КАРЛИКОВЫЕ ГАЛАКТИКИ В МЕСТНОМ ОБЪЕМЕ · 2019. 6. 3. ·...

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2019, том 74, № 2, с. 119–137

УДК 524.74:524.72

КАРЛИКОВЫЕ ГАЛАКТИКИ В МЕСТНОМ ОБЪЕМЕc© 2019 И. Д. Караченцев*, Е. И. Кайсина

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 РоссияПоступила в редакцию 17 января 2019 года; после доработки 4 февраля 2019 года; принята к публикации 4 февраля 2019 года

Мы представляем обзор наблюдательных данных о выборке Местного объема (МО), котораясодержит около 1000 галактик в пределах 11 Мпк вокруг Млечного Пути. Карликовые галактики созвездными массамиM∗/M� < 9 dex составляют 5/6 этой выборки. Почти для 40% из них расстоянияизмерены с высокой точностью с помощью космического телескопа им. Хаббла. В настоящее времяМО является наиболее представительной и наименее искаженной селекцией выборкой карликовыхгалактик, которая пригодна для проверки стандартной парадигмы ΛCDM на самых малых космо-логических масштабах. Мы обсуждаем H II-свойства карликовых галактик в различном окружении,а также темпы звездообразования в них, полученные по данным FUV- и Hα-обзоров. Некотороевнимание уделено барионной зависимости Талли–Фишера для карликовых галактик малых масс. Мытакже отмечаем, что карликиМОявляются важными «пробными частицами» при определении полноймассы близких групп и самого близкого скопления Virgo.

Ключевые слова: галактики: формирование — галактики: карликовые — галактики: звездо-образование — галактики: скрытая масса — обзоры

1. ВВЕДЕНИЕ

Создавая каталоги галактик, астрономы обычноограничивают выборку предельной видимой вели-чиной или угловым диаметром объектов. Теорети-ки, моделирующие эволюцию крупномасштабнойструктуры Вселенной, нуждаются для сравнениярасчетов с наблюдениями в каталогах, ограничен-ных фиксированным объемом. Из-за громадногоразличия галактик по размерам (в тысячу раз) исветимостями (в миллион раз), выборки галак-тик до предельной видимой величины или же допредельного расстояния имеют очень мало общихобъектов.

Выборка галактик, ограниченная расстоянием,содержит гораздо большую долю объектов низ-кой светимости (карликов), чем обычные катало-ги. Однако для ее создания нужны аккуратныеданные об индивидуальных расстояниях до галак-тик. Для далеких галактик красное смещение zявляется вполне подходящим индикатором рас-стояния. В то же время в близком объеме, гдеразличимы карликовые системы, хаббловские рас-стояния D = cz/H0 оказываются малонадежнымииз-за наличия пекулярных скоростей. Первая по-пытка создания каталога близких галактик былапредпринята Краан-Кортевег и Тамманом [1]. Онисоставили список 179 галактик по всему небу, заисключением вириальной зоны скопления Virgo,

*E-mail: [email protected]

с лучевыми скоростями относительно центроидаМестной группы VLG < 500 км с−1.

Реальная возможность построить представи-тельную выборку близких галактик появилась по-сле запуска космического телескопа им. Хабб-ла (HST). Благодаря разрешению галактик назвезды, полученные на HST в двух цветовых по-лосах снимки позволяют определить положениевершины ветви звезд-красных гигантов (TRGB) ипо ней измерить расстояние галактики с точно-стью 5–10%. Этот метод применим практическико всем галактикам, имеющим звездное населениестарше 2 миллиардов лет. При экспозициях, укла-дывающихся в один орбитальный период спутника,TRGB-расстояния галактик могут быть измеренына HST вплоть до границы в 11 Мпк. Объемобласти этого радиуса принято называть Местнымобъемом (МО). Основные свойства галактик низ-кой светимости в пределах D = 11 Мпк являютсяпредметом нашего краткого обзора.

Рассматривая дискообразные галактики всеменьшей звездной массы, мы видим, что признакиспиральной структуры в них начинают размы-ваться при массах M∗ ≤ 1 × 109M�. Такая массаявляется промежуточной между массами Большо-го и Малого Магеллановых Облаков, спутниковМлечного Пути. Одновременно при массе меньшеэтой критической у галактики пропадают признакицентрального звездообразного ядра, которое частосвязывают с массивной черной дырой. Галактики

119

120 КАРАЧЕНЦЕВ, КАЙСИНА

с массами менее 109M� обычно называют кар-ликовыми звездными системами. Максимальнаяамплитуда вращения у них, Vm ≤ 50 км с−1, лишьненамного превышает характерную скорость тур-булентных движений газовых облаков. Другимисловами, случайные хаотичные явления играютзначительную роль в мире карликовых галактик.

Систематический поиск карликовых галактикбыл предпринят ван ден Бергом [2] на снимкахпервого Паломарского обзора неба (POSS-I).Общее число карликов, получивших названиеDDO-объектов, составило 243. Позднее Карачен-цева [3] обнаружила на том же материале POSS-Iеще 318 карликовых галактик (KDG), светимостьи поверхностная яркость которых оказались на2m–3m слабее объектов DDO. Учитывая поискикарликов другими авторами, в том числе наснимках южного неба (ESO/SERC), Караченцеваи Шарина [4] составили «Каталог карликовыхгалактик низкой поверхностной яркости», которыйнасчитывал 1500 объектов, распределенных повсему небу.

С появлением второго Паломарского обзоранеба (POSS-II), выполненного на мелкозерни-стых фотографических эмульсиях, Караченцеваи ее коллеги провели систематические поиски иобнаружили еще более 600 карликовых галак-тик с типичной поверхностной яркостью слабее25m/�′′ [5–9]. Последующие измерения лучевыхскоростей этих объектов в линии 21 см показали,что большинство из них являются близкимикарликовыми системами [10–12].

Многие новые карликовые галактики были раз-решены на звезды на снимках, полученных на 6-мтелескопе БТА САО РАН, что позволило оценитьрасстояния до галактик по светимости ярчайшихголубых и красных сверхгигантов [13–16]. Средимногих близких объектов сотрудники САО РАНобнаружили три новых члена Местной группы:LGS-3 [17, 18], Cas dSph и Peg dSph [19]. Вкачестве курьеза отметим, что десятки карлико-вых галактик, обнаруженных Караченцевой, впо-следствии переоткрывались и переименовывалисьдругими авторами. Наиболее свежий пример —диффузная карликовая система KKSG4 [8], зановонайденная ван Доккумом и др. [20] и названная имиNGC1052-DF2.

Современные обзоры больших участков неба,выполненные на ПЗС-приемниках: SDSS [21],Pan-STARRS1 [22], а также «слепые» обзоры влинии 21 см: HIPASS [23, 24], ALFALFA [25, 26]—привели к обнаружению множества богатых газомкарликовых галактик. Очень продуктивными ока-зались специализированные ПЗС-обзоры окрест-ностей соседней галактики М31 в Андромеде [27] иМагеллановых Облаков [28], а также окрестностей

других близких массивных галактик: M81, CenA,M101, M106 [29–32].

В непосредственных окрестностях нашей Га-лактики и Андромеды были обнаружены десяткиультраслабых карликовых систем, разрешаемыхна звезды, размеры (порядка 10 пк) и звездныемассы (порядка 105M�) которых сравнимы с раз-мерами и массами шаровых звездных скоплений.Цвикки [33] предлагал называть их галактиками-«пигмеями», однако этот термин не прижился всовременной литературе.

Необходимо отметить, что, помимо большихтелескопов, в поисках слабых спутников вокругмассивных близких галактик успешно использу-ются также малые телескопы с апертурой, равнойили менее 1 м [34–36]. При экспозициях в десят-ки часов на малых телескопах были обнаруженыкарликовые спутники с поверхностной яркостьюслабее 26m/�′′.

Благодаря целенаправленным усилиям различ-ных наблюдательных команд, число известныхкарликовых галактик в Местном объеме быст-ро росло и продолжает расти. В 2004 г. «ACatalog of Neighboring Galaxies» насчитывал 450объектов в пределах 10 Мпк [37]. Десятилетиеспустя «Updated Nearby Galaxy Catalog» [38]содержал уже 869 галактик с оценками расстоянияD < 11 Мпк. К настоящему времени регулярнопополняемая база данных о галактиках МО [39]насчитывает 1170 кандидатов в члены выборкиМО. Разнообразные данные об этих галактикахдоступны по адресу: http://www.sao.ru/lv/lvgdb.Около 85% этой выборки составляют карликовыегалактики с M∗ < 9 dex.

2. ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА ВЫБОРКИГАЛАКТИК В МЕСТНОМ ОБЪЕМЕ

Галактика включалась в МО, если оценка рас-стояния до нее тем или другим способом не превы-шала 11 Мпк. В тех случаях, когда была извест-на только лучевая скорость галактики, условиемвключения галактики в выборку МО служило зна-чение лучевой скорости VLG < 600 км с−1. Картинахаббловского потока галактик в МО представленана рис. 1.

Расстояния галактик D измерены относительнонаблюдателя, а лучевая скорость VLG исправленаза движение наблюдателя относительно центроидаМестной группы [40].

Галактики с оценками расстояния, полученнымиразными методами, показаны разными символа-ми. В пределах D < 6 Мпк около 90% галак-тик имеют высокоточные фотометрические оцен-ки расстояния, сделанные по TRGB, сверхно-

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 74 № 2 2019

КАРЛИКОВЫЕ ГАЛАКТИКИ В МЕСТНОМ ОБЪЕМЕ 121

Рис. 1. Соотношение «лучевая скорость–расстояние» для галактик Местного объема. Оценки расстояния методамивысокой точности (TRGB и др.) показаны квадратами. Оценки менее точными методами (TF и др.) изображенытреугольниками. Кинематические расстояния при параметре Хаббла 73 км с−1 Мпк−1 показаны открытыми кружками.Рисунок в цвете приведен в электронной версии статьи.

вым (SN), цефеидам (Cep) или флуктуациям по-верхностной яркости (SBF) с погрешностью не ху-же 10%. Более половины всех измерений TRGB-методом выполнены на HST по программам со-трудников САО РАН. Вблизи дальней границыМО большинство расстояний оценено методомТалли–Фишера (TF), по «фундаментальной плос-кости» (FP) или по светимости планетарных ту-манностей (PNLF) и ярчайших звезд (BS). Точ-ность этих методов не превышает 20%. Для неко-торой части галактик с VLG < 600 км с−1 принятыкинематические хаббловские расстояния. На ма-лых расстояниях D дисперсия скоростей галак-тик обусловлена их вириальными движениями вгруппах. При D > 7 Мпк начинают проявлятьсяэффекты когерентных течений: падение галактикк ближайшему массивному аттрактору в скопле-нии Virgo и разлет галактик от центра Местно-го космического войда (так называемый феномен«местной аномалии скоростей»). Из этих данныхследует, что отбор галактик в МО только по усло-вию VLG < 600 км с−1 привносил бы значительныеискажения в картину местного хаббловского по-тока. В среднем наклон зависимости «скорость–расстояние» на рис. 1 хорошо представляется па-раметром Хаббла H0 = 73 км с−1 Мпк−1.

На рис. 2 показано распределение галак-тик МО по светимости в K-полосе и рассто-янию D. Обозначения галактик разными сим-волами те же, что на рис. 1. При отношении

M∗/LK = 1.0 × M�/L� [41] светимость LK рав-нозначна звездной массе галактики. Штрихо-вая горизонталь отделяет карликовые галактики(M∗ < 1 × 109M�) от галактик высокой свети-мости. Сплошная линия соответствует видимойвеличине mK = 15 .m0, которая отражает при-близительный фотометрический предел поискагалактик МО по всему небу. Распределение га-лактик относительно этой кривой свидетельствуето том, что на окраине МО происходит потерязначительного количества ультраслабых объектовс массами lg(M∗/M�) < 6. Так, если населениеМестной группы (D < 1.0 Мпк) репрезентативноотносительно населения всего МО, то наш ката-лог [38] имеет приблизительную полноту на уровне50%.

Распределение галактик нашей выборки посредним поверхностным яркостям в B-полосепредставлено на рис. 3. Карликовые галактикипоздних типов, T = 9 и 10, обозначены кружками,а спиральные галактики поздних типов, T = 5,6, 7 и 8, изображены звездочками. У основноймассы галактик средние поверхностные яркостизаключены в интервале SB = [22; 26] зв.вел/�′′,который соответствует 100% и 3% яркости без-лунного ночного неба. Наибольший диапазон,SB = [21; 30] зв.вел/�′′, имеет место для спутни-ков Млечного Пути и Андромеды. Большинство ихбыло обнаружено только благодаря разрешениюэтих систем на отдельные звезды. Экстраполируя



log

/�

, Mpc

Dw

arf

Lum

inou

s

()

Рис. 2. Распределение галактик МО по расстоянию и светимости в K-полосе. Обозначения символов те же, что и нарис. 1. Сплошная линия соответствует видимой величине mK = 15m. Рисунок в цвете приведен в электронной версиистатьи.

, Mpc

, mag

arc

sec

Рис. 3. Распределение галактик МО по расстоянию и средней поверхностной яркости в B-полосе. Карликовые испиральные галактики поздних типов изображены разными символами.

ситуацию в Местной группе на весь Местныйобъем, можно предполагать, что в удаленных об-ластях МО теряется около половины карликовыхгалактик, имеющих очень низкую поверхностнуюяркость. Некоторые ультракомпактные карликитипа UCD320, UCD330 также могут быть про-пущены из-за их почти звездообразного вида.

3. ПРОСТРАНСТВЕННОЕРАСПРЕДЕЛЕНИЕ БЛИЗКИХ КАРЛИКОВ

Около 52% карликовых галактик располага-ется в зонах гравитационного влияния галактиквысокой светимости типа Млечного Пути и М31,образуя вокруг них группы с характерным разме-ром порядка 200–300 кпк. Остальная часть близ-



Таблица 1. Яркие галактики Местного объема

GalaxyD, VLG, lg M∗, lg Mtot,

Mpc kms−1 [M�] [M�]

(1) (2) (3) (4) (5)

MilkyWay 0.01 −65 10.70 12.07

M31 0.77 −29 10.79 12.23

NGC5128 3.68 310 10.89 12.89

M81 3.70 104 10.95 12.69

NGC253 3.70 276 10.98 12.18

NGC4826 4.41 365 10.49 10.78

NGC4736 4.41 352 10.56 12.43

NGC5236 4.90 307 10.86 12.02

M101 6.95 378 10.79 12.17

NGC4258 7.66 506 10.92 12.50

NGC3627 8.32 579 10.82 12.16

M51 8.40 538 10.97 11.78

NGC2903 8.87 443 10.82 11.68

NGC5055 9.04 562 11.00 12.49

NGC4594 9.55 894 11.30 13.45

NGC6744 9.51 706 10.91 11.72

NGC3115 9.68 439 10.95 12.54

NGC2683 9.82 334 10.81 12.13

NGC891 9.95 736 10.98 11.90

NGC628 10.2 827 10.60 11.66

NGC3379 11.0 774 10.92 13.23

IC342 3.28 244 10.60 12.26

Maffei 2 5.73 214 10.92 12.41

NGC6946 7.73 355 10.99 11.94

ких карликов распределена в пространстве междугруппами, скучиваясь в диффузные филаментар-ные и плоские структуры. В целом карликовые инормальные галактики концентрируются к плоско-сти Местного сверхскопления, центром которогоявляется скопление в созвездии Virgo.

Распределение галактик в ближней части МО срадиусомD = 8Мпк представлено на двух панеляхрис. 4a. Верхняя панель показывает распределениегалактик в плоскости Местного сверхскопления,где объекты на высоких широтах |SGZ| > 2 Мпк

были исключены. Массивные и карликовые галак-тики изображены кружками разного размера. По-мимо отчетливых компактных групп вокруг М81,CenA, вверху рисунка имеется рассеянное об-лако Canes Venatici, состоящее преимущественноиз карликовых галактик. Как видим, группы га-лактик распределены не случайно, показывая ас-социирование в филаменты. Внутри самих группкарликовые галактики часто располагаются в видеплоских структур с признаками когерентных дви-жений [42, 43].

При взгляде на Местную «стенку» с ребра(рис. 4b) заметна обширная пустая область в на-правлении северного полюса сверхскопления при|SGZ| > 2 Мпк, в которой присутствуют лишьнесколько карликовых галактик. Согласно Тал-ли [44], эта Местная космическая пустота прости-рается на расстояние более 20Мпк. Как показыва-ет анализ лучевых скоростей галактик, вся плоскаяструктура при |SGZ| < 2 Мпк движется в сторону«−SGZ» от центра Местного войда со скоростьюпорядка 280 км с−1 [45].

Рассматривая карликовые галактики как «проб-ные частицы», мы можем определить массу цен-тральной галактики высокой светимости. В пред-положении случайной ориентации орбит спутниковсо средним эксцентриситетом орбиты 〈e2〉 = 1/2,мы получаем оценку полной массы

MT = 16πG−1〈ΔV 2Rp〉, (1)

где ΔV и Rp — разность лучевой скорости спут-ника и его проекционное расстояние относительноглавной галактики, аG — постоянная тяготения.

В пределах Местного объема на галактическихширотах |b| > 15◦ имеется 21 галактика со звезд-ными массами lg(M∗/M�) ≥ 10.5. Данные о нихприведены в таблице 1: первый столбец указываетимя галактики, второй и третий — расстояние илучевую скорость, четвертый и пятый — звезднуюи полную (орбитальную) массы галактики1. В зонегравитационного влияния этих гигантов находит-ся около половины населения карликов МО. Изпредставленных данных следует, что типичное от-ношение полной массы к звездной массе состав-ляет величину MT /M∗ � 32. Статистика MT /M∗для галактик различных морфологических типовдетально рассмотрена в работах [46, 47].

Необходимо отметить, что в группах (свитах)вокруг массивных галактик встречаются карликипреимущественно типа dSph, в которых практи-чески отсутствуют газ и молодое звездное насе-ление. Среди карликовых галактик общего поля,

1В конце таблицы 1 для полноты приведены параметрыеще трех массивных галактик на низких галактическихширотах, данные о которых не вполне надежны из-засильного поглощения света.



SGX, Mpc

-8

-6

-4

-2

0

2

4

6

8 S

GY

, Mpc

N5236

Cen A

MWM31

N55

N253

M81

IC342

Canes Venatici

-8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8

(a)

SGX, Mpc

-8

-6

-4

-2

0

2

4

6

8

SG

Z, M

pc

N6946

Local Void

(b)

-8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8

Рис. 4. Распределение близких галактик с расстояниями D < 8 Мпк в сверхгалактических координатах: (a) — видгалактик в плоскостиМестного сверхскопления с отклонениями менее 2 Мпк от плоскости, (b) — вид Местного «блина»с ребра.

наоборот, доминируют иррегулярные (dIr) и голу-бые компактные карлики (BCD), пребывающие вфазе активного звездообразования. Принято счи-тать, что карликовые галактики с их «мелкой» по-тенциальной ямой легко теряют газ при движениичерез гало массивного соседа, тем самым исчер-пывая возможности для дальнейшего звездообра-зования. Однако недавно были обнаружены «по-тухшие» сфероидальные карлики KKR25 [48, 49],Apples 1 [50], KKs 3 [51] и KK258 [52], весьмаудаленные от своих ближайших соседей. Причинаих подавленной активности остается пока неясной.

4. H I-СВОЙСТВА КАРЛИКОВЫХГАЛАКТИК В РАЗНОМ ОКРУЖЕНИИ

Морфология карликовых галактик в значитель-ной степени определяется наличием у них большихзапасов газа, от которых зависит дальнейшее звез-дообразование, детектируемое по потоку в эмисси-онной линии Hα или в далеком ультрафиолете.

Таблица 2 дает представление о том, насколькоисследованы карлики МО в эмиссионной линиинейтрального водорода 21 см, а также в другихспектральных диапазонах. Верхняя строка таб-лицы показывает полное число галактик в МОи отдельно число карликовых галактик типов dIr(T = 10), Im+BCD (T = 9) и dSph+dE (T < 0).Объекты в зоне сильного галактического поглоще-ния (AB > 3 .m0), а также оказавшиеся за преде-лами D = 11.0 Мпк, были исключены. Во второй

и третьей строках таблицы представлены числагалактик указанных типов, которые наблюдалисьи были детектированы в линии H I. Как видим,всего H I-обзорами охвачено 75% галактик Мест-ного объема. Среди них уровень детектированиясоставил: 90% для dIr, 94% для Im+BCD и только16% для dSph+dE. Малое наблюдаемое числонедетектированных иррегулярных карликов, а так-же небольшое количество детектированных сфе-роидальных карликов обусловлено наличием по-пуляции карликовых «транзиентных» систем (Tr),промежуточных по морфологии между dIr и dSph.Близким примером таких объектов, не поддающих-ся четкой классификации, является периферийныйспутник Андромеды — LGS-3.

Водородная масса галактики позднего типа,определяемая соотношением

(MH I/M�) = 2.36 × 105D2FH I, (2)

где FH I — поток в линии H I в Ян км с−1 довольнотесно коррелирует со звездной массой галактики.

Рисунок 5 воспроизводит распределение числакарликовых (кружки) и спиральных (звездочки) га-лактик МО поздних типов по звездным и водород-ным массам. Прямая линия соответствует условиюMH I = M∗. Галактики с верхним пределом потокаFH I обозначены пустыми кружками. Как следуетиз этих данных, имеется множество карликовыхсистем, основная водородная масса которых ещене успела трансформироваться в звездную массу.



log

/H

I�

log / �∗

()

( )

Рис. 5. Распределение галактик МО поздних типов (T = 5–10) по водородной и звездной массам. Галактики с верхнимпределомH I-потока отмечены пустыми кружками. Прямая линия соответствует равенству водородной и звездной масс.

Таблица 2. Число LV-галактик, наблюдаемых и детек-тируемых в H I, FUV , Hα

Sample numbers All types dIr Im+BCD dSph+dE

All LV galaxies 1072 404 152 346

Observed in H I 806 335 132 180

Detected in H I 596 300 124 13

Observed in FUV 914 351 123 294

Detected in FUV 657 308 122 81

Observed in Hα 654 261 118 122

Detected in Hα 532 221 112 50

Такие случаи наиболее часты среди галактик наи-меньшей светимости. Наоборот, диски спиралейвысокой светимости состоят преимущественно иззвездной компоненты, т.е. показывают более про-двинутую стадию эволюции.

Выше было отмечено, что чем ближе карлико-вая галактика к массивному соседу, тем меньшев ней содержание газа. Влияние плотности окру-жения на относительное содержание водородноймассы галактик МО детально рассмотрено в рабо-те [53]. Для оценки плотности окружения авторыиспользовали три разных безразмерных парамет-ра:Θ1 — относительную локальную плотность, ко-торую создает самый значимый по массе и рассто-янию сосед, Θ5 — относительную плотность, про-изводимую пятью самыми значимыми соседями,

и Θj — относительную плотность K-светимостив сфере радиусом 1 Мпк в единицах глобальнойсредней плотности светимости. Все три параметравыражены в логарифмической шкале.

Поведение отношения MH I/M∗ для карлико-вых и спиральных галактик поздних типов в за-висимости от приливного индекса Θ1 приведенона рис. 6. Объекты, где измерен только верхнийпредел потока FH I, показаны пустыми кружками.Область отрицательных значений Θ1 соответству-ет изолированным галактикам, а в правой сто-роне при Θ1 > 0 располагаются спутники главныхгалактик в группах. Разброс значений MHI/M∗довольно велик, достигая трех порядков. В экс-тремальных случаях — BST 1047+1156, And-IVи ESO215-009 — водородная масса карликовойгалактики на порядок превышает ее звездную мас-су. Среднее отношение MHI/M∗ слабо уменьша-ется от изолированных галактик к членам групп.Эта тенденция становится более выраженной, еслиучесть, что в области Θ1 > 0 имеется много сфе-роидальных карликов, недетектированных в линииH I. Детальный анализ этих данных затруднен из-за низкого углового разрешения радиотелескопов:у многих карликов в группах их H I-поток теряетсяна фоне потока от массивного соседа.

Малая величина дрейфа MH I/M∗ от Θ1 свиде-тельствует о том, что соотношение водородной извездной масс у галактик поздних типов опреде-ляется в основном их внутренними процессами илишь во вторую очередь — влиянием плотностиокружения.



Isolated Group members

Θ1

log

/H

I∗

()

Рис. 6. Отношение водородной массы к звездной массе у карликовых (T = 9, 10) и спиральных (T = 5–8) галактик позднихтипов в разном окружении. Галактики с верхним пределом H I-потока отмечены пустыми кружками.

5. ТЕМП ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ УКАРЛИКОВ В ГРУППАХ И В ПОЛЕ

Обзор галактик в далеком ультрафиолете наорбитальном телескопе GALEX [54] привел к об-наружению FUV -потоков у большого числа га-лактик, расположенных вне зоны Млечного Пути.Согласно [55, 56], интегральный темп звездообра-зования галактики в единицах (M� yr−1) выража-ется как

lg(SFR) = 2.78 + 2 lg D − 0.4mcFUV , (3)

где mcFUV — видимая величина галактики в

FUV -полосе, исправленная за галактическоеи внутреннее поглощение. Основной вклад вFUV -поток дают молодые звезды с характернымвозрастом порядка 100 млн лет.

Как следует из данных таблицы 2, в зону об-зора GALEX попадает 85% галактик Местногообъема, причем 72% из них оказались детектиро-ванными в FUV -полосе. Среди карликов типа dIrи Im+BCD относительное число детектированныхсоставило соответственно 88% и 99%, тогда каксреди dSph+dE ощутимый FUV -поток показалитолько 28% объектов. Заметим, что у некоторыхсфероидальных карликов большого углового раз-мера их FUV -потоки могут быть ложными из-запроекции фоновых источников.

Распределение карликовых (T = 9, 10) и спи-ральных (T = 5–8) галактик поздних типов по тем-пу звездообразования и звездной массе приведенона рис. 7a. Карликовые галактики показаны круж-ками, а спиральные — звездочками. Случаи, где

измерено только верхнее значение потока, отмече-ны пустыми кружками. Штриховая линия фикси-рует космологическое время 13.7 Gyr, за котороегалактика воспроизводит наблюдаемую звезднуюмассу с наблюдаемым темпом звездообразования.Как видим, карликовые и спиральные галактикипоздних типов подчиняются единой зависимости,причем современный темп звездообразования убольшинства галактик вполне достаточен для вос-производства их звездной массы.

Рисунок 7b представляет распределение галак-тикМОпоздних типов по темпу звездообразованияи водородной массе. Обозначения галактик разныхтипов те же, что на верхней панели. Прямая линиясоответствует наклону 1.4, известному как соот-ношение Schmidt–Kennicutt для отдельных оча-гов звездообразования в галактиках. Приведенныеданные показывают, что интегральная водороднаямасса и интегральный темп звездообразования га-лактик поздних типов хорошо подчиняются зави-симости, установленной для областей звездообра-зования внутри них.

Поскольку у галактик поздних типов интеграль-ный темп звездообразования тесно коррелирует созвездной массой, то для характеристики активно-сти звездообразования обычно используют удель-ный темп звездообразования sSFR = SFR/M∗,отнесенный к единице звездной массы.

Распределение галактик МО поздних типов повеличине sSFR и приливному индексу Θ1 пред-ставлено на рис. 8. Галактики с верхним преде-лом FUV -потока обозначены пустыми кружка-ми. Отметим, что параметр sSFR имеет размер-ность yr−1, одинаковую с размерностью параметра



log /∗ �

(a)

log

( )

log HI

log

(b)

Рис. 7. (a) — распределение галактик поздних типов по интегральному темпу звездообразования и звездной массе.Прямая линия соответствует хаббловскому времени 13.7 Gyr, за которое наблюдаемая звездная масса галактикивоспроизводится при наблюдаемом темпе звездообразования. (b) — распределение галактик поздних типов по инте-гральному темпу звездообразования и водородной массе. Прямая линия соответствует соотношениюSchmidt–Kennicuttс наклоном 1.4.

Хаббла H0 = 13.7 Gyr−1. Галактики с sSFR = H0

(штриховая линия) способны воспроизвести своюзвездную массу с наблюдаемым темпом звездо-образования за космологическое время H−1

0 . Какследует из этих данных, разброс величины sSFRрастет от изолированных карликов к членам групп.

Это происходит за счет увеличения доли объек-тов в группах с пониженным темпом звездооб-разования из-за вероятного «выветривания» газакарликовой галактики при ее движении в плотноймежгалактической среде. В отличие от размытойнижней границы распределения галактик по sSFR,



log

Isolated Group members

Θ1

, [yr

]

-1

Рис. 8. Удельный темп звездообразования и приливной индекс у галактик МО поздних типов. Горизонтальная линиясоответствует значению sSFR = H0 = 13.7 Gyr−1. Обозначения галактик те же, что на рис. 7.

его верхняя граница выглядит довольно резкойс пределом sSFRmax � −9.4 dex, который малозависит от плотности окружения [53, 57]. Немно-го выше этого предела располагается всего лишьнесколько карликовых галактик Местного объе-ма (Mrk 36, NGC1592), пребывающих в стадиивспышки звездообразования. Наличие этого пре-дела, подобного эддингтоновскому пределу звезд-ной светимости, указывает на жесткую обратнуюсвязь процесса: чем сильнее «эпидемия» звездо-образования в галактике, тем меньше ресурсовгаза остается для его поддержания. Само значениепредела sSFRmax � 5.5 × H0 может служить важ-ной характеристикой процесса звездообразованияв современную эпоху (z = 0).

На рис. 8 видно, что амплитуда падения сред-ней величины sSFR от изолированных карликов кчленам групп все же невелика по сравнению с дис-персией удельного темпа звездообразования. Этосвидетельствует о том, что разнообразие наблю-даемых темпов звездообразования у карликовыхгалактик поздних типов определяется в основномих внутренними параметрами, а не воздействиемокружения.

Измерение интегрального потока галактики вэмиссионной линии Hα позволяет определить темпзвездообразования на характерной шкале порядка10 млн лет. Согласно [58],

lg SFR = 8.98 + 2 lg D + lg Fc(Hα), (4)

где SFR выражен в единицах (M� yr−1), а по-ток (в эрг см2 с−1) исправлен за Галактическое и

внутреннее поглощение. Наиболее обширный об-зор галактик МО в линии Hα был выполнен на6-м телескопе БТА САО РАН. За последние де-сять лет в единообразной манере были полученыHα-снимки более 400 галактик (см. [59] и ссылкитам). С учетом данных других авторов в настоящеевремя Hα-изображения имеются для 61% галак-тик МО. Из них Hα-эмиссия была детектированау 85% иррегулярных карликов, у 95% объектовтипа Im+BCD и у 41% сфероидальных (dSph+dE)систем. Любопытно, что некоторые классическиеdSph-карлики, например DDO44, содержат в се-бе мелкие очаги звездообразования, заметные вHα [60].

Сравнение значений SFR, полученных поHα- и FUV -потокам, дает возможность судитьо вариациях темпа звездообразования в карли-ковых галактиках на временной шкале порядка10–100 млн лет. рис. 9 воспроизводит распре-деление отношения SFR(Hα)/SFR(FUV ) длягалактик поздних типов в зависимости от звездноймассы. Из приведенных данных можно сделатьследующие заключения:

a) Взаимная калибровка эмпирических значенийSFR(Hα) и SFR(FUV ) по соотношениям (3)и (4) хорошо выполняется для спиральных галак-тик поздних типов, где доминируют диски.

b) Отношение SFR(Hα)/SFR(FUV ) в среднемпадает при переходе от спиралей ко все менеемассивным карликам. Различные причины этогообсуждались в работах [61–63], однако природа



log /∗ �

l og

( H

) /(

)α

( )

Рис. 9. Отношение темпов звездообразования, определенных по потоку в линии Hα и по потоку в FUV -полосе длягалактикМОпоздних типов. В отличие от карликовых галактик (кружки), спиральные галактики типовSc–Sm выделенызвездочками.

недооценки SFR у карликов по Hα-потоку оста-ется не вполне ясной.

c) Дисперсия отношения SFR(Hα)/SFR(FUV )значительно растет с уменьшением массы галак-тики. Естественным объяснением этого являетсявспышечная активность звездообразования, ко-торая становится относительно более заметной уобъектов наименьшей массы.

Зависимости отношения SFR(Hα)/SFR(FUV )от других параметров: видимого отношения осейгалактики, ее морфологического типа и плотностиокружения — были рассмотрены в работе [53].

Для характеристики эволюционного состоянияансамбля карликовых галактик Местного объемаудобно использовать диагностическую диаграмму«Past–Future» (PF), где безразмерные параметры

P = lg(SFR × T0/M∗),

F = lg(1.85MH I/SFR × T0)(5)

не зависят от ошибок определения расстояния га-лактики [57, 64].

Здесь параметр P есть удельный темп звездо-образования, нормированный на космологическоевремя T0 = 13.7 Gyr. Параметр F характеризуетвремя (в единицах T0), за которое галактика ис-черпает наличные запасы газа при наблюдаемомтемпе SFR. Коэффициент 1.85 введен для учетавклада He и Н2 в полную массу газа [65]. При этомгалактика с координатами P = 0, F = 0 успевает

воспроизвести свою наблюдаемую звездную массуза время T0 и имеет запасы газа для поддержаниянаблюдаемого темпа звездообразования на ещеодном интервале T0.

Диаграмма PF для карликовых галактик МОпоздних типов (T = 9, 10) представлена на рис. 10.Центроид распределения карликов располагаетсявблизи начала координат. Следовательно, типич-ный наблюдаемый темп звездообразования у кар-ликов вполне достаточен для воспроизводства ихнаблюдаемых звездных масс, а в целом популяциякарликовых галактик пребывает на полпути про-цесса преобразования газа в звезды.

Другая важная особенность PF-диаграммыпроявляется в диагональной вытянутости распре-деления карликов по параметрам P и F . Очевиднойпричиной этого является вспышечная активностьзвездообразования. При вспышке карлики типаMrk 36, Mrk 475 попадают в правую нижнюю частьPF-диаграммы и по мере затухания вспышкиперемещаются в левый верхний квадрант, гденаходятся пассивные карлики типа DDO120 иKDG52. Пропорция числа карликов в квадрантах[P > 0, F < 0] и [P < 0,F > 0] составляет пример-но 3:1 и указывает на более длительное пребываниекарликовых галактик в спокойной фазе по сравне-нию с фазой вспышки. Наличие в МО «потухших»карликов типа dSph, dE, не представленных нарис. 10, еще больше увеличивает это отношение.

Важно отметить однако, что такая трактовка ос-нована на предположении, что галактика эволюци-

9 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 74 № 2 2019


H

HI rich/Low HI rich/High

HI poor/Low HI poor/High

α

Рис. 10. Диагностическая диаграмма «Past–Future» для карликовых галактик типов T = 9, 10.

онирует в режиме «closed box». Приток внешнегомежгалактического газа, наблюдаемый у некото-рых галактик, может заметно влиять на эволюци-онные треки галактик на PF-диаграмме.

6. БАРИОННОЕ СООТНОШЕНИЕТАЛЛИ–ФИШЕРА

Как следует из данных рис. 5 и 6, около 40%карликовых галактик поздних типов в МО обла-дают водородной массой, которая превышает ихзвездную массу. С учетом наличия He и H2 богатыегазом карлики оказываются доминирующим насе-лением МО.

Классическое соотношение Талли–Фишера [66]выражает линейную связь между логарифмом ши-риныH I-линии,W50, и абсолютной величиной (илилогарифмом звездной массы) галактики. В областикарликовых галактик линейность ТФ-соотношениясистематически нарушается из-за недооценкивклада газовой компоненты в полную барионнуюмассу галактики. Первым обратил на это вниманиеМакГаук [67, 68].

Обилие галактик МО с аккуратно изме-ренными расстояниями предоставило возмож-ность продлить барионную зависимость Талли–Фишера (bTF) в область малых масс вплоть до

lg(Mbar/M�) � 6. Согласно [69], bTF-зависимостьв Местном объеме для 330 галактик имеет вид,представленный на рис. 11. Линия регрессии на немописывается соотношением

lg(Mbar) = 2.59 lg(W50) + 3.84, (6)

где барионная масса выражена в M�, а шири-на линии H I на уровне 50% от максимума — вкм с−1. Помимо галактик с аккуратно измереннымирасстояниями, на рис. 11 представлены объектыс оценками расстояния по членству в известныхгруппах.

Стандартное отклонение на bTF-диаграмме со-ставляет 0.39 dex, что позволяет оценивать рас-стояния других богатых газом карликовых галактикс погрешностью 0.195 dex. Наибольший вклад вэту погрешность привносят ошибки измеренияW50

и фотометрические ошибки. Для галактик с акку-ратными наблюдательными данными погрешностьоценки bTF-расстояния может быть понижена до0.10 dex. Дополнительный анализ показывает [69],что учет второго параметра в уравнении (6), та-кого, как поверхностная яркость галактики илиотношения MH I/M∗, мало снижает дисперсию надиаграмме.



�ba

r(

)

50 , km s-1

Рис. 11. Барионная зависимость Талли–Фишера для галактикМО с аккуратными оценками расстояния и углом наклонаболее 45◦.

7. КАРЛИКОВЫЕ ГАЛАКТИКИ ИЛОКАЛЬНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМНОЙ

МАТЕРИИ

Наличие вокруг близких массивных галактиккарликовых спутников с аккуратно измеренны-ми лучевыми скоростями и расстояниями да-ло возможность определить полные (орбиталь-ные) массы на масштабе вириального радиусаRvir � 250 кпк. Эти оценки для 21 самой значимойгалактики МО были представлены выше в табли-це 1.

Независимый метод определения полной мас-сы группы (скопления) был предложен Линден-Беллом [70].

Группа галактик как зона повышенной плот-ности искажает хаббловский поток окружающихгруппу галактик, замедляя их скорости. В резуль-тате вокруг группы имеется поверхность нулевойскорости, которая отделяет коллапсирующую об-ласть от остальной зоны космического расшире-ния. В сферически-симметричном случае радиуссферы нулевой скорости R0 связан с полной мас-сой группы MT соотношением

MT = (π2/8G)R30H

20/f2(Ωm), (7)

где безразмерный фактор f зависит от среднейплотности материи, меняясь от 1 до 2/3 при изме-нении Ωm от 0 до 1. В стандартной моделиΛCDM cΩm = 0.24, Ωλ = 0.76 и H0 = 73 км с−1Мпк−1 [71]соотношение MT (R0) приобретает вид

(MT /M�) = 2.12 × 1012(R0/Mpc)3. (8)

Распределение скоростей и расстояний кар-ликовых галактик в сфере радиусом 3.0 Мпквокруг центроида Местной группы рассматри-валось неоднократно [72–74]. Наиболее пол-ная версия этой диаграммы (рис. 4a из рабо-ты [75]) приведена на рис. 12. Неизолированные(Θ1 > 0) галактики, отягощенные вириальнымискоростями, были исключены. Линия хабблов-ской регрессии пересекает линию нулевой ско-рости на уровне R0 =(0.95±0.03)Мпк [75], чемусоответствует полная масса Местной группыMT =(1.8±0.2)×1012 M�. Эта оценка получиласьнесколько ниже суммарной массы Млечного Путии Андромеды: M(MW + M31) = 2.87 × 1012M�.

Довольно высокая точность определения вели-чиныR0 и полной массыМестной группы по внеш-ним движениям галактик оказалась возможной из-за «холодности» локального хаббловского потока,дисперсия лучевых скоростей в котором составляетвсего σV = 42 км с−1[75].

Объединяя свиты карликов вокруг другихдоминирующих галактик Местного объема: М81,CenA, NGC4736, M101 и др., Кашибадзе иКараченцев [75] оценили радиус R0 для «син-тетической» группы МО. Значение R0 = (0.92 ±± 0.02)Мпк, полученное по объединению 14 групп,соответствует полной массе синтетической группыпорядка 1.7 × 1012M�, что составляет около 60%от типичной вириальной массы близких групп.Поскольку оценка полной массы по внешним дви-жениям галактик сделана на масштабе в 3–4 раза

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 74 № 2 2019 9*


, Mpc0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4

, km

s-1

-300

-200

-100

0

100

200

300

400

WLM

N404

KKs3

KKH37

U4879

SexB N3109SexA

LeoP

N3741DDO99

IC3104

DDO125

DDO147

GR8

U8508

DDO181

DDO183

KKH86

U8833

KK230

DDO187

DDO190

E274-01

KKR25 IC4662N6789

SagIrDDO210

IC5152

KK258

Tuc

UA438

KKH98

The model of minor attractor

σ = 42 km s-1

0 = 90 ± 2 km s-1 Mpc-1

0 = 0.95 ± 0.03 Mpc

Рис. 12. Скорости и расстояния близких изолированных карликовых галактик относительно центроидаМестной группы(рис. 4a [75]).

большим, чем вириальный радиус, в работе [75]был сделан вывод об отсутствии значительногоколичества темной материи на окраинах Местнойгруппы и других соседних групп галактик.

Аналогичный подход к определению полноймассы был применен к ближайшему скоплениюVirgo, расположенному на расстоянии 16.5 Мпк.Между Местной группой и скоплением Virgo име-ется около 30 карликовых галактик, расстояния докоторых были измерены с помощью космическоготелескопа им. Хаббла [76, 77].

Радиус МО составляет 2/3 расстояния до скоп-ления Virgo. Такая протяженность МО позволяетпроследить эффект падения галактик на скопле-ние и определить радиус R0 c высокой точно-стью. Рисунок 13 показывает картину хабблов-ского потока галактик относительно центра скоп-ления Virgo. Галактики с аккуратно измеренны-ми скоростями изображены кружками. Областьвириальных движений в самом скоплении отме-чена серым. Отсутствие наблюдательных данныхо тангенциальной компоненте скоростей галактиквынуждает делать некие предположения об ихпреобладающем характере движения. Две панелирисунка соответствуют крайним предположениямо характере движений галактик возле скопления:

случай малого аттрактора, когда преобладает хаб-бловский разлет, и случай большого аттрактора,когда доминируют радиальные движения к цен-тру скопления. По этим данным с учетом неопре-деленности характера движений галактик радиуссферы нулевой скорости вокруг Virgo составляетR0 = (7.32 ± 0.28) Мпк, что соответствует пол-ной массе скопления MT = (8.3 ± 0.9) × 1014M�.В пределах погрешности эта величина хорошо со-гласуется с вириальной массой скопления Virgo,7.5 × 1014M�, по данным [79]. Практически такоеже значение полной массы Virgo было получено вработе [80] при моделировании траекторий галак-тик методом численного моделирования.

Располагая наиболее полными данными о рас-стояниях и массах гало близких галактик, Кара-ченцев и Теликова [81] построили распределениесветлой и темной материи в Местном объеме.Рисунок 14a представляет интегральный профильзвездной массы, выраженный в единицах крити-ческой плотности. Нижняя линия соответствуетвкладу главных галактик МО, перечисленных втаблице 1, верхняя линия означает вклад в плот-ность светимости всего населения МО. Горизон-тальная линия фиксирует среднюю космическуюплотность звездной массы, согласно [65]. Как ви-дим, Местный объем на всех масштабах до рассто-



0

0

VC , Mpc

(a)

VC

, km

s-1

0

0

(b)

VC , Mpc

VC

, km

s-1

Рис. 13. Скорости и расстояния галактик, расположенных перед скоплением Virgo, относительно центра скопления придвух разных предположениях о преобладающем характере движений (рис. 13 [78]).

яния 11Мпк показывает избыток средней звезднойплотности над ее глобальным значением.

Иная ситуация имеет место на рис. 14b, гдепоказано распределение плотности темной мате-рии. Здесь нижняя линия обозначает вклад га-ло главных галактик из таблицы 1, а средняя иверхняя линии соответствуют суммарному вкладувсех галактик в предположении как одинаковогоотношения MT /M∗ = 32 [47], так и с учетом ростаMT /M∗ у галактик поля в сторону групп и в сторонукарликовых галактик [82]. Различия между тремялиниями оказываются небольшими, поскольку ос-новной вклад в полную плотность материи в МОпривносят две дюжины самых массивных галак-тик. Примечательно, что средняя плотность тем-ной материи в пределах 11 Мпк составляет всего

Ωm = 0.17, т.е. по этому параметру МО выглядиткак область пониженной плотности.

Этот странный результат проявляет себя и в го-раздо большем объеме. Макаров и Караченцев [83]исследовали локальное распределение светлойи темной (вириальной) массы на основе своегокаталога групп. Профили плотности звездной ивириальной массы по их данным показаны после-довательностями звездочек на панелях рис. 15.Значения средней плотности в МО обозначеныромбами. Из данных верхней панели следует, чтосредняя локальная плотность светлой материиобнаруживает слабый избыток по отношениюк глобальному значению вплоть до расстояния40 Мпк. Однако плотность темной материиоказывается довольно низкой, плавно убываядо значения Ωm = 0.09 ± 0.03 при расстоянии40 Мпк. Близкое значение, Ωm = 0.12–0.14, было



tot

tot

(b)

, Mpc

Рис. 14. Интегральные профили плотности звездной и полной (вириальной) массы в Местном объеме, выраженные вединицах критической плотности (рис. 1 и 2 [81].) Рисунок в цвете приведен в электронной версии статьи.

M

(a)

(b)

, Mpc

Рис. 15. Интегральные профили плотности звездной и темной материи в пределах 40Мпк отМлечногоПути (рис. 3 [81].)Рисунок в цвете приведен в электронной версии статьи.

недавно получено в работе [84] на основе каталогагрупп, организованного на ином алгоритме. Малоезначение локальной средней плотности темнойматерии по сравнению с ее глобальным значением(Ωm = 0.24–0.31) приводит к выводу, что основная

масса космической темной материи заключенане в группах и скоплениях, а рассредоточена вмежгалактическом пространстве между ними.



8. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Разностороннее изучение галактик близкойВселенной сформировалось за последние годыв самостоятельную ветвь наблюдательной кос-мологии. Численное моделирование динамиче-ской эволюции галактик в рамках стандартнойΛCDM-модели достигло пространственного раз-решения, которому оказываются доступны раз-меры и массы карликовых галактик. При этом,космология на малых масштабах столкнулась сизвестными проблемами: наблюдаемым дефицитомгалактик малой и очень малой массы, наблю-даемым отсутствием центральных «клювов» накривых вращения карликовых галактик, обилиемтонких плоских структур из карликовых спутниковвокруг массивных галактик. Обзор этих и другихпроблем стандартной парадигмы представлен вработе [85]. Трудности стандартных моделей,обнаружившиеся при рассмотрении карликовыхгалактик, являются мощным стимулом для рафи-нирования теоретических сценариев формированияи эволюции галактик.

Измерения лучевых скоростей и расстояний га-лактик с высокой точностью дают возможностьопределить пекулярные скорости галактик и по нимвосстановить расположение и массы окружаю-щих аттракторов. Многочисленные высокоточныеизмерения расстояний на космическом телескопеХаббла сделали Местный объем уникальной лабо-раторией для проверки космологических моделей,как это предвидел Пииблс [86].

Где локализована основная масса темной ма-терии: в системах галактик или в пространствемежду ними? Мы не имеем пока четкого ответана этот вопрос. Неуклонно возрастающая плот-ность данных о поле пекулярных скоростей в МОпослужит наиболее подходящим наблюдательнымматериалом для решения этой проблемы.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят сотрудников лабораториивнегалактической астрономии и космологии САОРАН С. С. Кайсина, О. Г. Кашибадзе, Г. Г. Корот-кову, Д. И. Макарова, Л. Н.Макарову иМ. Е.Ша-рину, а также В. Е. Караченцеву за многолетнеесодействие в выполнении данной работы.

ФИНАНСИРОВАНИЕ

Эта работа выполнена при поддержке грантаРФФИ 18–02-00005.

КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ

Автор заявляет об отсутствии конфликта инте-ресов.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ1. R. C. Kraan-Korteweg and G. A. Tammann,

Astronomische Nachrichten 300, 181 (1979).2. S. van den Bergh, Publ. David Dunlap Obs. 2, 147

(1959).3. V. E. Karachentseva, Soobshch. Byurakan. Obs. 39,

62 (1968).4. V. E. Karachentseva and M. E. Sharina, Soobshch.

Spec. Astrofiz. Obs., 57, 5 (1988).5. V. E. Karachentseva and I. D. Karachentsev, Astron.

and Astrophys. Suppl. 127, 409 (1998).6. V. E. Karachentseva, I. D. Karachentsev, and

G. M. Richter, Astron. and Astrophys. Suppl. 135,221 (1999).

7. V. E. Karachentseva and I. D. Karachentsev, Astron.and Astrophys. Suppl. 146, 359 (2000).

8. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva,A. A. Suchkov, and E. K. Grebel, Astron. andAstrophys. Suppl. 145, 415 (2000).

9. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, andV. E. Karachentseva, Astron. and Astrophys. 366,428 (2001).

10. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev,V. E. Karachentseva, and M. Ehle, Astron. andAstrophys. Suppl. 141, 469 (2000).

11. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, andV. E. Karachentseva, Astron. and Astrophys. Suppl.377, 801 (2001).

12. W. K. Huchtmeier, I. D. Karachentsev, andV. E. Karachentseva, Astron. and Astrophys. 401,483 (2003).

13. L. N. Makarova, I. D. Karachentsev, andT. B. Georgiev, Astronomy Letters 23, 378 (1997).

14. T. B. Georgiev, I. D. Karachentsev, andN. A. Tikhonov, Astronomy Letters 23, 514 (1997).

15. N. A. Tikhonov and I. D. Karachentsev, Astron. andAstrophys. Suppl. 128, 325 (1998).

16. M. E. Sharina, I. D. Karachentsev, andN. A. Tikhonov, Astronomy Letters 25, 322 (1999).

17. V. E. Karachentseva, Commun. Spec. Astrophys.Obs., 18, 42 (1976).

18. B. W. Miller, A. E. Dolphin A.E., M. G. Lee, et al.,Astrophys. J. 562, 713 (2001).

19. N. A. Tikhonov and I. D. Karachentsev, AstronomyLetters 25, 391 (1999).

20. P. van Dokkum, Sh. Danieli, J. Cohen, et al., Nature555, 629 (2018).

21. K. N. Abazajian, J. K. Adelman-McCarthy,M. A. Agueros, et al., Astrophys. J. Suppl. 182,54 (2009).

22. K. C. Chambers, E. A. Magnier, N. Metcalfe, et al.arXiv:1612.05560 (2016).

23. M. A. Zwaan, L. Staveley-Smith, B. S. Koribalski, etal., Astron. J. 125, 2842 (2003).

24. B. S. Koribalski, L. Staveley-Smith, V. A. Kilborn, etal., Astron. J. 128, 16 (2004).

25. R. Giovanelli, M. P. Haynes, B. R. Kent, et al.,Astron. J. 130, 2598 (2005).

26. M. P. Haynes, R. Giovanelli, A. M. Martin, et al.,Astron. J. 142, 170 (2011).



27. R. Ibata, N. F. Martin, M. Irwin, et al., Astrophys. J.671, 1591 (2007).

28. A. Drlica-Wagner, K. Bechtol, E. S. Rykoff, et al.,Astrophys. J. 813, 109 (2015).

29. K. Chiboucas, I. D. Karachentsev, and R. B.Tully,Astron. J. 137, 3009 (2009).

30. O. Muller, H. Jerjen, and B. Binggeli, Astron. andAstrophys. 597, 7 (2017).

31. P. G. van Dokkum, R. Abraham, and A. Merritt,Astrophys. J. 782, 24 (2014).

32. E. Kim, M. Kim, N. Hwang, et al., Monthly NoticesRoyal Astron. Soc. 412, 1881 (2011).

33. F. Zwicky, Morphological Astronomy (Springer,Berlin, 1957).

34. D. Martinez-Delgado, E. D’Onghia, T. S. Chonis, etal., arXiv:1410.6368 (2014).

35. I. D. Karachentsev, P. Riepe, T. Zilch, et al.,Astrophysical Bulletin 70, 379 (2015).

36. B. Javanmardi, D. Martinez-Delgado, P. Kroupa, etal., Astron. and Astrophys. 588A, 89 (2016).

37. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva,W. K. Huchtmeier, and D. I. Makarov, Astron. J.127, 2031 (2004).

38. I. D. Karachentsev, D. I. Makarov, and E. I. Kaisina,Astron. J. 145, 101 (2013).

39. E. I. Kaisina, D. I. Makarov, I. D. Karachentsev, andS. S. Kaisin, Astrophysical Bulletin 67, 115 (2012).

40. I. D. Karachentsev and D. I. Makarov, Astron. J. 111,794 (1996).

41. E. F. Bell, D. H. McIntosh, N. Katz, andM. D. Weinberg, Astrophys. J. Suppl. 149, 289(2003).

42. R. A. Ibata, G. F. Lewis, A. R. Conn, et al., Nature493, 62 (2013).

43. O. Muller, M. Pawlowski, H. Jerjen, and F. Lelli,Science 359, 534 (2018).

44. R. B. Tully, Nearby Galaxies Catalog (CambridgeUniv. Press, Cambridge, 1988).

45. R. B. Tully, E. J. Shaya, I. D. Karachentsev, et al.,Astrophys. J. 676, 184 (2008).

46. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and D. I. Makarov,Astron. J. 147, 13 (2014).

47. I. D. Karachentsev and Y. N. Kudrya, Astron. J. 148,50 (2014).

48. I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, A. E. Dolphin, etal., Astron. and Astrophys. 379, 407 (2001).

49. D. I. Makarov, L. N. Makarova, M. E. Sharina, et al.,Monthly Notices Royal Astron. Soc. 425, 709 (2012).

50. A. Pasquali, S. Larsen, I. Ferreras, et al., Astron. J.129, 148 (2005).

51. I. D. Karachentsev, L. N. Makarova, D. I. Makarov,et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 447, L85(2015).

52. I. D. Karachentsev, L. N. Makarova, R. B. Tully, etal., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 443, 1281(2014).

53. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and D. I. Makarov,Monthly Notices Royal Astron. Soc. 479, 4136(2018).

54. A. Gil de Paz, S. Businer, B. Madore, et al.,Astrophys. J. Suppl. 173, 185 (2007).

55. J. C. Lee, R. C. Kennicutt, J. G. Funes, et al.,Astrophys. J. 692, 1305 (2009).

56. J. C. Lee, A. Gil de Paz, R. C. Kennicutt, et al.,Astrophys. J. Suppl. 192, 6L (2011).

57. I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina, Astron. J. 146,46 (2013).

58. R. C. Kennicutt, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 36,189 (1998).

59. S. S. Kaisin and I. D. Karachentsev, AstrophysicalBulletin 74, 1 (2019).

60. I. Karachentsev, E. Kaisina, S. Kaisin, andL. Makarova, Monthly Notices Royal Astron.Soc. 415L, 31 (2011).

61. J. Pflamm-Altenburg, C. Weidner, and P. Kroupa,Monthly Notices Royal Astron. Soc. 395, 394 (2009).

62. D. R. Weisz, B. D. Johnson, L. C. Johnson, et al.,Astrophys. J. 744, 44 (2012).

63. M. Fumagalli, R. L. Da Silva, and M. R. Krumholz,Astrophys. J. 741, L25 (2011).

64. I. D. Karachentsev and S. S. Kaisin, Astron. J. 133,1883 (2007).

65. M. Fukugita and P. J. E. Peebles, Astrophys. J. 616,643 (2004).

66. R. B. Tully and J. R. Fisher, Astron. and Astrophys.54, 661 (1977).

67. S. S. McGaugh, Astrophys. J. 632, 859 (2005).68. S. S. McGaugh, Astron. J. 143, 40 (2012).69. I. D. Karachentsev, E. I. Kaisina, and

O. G. Kashibadze, Astron. J. 153, 6 (2017).70. D. Lynden-Bell, Observatory 101, 111 (1981).71. D. N. Spergel, Astrophys. J. Suppl. 170, 377 (2007).72. T. Ekholm, Y. Baryshev, P. Teerikorpi, et al., Astron.

and Astrophys. 368, L17 (2001).73. I. D. Karachentsev, M. E. Sharina, D. I. Makarov, et

al., Astron. and Astrophys. 389, 812 (2002).74. I. D. Karachentsev, O. G. Kashibadze, D. I. Makarov,

and R. B. Tully, Monthly Notices Royal Astron. Soc.393, 1265 (2009).

75. O. G. Kashibadze and I. D. Karachentsev, Astron. andAstrophys. 609A, 11 (2018).

76. I. D. Karachentse, R. B. Tully, P.-F. Wu, et al.,Astrophys. J. 782, 4 (2014).

77. I. D. Karachentsev, L. N. Makarova, R. B. Tully, et al.,Astrophys. J. 858, 62 (2018).

78. O. G. Kashibadze, I. D. Karachentsev, andV. E. Karachentseva, Astrophysical Bulletin 73,124 (2018).

79. R. B. Tully and E. J. Shaya, Astrophys. J. 281, 31(1984).

80. E. J. Shaya, R. B. Tully, Y. Hoffman, andD. Pomarede, Astrophys. J. 850, 207 (2017).

81. I. D. Karachentsev and K. N. Telikova,arXiv:1810.06326 (2018).

82. R. B. Tully, Astron. J. 149, 171 (2015).83. D. I. Makarov and I. D. Karachentsev, Monthly

Notices Royal Astron. Soc. 412, 2498 (2011).84. E. Kourkchi and R. B. Tully, Astrophys. J. 843, 16

(2017).85. P. Kroupa, arXiv:161003854 (2016).86. P. J. E. Peebles, Principles of Physical Cosmology

(Princeton Univ. Press, Princeton, 1993).



Dwarf Galaxies in the Local Volume

I. D. Karachentsev and E. I. Kaisina

We review observational data about a sample of Local Volume objects containing about 1000 galaxieswithin 11 Mpc of the Milky Way. Dwarf galaxies with stellar masses M∗/M� < 9 dex make up 5/6 ofthe sample. Almost 40% of them have their distances measured with high precision using the HubbleSpace Telescope. Currently, the LV is the most representative and least selection-affected sample of dwarfgalaxies suitable for testing the standard ΛCDM paradigm at the shortest cosmological scales. We discussthe H II properties of dwarf galaxies in different environments and the star formation rates in these systemsas determined from FUV- and Hα-survey data. We also pay certain attention to the baryonic Tully–Fisherrelation for low-mass dwarf galaxies. We also point out that LV dwarfs are important ¡¡tracers¿¿ fordetermining the total masses of nearby groups and the nearest Virgo cluster.

Keywords: galaxies: formation—galaxies: dwarf—galaxies: star formation—galaxies:dark matter—surveys


КАРЛИКОВЫЕ ГАЛАКТИКИ В МЕСТНОМ ОБЪЕМЕ · 2019. 6. 3. ·...

Documents