АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 6, с. 456-471

УДК 524.7

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

В ГАЛАКТИКАХ NGC 628, NGC 2976 И NGC 3351

¹Уральский федеральный университет, Екатеринбург, Россия

²Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 16.11.2018 г.; после доработки 27.01.2019 г.; принята к публикации 29.01.2019 г.

В работе анализируются параметры излучения межзвездного вещества в комплексах звездообразова-

ния в высокометалличных галактиках NGC 628, NGC 2976, NGC 3351, принадлежащих к разным

морфологическим типам. Рассмотрена связь излучения в линии Hα с излучением в линиях CO и

HI, а также с излучением пыли в ИК-диапазоне. Показано, что потоки и поверхностные яркости в

ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах хорошо коррелируют с эмиссией в Hα. С ней также

коррелирует и излучение в линии HI, тогда как корреляция излучения в линиях CO и Hα существенно

более слабая. Отношение потоков на 8 и 24 мкм падает с увеличением потока в линии Hα, что

может быть обусловлено как изменениями свойств пылевого ансамбля (снижением массовой доли

полициклических ароматических углеводородов), так и изменением условий возбуждения. Анализ

кинематики линий CO показал, что поток в линии CO растет с увеличением разброса скоростей ΔV

при значениях ΔV ≲ 70 км/с. Приводятся предварительные свидетельства в пользу существования

комплексов звездообразования с б ´ольшими значениями ΔV , в которых рост разброса скоростей

сопровождается уменьшением светимости комплекса в линии CO.

DOI: 10.1134/S0004629919060045

1. ВВЕДЕНИЕ

метод требователен к качеству и объему наблю-

дательных данных, и потому его применение огра-

Звездообразование — один из ключевых про-

ничено нашей Галактикой или ближайшими к ней

цессов во Вселенной, обеспечивающий постепен-

системами. В остальных случаях приходится пола-

ный переход газа в компактные остатки с (услов-

гаться на косвенные индикаторы темпа ЗО. Пред-

но) неограниченным временем жизни (вырожден-

ставление о среднем темпе ЗО за время порядка

ные карлики, нейтронные звезды, черные дыры,

миллиарда лет можно получить из многоцветной

планеты). Его исследования всегда привлекали к

фотометрии, однако для оценки текущего (“мгно-

себе значительный интерес, но в настоящее вре-

венного”) темпа ЗО необходимы более детальные

мя возможности для изучения звездообразования

данные.

(ЗО) существенно расширились благодаря наблю-

дениям процесса рождения звезд в галактиках,

Индикаторы ЗО обычно прямо или косвенно

параметры которых существенно отличаются от

связаны с ультрафиолетовым излучением массив-

параметров Млечного Пути. Изучение внегалак-

ных звезд с наименьшим временем жизни [4]. Это

тических областей и комплексов ЗО позволяет,

могут быть, например, наблюдения ультрафиолето-

во-первых, выявлять различные индикаторы тем-

вого (УФ) континуума или наблюдения линии Hα

па ЗО, во-вторых, устанавливать наличие свя-

(в предположении, что УФ-излучение массивных

зей между темпом ЗО и различными параметрами

звезд перерабатывается в эмиссию Hα в зонах

межзвездной среды (МЗС) в галактиках как в

и комплексах ионизованного водорода). Однако в

глобальном масштабе (для галактики в целом), так

этом случае мы сталкиваемся с проблемой пы-

и на меньших пространственных масштабах.

ли, которая поглощает и часть УФ-излучения, и

На практике наиболее прямым способом опре-

часть излучения Hα, что может сделать выводы

деления темпа ЗО является подсчет количества

о ЗО менее надежными, особенно для галактик

звезд и (или) молодых звездных объектов в раз-

на больших красных смещениях. Альтернативой

личных возрастных интервалах [1-3]. Однако этот

могут быть наблюдения инфракрасного (ИК) и

субмиллиметрового излучения пыли, нагреваемой

^*E-mail: Arashu@rambler.ru

коротковолновым излучением молодых звезд, од-

^**E-mail: dwiebe@inasan.ru

нако в этом случае возникает противоположная

456

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

457

проблема: пылью поглощается и переизлучается не

исследования большего количества индикаторов

все излучение молодых звезд, причем конкретное

темпа ЗО и в целом физического состояния МЗС,

соотношение между темпом ЗО и светимостью в

которые охватывали бы системы в широком диапа-

ИК-диапазоне может зависеть от металличности

зоне металличностей.

галактики, особенностей распределения пыли и пр.

В нашей предыдущей работе

[10] мы рас-

Кроме того, может оказаться существенным вклад

смотрели комплексы ЗО (КЗО) в 11 галакти-

в нагрев пыли проэволюционировавших звездных

ках, включенных в ряд обзоров, в том числе

населений. При использовании в качестве инди-

THINGS [11] (линия HI на длине волны 21 см),

катора ЗО эмиссионных полос полициклических

KINGFISH [12] (наблюдения в дальнем инфра-

ароматических углеводородов (ПАУ) возникают

красном диапазоне на 70,

100

160

мкм на

дополнительные сложности, связанные с тем, что в

космическом телескопе “Herschel”), SINGS [13]

областях ЗО содержание ПАУ может зависеть от

(наблюдения в ближнем и среднем инфракрасном

времени [5, 6].

диапазонах на длинах волн 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 и

Для обеспечения хорошей точности желательно

24 мкм с использованием космического телескопа

использовать несколько показателей, компенсиру-

“Spitzer”) и HERACLES [14] (наблюдения линии

ющих недостатки друг друга. Пример сравнитель-

CO (2-1) с использованием

30-м телескопа

ного анализа различных индикаторов ЗО приво-

IRAM). Нами была исследована связь между раз-

дится в работе [7]. Ее авторы сопоставили значе-

личными компонентами МЗС в индивидуальных

ния темпа ЗО в галактике NGC 5253, оцененного

КЗО. Инфракрасные данные использовались для

по радиорекомбинационной линии Hα30 (можно

оценки общей массы пыли (M), массовой доли

считать, что эти оценки в наименьшей степени

полициклических ароматических углеводородов

подвержены различным помехам), со значениями,

(q_PAH) и средней интенсивности поля излучения

выведенными из других традиционных индикато-

U_min с использованием модели [15]. В данной

ров. Выяснилось, что различные оценки темпа ЗО

работе мы отдельно исследуем три галактики из

существенно расходятся друг с другом. Авторы вы-

выборки [10], для которых доступны однородные

сказали предположение, что это связано с низкой

архивные данные наблюдений в линии Нα. Именно

металличностью галактики и с тем, что в ней по

этот оптический диапазон будет подробно рас-

каким-то причинам пыль нагрета до более высокой

смотрен в этой статье и сопоставлен с данными,

температуры, чем в сравнимых системах “обычной”

полученными в работе [10].

металличности.

Немаловажную роль в оценке и понимании рас-

Другим недавним примером сопоставления оце-

пределения того или иного компонента МЗС, а

нок темпа ЗО, полученных по различным индика-

также стабильности галактических газовых дисков

торам, может служить работа [8]. Ее авторы ис-

играет дисперсия скоростей газа. Для ее измере-

пользовали для определения плотности темпа ЗО

ния используются, как правило, результаты на-

два индикатора — линию Hα и излучение в даль-

блюдений в линиях атомарного водорода 21 см и

нем УФ диапазоне, — причем в их выборку попа-

молекулы CO, причем из-за большей доступности

ло значительное количество карликовых галактик.

данных в линии 21 см исследования ее дисперсии

Оказалось, что отношение исследуемых потоков

более распространены. На сегодняшний день есть

в различных галактиках выборки обнаруживает

несколько работ, в которых сравниваются диспер-

как существенный разброс, так и систематические

сии скоростей в двух этих линиях. Например, в

вариации. Это означает, что для конкретной галак-

работе [16] сопоставляются дисперсии скоростей

тики оценки темпа ЗО по данным наблюдений в

атомарного и молекулярного газа в 12 спиральных

линии Hα и УФ-диапазоне могут существенно раз-

галактиках. Авторы приходят к выводу, что эти

личаться, хотя это различие практически исчезает

дисперсии сравнимы между собой на масштабе

при вычислении глобальной плотности темпа ЗО в

порядка нескольких кпк. Этот вывод противоречит

местной Вселенной.

картине, в которой толщина молекулярного дис-

В целом очевидно, что использование одного

ка существенно (в разы) уступает толщине ато-

индикатора ЗО может привести к существенно

марного диска, и может объясняться наличием

неверным оценкам скорости этого процесса [9]. С

толстого диска молекулярного газа, сравнимого с

другой стороны, различия в темпах ЗО, оцененных

диском нейтрального водорода. Толстый молеку-

с использованием различных индикаторов, могут

лярный диск в галактике M51 был обнаружен в

быть указанием на важные различия в параметрах

работе [17] по данным наблюдений линии СО(1-0),

этого процесса в различных условиях, например, на

позволившим впервые построить широкомасштаб-

различные свойства начальной функции масс в об-

ное распределение молекулярного газа с разреше-

ласти массивных звезд (именно они в большинстве

нием 40 пк.

случаев ответственны за действие того или иного

Подобный вывод о наличии в галактиках моле-

индикатора). Поэтому необходимы сравнительные

кулярного газа с большой дисперсией скоростей

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

458

СМИРНОВА, ВИБЕ

был сделан и в работе [18]. В ней показано, что

KINGFISH² [12], проведенного на космическом

дисперсия молекулярного газа примерно в полтора

телескопе “Herschel”. Результаты наблюдений в

раза уступает дисперсии атомарного газа в регио-

линии 21 см взяты из обзора THINGS³

[11].

нах высокой яркости эмиссии CO, однако ширина

Наблюдения в линии CO (2-1) (индикатор мо-

линий CO повышается при переходе к молекуляр-

лекулярного водорода) взяты из результатов об-

ному газу пониженной яркости. Авторы пришли

зора HERACLES⁴ [14]. Изображения галактик в

к заключению, что дисковые галактики содержат

линии Hα были получены на 2.3-метровом теле-

не только тонкий диск с высокой плотностью CO

скопе BOK в обсерватории Steward [24]. Данные

и относительно низкими скоростями, но и более

наблюдений на телескопе GALEX [25] получены из

слабый высокоскоростной диффузный компонент

молекулярного диска.

архива MAST⁵ .

В данной работе мы дополним анализ инфра-

Поскольку мы используем данные, полученные

красного излучения внегалактических КЗО и их

на разных телескопах с различным угловым разре-

излучения в линии Hα рассмотрением дисперсии

шением, в работе [10] мы приводили все имеющие-

скоростей в линиях CO. В отличие от работы [18]

ся данные к разрешению дальнего ИК (160 мкм),

мы рассмотрим не только комплексы с ярким из-

используя процедуру свертки и ядра, представ-

лучением CO, но и другие КЗО, которые являются

ленные в [26]. Поскольку в этой работе мы со-

заметными источниками инфракрасного излучения

бираемся пользоваться некоторыми результатами

и (или) излучения Hα, но могут не являться яркими

работы [10], наблюдательные данные в линии Hα

источниками линии оксида углерода.

мы также привели к разрешению, соответствующе-

Выбранные галактики относятся к разным мор-

му наблюдениям на 160 мкм (12^′′). Регионы, для

фологическим типам. Галактика NGC 3351 яв-

которых мы проводили апертурную фотометрию,

ляется кольцевой галактикой с баром; разными

были выбраны в работе [10] так, чтобы в регионе

авторами отмечается молодость КЗО в ней (на-

наблюдалось бы излучение хотя бы в одном из

пример, [19, 20]). Галактика NGC 2976 является

рассмотренных там диапазонов. Получилось сле-

карликовой галактикой, в которой присутствуют

дующее распределение комплексов по галактикам:

как равномерно распределенные старые населения,

NGC628 — 65 объектов, NGC 2976 — 7 объектов,

так и молодые КЗО в области диска галактики

NGC3351 — 23 объекта. Использованные аперту-

радиусом около 3 кпк [21]. Для этой галактики

ры для каждой галактики показаны на рис. 1. Из

характерна тенденция увеличения возраста звезд

результатов наблюдений на 8 и 24 мкм вычитал-

с галактоцентрическим расстоянием. NGC 628 —

ся звездный фон. Дальнейшие результаты, как и

классический представитель спиральных галактик.

в работе [10], приводятся для корректированных

Она развернута почти плашмя, и это позволи-

потоков на 8 и 24 мкм. Для вычисления площадей

ло нам выделить в ней наибольшее количество

апертур использовались следующие оценки рас-

комплексов. Эта галактика интересна тем, что в

стояний [27]: 9.77 Мпк для галактики NGC 628,

ее длинном рукаве наблюдается однородное рас-

пределение звездных комплексов, а в коротком —

3.63 Мпк для галактики NGC 2976 и 10.57 Мпк для

галактики NGC 3351.

нет [22]. Эта особенность еще не имеет един-

ственного объяснения, но она является “изюмин-

Кубы данных наблюдений в линии СО были взя-

кой”, казалось бы, обычной спиральной галактики.

ты из обзора HERACLES. Для каждого комплекса

Звездное население NGC 628, в основном, старое,

строился спектр, и для его участков, свободных от

однако есть небольшие “островки” не так давно

линий CO, вычислялось среднеквадратическое от-

образованных КЗО. В статье [23] на рис. 7 пред-

клонение σ. За величину разброса скоростей ΔV в

ставлены двумерные карты распределения звезд по

данном КЗО принималась разница скоростей меж-

возрастам, построенные по данным об их массах и

ду крайними точками спектра, в которых интенсив-

светимостях.

ность линии превышает 3σ. Если в спектре КЗО не

было интенсивностей выше 3σ, объект исключался

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

из рассмотрения. Также отбрасывались КЗО, у ко-

торых величина ΔV превышает половину глобаль-

Мы использовали следующие архивные наблю-

ного разброса скоростей в данной галактике. Этим

дения. Данные в ближнем и среднем ИК диапазо-

наша работа отличается от исследования [18], в

нах (длины волн 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 и 24 мкм) взяты

котором дисперсия скоростей определялась путем

из обзора SINGS¹ [13], выполненного на космиче-

ском телескопе “Spitzer”. Данные в дальнем ИК-

² http://herschel.esac.esa.int/Science_Archive.shtml

диапазоне (70, 100 и 160 мкм) взяты из обзора

³ http://www.mpia.de/THINGS/Data.html

⁴ http://www.cv.nrao.edu/leroy/heracles_data/

¹ http:/sings.stsci.edu

⁵ http://archive.stsci.edu

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

459

Dec. (J 2000)

57′

49′

44′

56′

48′

43′

47′

55′

42′

46′

54′

41′

45′

+67°53′

+15°44′

+11°40′

50s

45s

40s

35s 1h36m30s

40s

30s

20s

10s 9h47m00s

04s 44m00s 56s 52s 10h43m48s

R.A. (J 2000)

Рис. 1. Изображения галактик NGC 628, NGC 2976 и NGC 3351 в линии Нα с наложенными апертурами.

вписывания гауссиан в спектры. Мы рассматрива-

в окрестностях зон ионизованного водорода. По-

ем не только комплексы с выраженной одно- или

этому неудивительно, что излучение Нα хорошо

двухпиковой эмиссией CO, но и комплексы слабой

коррелирует не только с УФ-излучением, но и с

эмиссии, в которых выделить один или два пика не

излучением в среднем ИК-диапазоне. Отметим, что

всегда бывает возможно, поэтому нам приходится

динамический диапазон, охватываемый доступны-

прибегать к описанной выше упрощенной процеду-

ми данными, достаточно широк, около трех по-

ре. Очевидно, что с математической точки зрения

рядков во всех рассмотренных фотометрических

величина ΔV не является дисперсией, поэтому

полосах. Потоки в КЗО галактики NGC 3351, как

далее мы будем называть ее разбросом скоростей.

правило, на порядок уступают средним значениям

Наблюдаемые параметры исследуемых КЗО,

соответствующих потоков в двух других галакти-

определенные в данной работе, суммируются в

ках.

табл. 1.

На диаграммах F₈ - FHα и F₂₄ - FHα из общего

тренда выпадают комплексы 20 и 21 в галактике

NGC 3351 с наименьшими значениями потоков

3. РЕЗУЛЬТАТЫ АПЕРТУРНОЙ

Hα. Их особое положение особенно хорошо за-

ФОТОМЕТРИИ

метно на нижних панелях рис. 2, где вместо по-

Одна из основных задач нашей работы состоит в

токов соотносятся поверхностные яркости, то есть

том, чтобы проанализировать взаимосвязи (или их

потоки, разделенные на площадь апертуры в кв.

отсутствие) между доступными данными наблюде-

кпк. Поверхностная яркость двух этих комплексов

ний в линии Нα и различными параметрами излуче-

на 24 мкм заметно превышает ожидаемое значение

ния КЗО в трех галактиках, включая те, что могут

для наблюдаемой в них незначительной эмиссии

использоваться в качестве индикаторов темпа ЗО.

Hα. При этом их пространственное положение в

Поэтому прежде всего мы рассмотрим корреляции

галактике не является каким-либо образом выде-

с использованием этих данных. На приведенных

ленным (см. рис. 1).

далее графиках комплексы из разных галактик

Данные, показанные на рис. 2, свидетельствуют

обозначены цветами: коралловый — NGC 628, си-

лишь о том, что потоки излучения КЗО в различных

ний — NGC 2976, зеленый — NGC 3351.

диапазонах коррелируют между собой. Более ин-

формативным может оказаться сопоставление от-

3.1. Эмиссия КЗО в линии Hα

ношений потоков. На рис. 3 показано, как отноше-

ние инфракрасных потоков F₈/F₂₄ соотносится с

На верхних панелях рис. 2 показано соотноше-

потоком в линии Hα (слева вверху) и с поверхност-

ние потоков в линии Нα и в фильтрах NUV и FUV

ной яркостью в этой линии (справа вверху). Как

космического телескопа GALEX. Здесь и далее

поток в линии Нα дан в произвольных единицах.

было показано в работе [28], отношение потоков на

длинах волн 8 и 24 мкм может использоваться в ка-

Очевидно, что УФ-излучение и излучение Нα хоро-

честве меры относительного содержания ПАУ. На

шо согласуются между собой. Корреляция наблю-

рис. 3 слева мы видим антикорреляцию отношения

дается также между потоком в линии Нα и излу-

чением в диапазонах, наблюдавшихся при помощи

F₈/F₂₄ и потока в линии Нα. Это вполне ожидаемо,

телескопа “Spitzer”, — 8 мкм и 24 мкм (рис. 2),

если предположить, что б ´ольшая интенсивность

средние панели). Излучение в этих полосах пред-

УФ-излучения способствует более эффективному

положительно связано с частицами полицикличе-

разрушению ПАУ. На правой панели рис. 3 показа-

ских ароматических углеводородов (ПАУ) и пы-

на подобная же антикорреляция F₈/F₂₄ и поверх-

линками, поглощающими фотоны УФ-диапазона

ностной яркости линии Нα.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

460

СМИРНОВА, ВИБЕ

Таблица 1. Параметры МЗС галактик: NGC628, NGC2976, NGC3351

′

′′

F_Ha ± ΔF_Ha,

α, h : m : s

δ,^◦

ΔV , km/s

FUV ± ΔFUV , Jy

NUV ± ΔNUV , Jy

×10³, произв. ед.

NGC

628

1:36:37.090

+15:50:26.34

0.90 ± 0.07

2.74 ± 0.24

1:36:35.856

+15:50:06.39

1.44 ± 0.07

4.86 ± 0.22

1:36:30.524

+15:49:21.48

187 ± 23.3701

290

1.26 ± 0.07

4.36 ± 0.14

1:36:30.129

+15:48:47.99

212 ± 22.4715

0.86 ± 0.06

2.70 ± 0.20

1:36:29.143

+15:48:18.06

565 ± 3.5541

0.93 ± 0.02

3.30 ± 0.09

1:36:41.632

+15:49:59.98

176

1.36 ± 0.05

4.21 ± 0.17

1:36:53.233

+15:48:00.97

248

0.94 ± 0.03

3.25 ± 0.10

1:36:51.160

+15:48:16.65

229 ± 33.7759

0.49 ± 0.10

1.40 ± 0.34

1:36:48.297

+15:48:39.46

93 ± 3.80732

0.24 ± 0.06

0.69 ± 0.17

1:36:46.520

+15:48:57.99

903 ± 31.9822

2.22 ± 0.22

7.83 ± 0.63

1:36:45.483

+15:47:48.16

938 ± 12.1357

1.96 ± 0.07

7.01 ± 0.26

1:36:42.669

+15:48:17.38

593 ± 28.1535

1.77 ± 0.14

6.19 ± 0.46

1:36:41.287

+15:48:43.74

724 ± 49.2591

3.21 ± 0.18

11.25 ± 0.66

1:36:37.041

+15:48:01.70

617 ± 38.3297

1.70 ± 0.23

5.62 ± 0.90

1:36:44.224

+15:47:59.92

67 ± 10.7034

0.00 ± 0.08

0.00 ± 0.32

1:36:38.078

+15:48:22.36

284 ± 28.2597

0.71 ± 0.12

2.60 ± 0.42

1:36:39.164

+15:48:48.01

1016 ± 54.5668

0.48 ± 0.42

3.04 ± 1.50

1:36:39.510

+15:47:45.31

354 ± 69.9486

1.58 ± 0.13

6.60 ± 0.50

1:36:40.744

+15:47:56.00

98 ± 10.7071

0.34 ± 0.10

1.45 ± 0.45

1:36:39.164

+15:47:20.37

306 ± 21.6343

1.27 ± 0.18

5.37 ± 0.81

1:36:36.845

+15:46:31.92

448 ± 29.824

1.16 ± 0.16

4.45 ± 0.70

1:36:38.769

+15:47:03.27

214 ± 29.9166

0.77 ± 0.14

3.23 ± 0.50

1:36:50.813

+15:45:53.44

428 ± 9.01318

1.95 ± 0.09

6.70 ± 0.24

1:36:52.293

+15:45:41.32

169 ± 5.24907

0.20 ± 0.10

0.48 ± 0.32

1:36:47.308

+15:46:12.68

229 ± 89.8089

0.61 ± 0.36

2.71 ± 1.13

1:36:44.544

+15:46:34.78

272 ± 21.4885

0.64 ± 0.20

3.41 ± 0.86

1:36:47.704

+15:47:01.85

375 ± 48.2966

2.64 ± 0.19

9.04 ± 0.80

1:36:47.358

+15:45:47.75

368 ± 29.9521

2.07 ± 0.11

7.83 ± 0.50

1:36:39.263

+15:45:58.44

89 ± 37.8401

0.81 ± 0.18

2.91 ± 0.80

1:36:50.024

+15:47:29.63

156 ± 22.769

0.48 ± 0.09

1.68 ± 0.35

1:36:34.129

+15:47:50.29

16 ± 5.81848

0.03 ± 0.18

0.24 ± 0.63

1:36:33.240

+15:48:07.39

271 ± 28.5313

1.80 ± 0.15

5.60 ± 0.54

1:36:27.959

+15:46:55.41

0.59 ± 0.06

1.68 ± 0.25

1:36:33.093

+15:47:14.67

92 ± 7.69848

0.54 ± 0.05

1.81 ± 0.18

1:36:42.570

+15:46:07.70

128 ± 10.0479

0.48 ± 0.16

1.92 ± 0.63

1:36:31.316

+15:46:20.51

7 ± 3.64619

0.01 ± 0.03

0.00 ± 0.10

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№6

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

461

Таблица 1. Продолжение

′

′′

F_Ha ± ΔF_Ha,

α, h : m : s

δ,^◦

ΔV , km/s

FUV ± ΔFUV , Jy

NUV ± ΔNUV , Jy

×10³, произв. ед.

1:36:41.040

+15:46:07.69

72 ± 6.41732

0.00 ± 0.12

0.00 ± 0.44

1:36:53.183

+15:47:04.68

0.33 ± 0.07

1.23 ± 0.27

1:36:51.061

+15:47:13.24

151 ± 9.22133

0.34 ± 0.05

1.24 ± 0.16

1:36:55.749

+15:46:18.36

0.97 ± 0.16

2.85 ± 0.50

1:36:54.120

+15:46:07.68

0.61 ± 0.03

1.94 ± 0.08

1:36:59.698

+15:46:16.92

2.87 ± 0.04

8.89 ± 0.21

1:36:57.823

+15:46:59.68

5.67 ± 0.13

18.81 ± 0.39

1:36:42.126

+15:45:49.18

104 ± 5.56547

0.34 ± 0.09

1.41 ± 0.34

1:36:39.560

+15:45:42.05

216 ± 12.9907

0.40 ± 0.18

1.58 ± 0.76

1:36:44.298

+15:47:09.69

112 ± 15.7076

0.55 ± 0.12

2.36 ± 0.49

1:36:36.203

+15:47:38.18

107 ± 24.5269

0.54 ± 0.22

1.97 ± 0.77

1:36:36.647

+15:47:22.51

123 ± 7.79262

0.49 ± 0.12

1.53 ± 0.47

1:36:37.832

+15:45:05.00

743 ± 14.4736

2.03 ± 0.21

7.39 ± 0.84

1:36:44.693

+15:44:57.88

900 ± 37.7778

4.36 ± 0.12

15.85 ± 0.51

1:36:39.115

+15:44:24.39

1310 ± 34.1412

5.77 ± 0.37

19.48 ± 1.53

1:36:43.656

+15:44:25.81

134 ± 7.23015

0.49 ± 0.10

1.43 ± 0.31

1:36:42.126

+15:44:30.09

194 ± 13.0194

0.04 ± 0.13

0.05 ± 0.43

1:36:32.206

+15:45:08.55

1966 ± 4.65563

0.09 ± 0.04

0.67 ± 0.13

1:36:37.536

+15:44:28.66

164 ± 31.4937

0.69 ± 0.16

2.23 ± 0.52

1:36:34.377

+15:45:25.66

14 ± 9.68352

0.11 ± 0.05

0.45 ± 0.19

1:36:29.639

+15:45:42.03

46 ± 3.24483

0.53 ± 0.04

1.78 ± 0.15

1:36:47.357

+15:44:35.07

240 ± 15.8578

1.28 ± 0.09

4.22 ± 0.26

1:36:46.469

+15:45:28.51

109 ± 3.71401

0.15 ± 0.16

0.69 ± 0.54

1:36:45.680

+15:46:04.85

57 ± 3.87639

0.00 ± 0.15

0.00 ± 0.55

1:36:45.482

+15:44:11.57

185 ± 7.35399

123

0.62 ± 0.09

2.30 ± 0.33

1:36:36.648

+15:44:06.58

139 ± 18.1227

1.58 ± 0.11

5.52 ± 0.41

1:36:45.582

+15:45:09.98

280 ± 20.166

0.94 ± 0.15

3.61 ± 0.49

1:36:41.287

+15:47:06.13

244 ± 22.0885

0.79 ± 0.13

3.93 ± 0.82

1:36:42.521

+15:46:53.30

151 ± 36.3368

0.68 ± 0.10

5.92 ± 1.30

NGC 2976

9:47:07.445

+67:55:51.86

1695 ± 60.21

3.88 ± 0.22

17.05 ± 0.83

9:47:24.622

+67:53:56.41

1082 ± 27.73

2.45 ± 0.40

12.83 ± 0.78

9:47:15.281

+67:55:01.27

289 ± 25.78

1.90 ± 0.54

8.65 ± 1.70

9:47:10.354

+67:55:21.94

60 ± 9.78

0.24 ± 0.24

0.00 ± 0.80

9:47:19.193

+67:53:57.85

135 ± 23.13

1.65 ± 0.68

5.53 ± 1.90

9:47:17.484

+67:55:47.01

164 ± 5.77

0.43 ± 0.18

3.46 ± 0.59

9:47:21.598

+67:54:46.30

137 ± 48.28

1.67 ± 0.43

6.00 ± 1.58

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

462

СМИРНОВА, ВИБЕ

Таблица 1. Окончание

′

′′

F_Ha ± ΔF_Ha,

n α, h : m : s

δ,^◦

ΔV , km/s

FUV ± ΔFUV , Jy

NUV ± ΔNUV , Jy

×10³, произв. ед.

NGC 3351

10:43:53.263

+11:41:40.69

30 ± 7.07

0.40 ± 0.06

1.36 ± 0.25

10:43:53.926

+11:42:10.62

71 ± 9.83

1.07 ± 0.09

4.88 ± 0.39

10:43:54.888

+11:42:53.37

53 ± 10.61

1.33 ± 0.13

5.80 ± 0.50

10:43:59.033

+11:43:20.52

111 ± 8.38

2.69 ± 0.08

12.12 ± 0.40

10:43:57.262

+11:43:20.70

40 ± 7.94

0.34 ± 0.13

2.09 ± 0.72

10:44:00.686

+11:43:30.20

0.00 ± 0.06

0.00 ± 0.36

10:44:03.581

+11:42:58.70

0.00 ± 0.05

0.00 ± 0.17

10:44:02.822

+11:43:21.35

34 ± 3.45

223

0.67 ± 0.03

2.86 ± 0.14

10:43:55.337

+11:44:03.80

30 ± 6.75

0.39 ± 0.03

1.69 ± 0.18

10:44:05.335

+11:43:41.54

0.01 ± 0.04

0.07 ± 0.16

10:44:04.469

+11:42:56.80

27 ± 1.48

0.20 ± 0.04

0.72 ± 0.10

10:44:00.619

+11:42:33.70

0.00 ± 0.19

0.31 ± 0.97

10:44:01.229

+11:42:03.91

44 ± 3.51

0.06 ± 0.14

0.32 ± 0.62

10:43:58.224

+11:41:13.20

59 ± 5.38

0.40 ± 0.13

2.05 ± 0.54

10:43:56.419

+11:41:20.24

18 ± 1.94

0.28 ± 0.08

1.04 ± 0.32

10:43:59.585

+11:41:03.98

8 ± 6.74

0.02 ± 0.07

0.10 ± 0.26

10:43:53.818

+11:40:51.54

8 ± 4.56

0.26 ± 0.07

1.02 ± 0.21

10:43:59.131

+11:40:34.30

21 ± 2.22

0.13 ± 0.07

0.63 ± 0.24

10:44:03.432

+11:42:10.24

10 ± 3.71

173

0.00 ± 0.15

0.00 ± 0.58

10:44:02.414

+11:40:43.00

1 ± 1.70

0.00 ± 0.04

0.21 ± 0.11

10:43:59.052

+11:43:02.63

1 ± 1.03

0.00 ± 0.16

0.00 ± 0.60

10:43:52.049

+11:41:49.62

93 ± 7.55

0.29 ± 0.10

1.40 ± 0.36

10:44:00.550

+11:41:42.28

27 ± 9.86

107

0.00 ± 0.11

0.00 ± 0.51

Причины этой антикорреляции проясняются на

F₈/F₂₄ и эмиссии Hα в большей степени зависит

нижних панелях рис. 3, где поверхностная яркость

от поведения ИК-излучения на 24 мкм, чем от

в линии Нα сопоставляется с отношением потоков

излучения на 8 мкм.

на 8 и 24 мкм к полному потоку в дальнем ИК-

На верхних панелях рис. 3 выделяются те же два

диапазоне (F_IR = F₇₀ + F₁₀₀ + F₁₆₀). Отношение

комплекса в галактике NGC 3351, что и на рис. 2.

F₈/F_IR от поверхностной яркости Hα практически

Совокупность данных указывает, что эти КЗО ано-

не зависит. С отношением F₂₄/F_IR ситуация более

мально ярки в полосе 24 мкм для наблюдаемого в

сложная. Если рассматривать всю совокупность

них низкого потока в линии Hα и в УФ-полосах

КЗО, можно сказать, что наблюдается слабая кор-

телескопа GALEX. Ни в процедуре выделения этих

реляция этого отношения с поверхностной ярко-

комплексов, ни в их положении в галактике нет

стью Hα: чем ярче излучение Hα, тем больший

ничего необычного, поэтому выявление причин их

относительный вклад в ИК-излучение вносит сред-

отличия от остальных КЗО в нашей выборке тре-

ний ИК-диапазон. Однако, если бы мы рассматри-

бует дополнительного исследования.

вали отдельно только КЗО в галактике NGC 3351,

На рис. 4 показаны соотношения индикаторов

то пришли бы к иному выводу. В целом можно

наличия межзвездного газа: потоков в линиях Hα,

сказать, что антикорреляция отношения потоков

HI и CO. В верхнем ряду соотносятся сами потоки,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

463

10²

10¹

NGC 3351

NGC 628

NGC 2976

10¹

10⁰

10^-1

10^-2

10^-3

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

Hα

F_Hα

10⁰

NGC 3351

NGC 628

10^-1

NGC 2976

10^-1

10^-2

10^-3

10^-4

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

F_Hα

10⁰

10¹

10⁰

10^-1

10^-2

10^-3

10^-4

10^-5

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

F_Hα/S_ap

Рис. 2. Соотношение между потоками в линии Нα и потоками в фильтрах NUV (слева вверху) и FUV (справа вверху)

космического телескопа GALEX, а также в полосах 8 мкм (слева посередине) и 24 мкм (справа посередине) космического

телескопа “Spitzer”. Графики в нижней строке аналогичны графикам в средней строке, за исключением того, что

на них сопоставляются не потоки, а поверхностные яркости. Комплексы из разных галактик обозначены цветами:

коралловый — NGC 628, синий — NGC 2976, зеленый — NGC 3351.

в нижнем — поверхностные яркости. Из графиков

пониженной эмиссии в линии Hα, что упоминались

с данными о линии CO исключены два комплекса

ранее; при этом поток и поверхностная яркость

(56 и 59) в галактике NGC 628 с аномально низким

линии CO в них такие же, как и в других рассмат-

содержанием молекулярного газа. На всех четырех

риваемых КЗО.

диаграммах выделяются комплексы в галактике

NGC 3351, отстоящие далеко от основного распре-

деления точек. Хотя комплексы с низкой эмиссией

3.2. Кинематика CO

в линиях Hα и HI и выделяются из общего списка

КЗО, они в среднем следуют общему тренду. С

Наиболее известным свойством кинематики

двумя комплексами, выделяющимися на диаграм-

межзвездного газа является так называемое со-

мах для линии CO, ситуация иная: это те же КЗО

отношение Ларсона, связывающее дисперсию

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

464

СМИРНОВА, ВИБЕ

10¹

r_s = -0.56

10⁰

10^-1

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

F_Hα/S_ap

Hα

10^-1

NGC 3351

NGC 0628

NGC 2976

10^-2

10^-3

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

10⁷

F_Hα/S_ap

Рис. 3. В верхнем ряду показано отношение потоков на длинах волн 8 и 24 мкм как функция потока в линии Нα (слева) и

поверхностнойяркости эмиссии в линии Нα (справа). В нижнем ряду поверхностная яркость в линии Нα сопоставляется

с отношением потоков на 8 мкм (справа) и 24 мкм (слева) к полному потоку в дальнем ИК-диапазоне.

скоростей (ширину молекулярных линий) с про-

“классического” соотношения: это комплексы 3, 6

странственным масштабом [29]. В нашем случае

и 7 из галактики NGC 628 и комплексы 8 и 19

рассматриваемые пространственные масштабы

из галактики NGC 3351. Все эти комплексы на-

очень велики и близки к пределу предполагаемых

ходятся на периферии соответствующих галактик,

размеров комплексов звездообразования (см.,

однако их положение и большие значения ΔV вряд

например, [30]). Поэтому в нашей выборке имеются

ли связаны между собой, так как у других пери-

как КЗО, в которых излучение CO наблюдается

ферийных КЗО разбросы скоростей существенно

в виде одной линии, так и КЗО, в которых

ниже. В качестве примера на рис. 6 мы показываем

профили линии CO для областей 3-5 из галактики

наблюдается несколько отдельных линий CO.

Поэтому, как уже было сказано, мы говорим не о

NGC 628. Все три комплекса находятся в одном

дисперсии скоростей, а о разбросе скоростей ΔV .

и том же регионе на периферии галактики, однако

В силу отсутствия формальной процедуры мы не

профили излучения CO в них весьма различны. В

можем точно оценить погрешность определения

комплексах 4 и 5 наблюдается одна интенсивная

ΔV , однако можно считать, что погрешность

линия с ΔV = 24-25 км/с, тогда как в комплексе 3

сопоставима с самой величиной ΔV для КЗО

излучение CO состоит из нескольких линий, незна-

с низким потоком F_CO и для КЗО, в которых

чительно выделяющихся над фоном и разделенных

величина ΔV сравнима с полным рассмотренным

интервалом скоростей почти 300 км/с.

интервалом скоростей.

На рис. 7 показано соотношение между разбро-

На рис. 5 приводится соотношение между раз-

сом скоростей ΔV и потоком излучения в линии

мером КЗО и разбросом скоростей в нем. Прямой

CO. На ней можно выделить две группы КЗО. В

линией показано соотношение Ларсона из рабо-

объектах с ΔV ≲ 70 км/с наблюдается рост потока

ты [29]. Мы видим, что в нашей выборке этим

в линии CO с увеличением ΔV . В объектах с

соотношением описывается скорее нижняя огиба-

б ольшими значениями разброса скоростей с уве-

ющая полученных точек. При этом в некоторых

личением ΔV поток в линии CO падает. Можно

КЗО ΔV существенно превышает предсказания

предположить, что в первой группе мы имеем дело с

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

466

СМИРНОВА, ВИБЕ

F_CO

300

400

500

600

700

800

900

1000

Velocity, km/s

Рис. 6. Профили линий CO в комплексах 3, 4 и 5 из галактики NGC 628.

F_CO, Jy km/s

10²

NGC 3351

NGC 628

NGC 2976

10¹

10⁰

10^-1

10^-2

100

200

300

ΔV, km/s

Рис. 7. Соотношение между разбросом скоростей и потоком в линии CO.

молекулярным газом, который в значительной сте-

сятся с разбросом скоростей поверхностные яр-

пени остается невозмущенным процессами звездо-

кости излучения на 8, 24 и 160 мкм. Здесь мы

образования. В этом случае можно ожидать роста

также видим две группы КЗО: в первой группе (с

FCO с увеличением ΔV , поскольку поток в линии

ΔV ≲ 70 км/с) поверхностные яркости растут с

CO можно считать мерой массы КЗО. Падение

увеличением разброса скоростей; во второй группе

потока CO с ростом ΔV во второй группе может

(с б ´ольшими значениями ΔV ) разброс скоростей

быть связано с тем, что в нее входят КЗО, газ

велик, а поверхностные яркости малы.

которых уже существенно возмущен процессами

В качестве дополнительного теста мы отобрали

звездообразования.

области, в которых излучение CO характеризуется

Подобное поведение демонстрируют и потоки

одним пиком, и аппроксимировали этот пик гаусси-

ИК-излучения. На рис. 8 показано, как соотно- аной, чтобы найти величину ширины линии FWHM

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

467

тических молекулярных облаков и областей звез-

10¹

дообразования, в том числе, в галактиках на боль-

ших красных смещениях, с учетом эффектов обрат-

ной связи (см., например, [31-33]). Это позволяет

10^-1

исследовать особенности эволюции молекулярного

газа и процессов формирования звезд в широком

диапазоне условий, в различных окружениях, в

10^-3

галактиках различных морфологических типов и

пр. С наблюдательной точки зрения критерием

адекватности теоретических моделей становятся

различные соотношения между пространственны-

10^-5

10¹

10²

10³

ми масштабами, кинематическими характеристи-

ΔV, km/s

ками и другими свойствами изучаемых объектов.

10¹

Для нас исходной мотивацией проведения таких

исследований стало также выделение факторов,

которые могут оказывать существенное влияние на

эволюцию ансамбля пылевых частиц в областях

10^-1

звездообразования. Мы можем ожидать, что на

начальных этапах эволюции КЗО таким факто-

ром будет ультрафиолетовое излучение массивных

10^-3

звезд, тогда как на более поздних этапах бо-

лее важным фактором станет разрушение пылинок

ударными волнами от вспышек сверхновых.

10^-5

Для проверки этих предположений, а также для

10¹

10²

10³

ΔV, km/s

общей оценки взаимосвязей между различными

параметрами КЗО в данной работе мы рассмотрели

10³

потоки излучения КЗО в различных диапазонах и

10²

попытались найти взаимосвязи между ними. При

этом мы рассмотрели не только сами потоки, ве-

10¹

личина которых может быть связана с массами

рассматриваемых комплексов, но и поверхностную

10⁰

яркость — поток на единицу физической площади

апертуры в пк². Поскольку фактически КЗО явля-

10^-1

ется трехмерным образованием, его поверхностная

10^-2

яркость также может быть связана с массой (хотя

и в меньшей степени, чем поток)—за счет протя-

10^-3

женности комплекса вдоль луча зрения.

10¹

10²

10³

ΔV, km/s

Потоки излучения, так или иначе связанного с

наличием массивных горячих звезд, хорошо кор-

Рис. 8. Соотношениемежду разбросомскоростейи по-

верхностными яркостями в инфракрасном диапазоне.

релируют друг с другом. В частности, корреляция

наблюдается между потоком в линии Hα и потока-

ми в фотометрических полосах FUV и NUV теле-

(или дисперсию скоростей). Сравнение найденных

скопа GALEX, а также между соответствующими

ширин линий с введенным нами разбросом скоро-

поверхностными яркостями. Поскольку излучение

стей показало, что в случае с единственным пиком

на 8 и 24 мкм предположительно принадлежит

CO значения FWHM и ΔV хорошо согласуются

макромолекулам и очень мелким пылинкам, на-

друг с другом. На рис. 9 найденная ширина линии

грев которых вызывается поглощением одиночных

сопоставляется с размером апертуры КЗО. Кривой

фотонов ультрафиолетового диапазона, излучение

показано соотношение Ларсона, которое, как вид-

в этих диапазонах также хорошо коррелирует с

но, хорошо согласуется с параметрами КЗО.

потоками и поверхностными яркостями в линии Hα

и в УФ-полосах FUV и NUV.

4. ОБСУЖДЕНИЕ

Хотя и поток излучения на 8 мкм, и поток

В настоящее время одним из основных направ-

излучения на 24 мкм коррелируют с потоком в

лений исследования межзвездной среды стало де-

линии Hα, характер этой корреляции различен, что

тальное моделирование галактических и внегалак-

подчеркивается антикорреляцией потока в линии

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

468

СМИРНОВА, ВИБЕ

FWHM, km/s

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

Aperture size, kpc

Рис. 9. Соотношение между дисперсией скоростей и размером апертуры.

Hα и отношения потоков F₈/F₂₄. Для примерно-

снижение отношения потоков F₈/F₂₄ можно при-

го выявления причин такого поведения мы вос-

писать уменьшению массовой доли ПАУ q_PAH с

пользуемся расчетами [15]. В рамках этой модели

4.6% до 0.5%. Однако такое падение q_PAH должно

одной из характеристик поля излучения, обуслов-

приводить к еще более существенному падению от-

ливающего нагрев пылинок, является параметр

ношения потоков F₈/F_IR, чего в действительности

U_min, представляющий собой среднюю интенсив-

не наблюдается.

ность излучения в КЗО в единицах поля излучения

Другое объяснение может быть связано с еще

солнечной окрестности. В отсутствие эволюцион-

одним параметром модели [15] — массовой долей γ

ных эффектов, то есть при условии неизменности

пыли, которая освещается полем с интенсивностью

характеристик ансамбля пылинок, отношение по-

выше U_min. Фактически, γ определяет долю пы-

токов F₈/F₂₄ практически не зависит от U_min (в

ли, которая находится в непосредственных окрест-

рассматриваемых пределах значений этого пара-

ностях звезд, являющихся источниками ионизую-

метра). Кроме того, в модели [15] увеличение U_min

щего излучения. Модель [15] предсказывает, что

ведет к незначительному росту отношений F₈/F_IR и

увеличение величины γ при фиксированном U_min

F₂₄/F_IR.

приводит к снижению отношения F₈/F₂₄ и к су-

щественному росту отношения F₂₄/F_IR при почти

Это, очевидно, не то, что мы видим в наблюде-

постоянном отношении F₈/F_IR. С одной сторо-

ниях (величина U_min, определенная в [10], хорошо

ны, это поведение соответствует наблюдаемому, с

коррелирует с потоком FHα, так что эти величины

другой стороны, это соответствие не следует пе-

взаимозаменяемы). Во-первых, величина F₈/F₂₄

реоценивать. Значения U_min и γ, выведенные из

существенно падает с ростом FHα и U_min. Во-

наблюдений в работе [10], получены в результате

вторых, величина F₂₄/F_IR с увеличением FHα и

подгонки спектров и потому, по сути, являются

U_min возрастает существенно быстрее, чем пред-

функциями наблюдаемых инфракрасных потоков.

сказывает модель [15]. Отсутствие наблюдаемой

Оцененные нами значения ΔV значительно

зависимости F₈/F_IR от FHα не противоречит ее

превышают величины дисперсии скоростей, по-

слабому модельному росту при увеличении U_min.

лученные в других подобных работах. Например,

Эти расхождения можно пытаться объяснить,

в работе [18] максимальные значения дисперсии

дополнив модель эволюционными эффектами. На-

скоростей CO не превышают 40 км/с. Подобные

пример, падение величины F₈/F₂₄ с повышени-

значения для ионизованного газа получены в

ем интенсивности поля излучения можно было

работе

[34]. Ширины линий CO до

км/с

бы объяснить разрушением макромолекул ПАУ.

отмечены в работе [35]. Однако это связано с тем,

Действительно, в рамках модели [15] наблюдаемое

что авторы этих работ предпочтительно работают

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

ИССЛЕДОВАНИЕ КОМПЛЕКСОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

469

либо с объектами, которые являются относительно

светимости и который может иметь эволюцион-

яркими источниками эмиссии CO или Hα, либо на

ную природу. Эти режимы заслуживают отдельного

существенно меньших пространственных масшта-

изучения.

бах (как в [35]). Использованный нами метод выде-

ления КЗО по нескольким диапазонам позволяет

выделять комплексы, которые не являются яркими

5. ВЫВОДЫ

источниками эмиссии CO или Hα и при этом

демонстрируют значительный внутренний разброс

Основные выводы работы могут быть сформу-

скоростей, превышающий 100 км/с.

лированы следующим образом:

Эти значения не представляются совершен-

но невозможными. Конечно, нельзя ожидать та-

Наблюдается корреляция потока и поверх-

ких скоростей (как, впрочем, и скоростей порядка

ностной яркости комплексов звездообразо-

50 км/с) в молекулярном газе КЗО, если един-

вания в линии Hα с аналогичными пара-

ственным фактором обратной связи являются зоны

метрами излучения в ультрафиолетовом и

ионизованного водорода. Однако такие скорости

инфракрасном диапазонах.

могут встречаться в тех случаях, когда в комплексе

уже начались вспышки сверхновых. И хотя прямых

Отношение потоков излучения комплексов

наблюдений подобных скоростей нет, косвенные

звездообразования в фотометрических по-

указания на их возможность имеются. Например,

лосах на 8 и 24 мкм убывает с увеличением

наблюдаемое разрушение пылинок при взаимо-

потока Hα. Это связано, скорее всего, с

действии остатков сверхновых с молекулярными

более существенным ростом потока на длине

облаками [36-38] предполагает наличие ударных

волны 24 мкм.

волн со скоростями, превышающими 100 км/с [39,

40]. Скорости выше 100 км/с наблюдаются и в чис-

Анализ причин изменения отношения пото-

ленных расчетах расширения остатков сверхновых

ков F₈/F₂₄ показывает, что это изменение

в облачной среде (см., напр., [41]).

может быть связано не только с эволюцион-

Использованный нами параметр ΔV , безуслов-

ными причинами (изменением массовой доли

но, является существенно хуже определенным, чем

ПАУ), но и с изменениями условий возбуж-

дисперсия скоростей при вписывании гауссианы

дения соответствующего излучения.

в наблюдаемый профиль. Эта неопределенность

усиливается тем, что на этапе, когда эмиссию CO в

Анализ данных о кинематике молекулярного

исследуемом КЗО уже нельзя описать единствен-

газа в комплексах звездообразования пока-

ным профилем, интенсивность этой эмиссии осла-

зывает, что связь светимости CO и разброса

бевает, и выделять индивидуальные пики становит-

скоростей неоднозначна. Предварительные

ся сложнее. Однако, с другой стороны, это усили-

результаты указывают, что при значениях

вает интерес к кинематике газа на том этапе эво-

разброса ΔV ≲ 70 км/с светимость и ΔV

люции КЗО, когда, предположительно, становят-

коррелируют друг с другом, тогда как при

ся важными эффекты обратной связи (feedback),

б ольших значениях разброса скоростей рост

разрушающие исходную молекулярную структуру

ΔV сопровождается уменьшением светимо-

комплекса. Мы полагаем, что в этом отношении на-

сти, однако эти результаты нуждаются в

ши результаты представляют интерес, подчеркивая

дальнейшей проверке в силу неопределенно-

необходимость дальнейших исследований в этом

стей, связанных с оценкой параметра ΔV .

направлении, хотя и не позволяют пока сделать

определенные выводы. Они указывают, что взаи-

мосвязи ΔV с другими параметрами межзвездного

ФИНАНСИРОВАНИЕ

вещества и индикаторами звездообразования могут

оказаться сложными, и потому их изучение требует

К.И. Смирнова благодарит программу

211

как расширения списка исследуемых галактик и

правительства Российской Федерации, соглаше-

КЗО в них, так и анализа других линий, в первую

ние № 02.A03.21.0006, а также Министерство

очередь HI и Hα. Их предварительная интерпре-

тация может свидетельствовать, что помимо оче-

науки (основная часть государственного задания,

видной корреляции ΔV и светимости в линии CO,

РК № AAAA-A17-117030310283-7). Д.З. Вибе

в основе которой может лежать масса объекта

благодарит Программу фундаментальных иссле-

(см., например, [42]), существует и другой режим,

дований РАН

“Вопросы происхождения и

в котором увеличение ΔV связано с уменьшением

эволюции Вселенной”.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019

470

СМИРНОВА, ВИБЕ

БЛАГОДАРНОСТИ

13.

R. C. Kennicutt, Jr., L. Armus, G. Bendo, D. Calzetti,

D. A. Dale, B. T. Draine, C. W. Engelbracht,

Авторы выражают благодарность рецензенту за

K. D. Gordon, A. D. Grauer, G. Helou, et al.,

Proc. Astron. Soc. Pacif. 115, 928 (2003), astro-

важные замечания, а также полезные правки по

улучшению качества рукописи. Работа основана

ph/0305437.

на использовании наблюдений космического те-

14.

A. K. Leroy, F. Walter, F. Bigiel, A. Usero, A. Weiss,

лескопа “Spitzer”, разработанного Лабораторией

E. Brinks, W. J. G. de Blok, R. C. Kennicutt, K.-

реактивного движения в Калифорнийском техно-

F. Schuster, C. Kramer, et al., Astron. J. 137, 4670

(2009), 0905.4742.

логическом институте по контракту с NASA, кос-

15.

B. T. Draine and A. Li, Astrophys. J. 657, 810 (2007),

мической обсерватории “Herschel” — инструмен-

та, разработанного ESA при поддержке NASA,

astro-ph/0608003.

телескопа VLA, принадлежащего Национальной

16.

A. Cald ´u-Primo, A. Schruba, F. Walter, A. Leroy,

K. Sandstrom, W. J. G. de Blok, R. Ianjamasimanana,

радиообсерватории США, являющейся объектом

and K. M. Mogotsi, Astron. J. 146, 150 (2013),

Национального научного фонда США, 30-м теле-

1309.6324.

скопа института IRAM.

17.

J. Pety, E. Schinnerer, A. K. Leroy, A. Hughes,

S. E. Meidt, D. Colombo, G. Dumas, S. Garcia-

Burillo, K. F. Schuster, C. Kramer, et al., Astrophys.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

J. 779, 43 (2013), 1304.1396.

R. C. Kennicutt, Jr., Ann. Rev.Astron. and Astrophys.

18.

K. M. Mogotsi, W. J. G. de Blok, A. Cald ´u-Primo,

36, 189 (1998), astro-ph/9807187.

F. Walter, R. Ianjamasimanana, and A. K. Leroy,

Astron. J. 151, 15 (2016), 1511.06006.

H. J. Rocha-Pinto, J. Scalo, W. J. Maciel, and

C. Flynn, Astron. and Astrophys. 358, 869 (2000),

19.

D. A. Swartz, M. Yukita, A. F. Tennant, R. Soria, and

K. K. Ghosh, Astrophys. J. 647, 1030 (2006).

astro-ph/0001383.

20.

D. M. Elmegreen, F. R. Chromey, M. Santos, and

T. P. Robitaille and B. A. Whitney, Astrophys. J. 710,

D. Marshall, Astron. J. 114, 1850 (1997).

L11 (2010), 1001.3672

21.

B. F. Williams, J. J. Dalcanton, A. Stilp,

D. Calzetti, Secular Evolution of Galaxies

K. M. Gilbert, R. Ro ˇskar, A. C. Seth, D. Weisz,

(Cambridge, UK: Cambridge University Press,

A. Dolphin, S. M. Gogarten, E. Skillman, et al.,

2013), p. 419.

Astrophys. J. 709, 135 (2010), 0911.4121.

D. S. Wiebe, M. S. Khramtsova, O. V. Egorov, and

22.

A. S. Gusev and Y. N. Efremov, Monthly Not. Roy.

T. A. Lozinskaya, Astronomy Letters 40, 278 (2014),

Astron. Soc. 434, 313 (2013), 1306.1731.

1407.3065.

23.

P. S ´anchez-Bl ´azquez, F. Rosales-Ortega, A. Diaz,

M. S. Khramtsova, D. S. Wiebe, T. A. Lozinskaya,

and S. F. S ´anchez, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

and O. V. Egorov, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

437, 1534 (2014), 1310.4804.

444, 757 (2014), 1407.8307.

24.

R. C. Kennicutt, Jr., J. C. Lee, J. G. Funes, S. J.,

G. J. Bendo, R. E. Miura, D. Espada, K. Nakanishi,

S. Sakai, and S. Akiyama, Astrophys. J. Sup. Ser.

R. J. Beswick, M. J. D’Cruze, C. Dickinson, and

178, 247 (2008), 0807.2035.

G. A. Fuller, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 472,

1239 (2017), 1707.06184.

25.

D. C. Martin, J. Fanson, D. Schiminovich,

P. Morrissey, P. G. Friedman, T. A. Barlow,

F. M. Audcent-Ross, G. R. Meurer, O. I. Wong,

T. Conrow, R. Grange, P. N. Jelinsky, B. Milliard,

Z. Zheng, D. Hanish, M. A. Zwaan, J. Bland-

et al., Astrophys. J. Lett.

619, L1

(2005),

Hawthorn, A. Elagali, M. Meyer, M. E. Putman, et

astro-ph/0411302.

al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 480, 119 (2018),

1806.05875.

26.

G. Aniano, B. T. Draine, K. D. Gordon, and

K. Sandstrom, Proc. Astron. Soc. Pacif. 123, 1218

D. Calzetti, S.-Y. Wu, S. Hong, R. C. Kennicutt,

(2011), 1106.5065.

J. C. Lee, D. A. Dale, C. W. Engelbracht, L. van Zee,

B. T. Draine, C.-N. Hao, et al., Astrophys. J. 714,

27.

R. B. Tully, H. M. Courtois, and J. G. Sorce, Astron.

1256 (2010), 1003.0961.

J. 152, 50 (2016).

10.

K. I. Smirnova, M. S. Murga, D. S. Wiebe, and

28.

M. S. Khramtsova, D. S. Wiebe, P. A. Boley, and

A. M. Sobolev, Astronomy Reports 61, 646 (2017).

Y. N. Pavlyuchenkov, Monthly Not. Roy. Astron. Soc.

431, 2006 (2013), 1302.4837.

11.

F. Walter, E. Brinks, W. J. G. de Blok, F. Bigiel,

R. C. Kennicutt, Jr., M. D. Thornley, and A. Leroy,

29.

R. B. Larson, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 194,

Astron. J. 136, 2563-2647 (2008), 0810.2125.

809 (1981).

12.

R. C. Kennicutt, D. Calzetti, G. Aniano, P. Appleton,

30.

A. S. Gusev, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 442,

3711 (2014), 1406.0661.

L. Armus, P. Beir ˜ao, A. D. Bolatto, B. Brandl,

A. Crocker,K. Croxall, et al., Proc. Astron. Soc. Pacif.

31.

Q. Li, J. C. Tan, D. Christie, T. G. Bisbas, and B. Wu,

123, 1347 (2011), 1111.4438.

Proc. Astron. Soc. Jap. 70, S56 (2018), 1706.03764.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№6

2019