галактик составляют ~(10 - 20)%. Таким образом, можно было звездообразования SFRH к SFRFUV в пределах 50%. Но Рисунок 4. демонстрирует гораздо более широкий разброс.

Также напомним, поток в линии H определяет темп звездообразования в галактике на короткой шкале времени ~107 лет (из-за свечения звезд класса O), тогда как FUV-поток формируется менее массивными звездами класса B0 – B и соответствует временной шкале ~108 лет. Из-за вспышек звездообразования особенно значительных у самых маломассивных карликов (Stinson et al. 2007, Skillman 2005), дисперсия отношения темпов звездообразования по H- и по Рисунок 4.1. Отношение H-к-FUV темпов звездообразования в зависимости от различных глобальных параметров галактики: абсолютной звездной величины (верхняя панель), динамической массы в пределах диаметра Холмберга (средняя панель), полной массы водорода (нижняя панель).

FUV-потокам должна возрастать с уменьшением светимости или массы галактики. Этот ожидаемый эффект как раз и наблюдается на всех панелях Рисунка 4.1. Примерами галактик в центральной части которых произошли вспышки звездообразования, являются М82, NGC 3412, NGC 3593, NGC 4600.

При переходе от нормальных дисковых галактик к диффузным карликовым объектам точность определения H-потока, как правило, падает.

Здесь может систематическим образом сказываться недооценка интегральной H-эмиссии из-за потери слабоконтрастной компоненты, распределенной вне пределов компактных HII-областей. С другой стороны в оптические контуры диффузных карликовых галактик могут попадать слабые голубые звезды Млечного Пути, которые приводят к фиктивному увеличению FUV-потока (вероятные примеры: Sculptor, Fornax, AndI, AndII, AndXI, AndXVII). Кроме того, в оптических контурах карликовых галактик иногда остаются плохо вычтенные следы очень красных звезд, что фиктивно увеличивает H-поток (AndIII, AndV, AndX). Известны случаи, когда большое различие в оценках SFR по H- и FUV-потокам вызвано мелкими эмиссионными областями на периферии гигантских галактик, которые случайно проектируются на изображения карликовых спутников. Примером таких ситуаций являются спутники KDG61 (Karachentsev et al. 2011a) и М32.

NGC 1533, когда значительные ошибки в измерении H-потока вызваны плохим контролем погодных условий при наблюдениях или проблемами с обработкой данных.

Помимо всех перечисленных обстоятельств необходимо помнить, что переход от H- и FUV-потоков к значениям SFR основывается на эмпирических соотношениях (8), (13), (16), (17), справедливость которых не вполне обоснована. На эту кардинальную проблему обратили внимание PflammAltenburg et al. (2007, 2009), согласно которым имеет место систематическая недооценка темпа звездообразования в карликовых галактиках по их Hпотоку. Причину несоответствия авторы видят в особенностях начальной функции звездных масс у карликовых галактик (дефиците звезд самой высокой светимости). Детальные дискуссии по этим вопросам можно найти у Lee et al.

(2009, 2011), Meurer et al. (2009), Hunter et al. (2010), Fumagelli et al. (2011), Weisz et al. (2012), and Relano et al. (2012).

Рисунок 4.2. Зависимость отношения H- к -FUV темпов звездообразования в зависимости от видимого отношения осей для спиральных галактик (верхняя панель) и позднего типа иррегулярных карликовых галактик (нижняя панель). Сплошные нуля. Следовательно, линии показывают линейную зависимость по (13) и (16) хорошо взаимно прокалиброваны для нормальных дисковых галактик. Некоторая тенденция к уменьшению [SFR]H / [SFR]FUV в сторону галактик с большим углом наклона диска к лучу зрения указывает на возможную переоценку величины внутреннего поглощения в дисках по соотношениям (8) и (17).

Для карликовых галактик морфологических типов Т = 9, 10 (BCD, Im, Ir) логарифмическая разность оценок темпа звездообразования характеризуется заметно большей дисперсией. В среднем значение [SFR]FUV оказывается в два раза выше, чем [SFR] H и практически не зависит от угла наклона галактики.

Любопытно отметить, что разброс разности оценок log [SFR] показывает тенденцию к уменьшению от карликовых галактик, видимых анфас, к галактикам edge-on.

Разность log [SFR]H – log [SFR]FUV в зависимости от морфологического типа галактик представлена на верхней панели Рисунка 4.3. Как следует из этих данных, для ранних типов Т 2 оценки SFR по H-потоку в среднем в 2–5 раз выше, чем по FUV-потоку, показывая при этом значительный разброс. Причина Рисунок 4.3. Зависимость отношения H-к -FUV темпов звездообразования от морфологического (вверху) и от средней поверхностной яркости в Галактики с верхним пределом H- или FUV-потока показаны открытыми треугольниками, направлеными вверх или вниз соответственно.

сравнению с галактиками с высокой поверхностной яркостью. Они представили это как доказательство систематического изменения начальной функции масс, поддерживая идею, предложенную Pflamm-Altenburg et al. (2009). На нижней панели Рисунка 4.3 приведены отношение темпов звездообразования к поверхностной яркости галактики в B-полосе внутри Холмбергского радиуса.

Как видно, наша гораздо более представительная выборка также показывает эту корреляцию, но в меньшей степени. Наблюдаемый разброс может быть вызван известными зависимостями средней поверхностной яркости от других параметров галактики: светимости, морфологии, HI-содержания и т.д.



4.3 Масштабированные зависимости Как хорошо известно, интегральный темп звездообразования в дисковых галактиках приблизительно пропорционален их интегральной светимости, т.е.

удельный (specific) темп звездообразования на единицу светимости у них приблизительно одинаков ([174]Young et al. 1996; Karachentsev & Kaisin 2007;

James et al. 2008; Lee et al. 2009). Это утверждение справедливо, однако, лишь в первом приближении. Помимо светимости, существуют, по-видимому, и другие параметры галактик, которые влияют на различие удельных темпов звездообразования SSFR.

На верхней панели Рисунка 4.4 представлено распределение галактик Местного объема по удельному темпу звездообразования на единицу светимости галактики в K-полосе и логарифму интегральной К-светимости.

Галактики с оценками SFR по H- и FUV-потоку изображены кружками и треугольниками, соответственно. Пустыми символами обозначены галактики с верхней оценкой H- или FUV-потока. Поскольку у звездного населения галактик среднее отношение массы к светимости в К-полосе составляет ~1 Msun / Lsun (Bell et al. 2003), то шкала LK фактически соответствует шкале интегральной звездной массы галактик, M*. На этой диаграмме галактики Местного объема различаются на 8 порядков по светимости и на 6 порядков по удельному темпу звездообразования. Помимо горизонтальной “главной последовательности” для дисковых галактик, на правой стороне диаграммы выделяется вертикальный “столб”, в котором представлены галактики самой высокой светимости. Большинство из них спиральные галактики раннего типа (Sa-Sb) с преобладающим балджем со старым населением. Существующее различие в отношении балджа к диску в них по-видимому и приводит к наблюдаемому разбросу их по вертикальной шкале. Еще большие различия по удельному темпу звездообразования видны у карликовых галактик. Частично они обусловлены ростом ошибок измерения H- и FUV-потоков у галактик низкой светимости. Но главной причиной является физическая: выметание газа Рисунок 4.4. Зависимости удельного темпа звездообразования от различных глобальных параметров: K-светимости (верхняя панель), динамической массы внутри диаметра Холмберга выглядит более отчетливой и (средняя панель), полной массы водорода (нижняя панель). Кружками представлены H-потоки, треугольниками – FUV-потоки, открытые символы соответствуют верхним пределам потоков.

предела log( SFR / LK ) 9.4, выше которого располагаются всего несколько пекулярных экстремально голубых галактик: Garland, Mrk 209, Mrk 36, NGC 1592, UGCA 292.

Еще одним параметром, влияющим на темп звездообразования, является полная водородная масса галактики MHI. Как следует из данных нижней панели Рисунка 4.4, наиболее быстрое преобразование газа в звезды происходит в галактиках, обладающих большими запасами нейтрального водорода. Наклон логарифмической зависимости между SSFR и MHI в области log (MHI/Msun) выглядит гораздо более крутым, чем у галактик с большими водородными массами. Различный характер распределения галактик на трех панелях Рисунка 4.4 еще раз напоминает о том, что условия отбора галактик в рассматриваемую выборку по оптическим или же по HI признакам могут сильно влиять на распределение и последующую интерпретацию наблюдательных данных. Это обстоятельство было отмечено также Huang et al.

Рисунок 4.5. Зависимость интегрального темпа звездообразования от общей массы водорода для галактик Местного Объема. Обозначения такие же, как на Рисунке 4.4.

Сплошная линия показывает наклон 3/2, соответствующий закону Шмидта - Кенникатта.

(2012) при сравнении ими выборок, организованных по данным ALFALFA, SDSS и GALEX обзоров.

Рисунок 4.6. Зависимость удельного темпа звездообразования и водородной массы к галактик. Открытые символы соответствуют светимости галактики, галактикам с верхним пределом соответствующих потоков.

определенный по ее H-потоку, в зависимости от поверхностной яркости. Как следует из этой диаграммы, удельный темп звездообразования почти не зависит от поверхностной яркости галактики вплоть до значения SB~26.5 зв.вел./кв.сек.

Оценки SFR по FUV-потоку (средняя панель Рисунка 4.6) простираются в область более слабых поверхностных яркостей, где обнаруживается тенденция уменьшения удельного темпа звездообразования при SB 26.5 зв.вел./кв.сек.

На верхней панели Рисунка 4.6 наблюдается рост относительного содержание водорода MHI /LB в сторону слабых поверхностных яркостей, но при SB статистика наблюдательных данных становится неудовлетворительной.

Cравнение средней и нижней панелей Рисунка 4.6 показывает, что граница максимальных значений SFR/LB выглядит более резкой для FUV-потоков. Эта особенность легко объясняется тем обстоятельством, что H-поток характеризует активность звездообразования на короткой шкале времени ~107 лет и поэтому он реагирует на вспышки звездообразования сильнее, чем FUV-поток.

4.4 SFR и морфология карликовых галактик Около 75% населения Местного объема составляют карликовые галактики со светимостями и размерами меньше, чем у LMC. В морфологической классификации de Vaucouleurs им соответствуют два типа: T = 9 (irregular magellanic = Im, blue compact dwarf = BCD) и Т = 10 (dwarf irregular = Ir). Кроме того, карликовые эллиптические галактики — dE и диффузные сфероидальные — Sph обычно присоединяют к нормальным эллиптическим (Е) и линзовидным (S0) галактикам, приписывая им типы Т 0. Давно стали очевидными недостатки такой упрощенной классификации карликовых систем, поэтому van den Bergh (1959) предложил свою более рафинированную схему, где карликовые галактики различались по классам светимости.



Pages:     | 1 |   ...   | 8 | 9 || 11 | 12 |   ...   | 16 |
 




 
© 2013 www.dis.konflib.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.