Астронет: О. В. Абрамова/ГАИШ Галактики низкой яркости http://variable-stars.ru/db/msg/1246330/sfi.html

Типичный диск галактики низкой яркости содержит всего несколько (или даже ни одной, как в гигантской LSB-галактике UGC 9024) областей HII [22, 25, 28], которые являются индикаторами звёздообразования, а средние SFR по крайней мере на порядок меньше, чем в HSB спиралях той же массы. К тому же, как уже отмечалось выше, в LSB-галактиках может не наблюдаться излучения молекулярного газа, но тем не менее, происходит формирование звёзд. Исследовав 250 галактик (всех типов, от неправильных HSB до LSB), Буркхолдер и др. [26] установили, что интегральные значения SFR в галактиках низкой поверхностной яркости не превышают 3M_sun/год, а для большинства из них существенно меньше 1M_sun/год. Также Буркхолдер и  др. [26] не обнаружили корреляции между SFR и такими величинами, как (B-V), центральная яркость диска в полосе B μ_0B, бальмеровский декремент, размер и  металличность; кроме того, они пришли к заключению, что темпы звёздообразования напрямую не связаны с эволюционным состоянием галактики в целом.

Хотя в литературе и высказывается мнение о "вспышечном" характере звёздообразования в галактиках низкой яркости, пока нет наблюдательных данных о вспышках звёздообразования, которые бы произошли в недавнем прошлом [33], но имеются данные, указывающие на то, что темпы звёздообразования за время жизни галактик низкой яркости не были постоянными [34].

Рис. 18: Истроия звёздообразования в LSB-галактике UGC 5889 [33].

На примере 24 галактик низкой поверхностной яркости ван ден Хоек и др. [28] показали, что наблюдаемый цвет многих из них хорошо объясняется, если рассмотреть модель экспоненциально затухающего глобального SFR и принять, что в настоящее время звёздообразование заканчивается, а отношение массы газа к суммарной массе звёзд+газа составляет ~0.5. Лишь для некоторых галактик выборки потребовалось дополнить экспоненциально затухающую модель звёздообразования стохастическими вспышками SFR небольшой амплитуды. Авторы считают вероятным, что LSB-галактики испытывают продолжительное звёздообразование (м.б. с частыми вспышками малой амплитуды) на протяжении по крайней мере нескольких последних Гигалет [28]. В принципе, никаких особенностей в эволюции LSB-галактик может и не быть, оно может проходить также, как и в нормальных галактиках, только гораздо медленнее.

Такие данные наблюдений, как низкая металличность, слабо выраженная спиральная структура дисков, слабые текущие темпы звёздообразования, большое количество атомарного водорода, поверхностная плотность которого, однако, ниже критической, и трудно определяемое количество СО, хорошо согласуются со сценарием, в котором LSB-галактики являются слабо проэволюционировавшими системами с низкой поверхностной яркостью, низкой металличностью, с приблизительно постоянной или даже увеличивающейся со временем скоростью звёздообразования. Но в этот сценарий не вписываются гигантские, а также красные LSB-галактики (старые или богатые металлами) [8, 10, 11, 25].

До сих пор мы мало знаем о звёздообразовании в условиях низкой плотности и низкой металличности, которая характерна для LSB-галактик. О'Нейл и др. [35] использовали отличную от Салпитеровской IMF для построения модели вспышек звёздообразования в LSB галактиках. Авторами было отмечено, что низкие плотности газа создают определённые трудности в формировании массивных звёзд при вспышках звёздообразования. Поверхностная плотность газа, которая оказывается ниже критического значения, необходимого для звёздообразования путём развития крупномасштабных гравитационных неустойчивостей газа, свидетельствует о том, что в целом условия для формирования звёзд в LSBGs хуже, чем в  нормальных галактиках, а к образованию звёзд могут приводить локальные не-гравитационные нестабильности. Низкая плотность увеличивает динамическое время сжатия газа и  затрудняет формирование и сохранение гигантских молекулярных облаков, как и низкая металличность, которая снижает эффективность охлаждения межзвёздного газа и возможность образования областей, в которых могут формироваться молекулы H₂ [11, 13]. Исследование 6 LSB-галактик подтверждает предположение о том, что существует некоторое постоянное значение поверхностной плотности атомарного водорода, ниже которой звёздообразование сильно затруднено. Эта критическая плотность для рассматриваемых галактик лежит в пределах 2.1 — 10.1 M_sun/пк² [36].

Рис. 19: Интегральные темпы звёздообразования в LSB-галактиках, определённые по NUV (GALEX), как функция массы HI (чёрные квадратики). Для сравнения приведены скорости SFR по NUV для нормальных галактик (зелёные треугольники) и скорости звёздообразования для LSB-галактик, определённые другими методами [40].

Моделируя историю звёздообразования в галактиках низкой яркости, рассматривая различные "сценарии" звёздообразования, О'Нейл и др. [35] пришли к  интересному заключению о том, что центральную поверхностную яркость очень трудно "поколебать", т.е. если галактика по причине низкой плотности, окружения и т.д. формируется как галактика низкой поверхностной яркости, то она останется LSB даже при таких катастрофических процессах, как вспышки SF при взаимодействии галактик.

Рис. 20: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB) как функция отношения массы атомарного водорода к  светимости в B-полосе (синие кружочки) и R-полосе (красные кружочки) [34].

Рис. 21: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB) как функция интегрального показателя цвета (B-R) [34].

Рис. 22: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB) как функция абсолютной звёздной величины в полосе B [34].

Сравнение свойств голубых и красных галактик низкой яркости позволяют заключить, что они представляют собой два разных типа галактик и демонстрируют два независимых пути, приводящих к возникновению низкой поверхностной яркости в полосе B: голубые LSBGs хорошо описываются моделью с низкими, приблизительно постоянными темпами звёздообразования, причём голубые цвета дисков и ядер предполагают, что эти галактики не являются затухающими остатками HSBGs или слабыми голубыми галактиками. В то же время красные LSBGs более согласуются со сценарием "застывших HSB дисков" с давно прекратившимся звездообразованием [37]. И в тех, и в других галактиках наблюдается градиент среднего возраста звёзд (внешние области содержат более молодые звёзды, чем центры галактик), но голубые LSBGs до сих пор формируют звёзды, хотя и в предельно низком темпе, а красные LSBGs имеют оптические — NIR цвета слабо эволюционирующих звёздных населений с металличностью, порядка солнечной.

Рис. 23: Интегральные темпы звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB) как функция центральной поверхностной яркости (синие кружочки — В, красные кружочки — R) [34].

Существует тесная корреляция между историей звёздообразования в галактиках низкой яркости, их поверхностной яркостью в полосе K, абсолютной звёздной величиной в полосе K и содержанием газа: все LSBGs с низкой поверхностной яркостью в полосе K, низкой светимостью в K и высоким содержанием газа — слабо проэволюционировавшие, с более низким средним возрастом звёзд, с  низкой металличностью (голубые LSB), в то время как LSBGs с более высокой поверхностной яркостью в полосе K, более высокой светимостью в K и более низким содержанием газа (красные LSB) являются более проэволюционировавшими системами, средний возраст звёзд которых больше, а металличности выше (близкие к солнечным) [8]. В линии H_α морфология массивных галактик низкой яркости отличается от той, которая видна в оптике: в H_α галактика может не наблюдаться вообще, могут быть заметны отдельные очаги звёздообразования во внешних ветвях, а могут быть определены и спиральные ветви, и яркий балдж в ядре [6]. Были обнаружены два интересных факта. Во-первых, глобальные SFR для гигантских галактик низкой поверхностной яркости так же зависят от полной светимости в полосе B, как и для HSBGs, то есть яркость в полосе B связана с наличием звёздообразования и молодых звёзд. Во-вторых, доля диффузного газа, не содержащегося в областях HII, определённая по излучению в линии H_α, оказывается выше для галактик низкой яркости, чем для HSBGs. В совокупности два этих фактора показывают, что значительная часть звёздообразования может происходить в LSB-галактиках без образования заметных областей HII [6].

Возможно, LSB-галактики формировались в изоляции и не испытывали заметного приливного взаимодействия с соседними галактиками за Хаббловское время, а т.к. приливное взаимодействие существенно стимулирует локальное сжатие газа и  звёздообразование, то галактики низкой яркости будут продолжать эволюционировать медленно и пассивно [5].

Рис. 24: Сравнение интегральных и локальных (по всем областям HII) темпов звёздообразования в больших галактиках промежуточного типа (между LSB и HSB). На пунктирной прямой эти SFR равны между собой [34].