WWW.DIS.KONFLIB.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

 
<< HOME
Научная библиотека
CONTACTS

Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 16 |

Базовые свойства галактик местного объема (

-- [ Страница 9 ] --

Для каждой галактики Местного объема вычислялся приливной индекс 1 согласно (18), считая массы галактик пропорциональными их К-светимостям как M*=LK при M*/LK 1Msun/Lsun (Bell et al. 2003), а полная масса каждой галактики предполагалась равной 6·M*, независимо от ее светимости и морфологии. Константа C=-10.96 в (18) была выбрана таким образом, чтобы галактика с 1=0 находилась на “сфере нулевой скорости” относительно своей главной галактики. Другими словами, галактика с 10 cчиталась причинносвязанной с ее главной галактикой, поскольку время пересечения для этой пары оказывается меньше возраста Вселенной H0-1, где H0=72 км/с·Мпк — параметр Хаббла. Соответственно, галактику с отрицательным значением 1 следует рассматривать как физически не связанную со своими соседями. Такие объекты обычно называют галактиками “поля”. Очевидно, что данный подход является оправданным пока только для близкого объема, где уже обнаружены все достаточно массивные галактики и определены их расстояния. Значение индекса 1 и имя главной галактики представлены в колонках (14) и (15) Таблицы 3 Приложения В. Приливной индекс 1 или фактически контраст плотности, привносимый одним, самым значимым соседом (MD), может Рисунок 3.8. Отношение водородной массы к Ксветимости в зависимости от локальной плотности j = log( jK | 1Mpc / jK, global ). (20) окружения (приливных индексов).

Рисунок 3.9. Зависимость удельного темпа сторону высокой плотности звездообразования по H-потоку от различных видов приливных индексов. Галактики с верхним кружками.

Рисунок 3.10. Удельный темп звездообразования по FUV-потоку от трех видов приливных индексов.

Пустыми кружками указаны галактики с верхним пределом FUV-потока.

содержатся в Таблице 2 Приложения В.

Значения SFR, рассчитанные по соотношениям (16) и (17), относятся к характерному интервалу времени ~100 млн. лет, т.е. являются более робастными, однако они гораздо сильнее подвержены неопределенности из-за плохо известного внутреннего поглощения в галактиках. Распределения удельного темпа звездообразования для 692 галактик на шкалах 1, 5, или j (Рисунок 3.10) повторяют в общих чертах предыдущие распределения. Здесь, как и на предыдущем рисунке, галактики с верхним пределом SFR показаны открытыми кружками.

3.5 Некоторые параметры Местного объема в сравнении с глобальными По данным Sloan Digital Sky Survey космическая вариация светимости в кубической ячейке со стороной 30 Мпк составляет 30% и падает до величины ~10% в ячейке с ребром 95 Мпк (Papai & Szapudi 2010). Местная сфера диаметром 20 Мпк содержит ряд групп различной населенности и морфологии, а также войды, почти полностью лишенные галактик. Поэтому важно иметь количественное представление о том, насколько параметры Местного объема отличаются от глобальных космических параметров.

Нижняя панель Рисунка 3.11. показывает поведение средней плотности светимости в В-полосе (треугольники) и К-полосе (кружки) в сферах фиксированного радиуса. При D = 10 Мпк средняя плотность В-светимости составляет 3.0·108 Lsun/Мпк3, что в 2.2 раза превышает ее глобальное значение согласно данным Blanton et al. (2003) и Liske et al. (2003) равное (1.3±0.1)·108 Lsun/Мпк3. Для плотности К-светимости локальная величина jK (D 10 Мпк)=5.9·108 Lsun/Мпк3 всего лишь в 1.4 раза больше глобальной 4.28·108 Lsun/Мпк3 (Jones et al. 2006). Следовательно, несмотря на наличие Местного войда, Местный объем представляет собой overdensity умеренной амплитуды.

Аналогичное соотношение между средней плотностью водородной массы и радиусом сферы, внутри которой она определялась, представлено на средней панели Рисунка 3.11. Локальная плотность 0.54·108Lsun/Мпк3 внутри D = 10 Мпк оказывается близкой к глобальной средней плотности (0.59±0.05) 108 Lsun/Мпк3, полученной по данным HIPASS (Zwaan et al. 2003) и ALFALFA (Martin et al.

2010).

Верхняя панель Рисунка 3.11. воспроизводит изменение средней плотности темпа звездообразования в пределах фиксированного расстояния D.

Значения jSFR [Msun·год-1Мпк-3], полученные по H-потокам галактик показаны кружками, а оценки по FUV-потокам из GALEX изображены треугольниками.

Согласие между независимыми оценками jSFR можно считать вполне удовлетворительным, принимая во внимание неопределенности, связанные с поправками за поглощение в FUV-полосе. Среднее значение jSFR по H- и FUVпотокам в пределах 10 Мпк составляет jSFR=(0.014±0.003), что с учетом некоторой неполноты H-обзора на окраинах LV, а также неполноты UVобзора в зоне сильного Галактического поглощения, согласуется со средним глобальным значением (0.018±0.003) Msun·год-1·Мпк-3 по данным Salim et al.

(2007) и James et al. (2008).

Рисунок 3.11. Средняя плотность светимости в B- и K-полосах на расстоянии D вокруг нашей галактики (внизу). В центре то же самое для плотности массы водорода и вверху для темпа звездообразования, рассчитанного по H- или FUV-потокам.

3.6 Заключение Сводка накопленных данных о расстояниях, лучевых скоростях и других базовых параметрах 869 галактик Местного объема (D 11 Мпк и/или VLG 600 км/с) была представлена в UNGC (Karachentsev et al. 2013a).

Карликовые системы составляют более 3/4 нашей выборки. Опираясь на наиболее доступные наблюдательные признаки карликовых галактик – поверхностную яркость и цвет (Таблица 2.1), предложена двухпараметрическая классификация карликов. Распределение карликовых галактик по визуальным градациям поверхностной яркости имеют отчетливый тренд медиан на шкале SB [зв.вел./кв.сек]: 23.0 (H), 24.2 (N), 25.2 (L) и 27.55 (X) (Рисунок 3.4). Разброс средних поверхностных яркостей для галактик Местного объема в В-полосе достигает более 10 звездных величин в диапазоне от 20 до 32 [зв.вел./кв.сек.].



Наблюдательные данные в линии нейтрального водорода, с учетом значений верхних пределов HI-потока, имеются для более 80% галактик выборки. Здесь необходимо отметить, что среднее отношение MHI/LB возрастает при переходе от нормальных спиральных галактик к карликовым системам с Vm 50 км/с до ~ 0.7 Msun/Lsun. Наблюдаемые значения отношения MHI/LK, фактически выражающего отношение масс газа и звезд у галактик, позволяют сделать вывод о том, что в карликовых галактиках, детектированных в линии HI, большая часть барионной массы еще не успела переработаться в звезды.

Максимальные значения отношения MHI /LK не зависят от окружения галактики, а наблюдаемое падение нижнего предела в сторону высокой плотности окружения может быть обусловлено выметанием газа из галактик при их тесном взаимодействии.

Анализируя рассмотренные свойства и зависимости, можно сказать, выборка галактик Местного объема выглядит вполне подходящим представителем Местной вселенной по многим своим характеристикам.

Следует подчеркнуть, однако, что только 40% галактик в этой выборке имеют оценки расстояния точнее, чем (10 – 15)%. Трудная наблюдательная задача измерения расстояний до нескольких сотен галактик в пределах 11 Мпк остается весьма актуальной для космологии ближней вселенной.

Глава Свойства звездообразования по H- и FUV-потокам 4.1 Введение В последнее десятилетие была опубликована серия обзоров близких галактик в эмиссионной линии H с целью изучения особенностей звездообразования в них. Как правило, объектами изучения являлись галактики фиксированного морфологического типа: голубые компактные галактики, BCD (Gil de Paz et al.

2003), иррегулярные и BCD (Hunter & Elmegreen, 2004), спиральные и иррегулярные (James et al. 2004; Epinat et al. 2008), южные объекты, богатые нейтральным водородом HI (Meurer et al. 2006), карликовые галактики в близких группах Sculptor и Centaurus A (Bouchard et al. 2009).

Наиболее систематические наблюдения в линии H были проведены Kennicutt et al. (2008), которые отбирали для своего обзора близкие (D 11 Мпк) галактики с видимой величиной B 15m на галактических широтах |b| 20 с морфологическими типами T -1 по классификации de Vaucouleurs. Параллельно с этим, на 6-метровом телескопе Российской Академии Наук выполнялась программа массового H-обзора галактик Местного объема без какой-либо селекции объектов по морфологическим типам (Karachentsev et al. 2005; Kaisin & Karachentsev 2006, 2008; Kaisin et al.

2007, 2011; Karachentsev & Kaisin 2007, 2010). Всего по этой программе были получены H-изображения более 300 галактик с расстояниями D 11 Мпк. В ходе обзора наблюдались как богатые газом спиральные, иррегулярные и голубые компактные галактики, так и “мертвые” эллиптические, линзовидные и карликовые сфероидальные галактики, где современные темпы звездообразования предполагаются близкими к нулю. Такой неселективный подход к выбору мишеней привел к обнаружению околоядерной H-эмиссии у ряда изолированных E, S0 галактик (Moiseev et al. 2010), что свидетельствует о происходящем квазистационарном процессе аккреции межгалактического газа на центральные части галактик.

звездообразования в близких галактиках по их далекому ультрафиолетовому потоку (FUV).

Для 461 галактики Местного объема сейчас измерены SFR по потокам в линии H, для 41 галактики известны верхние пределы интегрального Hпотока. Всего в выборке имеется 619 галактик со значениями SFR по FUVпотокам, а также 98 галактик с верхним пределом, соответствующим mFUV 23.0m. Среди обеих подвыборок имеется 415 галактик, у которых темп звездообразования можно оценить двумя независимыми способами. Это позволяет составить представление о точности используемых методов. Темп звездообразования в эмиссионной линии H и в FUV определялся по соотношениям (13) и (16), как описано в Главе 2.3. Сводка интегральных Таблице 4 Приложения В.

Сводка H-потоков для более 500 и FUV-поток для более 700 галактик Местного объема опубликована Updated Nearby Galaxy Catalog (=UNGC) (Karachentsev et al. 2013a) и доступна на Web-странице базы данных LVG (http://www.sao.ru/lv/lvgdb). В настоящее время рассматриваемая выборка является наиболее представительной из всех существующих.

Следует подчеркнуть, что ограничение выборки фиксированным расстоянием, а также минимальная избирательность выборки при ее составлении, являются весьма важными обстоятельствами, которые облегчают интерпретацию получаемых данных. К примеру, использование нашей выборки звездообразования в единичном объеме в современную эпоху (z=0). Как справочная выборка, она оказывается также полезной при анализе влияния плотности окружения в близких скоплениях Virgo, Fornax на особенности звездообразования в галактиках разных типов.

4.2 Сравнение темпов звездообразования по H- и FUV-потокам Рассмотрим отношение темпов звездообразования, определенных по потокам в линиях H и FUV, в зависимости от различных глобальных параметров галактик. Такие зависимости представлены на Рисунке 4.1. Члены Местного объема, у которых известен только верхний предел потока в H или FUV, изображены пустыми треугольниками с острием, соответственно, вниз и вверх.

Остальные объекты показаны кружкам. На верхней панели рисунка приведена зависимость отношения SFR от абсолютной В-величины галактики. На средней панели отношения SFR даны как функция индикативной динамической массы галактики M26, определенной внутри изофоты Холмберга 26.5 зв.вел./кв.сек.

Нижняя панель показывает отношение темпов звездообразования в зависимости от полной массы водорода MHI. Наблюдаемый разброс галактик на диаграммах Рисунка 4.1 обусловлен самыми разными причинами, имеющими как случайный, так и систематический характер.

Прежде всего, ошибки измерения H-потока составляют ~(10 - 20)%, как было отмечено Kennicutt et al. (2008), Karachentsev & Kaisin (2010).



Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 || 10 | 11 |   ...   | 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.