ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 9, с. 624-632

РАССТОЯНИЕ ДО СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ NGC 1672 И ЕЕ

ЗВЕЗДНОЕ СТРОЕНИЕ¹

¹Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167, Россия

Поступила в редакцию 03.02.2020 г.

После доработки 03.07.2020 г.; принята к публикации 23.07.2020 г.

На основе архивных снимков космического телескопа Хаббла проведена звездная фотометрия

спиральной сейфертовской галактики NGC 1672, расположенной в группе галактик Dorado (Золотая

рыба). Расстояние до этой галактики, измеренное TRGB-методом(D = 15.8± 0.8 Мпк), показало, что

NGC 1672 действительно входит в группу Dorado. На диаграммах Герцшпрунга-Рассела выделены

звезды разного возраста и светимости и изучено их распределение по телу галактики. Интенсивное

звездообразование и асимметрия в распределении молодых звезд указывают на взаимодействие

NGC 1672 с близкой галактикой NGC 1688, расположенной на расстоянии 200 кпк. Найдено, что

в нескольких молодых звездных скоплениях содержатся звезды очень высокой светимости (до M_I =

= -11^m), которые можно определить как массивные гипергиганты.

Ключевые слова: группы галактик, группа NGC 1672, звездная фотометрия галактик: расстояния до

галактик, звезды высокой светимости.

DOI: 10.31857/S0320010820090065

ВВЕДЕНИЕ

раз изменяла свой состав в зависимости от крите-

риев отбора галактик.

Яркая спиральная галактика южного неба

NGC 1672 изучена достаточно подробно на всех

Трудности при составлении списка галактик,

длинах волн от радио до рентгена. Но до сих пор

входящих в группу Dorado, состояли в том, что

остается открытым вопрос о расстоянии до нее,

галактики были значительно рассеяны по небу,

несмотря на многочисленные измерения. В NED

кроме того, ни одна галактика не имела точного

приводятся значения от 9.9 до 14.5 Мпк. Принятие

измерения расстояния. Имеющиеся в базе данных

того или иного значения ставит эту галактику

NED результаты измерений расстояний дают на-

либо в состав группы галактик, либо за пределы

столько разные значения для отдельных галактик

галактик окружения.

Dorado (NGC 1433 — 8.2-11.6 Мпк, NGC 1533 —

В созвездии Dorado (Золотая рыба) давно из-

13.4-30.1 Мпк, NGC 1566 — 5.5-18 Мпк), что

вестна концентрация галактик с лучевыми скоро-

невозможно на основе этих данных построить про-

странственную структуру группы. Более надежные

стями от 700 до 1700 км/с. Среди них Шобб-

значения расстояний можно получить простым де-

рук (1966) выделил 11 галактик, которые, по его

мнению, составляли одну группу, названную им

лением лучевой скорости на постоянную Хаббла,

“Dorado”. В 1975 г. Вокулер (1975) из этих галак-

но при этом не будут учитываться пекулярные

тик выделил группу G16, которая состояла из 5

скорости галактик, величины которых обычно на-

ярких галактик. В этом же году Сэндидж (1975)

ходятся в интервале от 50 до 150 км/с, но внутри

опубликовал списки групп галактик, где в группу

групп и скоплений эти скорости существенно боль-

Dorado включил 12 основных и 6 вероятных членов

ше из-за близких взаимодействий галактик.

группы. В дальнейшем группа Dorado несколько

По результатам из базы данных NED, среднее

^*Электронный адрес: ntik@sao.ru

значение расстояния до двух десятков галактик

¹Based on observations with the NASA/ESA Hubble

группы Dorado равно 17.2 Мпк. Это ориентировоч-

Space Telescope, obtained at the Space Telescope Science

ное значение мы принимаем как расстояние до всей

Institute, which is operated by AURA, Inc. under contract

группы Dorado. По мере получения более надеж-

No. NAS5-26555. These observatio ns are associated with

proposal 10354,15654.

ных измерений оно должно быть пересмотрено.

624

РАССТОЯНИЕ ДО СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ

625

Рис. 1. Изображение NGC 1672 на снимке DSS обзора. Прямоугольниками отмечены поля космического телескопа

Хаббла. Размер снимка 20^′ × 20^′, север — вверху.

ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ

тики NGC 1672 с разметкой положений снимков

HST телескопа, а на рис. 2 показан HST снимок

Спиральная галактика NGC 1672 ((R’-1:)SB(r)bc

NGC 1672 в фильтре F814W (I) с разметкой звезд-

Sy2 по классификации NED) входит в число самых

ных комплексов, содержащих яркие звезды.

ярких галактик группы Dorado. Галактика обладает

активным ядром (Осмер и др.,

1974; Верон-

Звездная фотометрия галактики выполнялась

Цетти и др., 1981) и относится к сейфертовским

двумя пакетами программ: DAOPHOT II (Стет-

галактикам второго типа. Галактика расположена

сон, 1987; Стетсон, 1994) и DOLPHOT 2.0². Фо-

на периферии группы, поэтому некоторые иссле-

тометрия звезд в DAOPHOT II проводилась стан-

дователи не включали ее в группу Dorado, тем

дартным образом, как это описано нами ранее

более что расстояние до NGC 1672 оценивалось

(Тихонов и др., 2009), а калибровочные зависи-

существенно меньше (11.9 Мпк, Талли и др., 2009),

мости получены на основе фотометрии звезд с

чем растояние до группы Dorado.

разными светоприемниками и на разных телеско-

Для изучения звездного состава NGC 1672 и

пах (Тихонов, Галазутдинова, 2009). Полученные

определения расстояния до нее мы использовали

результаты фотометрии звезд прошли селекцию по

архивные снимки космического телескопа Хабб-

параметрам “CHI” и “SHARP”, которые опреде-

ла, полученные по заявкам ID10354 и ID15654 с

ляют форму фотометрического профиля каждой

камерами ACS/WFC и WFC3. На рис. 1 пред-

ставлен DSS (Digitized Sky Survey) снимок галак-

² http://americano.dolphinsim.com/dolphot/dolphot.pdf

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

626

ТИХОНОВ, ГАЛАЗУТДИНОВА

DOLPHOT использовалась библиотека PSF-

профилей. Различие результатов работы двух

программ заметно при сравнении видимого рас-

пределения очень слабых звезд по полю сним-

ка. Из-за неэффективности переноса заряда и

существования остаточных следов космических

частиц, DOLPHOT показывает избыточное число

слабых звезд в центральной области поля, вме-

сто их ровного распределения, а у DAOPHOT

распределение звезд более близко к реальному.

Но в DAOPHOT возникает проблема выбора

PSF-звезд из-за большой концентрации звезд по

телу галактики. Имея в виду плюсы и минусы

двух пакетов программ, мы использовали их оба,

сравнивая полученные результаты. Оба метода

дали сходные результаты и значимых различий

между ними не обнаружено.

ИЗМЕРЕНИЕ РАССТОЯНИЯ

Полученная при фотометрии звезд диаграмма

Герцшпрунга-Рассела (СМ-диаграмма) перифе-

рии галактики NGC 1672 представлена на рис. 3a.

На диаграмме хорошо видны ветви голубых и

красных сверхгигантов. Ветвь красных гигантов на

этой диаграмме визуально не видна из-за большого

числа более ярких AGB звезд. После селекции

по координатам X и Y , для того чтобы удалить

из выборки яркие сверхгиганты областей звездо-

образования, а также звезды из области, кото-

Рис. 2. Снимок HST телескопа NGC 1672 в фильтре

рая засвечена очень яркой звездой, мы получили

F435W (B). Кружком отмечено скопление, изображе-

ние которого представлено на рис. 7, а СМ-диаграмма

СМ-диаграмму, на которой видны красные гиганты

на рис. 8. Треугольниками отмечены скопления с ярки-

и AGB-звезды (рис. 3b). Поскольку показатель

ми центральными объектами с Hα эмиссией. Изобра-

цвета красных гигантов находится в диапазоне

жения этих скоплений помещены на рис. 11. Осталь-

1.2 < (V - I) < 1.6, то после селекции по это-

ные молодые скопления отмечены квадратами.

му параметру мы получили функцию светимости,

на которой виден TRGB-скачок при I = 27m. 02 ±

измеряемой звезды (Стетсон, 1987), что позволило

± 0.03 (рис. 3c), положение которого соответствует

удалить из таблиц фотометрии все диффузные объ-

началу ветви красных гигантов. Точность изме-

екты: звездные скопления, далекие или компактные

рения TRGB-скачка определяется полушириной

галактики, так как фотометрические профили этих

пика функции Собеля (Мадоре, Фридман, 1995),

объектов отличались от профилей изолированных

которая на этой диаграмме показана тонкой ли-

звезд, выбранных нами в качестве стандартных.

нией. Максимумы функции Собеля соответствуют

резким изменениям численности звезд, что наблю-

Пакет DOLPHOT 2.0 использовался в соот-

дается на границе ветви красных гигантов.

ветствии с рекомендациями Долфина (2016), а

процедура фотометрии состояла из предваритель-

Вместе с TRGB-скачком мы измерили показа-

ного маскирования плохих пикселей, удаления

тель цвета вершины ветви гигантов (V - I)_TRGB =

следов космических частиц и дальнейшей PSF-

= 1.40 и показатель цвета ветви гигантов (V -

фотометрии найденных звезд в двух фильтрах.

-I)-3.5 =1.32 на уровне MI =-3m. 5. Исполь-

Селекция полученного списка звезд по параметрам

зуя эти величины в уравнениях Ли и др. (1993),

профиля изображений “CHI” и “SHARP” прово-

мы определили металличность красных гигантов

дилась так же, как и в DAOPHOT II.

на периферии NGC 1672 и расстояние до нее:

Принципы фотометрии программами DOLPHOT

[Fe/H] = -1.87, (m-M) = 30m. 99, D = 15.75 Мпк,

и DAOPHOT одинаковы, но есть некоторые

с внутренней ±0.22 Мпк и внешней ±0.82 Мпк точ-

различия при их использовании. Например, в

ностью. Внутренняя точность измерения опреде-

DAOPHOT II в качестве PSF-звезд мы брали

ляется точностью определения положения TRGB-

одиночные звезды из исследуемых полей, а в

скачка, а внешняя точность является результатом

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

РАССТОЯНИЕ ДО СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ

627

26.0

150

(a)

(b)

(c)

26.5

100

TRGB

27.0

27.5

28.0

-1

26.026.5 27.0 27.5 28.0

(V - I)

Рис. 3. СМ-диаграмма звезд периферии NGC1672 (a) и СМ-диаграмма звезд этого же поля (b) после удаления звезд

областей звездообразования. Функция светимости красных гигантов и AGB-звезд (c) получена после селекции звезд

диаграммы “b” по показателю цвета (V - I). Тонкой линией показана функция Собеля, на которой отмечено положение

. 02.

сложения нескольких возможных источников оши-

ЗВЕЗДНЫЙ СОСТАВ NGC 1672

бок измерений. Точность метода Ли и др. (1993)

На рис. 1 и 2 видно, что форма NGC 1672

составляет 0m. 1. Точность определения положения

асимметрична. Вероятной причиной этой асиммет-

TRGB-скачка принималась нами как полушири-

рии могло быть взаимодействие с соседней галак-

на пика функции Собеля и равна 0m. 03. Средняя

тикой. Возможно также близкое взаимодействие

точность фотометрии звезды при I = 27m. 0 равна

с карликовой галактикой, к настоящему времени

0m. 10, но измерение TRGB-скачка происходит по

слившейся с NGC 1672. Но более вероятным

10-15 звездам, что уменьшает ошибку измерения

является предположение, что взаимодействующим

TRGB-скачка из-за точности фотометрии звезд

объектом была маломассивная спиральная галак-

до 0m. 03. Сумма остальных составляющих ошибок

тика NGC 1688. Лучевая скорость NGC 1672 —

измерений не превышает 0m. 02. При учете всех

1331

км/с, а NGC 1688 — 1228 км/с (NED),

названных ошибок мы получаем, что суммарная

т.е. сходство лучевых скоростей подтверждает

ошибка измерения TRGB-скачка равна 0m. 11, что

возможную пространственную близость этих га-

соответствует 0.82 Мпк. При измерении рассто-

лактик. Угловое расстояние между NGC 1672 и

яния величина поглощения света в направлении

NGC 1688 равно 39^′, что соответствует 200 кпк при

на NGC 1672 принималась из работы Шлафли и

равенстве расстояний до обеих галактик. По NED

. 035.

расстояние до NGC1688 заключено в диапазоне от

10.5 до 18.9 Мпк, что соответствует расстоянию

Для звезд основного поля галактики (рис. 1)

до NGC 1672. Кроме того, у NGC1688 также

мы провели аналогичные измерения, однако из-

видна асимметрия спиральных ветвей (рис. 4),

за присутствия в выборке большого числа ярких

что подтверждает ее взаимодействие с другой

сверхгигантов и AGB-звезд, TRGB-скачок виден

галактикой.

слабо при I = 26m. 9. Сдвиг положения TRGB-

Чтобы убедиться в возможном существовании

скачка на 0m. 1 объясняется влиянием металлично-

пары галактик при таком расстоянии между ком-

сти, которая всегда повышается от периферии к

понентами, обратимся к наиболее подробной и об-

центру галактик. Аналогичный эффект был получен

ширной работе по изучению двойных галактик (Ка-

нами для центральных областей и периферии звезд

раченцев, 1987). Хотя при поиске двойных галактик

галактики М87 (Тихонов и др., 2019). В дальней-

внимание привлекают близкие пары, тем не менее

шей работе мы используем значение расстояния

в каталоге Караченцева (1987) есть несколько пар

D = 15.75 Мпк, полученное по звездам периферии

(12, 24, 128, 465, 530), у которых расстояние между

галактики.

компонентами больше чем 200 кпк, и они имеют

нормальное отношение светимости к динамической

Сравнение полученного расстояния до NGC 1672

массе. Таким образом, нет каких-либо причин счи-

и принятого расстояния до группы Dorado по-

тать эти пары случайной оптической проекцией. По

казывает, что с учетом точности всех измерений

светимости главной галактики, пара N24 из ката-

галактика NGC1672 находится на таком же

лога Караченцева (1987) соответствует NGC 1672,

расстоянии, что и большинство галактик Dorado,

что подтверждает возможность существования фи-

т.е. входит в состав этой рассеянной группы.

зической пары галактик NGC 1672 и NGC 1688.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№9

628

ТИХОНОВ, ГАЛАЗУТДИНОВА

NGC 1672

BSG RSG

-1

(B - I)

Рис. 4. Изображение NGC 1688 на снимке DSS-

Рис. 5. СМ-диаграмма звезд центральных областей

обзора. Асимметрия галактики, в виде яркой спи-

галактики NGC 1672. Линиями отмечено положение

ральной ветви, указывает на ее взаимодействие с

ветви голубых сверхгигантов (BSG) и красных сверх-

NGC 1672, находящейся на расстоянии 200 кпк.

гигантов (RSG).

Результаты фотометрии звезд центральных

этого не наблюдается. Если же поглощение кар-

областей NGC

1672

приведены в виде СМ-

лика случилось давно и его звезды равномерно

диаграммы (рис. 5), на которой линиями отмечены

рассеялись по телу NGC 1672, то такое давнее

положения ветви голубых сверхгигантов (BSG) и

слияние карликовой галактики не могло создать

асимметрию молодых областей звездообразова-

красных сверхгигантов (RSG). Большое количе-

ство звезд (N > 0.3 млн) затрудняет визуальный

ния, наблюдаемую в NGC 1672. Таким образом,

гладкое распределение старых звезд отвергает ги-

анализ их распределения по телу галактики,

поэтому была проведена селекция, и были вы-

потезу поглощения карликовой галактики и, кро-

делены наиболее молодые голубые сверхгиганты

ме того, указывает на слабое взаимодействие с

соседней галактикой, что могло произойти только

с показателем цвета (B - I) < 1, а также более

при достаточно больших расстояниях между ними.

старые AGB звезды с показателем цвета 4 < (B -

Галактика NGC1688 по всем параметрам подходит

- I) < 5, возраст которых заключен в интервале

на роль такого соседа.

от нескольких сот миллионов до 2-3 млрд лет.

Определить давно прошедшие вспышки звездо-

Распределение по телу галактики этих разных по

образования в галактиках можно на основе изу-

возрасту звезд показано на рис. 6. В распреде-

лении молодых звезд (рис. 6a), возраст которых

чения распределения численности AGB звезд в

не превышает 100 млн лет, видна значительная

зависимости от их светимости. Возраст AGB-звезд

асимметрия, что указывает на недавние процессы

заключен в интервале от 100 млн до нескольких

взаимодействия NGC 1672 с соседней галактикой.

млрд лет. Чем больше возраст AGB-звезд, тем

меньше их светимость, поэтому, используя теоре-

Старые звезды, в противоположность моло-

тические изохроны, можно светимость AGB-звезд

дым, имеют гладкое и симметричное распределение

“привязать” к их возрасту.

(рис. 6b). Такое распределение отвергает гипотезу

поглощения карликовой галактики, которая могла

При равномерных процессах звездообразова-

бы объяснить асимметрию формы NGC 1672 и

ния зависимость между светимостью AGB-звезд и

присутствие в ней многочисленных областей звез-

их численностью имеет гладкий вид. Если в галак-

дообразования. Если после поглощения карлико-

тике произошла вспышка звездообразования, то

вой галактики не произошло несколько оборотов

первоначально в этой области будет наблюдаться

NGC 1672, чтобы звезды поглощенной галактики

повышенное число голубых сверхгигантов. Через

равномерно распределились по телу NGC 1672,

несколько десятков миллионов лет здесь будет

на что требуется около миллиарда лет, то на теле

повышенное число красных сверхгигантов, а через

NGC 1672 была бы видна область с повышенным

сотни миллионов лет — повышенное число AGB-

содержанием малометалличных старых звезд, но

звезд определенной светимости, которая соответ-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

РАССТОЯНИЕ ДО СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ

629

6000

(a)

(b)

4000

2000

4000

2000

4000

Рис. 6. Распределение молодых и старых звезд по телу галактики NGC1672. Асимметричное распределение молодых

звезд объясняется взаимодействием NGC 1672 с соседней галактикой NGC 1688. На распределении старых звезд

кружками отмечены поля, в которых изучались AGB-звезды для выявления прошедших вспышек звездообразования.

ствует возрасту этих AGB-звезд. При увеличении

В галактике NGC 1672 видны многочисленные

возраста увеличивается и размер области, занятой

звездные скопления и более протяженные области

звездами из бывшей области звездообразования, и

звездообразования разного возраста. На изобра-

в конечном этапе все звезды рассеиваются по телу

жении, полученном делением двух снимков в филь-

галактики. Указанный метод мы использовали ра-

трах F658N (Hα) и F814W (I), вокруг молодых

нее, когда установили одновременность процессов

скоплений видны кольцевые газовые оболочки, не

звездообразования у двух взаимодействующих га-

лактик — NGC 672 и IC 1727 (Тихонов и др., 2014).

Для изучения функций светимости AGB-звезд

мы выбрали в NGC 1672 четыре поля (рис. 6).

Поля 1, 2, 4 расположены в центральных областях

галактики, но в местах с разной концентрацией

молодых звезд. Поле 3 находится далеко от цен-

тра галактики, на конце яркой спиральной ветви.

Функции светимости AGB-звезд всех полей пред-

ставлены на рис. 7. На этих диаграммах можно

отметить, что в полях 1, 2, 4 при I = 25m.8 ± 0.1

видны пики в численности AGB звезд. Используя

изохроны Бертелли и др. (1994), мы нашли, что

этим пикам соответствует возраст вспышки звез-

дообразования t = 260 млн лет, при металличности

AGB-звезд равной металличности Солнца. В по-

ле 3 распределение AGB-звезд соответствует рав-

номерному темпу звездообразования. Небольшие

отклонения находятся в пределах статистических

ошибок. Полученные результаты указывают, что

260 млн лет назад в центральных областях га-

Рис. 7. Функции светимости AGB-звезд четырех об-

ластей, отмеченных на рис. 6. На периферии галак-

лактики NGC 1672 произошла сильная вспышка

тики (поле 4) процессы звездообразования протекали

звездообразования. Если это влияние NGC 1688,

равномерно и функция светимости имеет гладкую фор-

то влияние дальнее, поскольку за этот интервал

му. В центральных областях галактики (поля 1, 2, 4)

времени NGC 1688 не могла удалиться на совре-

примерно 250-300 млн лет назад произошла вспышка

менное значение 200 кпк после близкого прохож-

звездообразования, на что указывают пики функций

. 9.

дения около NGC1 672.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

630

ТИХОНОВ, ГАЛАЗУТДИНОВА

Рис. 8. Вид молодого скопления, отмеченного кружком на рис. 2, на снимках HST телескопа в фильтрах F814W/F658N

и F435W. Вокруг скопления видная газовая оболочка, а само скопление содержит звезды светимостью MI = -10^m.

−1

(B - I)

Рис. 9. СМ-диаграмма звезд скопления, показанного на рис. 8 и отмеченного кружком на рис. 2, а также общая СМ-

диаграмма молодых звездных скоплений. Яркость некоторых звезд доходит до I = 20^m - 21^m, что с учетом расстояния

означает, что это яркие гипергиганты со светимостью MI от -10^m до -11^m.

успевшие рассеяться в пространстве. На рис. 8

на основе имеющихся данных невозможно устано-

представлено одно из ярких молодых скоплений

вить, являются ли они звездами или компактны-

вблизи восточной спиральной ветви галактики, а на

ми скоплениями. Общая СМ-диаграмма 20 моло-

рис. 9 показана СМ-диаграмма этого скопления.

дых скоплений показана на рис. 9. На диаграм-

Анализ видимого распределения звезд полученной

ме видно, что самые яркие звезды имеют блеск

СМ-диаграммы показывает, что в центре скопле-

I = 20^m-21^m, что соответствует их абсолютной

ния находятся более старые звезды, переходящие

звездной величине M_I от -10^m до -11^m. Воз-

в стадию красного сверхгиганта, а на краях скоп-

можно, что часть этих объектов могут оказаться

ления расположены более яркие голубые гиперги-

компактными звездными группами, которые даже

ганты, чья светимость доходит до M_I = -10. По

на снимках HST выглядят как одиночные звез-

морфологии это скопление похоже на скопление

ды. Для поиска ярких массивных звезд можно

R136 из Большого Магелланова облака.

использовать имеющиеся снимки в линии Hα. У

В центре некоторых скоплений видны очень

массивных гипергигантов из-за их нестабильного

яркие голубые звездообразные объекты, однако состояния происходит непрерывное истечение ве-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

РАССТОЯНИЕ ДО СЕЙФЕРТОВСКОЙ ГАЛАКТИКИ

631

-1

0.5

1.0

(B - I)

Рис. 10. Диаграмма (B - I)-(I - Hα) для ярких звезд (20^m < I < 23^m) NGC 1672. Звезды без эмиссии в Hα занимают

полосу при (B - I) < 0. Выше этой полосы располагаются звезды с Hα эмиссией разной интенсивности.

Рис. 11. Яркие звездообразные объекты с избытком излучения в линии Hα, выбранные на основе диаграммы рис. 10,

оказались центральными объектами молодых звездных скоплений. Данные объекты могут быть яркими массивными

звездами или компактными группами молодых звезд.

щества, в результате которого вокруг звезд образу-

тем более сильная эмиссионная линия присутству-

ются газовые оболочки и облака, а в спектрах таких

ет в спектре звезды. На основе представленной

звезд наблюдается яркая эмиссионная линия Hα,

диаграммы мы выделили четыре наиболее ярких

наличие которой позволяет выделить такие звезды

объекта с повышенным значением показателя (I -

среди других звезд.

- Hα). Все объекты оказались в центре очень

На рис. 10 показана диаграмма (B - I)-(I -

молодых звездных скоплений (рис. 11). Являются

- Hα) ярких звезд (I < 23) NGC 1672. Звезды с

ли указанные объекты массивными звездами или

нормальными спектрами занимают полосу при (I -

группами звезд, можно установить на основе спек-

- Hα) = 0, а звезды с эмиссией в линии Hα рас-

тральных наблюдений, которые пока не получены.

положены выше. Чем больше показатель (I - Hα),

Положения объектов 1 и 4 на рис. 11 совпадают

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

632

ТИХОНОВ, ГАЛАЗУТДИНОВА

с положениями ULXs (ультраярких рентгеновских

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

источников) (Дженкинс и др., 2011), что подтвер-

Бертелли и др. (G. Bertelli, A. Bressan, C. Chiosi,

ждает возможную природу этих объектов как мас-

F. Fagotto, and E. Nasi), Astron. Astrophys. 106, 275

сивных звезд.

(1994).

Верон-Цетти и др. (M.P. Veron-Cetty, P. Veron, and

E.J. Zuiderwijk), Astron. Astrophys. 98, 34 (1981).

РЕЗУЛЬТАТЫ И ОБСУЖДЕНИЯ

Вокулер (G. Vaucouleurs), Stars and Stellar Systems

На основе архивных снимков HST телескопа

9, 557 (1975).

проведена звездная фотометрия спиральной сей-

Дженкинс и др. (L.P. Jenkins, W.N. Brandt,

фертовской галактики NGC 1672. Получено рас-

E.J.M. Colbert, B. Koribalski, K.D. Kuntz,

пределение молодых и старых звезд по телу галак-

A.J. Levan, R. Ojha, T.R. Roberts, M.J. Ward,

тики, и на этой основе сделан вывод о недавнем

and A. Zezas), Astrophys. J. 734, 33 (2011).

взаимодействии NGC 1672 с соседней галактикой,

Долфин (A. Dolphin), DOLPHOT: Stellar

по всей видимости с NGC 1688. Впервые измере-

photometry, Astrophysics Source Code Library

но точное расстояние до NGC 1672 (D = 15.8 ±

ascl:1608.013 (2016).

± 0.8 Мпк), полученное при определении границы

Караченцев (I.D. Karachentsev), Двойные галак-

ветви красных гигантов (TRGB-метод). Найденное

тики (М.: Наука, 1987).

расстояние дает возможность уточнить светимость

Ли и др. (M.G. Lee, W.L. Freedman, and

сейфертовского ядра галактики, а также провести

B.F. Madore), Astrophys. J. 417, 553 (1993).

поиски молодых массивных звезд. Поскольку кро-

Мадоре, Фридман (B. Madore and W. Fridman),

ме высокой светимости в спектрах массивных звезд

Astron. J. 109, 1645 (1995).

присутствует эмиссионная линия Hα, то имеющие-

Осмер и др. (P.S. Osmer, M.G. Smith, and

ся HST снимки NGC 1672 с фильтром F658N (Hα)

D.W. Weedman), Astrophys. J. 192, 279 (1974).

позволяют выделить такие звезды на диаграмме

10.

Стетсон (P.B. Stetson), Publ. Astron. Soc. Pacific 99,

(B - I)-(I - Hα). Несколько найденных таким

191 (1987).

способом объектов оказались центрами молодых

11.

Стетсон (P.B. Stetson), Publ. Astron. Soc. Pacific

звездных скоплений.

106, 250 (1994).

Мы представляем точное расстояние до одной

12.

Сэндидж (A. Sandage), Astrophys. J. 202,

563

галактики NGC 1672, но сделанные нами анало-

(1975).

гичные измерения для других, самых ярких га-

лактик группы Dorado: NGC 1433, NGC 1533,

13.

Талли и др. (R.B. Tully, L. Rizzi, E.J. Shaya,

H.M. Courtois, D.I. Makarov, B.A. Jacobs), Astron.

NGC 1566 показывают, что расстояния до этих

J. 138, 323 (2009).

галактик находятся в интервале от 14.2 до 15.9 Мпк

(Тихонов, Галазутдинова, 2020). Так как указанные

14.

Тихонов и др. (N.A. Tikhonov, O.A. Galazutdinova,

and E.N. Tikhonov), Astron. Lett. 35, 559 (2009).

галактики являются самыми массивными членами

группы и определяют положение центра масс, то

15.

Тихонов, Галазутдинова (N.A. Tikhonov and

это означает, что вся группа Dorado расположена

O.A. Galazutdinova), Astron. Lett. 35, 748 (2009).

на 15.0 Мпк, т.е. ближе, чем значение 17.2 Мпк,

16.

Тихонов, Галазутдинова (N.A. Tikhonov and

которое мы приняли в качестве первого приближе-

O.A. Galazutdinova), Astrophys. Bull. (2020), в

ния.

печати.

Работа основана на наблюдениях с космиче-

17.

Тихонов и др. (N.A. Tikhonov, O.A. Galazutdinova,

and V.S. Lebedev), Astron. Lett. 40, 1 (2014).

ского телескопа Хаббла NASA/ESA, получен-

ных в Научном институте космического телескопа,

18.

Тихонов и др. (N.A. Tikhonov, O.A. Galazutdinova,

который управляется AURA, Inc. по контракту

and G.M. Karataeva), Astrophys. Bull. 74,

257

(2019).

№ NAS5-26555. Эти наблюдения связаны с за-

явками 10354 и 15654. В настоящей работе были

19.

Хухра, Геллер (J.P. Huchra and M.J. Geller),

использованы базы данных NED, HyperLeda.

Astrophys. J. 257, 423 (1982).

Исследование выполнено при финансовой под-

20.

Шоббрук (R.R. Shobbrook), MNRAS 131, 365

(1966).

держке Российского фонда фундаментальных ис-

следований и Национального научного фонда Бол-

21.

Шлафли, Финкбайнер (E.F. Schlafly and

гарии в рамках научного проекта № 19-52-18007.

D.P. Finkbeiner), Astrophys. J. 737, 103 (2011).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020