по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу

Вопрос о содержании газа в галактиках низкой яркости и о форме, в  которой он там находится, является одним из наиболее интересных, т.к. непосредственно связан с вопросом звездообразования в галактиках и их эволюции. Количество нейтрального водорода в LSB-галактиках сопоставимо с его содержанием в нормальных галактиках, однако его поверхностная плотность меньше средней плотности атомарного водорода в HSBGs и ниже пороговой плотности, необходимой для образования молекулярных облаков и, следовательно, звездообразования и образования металлов [5]. Так же как и в менее массивных LSBGs, распределение атомарного водорода в массивных галактиках низкой яркости обычно следует распределению яркости, определенной по звездам, хотя пики в распределении атомарного водорода не всегда лежат на максимумах в распределении звезд [6].

Рис. 9: Полная масса атомарного водорода как функция расстояния до галактики для массивных LSB-галактик [6].

В галактиках низкой яркости не более 25% массы газа находится в форме H₂, а может быть молекулярного водорода в них на один — два порядка меньше, чем атомарного, но в любом случае молекулярного водорода в галактиках низкой яркости заметно меньше, чем в нормальных галактиках (см. ссылки ниже). В настоящее время астрофизики склоняются к тому, что столь малое наблюдаемое количество молекулярного газа в галактиках низкой яркости нельзя объяснить неопределенностью или неточностью принимаемого конверсионного фактора, с помощью которого по наблюдениям СО оценивают содержание молекулярного газа в галактиках [11]. Низкое содержание молекулярного водорода в принципе может объяснить весьма слабое звездообразование, которое наблюдается в LSBGs. Некоторое исключение представляют собой наиболее гигантские галактики низкой яркости, т.к. они могут содержать значительное количество молекулярного водорода в дисках и ядрах [10].

Изначально считалось, что молекулярный газ концентрируется лишь в балджах и ядрах галактик низкой яркости. Однако наблюдения Malin 2 и UGC 6614 показали, что в  них молекулярный газ содержится именно в диске. Это важный результат, поскольку он показывает, что в галактиках низкой яркости молекулярный газ может существовать в дисках также, как и в ядерных областях [10]. Кроме того, хотя фактор конверсии для галактик низкой яркости из-за их низкой металличности плохо известен, тем не менее из имеющихся наблюдений CO можно сделать вывод о наличии умеренного количества молекулярного водорода в ядерных областях спиральных LSB-галактик позднего типа, не имеющих балджей. Таким образом, балдж не является необходимым условием для существования молекулярного газа в ядрах галактик низкой яркости [12].

Рис. 10: Светимость в далеком ИК как функция массы молекулярного водорода в  ядрах спиральных галактик. Незакрашенные треугольники, ромбики и квадратик —  LSB-галактики [12].

Во многих галактиках низкой яркости вообще нет следов молекулярного водорода, но может так оказаться, что определенные физические условия, в которых находится молекулярный газ, просто не позволяют нам его обнаружить. Причиной этого могут быть низкая металличность (и, как следствие, переоценка конверсионного фактора), низкое содержание пыли и низкая поверхностная плотность газа. По причине наблюдаемого звездообразования при низком содержании молекулярного газа были предложены модели, согласно которым в галактиках низкой яркости звезды формируются из атомарного газа, а не из молекулярного [12].

В LSB-галактиках очень слабые темпы звездообразования, а в некоторых из них никаких проявлений звездообразования не удается обнаружить вообще. Считается, что это следствие низкой плотности атомарного водорода, однако точность определения таких важных параметров межзвездной среды, как вертикальная шкала распределения газа, его объемная плотность и турбулентная скорость, не достаточна для того, чтобы это можно было утверждать однозначно. Кроме того известно, что звездообразование идет и в тех спиральных галактиках низкой яркости, поверхностная плотность атомарного водорода в которых ниже критической для крупномасштабной гравитационной неустойчивости [12]. Из всего этого можно сделать вывод, что для построения исчерпывающей картины звездообразования в LSB-спиралях требуется больше информации о многофазной межзвездной среде.

Рис. 11: Отношение масс H₂/HI как функция абсолютной звездной величины в полосе B. Красные и зеленые символы — галактики низкой яркости, черные крестики — HSB, голубые символы — спиральные галактики поздних типов [14].

Отношение массы атомарного водорода к интегральной светимости в полосе B лежит для галактик низкой яркости в достаточно широких пределах, оно растет с уменьшением поверхностной яркости, и эта тенденция не зависит от массы галактики. Отношение M_HI/L_B меняется от низких значений порядка (M_HI/L_B)_min=0.1 M_sun/L_sun до самого большого из известных в настоящее время —  (M_HI/L_B)_max=46 M_sun/L_sun, которое наблюдается у объекта [OBC97] N9-2. В среднем отношение M_HI/L_B у больших галактик низкой яркости в два и более раз выше, чем у нормальных галактик и с покраснением цвета оно увеличивается [1].

Спектр масс галактик низкой яркости такой же широкий, как у нормальных галактик, а  отношение масса/светимость и глобальное, и локальное выше, чем у нормальных галактик, при этом темная масса, по-видимому, преобладает на всех расстояниях от центра [5]. Очень большие отношения масса/светимость, наблюдаемые у галактик низкой яркости, свидетельствуют о преобладании над диском массивного темного гало, которое затрудняет формирование в дисках таких образований, как бар или спирали, что в свою очередь приводит к сверхнизким темпам звездообразования в этих галактиках [10]. Для ярких массивных спиральных галактик установлена связь между далеким ИК-излучением и массой H₂, которая является следствием нагрева частичек пыли в гигантских молекулярных облаках излучением молодых звезд. В некоторых LSB-спиралях эта связь нарушается. Это может быть обусловлено несколькими причинами: возможно, IMF смещена в сторону звезд малых масс или фактор конверсии отличается от общепринятого, или же молекулярный газ находится не в форме облаков, проявляющих себя по СО, а в диффузной среде, тем не менее, большинство наблюдаемых LSB-галактик следуют зависимости H₂-FIR, найденной для нормальных галактик [12], т.е. в галактиках низкой яркости, как и в HSB галактиках, CO скорее всего связан с молекулярными облаками и, следовательно, со звездообразованием. В пользу существования в галактиках низкой яркости молекулярных облаков может также свидетельствовать и то обстоятельство, что в некоторых из них присутствуют оптически толстые темные образования, связанные с концентрацией пыли [13]. Кроме того, в галактиках низкой яркости наблюдается следующая зависимость: чем меньше максимальная скорость вращения в галактике, тем меньшее количество молекулярного газа сосредоточено во внутренних областях галактики [12].

Гигантские LSB-спирали, в которых обычно наблюдается молекулярный газ, предположительно являются системами с преобладающим плотным высокометалличным балджем. Высокие скорости вращения, большие динамические массы, кривые вращения, отличающиеся от твердотельных — эти факторы могут влиять на структуру межзвездной среды и, как следствие, на эффективность звездообразования: через динамические эффекты, толщину газового диска, интенсивность UV-излучения и величину давления в межзвездной среде [13]. Однако взаимодействие между этими факторами еще плохо осмыслено и дискуссия о формировании и существовании в галактиках низкой яркости молекулярных облаков, а также о том, в какой форме находится в них и как распределен молекулярный газ, открыта до сих пор.

У тех LSB галактик, в которых наблюдается CO, светимость заметно выше среднего, также в них часто обнаруживается повышенная активность ядра [14]. По-видимому, большая масса галактики и наличие активного ядра повышают вероятность того, что в галактике низкой яркости может быть обнаружено заметное количество CO. Однако не во всех галактиках, в которых наблюдается повышенная активность ядра и светимость выше среднего значения, обнаруживается CO [14]. Число массивных галактик низкой яркости, в которых измерено излучение CO, мало, — всего порядка 10 на настоящий момент. Однако по сравнению с менее массивными LSBGs, это достаточно много.

Версия для печати