Звездобразование в Местном Объеме по результатам H α обзора на БТА

1. Звездобразование в Местном Объеме по результатам Hα обзора на БТА Кайсин С.С. &Караченцев И.Д. Специальная Астрофизическая ОбсерваторияРАН “Химическая и динамическая эволюция галактик” ЮФУ, Ростов-на-Дону 28-30 сентября 2009

2. Изменение числа объектов в Местном Объёме (D < 10 Mpc) Год Источник Число объектов ------------------------------------------- 1979 Kraan-Korteweg & Tammann 179 1994 Karachentsev 215 2004 Karachentsev et al.=CNG 451 2009 current version of CNG 730 -------------------------------------------

4. Основные зависимости SFR(M/yr) = 1.27 · 109 FC (Hα) · D2—Gallagher et all. (1984), где D - расстояние в Мпк, FC - поток вэрг·см-2·сек-1, исправленный за Галактическое поглощение (Schlegel et al. 1998) и внутреннее поглощение A(Hα) = 0.538·AB Aint =[1.6+2.8(logVm -2.2)] · log(a/b),если Vm > 42.7 км/c, иначе Aint = 0 log(MHI/ M) = log FHI + 5.37 +2 · log DMpc PK=log([SFR]·T0/LK), F=log(MHI/[SFR]·T0) K –величины взяты из 2MASS или вычислялись следующим образом: <B-K> =4.10 для T≤ 2 {E, SO, Sa) <B-K> =4.60 – 0.25 ·T для T= 3-8 <B-K> =2.35 для T=9,10 (Sm, BCD, Ir)

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

8. Изображение галактики Гирлянда в континуумеи в линии Hα, полученное на БТА

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

10. PK=lg[SFR]·T0/LK – характеризует какую долю своей светимости галактика произвела бы за Хаббловское время T0при текущем темпе звездообразования и отношении массы к светимости 1M/L. F=lgMHI/[SFR]·T0 – показывает за сколько Хаббловских времен галактика израсходует наличный запас газа, если звездообразование будет идти наблюдаемым в настоящее время темпом.

12. Изображение галактики NGC4460 в континуумеи в линии Hα, полученное на БТА

13. KDG61

14. KKR25

18. Stinson, Dalcanton et al. (2007, ApJ, 667, 170) смоделировали коллапс изолированной dIr's с учетом влияния эффектавспышек сверхновых (SN feedback). Они обнаружили циклические вспышки звездообразования (SF)на шкале около ~0.3 млрд. летс амплитудой изменения темпа звездообразования (SFR)около 10 для маломассивных карликовых галактик с Vm<20км/с. В отличие от спиральных у иррегулярных dIrr галактик низкой светимости процесс звездообразования происходит в виде вспышек

19. Изображение галактики NGC4449 в континуумеи в линии Hα, полученное на БТА

20. Изображение галактики DDO125 в континуумеи в линии Hα, полученное на БТА

21. Изображение галактики DDO181 в континуумеи в линии Hα,полученное на БТА

24. Глобальная плотность звездообразования в Местной Вселенной (Z = 0, Ho = 72 км·с-1· Мпк-1) ----------------------------------------------------------------------------------------- log(SFR) Источник Примечание M·год-1·Мпк-3 --------------------------------------------------------------------------------------- -1.95 +/- 0.04 Gallego et al. 1995 em. line gg. -1.73 +/- 0.07 Tresse & Maddox 1998 I-band survey -1.64 +/- 0.02 Perez-Gonzalez et al. 2003 opt.-selected -1.66 +/- 0.08 Brinchmann et al. 2004 SDSS-based -1.81 +/- 0.03 Hanish et al. 2006 HI- selected -1.75 +/- 0.03 Salim et al. 2007 UV-based -1.72 +/- 0.08 James et al. 2008 Hα Local Univ. -1.77 +/- 0.08 present talk Hα Local vol. ---------------------------------------------------------------------------------------- log(SFR) исправлен за поглощение

25. Некоторые глобальные параметры(h = 0.72, Z = 0) --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- Критическая плотность: 1.43 ·1011 М/Мпк3 K-luminosity плотность: 4.6 ·108 L/Мпк3 (Kochanek et al.2001) + (Bell et al. 2003) HI плотность: 0.55 ·108 M/Мпк3 HIPASS SFR плотность: 0.017 M/год/Мпк3 present talk PK -0.30 present talk F -0.63 present talk Fcorr -0.36 (+0.17dex HeI, +0.10dex H2) --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- Cosmic baryon budget (Fukugita, 2003) in the Omega-units: 0.25% (stars) + 0.08% (HI+HeI+H2) + 0.20% (hot gas in clusters) + 2.2% (warm & cold gas) = 2.7% versus (4.4+-0.4)% from Big Bang Nucleosynthesis ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

26. HI1225+01 в Virgo

27. Спасибо за внимание

30. Hα view of the UA281 from the 6-m telescope

31. Изображение галактики UGC8215 в линии Hαполученное на БТА

33. Некоторые глобальные параметры(h = 0.72, Z = 0) --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- The critical density: 1.43 ·1011 M/Mpc3 K-luminosity density: 4.6 ·108 L/Mpc3 (Kochanek et al.2001) + (Bell et al. 2003) HI density: 0.55 ·108 M/Mpc3 HIPASS SFR density: 0.017 M/yr Mpc3 present talk PK -0.30 present talk F -0.63 present talk Fcorr -0.36 (+0.17dex HeI, +0.10dex H2) --------------------------------------------------------------------------------------------------------------------- Cosmic baryon budget (Fukugita, 2003) in the Omega-units: 0.25% (stars) + 0.08% (HI+HeI+H2) + 0.20% (hot gas in clusters) + 2.2% (warm & cold gas) = 2.7% versus (4.4+-0.4)% from Big Bang Nucleosynthesis ---------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

34. Concluding remarks and questions • We should aspire to image ALL the LV galaxies in Hα and in HI without any morphological selection. • Should we try to reach such deep limiting fluxes for survey: F(Hα) = 10-15 (erg/cm2 sec) or log[SFR] = -4.1 at D = 8 Mpc F(HI) = 0.1 Jy·km/sec or log MHI= 6.2 at D = 8 Mpc (competition with data on UV-fluxes from GALEX or EW from Sloan) • Does the quadrant {PK > 0, F > 0} is almost empty or it contains many hidden objects like HIJASS near IC2574, HI1225+01 in Virgo, and "Leib“ (AGC219303) near NGC3628 ? • SAO database for the Local Volume galaxies (N = 730) will be ready soon.

35. Basic contributions to the Hα survey of the LV galaxies Authors Year Reference NLV Sample ------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------ Kennicutt & Kent 1983 AJ, 88, 1094 25 S,Ir Kennicutt et al. 1989 ApJ, 337, 761 14S,Ir Hunter et al. 1993 AJ, 106, 1797 37 Ir Miller & Hodge 1994 ApJ, 427, 656 11 M81 group Young et al. 1996 AJ, 112, 1903 16 S van Zee 2000 AJ, 119, 2757 15 Ir isolated Bell & Kennicutt 2001 ApJ, 548, 681 24 S,Ir Gil de Paz et al. 2003 ApJS, 147, 29 10 BCD James et al. 2004 A&A, 414, 23 49 SO/a - Im Hunter & Elmegreen 2004 AJ, 128, 2170 50 Im, BCD Meurer et al. 2006 ApJS, 165, 307 10 HIPASS selected Epinat et al. 2008 MNRAS, 390, 466 27 S Kennicutt et al. 2008 ApJS, 178, 247 171 T>-1, B <15m,|b|>20° Bouchard et al. 2009 AJ, 137, 3038 18 Scu & CenA groups Karachentsev & Kaisin 2005 - 2010 207 All types ------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

37. Star Formation Rate in the Local Volume SFR vs MB, SFR vs MHI PK=lg([SFR]·T0/LK), F=lg(MHI/[SFR]·T0) for different morphological types (dimensionless, distance independent, minimum selection effects!)