Звездобразование в Местном Объеме по результатам Hα обзора на БТА Химическая и динамическая эволюция галактик ЮФУ, Ростов-на-Дону сентября 2009 Кайсин С.С. & Караченцев И.Д. Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН

Изменение числа объектов в Местном Объёме (D < 10 Mpc) Год Источник Число объектов Kraan-Korteweg & Tammann Karachentsev Karachentsev et al.=CNG current version of CNG

Основные зависимости SFR(M /yr) = 1.27 · 10 9 F C (Hα) · D 2 Gallagher et all. (1984), где D - расстояние в Мпк, F C - поток в эрг· см -2 · сек -1, исправленный за Галактическое поглощение (Schlegel et al. 1998) и внутреннее поглощение A(Hα) = 0.538·A B A int =[ (logV m -2.2)] · log(a/b), если V m > 42.7 км/c, иначе A int = 0 log(M HI / M ) = log F HI · log D Mpc P K =log([SFR]·T 0 /L K ), F=log(M HI /[SFR]·T 0 ) K –величины взяты из 2MASS или вычислялись следующим образом: =4.10 для T 2 {E, SO, Sa) =4.60 – 0.25 · T для T= 3-8 =2.35 для T=9,10 (Sm, BCD, Ir)

Зависимость SFR – M B Пунктирная линия соответствует постоянному темпу звездообразования на единицу светимости. Карлики с M B >-12 m демонстрируют сдвиг SFR вниз от гл. последовательности. Сдвиг может уменьшится с учетом новых сценариев звездной эволюции Гирлянда - приливная структура с высоким SFR, очевидно она в пике вспышки звездообразования

Изображение галактики Гирлянда в континууме и в линии Hα, полученное на БТА

Зависимость SFR – MHI. пунктирная линия соответствует фиксированной величине SFR на единицу M HI, сплошная зависимости Schmidt– Kennicutt 3/2 Спиральные и иррегулярные галактики показывают более крутую зависимость SFR от M HI, чем от светимости L B. Карликовые dIrr галактики сохраняют относительно большие запасы газа для поддержания наблюдаемых SFR, чем спиральные галактики.

P K =lg[SFR]·T 0 /L K – характеризует какую долю своей светимости галактика произвела бы за Хаббловское время T 0 при текущем темпе звездообразования и отношении массы к светимости 1M /L. F=lgM HI /[SFR]·T 0 – показывает за сколько Хаббловских времен галактика израсходует наличный запас газа, если звездообразование будет идти наблюдаемым в настоящее время темпом.

Изображение галактики NGC4460 в континууме и в линии Hα, полученное на БТА

KDG61

KKR25

Stinson, Dalcanton et al. (2007, ApJ, 667, 170) смоделировали коллапс изолированной dIr's с учетом влияния эффекта вспышек сверхновых (SN feedback). Они обнаружили циклические вспышки звездообразования (SF) на шкале около ~0.3 млрд. лет с амплитудой изменения темпа звездообразования (SFR) около 10 для маломассивных карликовых галактик с V m

Изображение галактики NGC4449 в континууме и в линии Hα, полученное на БТА

Изображение галактики DDO125 в континууме и в линии Hα, полученное на БТА

Изображение галактики DDO181 в континууме и в линии Hα, полученное на БТА

Глобальная плотность звездообразования в Местной Вселенной (Z = 0, H o = 72 км · с -1 · Мпк -1 ) log(SFR) Источник Примечание M ·год -1 ·Мпк / Gallego et al em. line gg / Tresse & Maddox 1998 I-band survey / Perez-Gonzalez et al opt.-selected / Brinchmann et al SDSS-based / Hanish et al HI- selected / Salim et al UV-based / James et al Hα Local Univ / present talk Hα Local vol log(SFR) исправлен за поглощение

Некоторые глобальные параметры (h = 0.72, Z = 0) Критическая плотность: 1.43 ·10 11 М /Мпк 3 K-luminosity плотность: 4.6 ·10 8 L /Мпк 3 (Kochanek et al.2001) + (Bell et al. 2003) HI плотность: 0.55 ·10 8 M /Мпк 3 HIPASS SFR плотность: M /год/Мпк 3 present talk P K present talk F present talk F corr (+0.17dex HeI, +0.10dex H 2 ) Cosmic baryon budget (Fukugita, 2003) in the Omega-units : 0.25% (stars) % (HI+HeI+H 2 ) % (hot gas in clusters) + 2.2% (warm & cold gas) = 2.7% versus ( )% from Big Bang Nucleosynthesis

HI в Virgo

Спасибо за внимание

Hα view of the UA281 from the 6-m telescope

Изображение галактики UGC8215 в линии Hα полученное на БТА

Некоторые глобальные параметры (h = 0.72, Z = 0) The critical density: 1.43 ·10 11 M /Mpc 3 K-luminosity density: 4.6 ·10 8 L /Mpc 3 (Kochanek et al.2001) + (Bell et al. 2003) HI density: 0.55 ·10 8 M /Mpc 3 HIPASS SFR density: M /yr Mpc 3 present talk P K present talk F present talk F corr (+0.17dex HeI, +0.10dex H 2 ) Cosmic baryon budget (Fukugita, 2003) in the Omega-units : 0.25% (stars) % (HI+HeI+H 2 ) % (hot gas in clusters) + 2.2% (warm & cold gas) = 2.7% versus ( )% from Big Bang Nucleosynthesis

Concluding remarks and questions We should aspire to image ALL the LV galaxies in H α and in HI without any morphological selection. Should we try to reach such deep limiting fluxes for survey: F(H α ) = (erg/cm 2 sec) or log[SFR] = -4.1 at D = 8 Mpc F(HI) = 0.1 Jy·km/sec or log M HI = 6.2 at D = 8 Mpc (competition with data on UV-fluxes from GALEX or EW from Sloan) Does the quadrant {P K > 0, F > 0} is almost empty or it contains many hidden objects like HIJASS near IC2574, HI in Virgo, and "Leib (AGC219303) near NGC3628 ? SAO database for the Local Volume galaxies (N = 730) will be ready soon.

Basic contributions to the Hα survey of the LV galaxies Authors Year Reference N LV Sample Kennicutt & Kent 1983 AJ, 88, S,Ir Kennicutt et al ApJ, 337, S,Ir Hunter et al AJ, 106, Ir Miller & Hodge 1994 ApJ, 427, M81 group Young et al AJ, 112, S van Zee 2000 AJ, 119, Ir isolated Bell & Kennicutt 2001 ApJ, 548, S,Ir Gil de Paz et al ApJS, 147, BCD James et al A&A, 414, SO/a - Im Hunter & Elmegreen 2004 AJ, 128, Im, BCD Meurer et al ApJS, 165, HIPASS selected Epinat et al MNRAS, 390, S Kennicutt et al ApJS, 178, T>-1, B 20° Bouchard et al AJ, 137, Scu & CenA groups Karachentsev & Kaisin All types

Star Formation Rate in the Local Volume SFR vs M B, SFR vs M HI P K =lg([SFR]·T 0 /L K ), F=lg(M HI /[SFR]·T 0 ) for different morphological types (dimensionless, distance independent, minimum selection effects!)