ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2023, том 49, № 4, с. 237-254

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ ДИФФУЗНОЙ ГАЗОВОЙ

СРЕДЫ НА БОЛЬШИХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ВЫСОТАХ

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

²Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

физический факультет, Москва, Россия

³Обсерватория Апачи Поинт, Университет штата Нью Мексико, Нью Мексико, США

Поступила в редакцию 24.02.2023 г.

После доработки 27.04.2023 г.; принята к публикации 27.04.2023 г.

Мы исследуем источники ионизации диффузного газа на различных галактических высотах в раз-

личных по звездной массе, светимости в Hα и удельному темпу звездообразования галактиках.

Для этого мы привлекаем данные релиза DR16 обзора SDSS-IV MaNGA и теоретические мо-

дели фотоионизации и ударной ионизации базы данных 3MdB. Наша итоговая выборка содержит

239 галактик, наблюдаемых точно с ребра, что делает результаты статистически значимыми и

позволяет с помощью процедуры сложения спектров исследовать даже большие галактические

высоты. С помощью диагностических диаграмм мы показываем, что для галактик всех исследуемых

типов поведение диффузного ионизованного газа адекватно описывается моделями фотоионизации

молодыми OB-звездами и горячими проэволюционировавшими маломассивными звездами. Однако

в галактиках с большими звездными массами или с пассивным звездообразованием ударные волны

также могут вносить свой вклад в ионизацию. Для галактик всех исследуемых типов мы получаем, что

поток излучения от OB-звезд и ионизационный параметр с высотой уменьшаются, а относительный

вклад горячих проэволюционировавших маломассивных звезд в ионизацию увеличивается. При

этом наибольшая разница вклада данных источников в ионизацию газовой среды наблюдается

между галактиками с различными удельными темпами звездообразования и с различными звездными

массами: проэволюционировавшие маломассивные звезды являются основным источником ионизации

газа в галактиках с пассивным звездообразованием (и с большими звездными массами), тогда как в

галактиках с активным звездообразованием (и с меньшими звездными массами) OB-звезды являются

определяющим фактором ионизации диффузной газовой среды.

Ключевые слова: галактики, диффузный ионизованный газ, оптическая спектроскопия, моделирова-

ние.

DOI: 10.31857/S0320010823040046, EDN: CVEMBT

ВВЕДЕНИЕ

движение нейтрального (Свотерс и др., 1997; Ма-

раско и др., 2019) и ионизованного (Рэнд, 2000)

Работа Хойла и Эллис (1963) положила начало

газа было довольно хорошо изучено только для

нескольких близких галактик. Прогресс массиро-

исследованию диффузной ионизованной газовой

ванных спектральных обзоров внегалактических

среды (DIG — diffuse ionized gas) в Галактике, что

объектов в последние годы позволил также изучить

в дальнейшем привело к ее обнаружению как в

кинематику ионизованного газа внутри и вокруг

плоскости, так и на существенных высотах Галак-

галактик местной Вселенной для статистически

тики (Рейнольдс и др., 1973). Позже диффузный

значимых выборок (Бизяев и др., 2017, 2022; Леви

ионизованный газ удалось обнаружить и в дру-

и др., 2019).

гих галактиках (Деттмар, 1990; Рэнд и др., 1990).

Более того, он является доминирующей фазой на

В то же время источники ионизации газа

расстояниях порядка килопарсека над плоскостью

на больших высотах (далее eDIG — extra-planar

диска (Рейнольдс, 1991). До недавнего времени

diffuse ionized gas) до сих пор исследованы плохо

как для нашей, так и для других галактик. С одной

^*Электронный адрес: vraeranaz@gmail.com

стороны, потока ионизирующего илучения от OB-

237

238

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

звезд в галактической плоскости хватает для

Наиболее важное преимущество MaNGA со-

объяснения ионизации газа в галактиках с замет-

стоит в том, что данный обзор предоставляет

ным звездообразованием (Хаффнер и др., 2009;

пространственно-разрешенную спектроскопиче-

Флорес-Фахардо и др., 2011). С другой стороны,

скую картину. Это обеспечивается двумя во-

отношения интенсивностей запрещенных линий на

локонными спектрографами (Сми и др., 2013),

больших высотах в отдельных галактиках требуют

оснащенными IFU (Integral Field Unit, Дрори и

привлечения проэволюционировавших звезд в

др., 2015) — модулями, состоящими из множества

качестве основных источников ионизации газа

плотно упакованных волокон, для формирования

(Флорес-Фахардо и др., 2011; Жанг и др., 2017;

индивидуальных спектров различных частей одного

Джонс и др., 2017). Ионизация ударными волнами

и того же объекта. Диаметр проекции каждого

также рассматривалась как возможный сценарий

такого волокна на небесную сферу ∼2 угл. сек, при

для объяснения излучения eDIG (Коллинз, Рэнд,

этом, так как по техническим причинам волокна

2001).

делаются круглыми в сечении и не могут прилегать

Крупный релиз данных DR16 (Data Release

друг к другу без зазоров, коэффициент покрытия

16, Ахумада и др., 2020) спектрального обзора

волокнами (filling factor) площади IFU составляет

MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point

≈56%. Для обеспечения полного покрытия пло-

Observatory, Банди и др., 2015) проекта SDSS-IV

щади IFU наблюдения проводятся с применением

(Sloan Digital Sky Survey, Йорк и др., 2000; Блан-

пространственного дизеринга по трем точкам с

тон и др., 2017) Survey, Йорк и др., 2000; Блантон

последующим восстановлением изображения (Лоу

и др., 2017) DR16 (Data Release 16, Ахумада и др.,

и др., 2015).

2020) позволяет сформировать большую выборку

Конвейерная обработка спектров MaNGA, пе-

объектов, в которых eDIG удобно наблюдать. Бла-

реводящая низкоуровневые продукты (спектры в

годаря большому числу галактик, с помощью сло-

каждой точке) в высокоуровневые (восстановлен-

жения спектров мы можем исследовать эмиссион-

ные карты астрофизических величин, покрываю-

ные линии от eDIG на экстремальных высотах над

плоскостью галактики — до десятка килопарсек.

щие галактику без зазоров), происходит в два эта-

Уточнение результатов с использованием модели-

па. Первый этап — конвейерная редукция данных,

рования и новой выборки галактик, основанной

DRP (Data Reduction Pipeline, Лоу и др., 2016), в

на одном из последних релизов данных MaNGA,

результате которой из сырых данных получаются

является основной задачей данного исследования.

откалиброванные спектроскопические кубы, при-

В следующем разделе мы описываем исполь-

веденные к однородному пространственному раз-

зуемые данные MaNGA, их анализ и обработку.

решению в 2.5 угл. сек и положенные на двумерную

Затем мы представляем применяемые в работе

сетку с шагом 0.5 угл. сек. Точность спектрофо-

диагностические диаграммы, а также данные моде-

тометрической калибровки потоков не хуже 5% по

лирования. Далее мы сообщаем результаты нашей

всему спектральному диапазону (Ян и др., 2016а,б).

работы, после чего производим их обсуждение.

Второй этап — конвейерный анализ данных, DAP

Заключительный раздел содержит основные этапы

(Data Analysis Pipeline, Уэстфолл и др., 2019), ис-

проделанной работы и выводы из нее. В данной

пользующий процедуру разделения эмиссионных и

статье мы принимаем постоянную Хаббла равной

абсорбционных спектров с последующим восста-

70 км/с/Мпк.

новлением темпа звездообразования c помощью

метода pPXF (Penalized Pixel-Fitting, Каппеллари

и Эмселлем, 2004; Каппеллари, 2017), в резуль-

ДАННЫЕ SDSS-IV MaNGA

тате которого получаются глобальные параметры

Спектры MaNGA

галактик, двумерные карты распределений раз-

личных астрофизических величин, а также кубы

Для исследования выборки галактик мы ис-

сложенных наблюденных (binned spectrum) и мо-

пользуем данные релиза DR16 спектрального об-

дельных спектров (best-fitting model spectrum).

зора MaNGA проекта SDSS-IV.

Обзор MaNGA выполнен на 2.5-м Слоанов-

Из обширных данных, предоставляемых об-

ском телескопе (Ганн и др., 2006) обсерватории

зором MaNGA, мы используем пространственно

Апачи-Пойнт и обладает спектральным разреше-

разрешенные спектры эмиссионных линий, полу-

нием R ∼ 2000 на длинах волн λ в интервале

ченные в результате вычитания модельного спек-

3600-10 300˚A (Сми и др., 2013). Для обзора было

тра континуума из наблюденного спектра галактик,

отобрано около 10 000 галактик таким образом,

двумерные карты интенсивностей эмиссионных ли-

чтобы выборка обладала близким к равномерному

ний и скоростей газа, а также полученные по ре-

спектром звездных масс и медианным красным

зультатам DAP и SDSS-фотометрии глобальные

смещением z ≈ 0.03 (Уэйк и др., 2017).

параметры галактик.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

239

Процедура маскирования для выбранных галактик

выборка содержит несколько объектов, в которых

газ и звезды вращаются в ортогональных плос-

Для исключения влияния нежелательных про-

костях, что напоминает галактики с полярными

странственных пикселей (так называемых спаксе-

кольцами (см., например, Моисеев и др., 2011).

лей) для каждой галактики выборки мы применяем

Будучи интересными объектами, данные галактики

спаксельную маску. С ее помощью в спектроскопи-

не позволяют изучать eDIG методом, применяемым

ческих кубах остаются только спектры спакселей,

в данной статье. В результате мы исключаем из

обладающих следующими характеристиками:

выборки 32 галактики, имеющие как минимум одну

из следующих проблем:

• в рамках конвейерной обработки данных

MaNGA для данного спакселя успешно про-

ведено моделирование эмиссионного спек-

• вращение газа под большим углом к плоско-

тра, т.е. при моделировании эмиссионного

сти вращения звезд;

спектра данный спаксель не был отмечен как

нежелательный для дальнейшего использо-

• несоответствие используемых фотометриче-

вания;

ских параметров галактики фактически на-

блюдаемой картине, например, когда при

• в рамках конвейерной обработки данных

просмотре изображения галактики стано-

MaNGA для данного спакселя успешно про-

вится ясно, что определенный для нее эф-

ведено определение скорости газа по эмис-

фективный радиус R_eff завышен в несколько

сионным линиям, т.е. при расчете скорости

раз;

газа по эмиссионным линиям данный спак-

сель не был отмечен как нежелательный для

• отсеивание маской подавляющего числа

дальнейшего использования;

спакселей галактики, что не позволяет

спектрам оставшихся спакселей данной

• отношение сигнала к шуму в линии Hα для

галактики дать статистически значимый

данного спакселя ≥3.0;

вклад в сложенные спектры.

• модуль скорости газа для данного спакселя

относительно центра соответствующей ему

Итоговая выборка содержит 239 галактик, мо-

галактики ≤350 км/с.

заика которых представлена на рис. 1.

Анализ выборки

Процедура сложения спектров и определение

потоков в эмиссионных линиях

Первоначальный отбор галактик, наблюдаемых

с ребра, проводится на основании визуального

Так как в поле нашего интереса попадают об-

просмотра композитных цветных изображений

ласти, расположенные на больших высотах над

SDSS. Как показывает опыт создания большого

дисками галактик, отношение сигнала к шуму в

каталога подобных объектов (Бизяев и др., 2014),

эмиссионных линиях таких спакселей в индиви-

а также выборки галактик с большим наклоном

дуальных галактиках оказывается недостаточным

по обзору MaNGA (Бизяев и др., 2017), проекция

для анализа спектров. С целью улучшения отно-

пылевой полосы на центральную область галак-

шения сигнала к шуму мы проводим процедуру

тики свидетельствует о том, что наклон плоскости

сложения многих спектров областей, относительно

галактики к лучу зрения ≥85^◦, что подтверждается

близких по своим физическим условиям. Для вы-

расчетами (Бизяев и Кайсин, 2004; Мосенков и др.,

деления таких областей всю оставшуюся выборку

2015). Большой наклон обеспечивает уверенность

мы разделяем на приблизительно равные группы

в том, что мы можем изучать газ на больших

(так называемые бины) с близкими значениями

расстояниях от плоскости, без существенного на-

некоторых физических величин (т.е. проводим про-

ложения его на яркие области звездообразования

цедуру бинирования). Чтобы исследовать состоя-

в плоскости галактик. Выборка, сформированная

ние диффузного ионизованного газа в галактиках

на основании визуального просмотра, содержит

различных типов, а также на различных высотах

258 галактик, видимых с ребра.

над дисками галактик, в качестве таких физических

Однако после просмотра глазом изображений

величин мы выбираем:

галактик выборки вместе с картами излучения в ли-

нии Hα, картами эквивалентных ширин EW(Hα),

а также картами полей скоростей газа в линии

• интегральную звездную массу галактики M_s,

Hα и звезд выявляется необходимость в отсеи-

взятую из каталога NASA-Sloan atlas (см.

вании некоторых галактик. Так, например, наша

http://nsatlas.org);

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

241

= LHα-Reff(r)/1041.27/Ms, где показатель

ДИАГНОСТИЧЕСКИЕ ДИАГРАММЫ

степени взят в соответствии с Кенникутт и

И ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ

Эванс (2012), Мёрфи и др. (2011), Хао и др.

(2011);

Диагностические диаграммы

• видимую нормированную высоту z/z₀ каж-

В данной работе сопоставление эксперимен-

дого спакселя галактики над плоскостью

диска, приведенную к вертикальной экс-

тальных данных с теоретическими моделями мы

поненциальной шкале высот z₀ = 0.596 ×

производим с помощью диагностических диаграмм,

× R_eff × b/a, где: R_eff — эффективный ради-

строящихся на основании относительных интен-

сивностей эмиссионных линий и позволяющих эф-

ус, b/a — отношение малой и большой полу-

осей эллипса; оба параметра также берутся

фективно дифференцировать различные по своим

из NASA-Sloan atlas, в котором они опре-

физическим условиям области галактик. Широкое

делялись по фотометрии в полосе r модели-

применение такого рода диаграмм началось после

рованием поверхностной яркости с помощью

работы Болдуина и др. (1981), в которой продемон-

параметризации по методу Петросяна.

стрированы двумерные классификационные схе-

мы, пришедшие на замену одномерным, и показаны

Оптимальную схему бинирования (т.е. количе-

наиболее выгодные для четкой дифференциации

ство бинов и положение их границ) мы выбираем

интересующих областей соотношения линий. Вейю

таким образом, чтобы одновременно в каждый бин

и Остерброк (1987) рассмотрели соотношения ли-

по одному из параметров галактик и в каждый

ний, впоследствии ставшие классическими для так

бин по высоте давали вклад не менее 10% галак-

называемых BPT-диаграмм. Для объяснения и

тик выборки. После этого мы складываем внутри

уточнения полученной классификации Допита и др.

каждого из бинов предварительно исправленные за

(2000) применили теоретические модели, описыва-

скорость относительно наблюдателя эмиссионные

ющие состояние газовой среды.

спектры. Для сложенных спектров замечаем, что в

пределах ±7.5˚A от центра каждой интересующей

Важной частью диагностических диаграмм

нас эмиссионной линии не наблюдается других

являются демаркационные линии — определен-

линий. Более того, оказывается, что в рамках DAP

ные теоретическими и эмпирическими методами

континуум вычтен настолько хорошо, что дополни-

границы, разделяющие среды с различными ме-

тельная процедура вычитания континуума не тре-

ханизмами ионизации. Уравнения для наиболее

буется. Поэтому вычисление потока в эмиссионных

востребованных на данный момент демаркаци-

линиях мы осуществляем простым сложением ин-

онных линий можно найти в работах Кьюли и

тенсивностей в пределах ±7.5˚A от центра каждой

др. (2001), Кьюли и др. (2006), Кауффманн и др.

интересующей линии. После чего мы корректируем

(2003). Более комплексный подход к проведению

интенсивности в эмиссионных линиях за поглоще-

демаркационных линий с использованием газовой

ние на основании бальмеровского декремента. Так

динамики рассмотрен в работе Лоу и др. (2021).

как DAP предоставляет не только значения потока

в каждом спакселе и спектральном элементе, но

Прежде чем сопоставлять данные с помощью

и ошибки потоков, мы также производим расчет

диагностических диаграмм, необходимо выбрать,

ошибок для интенсивностей суммарных потоков в

какие именно диаграммы будут рассмотрены, т.е.

линиях в каждом бине с помощью стандартного

какие соотношения линий будут представлены по

метода распространения ошибок.

осям. Данные MaNGA открывают широкие воз-

Таким образом, для 239 галактик итоговой вы-

можности для анализа всевозможных комбинаций

борки мы последовательно выполняем бинирова-

отношений линий на диагностических диаграммах,

ние в рамках оптимальной схемы по каждому из

тем не менее, в данной работе мы ограничиваемся

трех интегральных параметров галактик (этот этап

тремя видами традиционных BPT-диаграмм:

пропускается при рассмотрении случая разбиения

только по галактическим высотам), бинирование

в рамках оптимальной схемы по галактическим

• lg([O III]λ5007)/Hβ vs. lg([N II]λ6584)/Hα;

высотам, исправление спектров за скорость отно-

сительно наблюдателя, побиновое сложение спек-

тров, расчет интенсивностей в эмиссионных лини-

• lg([O III]λ5007)/Hβ vs. lg([S II]λλ6716,

ях, корректировку полученных интенсивностей за

6731)/Hα;

поглощение, а также вычисление ошибок. Пример

реализации бинирования по высотам для одной из

галактик выборки приведен на рис. 2.

• lg([O III]λ5007)/Hβ vs. lg([O I]λ6300)/Hα.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

242

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

x, номер спакселя

Рис. 2. Изображение одной из галактик выборки (слева) с границами IFU (пурпурный шестиугольник) и соответствую-

щая карта бинов по высотам над плоскостью диска (справа) с учетом (белой) спаксельной маски.

Теоретические модели 3MdB

(Флорес-Фахардо и др.,

2011). Однако

предположение о том, что ионизация DIG

Теоретические модели, полученные численны-

описывается комбинацией только указанных

ми методами для различных случаев ионизации

газовой среды, широко востребованы среди ис-

двух источников (OB-звезды и HOLMES),

следователей межзвездной среды. К сожалению,

может не сработать в общем случае DIG

или в частном случае какого-то опреде-

публикуется лишь малая часть таких моделей, а

ленного класса галактик — проверка этого

собственноручный подсчет оказывается достаточ-

предположения является одной из задач

но трудоемким. Для решения данной проблемы бы-

представленного исследования.

ла создана база данных 3MdB (the Mexican Million

Models dataBase, Мориссет и др., 2015; Алари,

Мориссет, 2019), содержащая уже рассчитанные

• База данных 3MdB-s моделей ударной иони-

модели, доступ к которым осуществляется через

зации (Алари и Мориссет, 2019), рассчитан-

протокол MySQL. Такой подход к организации

ных с помощью кода MAPPINGS (Бинетт

данных помогает сэкономить большое количество

и др., 1985) версии V (Сазерленд и др.,

времени и вычислительных ресурсов исследова-

2018). Наиболее приближенными по физи-

телям, занимающимся сопоставлением теоретиче-

ческим условиям к контексту рассматрива-

ских моделей с данными наблюдений.

емой задачи являются модели “Allen08” —

В данный момент 3MdB состоит из двух частей.

пересчитанные с учетом новых возможно-

стей модели, представленные в работе Алле-

• База данных 3MdB-p фотоионизационных

на и др. (2008). Гипотеза о механизмах иони-

моделей (Мориссет и др., 2015), рассчи-

зации DIG, проверяемая в данной работе,

танных с помощью кода Cloudy (Фер-

заключается в том, что одним из источников

ланд и др., 1998) версии C13 (Ферланд

ионизации DIG, наравне с OB-звездами и

и др., 2013). Среди различных проектов

HOLMES, может быть ударная ионизация,

фотоионизационных моделей содержится

причем вклад различных механизмов может

проект “DIG_HR” — модели, рассчитанные

зависеть и от высоты над плоскостью галак-

для описания DIG, в том числе eDIG, в

тики, и от параметров галактики.

предположении, что источником ионизации

являются взятые в различных соотношениях

поля излучения OB-звезд и многочисленных

Фотоионизационные модели “DIG_HR”

в толстых дисках и звездных гало горячих

маломассивных проэволюционировавших

звезд (HOLMES — HOt Low-Mass Evolved

Для фотоионизационных моделей “DIG_HR”,

Stars). Такой выбор источников ионизации

которые, по задумке авторов базы данных 3MdB-p,

основан на исследовании хорошо извест-

описывают поведение диффузного ионизованного

ной галактики NGC 891, видимой с ребра

газа, свободными являются четыре параметра.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

243

1. Поток излучения от OB-звезд Φ_OB, фото-

3. Магнитное поле B, мкГс. Мы варьируем его

нов/с/см². Может варьироваться в пределах

в пределах B = (1 ÷ 10) мкГс — ограничение

lg Φ_OB = (3.5 ÷ 7.5) с шагом 0.25 dex.

диапазона магнитных полей связано с тем

фактом, что в плоскости нашей и других

галактик наблюдается магнитное поле в рай-

2. Ионизационный параметр U = Φ_total/n_e/c,

оне B ≃ 10 мкГс, при этом с отходом от

где Φ_total = Φ_OB + Φ_HOLMES, n_e — элек-

плоскости B падает, и на нескольких кпк над

тронная плотность, а c — скорость света.

плоскостью уже наблюдается на уровне B ≃

Может варьироваться в пределах lg U =

≃ 5 мкГс. В модели с n = 0.1 см-3 в рас-

= (-4.0 ÷ -3.0) с шагом 0.1 dex.

сматриваемых интервалах магнитных полей

включены случаи B = (1.0, 1.26, 1.58, 2.0,

3. Металличность газа O/H, равная отноше-

3.16, 4.0, 5.0, 10.0) мкГс, в модели с n =

нию числа атомов кислорода к числу атомов

= 0.01 см-3 включены случаи магнитных по-

водорода. Может варьироваться в пределах

лей величиной B = (1.0, 10.0) мкГс.

ΔO/H = (-1.0 ÷ 0.6) с шагом 0.1 dex, где

ΔO/H + 8.69 = 12.00 + lg O/H.

4. Скорость распространения ударного фронта

(shock velocity) v, км/с. Ограничения не на-

4. Обогащенность газа азотом N/O, равная от-

кладываются, и для сетки с n = 0.1 см-3 мы

ношению числа атомов азота к числу атомов

варьируем параметр в допустимых моделью

кислорода. Может варьироваться в пределах

пределах v = (100 ÷ 1000) км/с, а для сетки

lg N/O = (-1.4 ÷ -0.2) с шагом 0.1 dex.

с n = 0.01 см-3 —в пределах v = (200 ÷

÷ 1000) км/с с шагом 25 км/с для обоих

Важно заметить, что поток от HOLMES фик-

случаев.

сирован для всех моделей на значении Φ_HOLMES =

= 8.4 × 10⁴ фотонов/с/см². Также содержание тя-

РЕЗУЛЬТАТЫ

желых элементов, помимо N, фиксировано относи-

тельно O на солнечных значениях, за исключением

Исследование оптимальности выбранной

Mg, Si и Fe, для которых содержание уменьшено на

схемы бинирования

1 dex по отношению к солнечному значению.

С помощью оптимальной схемы бинирования

мы достигли равномерного статически значимого

заполнения галактиками бинов по параметрам га-

Модели ударной ионизации “Allen08”

лактик и по галактическим высотам. В отсутствие

разбиения по параметрам галактик в наиболее

Аналогичным образом мы рассматриваем мо-

высоко располагающийся над плоскостью диска

дели ударной ионизации 3MdB-s. Для моделей

бин дают вклад около 30% галактик выборки. При

“Allen08”, интересующих нас в контексте данной

разбиении по параметрам галактик, в каждый из

задачи, свободными являются также четыре пара-

наиболее высоких бинов дают вклад около 10% га-

метра.

лактик выборки. Полученное разбиение устойчиво

относительно числа галактик в выборке, числа би-

1. Концентрация вещества до столкновения с

нов по высотам, а также границ бинов по высотам.

ударной волной (preshock density) n, см-3.

Мы останавливаемся на двух значениях, ре-

Сложенные галактики

алистичных для нашего случая: n = 0.1 см-3

на диагностических диаграммах

и n = 0.01 см-3.

Далее мы рассматриваем, как различные по

высоте над диском области галактик с различ-

2. Обогащенность газа. Мы рассматрива-

ными значениями интегральных параметров (M_s,

ем солнечное обилие тяжелых элементов.

К сожалению, представленные в базе дан-

LHα-Reff(r) и sSFR) ложатся в рамках БПТ-

ных модели с меньшими металличностями,

диаграмм на сетки фотоионизационных и ударных

характерными для Большого и Малого

моделей. Отметим, что мы зафиксировали различ-

Магеллановых облаков, не рассчитаны для

ные значения металличности газа ΔO/H и обилия

случая адекватных для DIG плотностей.

азота lg N/O у фотоионизационных моделей для

Возможное поведение моделей требуемых

различных галактик — такое варьирование обога-

плотностей с уменьшением содержания

щенности среды обсуждается далее. Иллюстрация

тяжелых элементов анализируется ниже.

полученной картины представлена на рис. 3-5.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

244

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

lg(M_s/M) < 10.01

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.1, lgN/O =

1.1

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg(M_s/M)

(10.01

10.41)

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.0, lgN/O =

1.0

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg(M_s/M) > 10.41

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.0, lgN/O =

0.9

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg([NII]

6583Å/H

6563Å)

lg([SII]

6716,6731Å/H

6563Å)

lg([OI]

6300Å/H

6563Å)

z/z₀ < 0.5

U = const

B = const, n = 0.01 см¹

z/z₀

(0.5

1.5)

= const

= const, n = 0.01 см¹

z/z₀

(1.5

3.0)

Kewley01

B = const, n = 0.1 см

z/z₀

(3.0

4.5)

z/z₀

> 4.5

Kaufmann03

= const, n = 0.1 см¹

Рис. 3. БПТ-диаграммы для различных по высоте над диском областей галактик, различных по значениям Ms,

вместе с моделями фотоионизации и ударной ионизации, а также демаркационными линиями, приведенными для

сравнения с предыдущими работами. Чем больше размер маркера, тем больше галактическая высота соответствующей

области. Красный цвет/круглая форма маркера соответствует наименьшему значению Ms галактик, зеленый цвет/форма

ромба — средней Ms, синий цвет/квадратная форма — наибольшей Ms. Фотоионизационным моделям соответствуют

синие сетки, моделям ударной ионизации— красные и зеленые. Чем больше толщина линии сетки, тем больше

значение соответствующего параметра. В контексте данного исследования нас интересует положение ударных моделей

относительно моделей фотоионизации, но не интересуют конкретные значения параметров на сетках ударных моделей,

поэтому соответствующие значения на диаграммах не приводятся.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

246

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

lg(sSFR/(год¹)) <

11.71

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.1, lgN/O =

0.8

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg(sSFR/(год¹))

(

11.71

11.21)

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.1, lgN/O =

0.8

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg(sSFR/(год¹)) >

11.21

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

O/H = 0.1, lgN/O =

1.0

2.0

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.8

0.6

0.4

0.2

0.4

2.0

1.5

1.0

0.5

lg([NII]

6583Å/H

6563Å)

lg([SII]

6716,6731Å/H

6563Å)

lg([OI]

6300Å/H

6563Å)

z/z₀ < 0.5

U = const

B = const, n = 0.01 см¹

z/z₀

(0.5

1.5)

= const

= const, n = 0.01 см¹

z/z₀

(1.5

3.0)

Kewley01

B = const, n = 0.1 см

z/z₀

(3.0

4.5)

z/z₀

> 4.5

Kaufmann03

= const, n = 0.1 см¹

Рис. 5. БПТ-диаграммы для различных по высоте над диском областей галактик, различных по значениям sSFR, вместе

с моделями фотоионизации и ударной ионизации, а также демаркационными линиями. Обозначения такие же, как на

рис. 3.

Полученные зависимости

кими или высокими LHα-Reff (r) и с низкими или

промежуточными sSFR ложатся на пересечение

Из рис. 3-5 следует, что несмотря на то, что

области на больших высотах в галактиках c про-

фотоионизационных моделей с моделями ударной

межуточными или большими M_s, а также с низ-

ионизации, для объяснения поведения диффузного

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

247

1.5

3.0

1.0

3.2

0.5

3.4

0.5

3.6

1.0

3.8

1.5

z/z₀

Рис. 6. Общий случай разбиения всех галактик на области различных высот без каких-либо дополнительных разбиений:

наблюдаемое изменение отношения потоков от OB-звезд и HOLMES (слева) и ионизационного параметра (справа) с

галактической высотой для всех галактик выборки по данным каждой из BPT-диаграмм (закрашенные и пустые маркеры)

и линейная регрессия полученных зависимостей (линия и бар, показывающий характерный размер коридора ошибок в

одно стандартноеотклонение). Точки, обозначенныепустымимаркерами, в регрессиине участвуют (см. объяснениевыше

в тексте).

ионизованного газа на любых высотах в галакти-

ми. Исходя из этого, для регрессии мы использу-

ках любого типа достаточно только фотоиониза-

ем значения, извлеченные из BPT-диаграмм, куда

ционных моделей. При этом положение области

входят только интенсивности в линиях водорода

на фотоионизационной сетке на BPT-диаграмме

H, азота N и кислорода O. Более того, так как в

позволяет однозначно определить значение потока

плоскости диска поглощение особенно сильное, и

от OB-звезд, а также значение ионизационного

его эффекты не могут быть полностью учтены, мы

параметра — для этого мы проделываем процедуру

исключаем из регрессии точки, соответствующие

интерполяции. Таким образом, мы находим, как от-

наиболее низкой галактической высоте. Получае-

ношение потоков от OB-звезд и HOLMES, а также

мые зависимости представлены на рис. 6.

ионизационный параметр меняются с высотой в

Следующим шагом в направлении усложнения

различных галактиках согласно фотоионизацион-

модели мы рассматриваем разбиение галактик как

ным моделям, пренебрегая возможным вкладом

по областям различных высот, так и по различ-

ударных волн (Флорес-Фахардо и др., 2011).

ным значениям какого-либо из трех интегральных

В простейшем случае, который мы рассматри-

параметров галактик: M_s, LHα-Reff (r) или sSFR.

ваем, разбиение галактик проводится на области

Предварительно мы также оцениваем, как меня-

различных высот, пока что без разделения по дру-

ется O/H с высотой в галактиках каждого из

гим галактическим параметрам. Предварительно

рассматриваемых типов, используя фотоинизаци-

мы оцениваем, как меняется O/H с высотой, ис-

онные модели для областей HII (Допита и др.,

пользуя фотоионизационные модели для областей

2016). Аналогично мы получаем, что в пределах

HII (Допита и др., 2016), и выясняем, что в преде-

погрешности ±0.1 dex для галактик всех рассмат-

лах погрешности ±0.1 dex изменением O/H с высо-

риваемых типов изменением O/H с высотой можно

той можно пренебречь. Результаты интерполяции

пренебречь. Тогда в процессе интерполяции мы

показывают, что наилучшая согласованность зна-

находим ΔO/H и lg N/O, при которых получается

чений, извлекаемых с помощью различных BPT-

наилучшая согласованность значений, извлекае-

диаграмм, получается при ΔO/H = 0.0 и lg N/O =

мых с помощью различных BPT-диаграмм, но уже

= -0.9, что соответствует солнечной обогащенно-

индивидуальные для каждого типа галактик. Так,

сти газа. Модели не позволяют варьировать обо-

например, оптимальные значения ΔO/H и lg N/O

гащенность среды серой S, поэтому значения, из-

для галактик с различными звездными массами

влеченные из BPT-диаграммы, куда входит интен-

M_s (рис. 3) хорошо кореллируют с ожидаемыми в

сивность в линии серы S, получаются смещенны-

рамках известных зависимостей O/H — M_s (см.,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

248

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

1.5

3.0

1.0

3.2

0.5

3.4

0.5

3.6

lg(M_s/M) < 10.01

1.0

lg(M_s/M

)

(10.01

10.41)

3.8

lg(M_s/M

) > 10.41

1.5

z/z₀

Рис. 7. То же, что на рис. 6, но для случая дополнительного разбиения галактик по различным звездным массам Ms.

Красный цвет/круглая форма маркера/пунктирная линия соответствует наименьшему значению Ms галактик, зеленый

цвет/форма ромба/штрихпунктирная линия — средней Ms, синий цвет/квадратная форма маркера/линия из точек —

наибольшей Ms.

1.5

3.0

1.0

3.2

0.5

3.4

0.5

3.6

lg(LH Reff(r)/(эрг/с)) < 39.87

1.0

lg(LH Reff(r)/(эрг/с))

(39.87

40.27)

3.8

lg(LH Reff(r)

/(эрг/с)) > 40.27

1.5

z/z₀

Рис. 8. То же, что на рис. 7, но для разбиения галактик по различным светимостям LHα-Reff(r) в линии Hα в пределах

одного R_eff в фотометрической полосе r.

например, Тремонти и др., 2004; Эндрюс, Мартини,

наиболее низкой галактической высоте. Получае-

мые зависимости представлены на рис. 7-9.

2013; Курти и др., 2017) и N/O — M_s (Перес-

Монтеро, Контини, 2009; Эндрюс, Мартини, 2013;

Мастерс и др., 2016), а также N/O — O/H (Эн-

ОБСУЖДЕНИЕ

дрюс, Мартини, 2013). Аналогично мы проводим

регрессию, используя значения, извлеченные из

Прежде чем сделать вывод о значимости вклада

BPT-диаграмм, куда входят только интенсивности

ударных волн в ионизацию диффузного газа, мы

в линиях водорода H, азота N и кислорода O, и

оцениваем, как изменилось бы положение ударных

исключаем из регрессии точки, соответствующие

сеток на рис. 3-5 в случае металличностей более

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

249

1.5

3.0

1.0

3.2

0.5

3.4

0.5

3.6

lg(sSFR/(год¹)) <

11.71

1.0

lg(sSFR/(год¹))

(

11.71

11.21)

3.8

lg(sSFR/(год¹)) >

11.21

1.5

z/z₀

Рис. 9. То же, что на рис. 7, но для разбиения галактик по различным удельным темпам звездообразования sSFR.

низких, чем солнечных, что характерно для обла-

ионизации двумя типами источников, в которой и

стей, расположенных высоко над диском галакти-

горячие OB-звезды, и HOLMES вносят свой вклад

ки. Напомним, что, к сожалению, для представ-

в ионизацию. При этом только горячие звезды не

ленных в базе данных 3MdB-s моделей с метал-

могут объяснить всю наблюдаемую картину, поэто-

личностями, характерными для Малого и Большо-

му привлечение HOLMES является необходимо-

го Магеллановых Облаков (т.е. меньшими, чем в

стью. Тем не менее стоит отметить систематическое

окрестностях Солнца), минимальная концентрация

стремление областей на больших высотах (осо-

бенно для z > 4.5 z₀) у галактик с высокими или

частиц составляет n = 1 см-3, что на порядок пре-

промежуточными M_s (рис. 3), а также с высокими

вышает характерное для диффузной ионизованной

среды значение. Для решения данной проблемы мы

или низкими LHα-Reff (r) (рис. 4) и с промежу-

рассматриваем направление тренда ударных моде-

точными или (что наиболее характерно) низкими

лей при уменьшении металличности газа для слу-

sSFR (рис. 5) к участкам на BPT-диаграммах,

чая n = 1 см-3 (предполагая, что поведение удар-

где фотоионизационные модели перекрываются с

ных моделей меньших плотностей будет аналогич-

моделями ударной ионизации. Такое поведение мо-

ным) в следующем порядке: (1) удвоенное по срав-

жет свидетельствовать о вкладе и ударных волн в

нению с солнечным обилие тяжелых элементов,

ионизацию диффузного газа на больших высотах в

(2) обилие элементов, характерное для Солнца, (3)

галактиках таких типов.

субсолнечное обилие элементов, характерное для

Напомним, что предположение только о двух

Большого Магелланова Облака, (4) субсолнечное

источниках ионизации диффузного газа (OB-

обилие элементов, характерное для Малого Ма-

звезды и HOLMES) и создание в базе данных

гелланова Облака. Построения показывают, что с

3MdB-p фотоионизационных моделей “DIG_HR”

уменьшением металличности сетки моделей сдви-

основаны на исследовании Флореса-Фахардо и

гаются в направлении справа налево почти па-

др. (2011), в рамках которого изучалась галактика

раллельно горизонтальным осям рассматриваемых

NGC 891 на высотах вплоть до 4 кпк. Если бы

BPT-диаграмм. В таком случае, если данный тренд

NGC 891 рассматривалась в нашей работе среди

сохранится и для меньших значений концентрации,

прочих галактик выборки и в том же диапазоне

то изменение положения сеток ударных моделей на

высот, то ее положение, согласно Караченцеву и

рис. 3-5 для среды с меньшей металличностью не

др. (2013), Рэнду и др. (1990), Шоу и Гилмору

повлияет на последующие выводы, так как каче-

(1989), соответствовало бы бину с наибольшими

ственная картина расположения различных обла-

значениями M_s, бину с наибольшими значениями

стей галактик относительно теоретических моделей

LHα-Reff(r) и бину с промежуточными значениями

останется прежней.

sSFR, а высоты покрывались бы вплоть до (3 ÷

В таком случае в целом мы наблюдаем согла-

÷ 4) z₀. Для сравнения, положение Млечного

сие поведения диффузного ионизованного газа с

Пути, согласно Макмиллану

(2017), Ликии и

ожидаемым поведением для качественной модели

Ньюману

(2015), Робитайю и Уитни

(2010),

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

250

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

также соответствовало бы бину с наибольшими

в ионизацию газовой среды. На любых галакти-

значениями M_s, бину с наибольшими значениями

ческих высотах с увеличением sSFR наблюдается

LHα-Reff(r) и бину с промежуточными значениями

рост потока от OB-звезд. Более того, для галактик

sSFR. Предположение Флореса-Фахардо и др.

с большими sSFR почти на всех рассматриваемых

(2011) о том, что различные по высоте области

галактических высотах поток от OB-звезд оказы-

NGC 891 охватываются на BPT-диаграммах толь-

вается больше потока от HOLMES. Также для га-

ко фотоионизационными моделями, не противо-

лактик с большими sSFR виден наиболее быстрый

спад ионизационного параметра с высотой. В га-

речит рис. 3-5. Соответственно, предположение

лактиках с низкими sSFR почти на всех рассмат-

о механизмах ионизации диффузного газа OB-

риваемых галактических высотах поток от OB-

звездами и HOLMES, основанное на исследовании

единственной галактики NGC 891, оказывается

звезд оказывается меньше потока от HOLMES и

верным для большинства галактик и для большого

мало меняется с высотой, как и ионизационный

параметр.

диапазона высот, но не учитывает возможного

вклада ударной ионизации, проявляющего себя,

Данная работа является логическим продолже-

во-первых, при наибольшем удалении от плоскости

нием статьи Джонс и др. (2017). Выводы, сде-

галактики и, во-вторых, при переходе к галактикам

ланные в этой статье на основании анализа зна-

c большой звездной массой или к галактикам с

чительно меньшей выборки галактик, находятся в

низкими удельными темпами звездообразования.

согласии с нашими. Так, мы отмечаем системати-

В дальнейшем обсуждении мы опускаем воз-

ческий рост интенсивности сильных запрещенных

можное влияние ударных волн и рассматриваем

линий по отношению к бальмеровским линиям в

поведение DIG как результат действия только двух

газе с высотой над плоскостью галактик. Также

источников ионизации.

мы подтверждаем догадку Джонс и др. о том, что

В общем случае (рис. 6) для галактик любого

свойства диффузного ионизованного газа варьи-

типа с увеличением высоты над плоскостью диска

руются в зависимости от интегральных свойств

мы наблюдаем тенденцию к уменьшению потока

галактик, таких как звездная масса и удельный

излучения от OB-звезд и, соответственно, увели-

темп звездообразования.

чение относительного вклада в ионизацию диф-

Мы также отмечаем согласие наших выводов с

фузного газа потока от HOLMES. При этом на

работами Бельфиоре и др. (2016) и Жанга и др.

малых галактических высотах поток от OB-звезд

(2017), где сделан вывод о важности HOLMES

преобладает над потоком от HOLMES в 3-5 раз, а

в процессе ионизации диффузной газовой среды.

на больших высотах, напротив, поток от HOLMES

К сожалению, сравнить результаты этих работ с

преобладает в 2-3 раза над потоком от OB-звезд.

нашими затруднительно, так как выборка галактик,

Также с увеличением высоты мы наблюдаем тен-

использованных Жангом и др. (2017), позволяет

денцию к уменьшению ионизационного парамет-

исследовать преимущественно газ на низких галак-

ра. С учетом разделения галактик на группы по

тических высотах. Необходимость учета HOLMES

различным интегральным параметрам, описанные

для объяснения отношения интенсивности эмисси-

выше тренды сохраняются для всех видов галактик

онных линий в ионизованном газе является суще-

(с точностью до численных значений).

ственным дополнением к предположению об ОВ-

звездах как о единственном основном источнике

В случае рассмотрения галактик с различными

ионизации газа в большинстве галактик, сделанно-

звездными массами M_s (рис. 3, 7) на любых галак-

му в обзоре Хаффнера и др. (2009).

тических высотах с увеличением M_s мы наблюдаем

Многообещающие выводы были сделаны Ла-

уменьшение потока от OB-звезд. Для галактик с

сердой и др. (2018) на основании исследований

наименьшими M_s с увеличением высоты мы на-

DIG в галактиках, панорамная спектроскопия ко-

блюдаем наиболее быстрый спад ионизационного

торых получена в ходе обзора CALIFA. Авторы

параметра На фиксированных больших высотах с

данной работы предложили использовать эквива-

увеличением M_s наблюдается рост ионизационного

параметра.

лентную ширину линии Hα в качестве индикатора

режима ионизации газа и отличия DIG от HII

В случае разделения галактик по различным

областей. Скромная выборка галактик с ребра,

светимостям LHα-Reff (r) (рис. 4, 8), на фиксирован-

показанных в работе, свидетельствует о том, что газ

ных малых галактических высотах с увеличением

вне плоскости галактик также находится в режиме

LHα-Reff(r) наблюдается рост потока от OB-звезд,

DIG. Заметим, что в подходе, используемом в на-

хотя с ростом высоты данный тренд размывается.

шей работе, получение надежных оценок эквива-

В случае рассмотрения галактик с различными

лентных ширин затруднено. В отличие от потока в

активностями звездообразования sSFR (рис. 5, 9)

линии Hα, который надежно измеряется в наших

для разных бинов по sSFR мы наблюдаем наиболее

сложенных спектрах даже на больших высотах,

явное различие между вкладами двух источников

уровень звездного континуума не прослеживается

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

251

столь же уверенно. Поэтому мы оставляем прямое

Мы сравнили полученные интенсивности в

сравнение с нашими результатами до следующей

линиях эмиссионного спектра газа с результа-

работы.

тами моделирования, взятыми из базы данных

3MdB, для случаев фотоионизации OB-звездами

В конце мы хотели бы указать на ограничения

и HOLMES, а также для случая ионизации

нашего подхода к исследованию состояния газа

ударными волнами. Сравнение производилось с

и источников его ионизации на больших галак-

помощью трех классических BPT-диаграмм.

тических высотах. Процедура сложения спектров

позволяет существенно увеличить расстояние, до

Выявлено, что качественная модель ионизации

которого прослеживается eDIG. Однако в сло-

двумя типами источников: горячими OB-звездами

жении участвуют достаточно разнородные галак-

и HOLMES, — адекватно описывает наблюдаемое

тики. Ограниченное пространственное разрешение

поведение диффузного ионизованного газа. Тем

MaNGA, как, впрочем, и большинства современ-

не менее ударные волны могут потребоваться для

ных инструментов, использующихся для панорам-

лучшего объяснения поведения диффузного иони-

ной спектроскопии галактик, не позволяет разре-

зованного газа на больших высотах (особенно для

шить eDIG на уровне размеров возможных обла-

z > 4.5z₀) в галактиках с высокими или промежу-

стей HII. Поэтому мы экстраполируем наше пред-

точными звездными массами, а также с высокими

ставление о более-менее гладком пространствен-

или низкими светимостями в Hα и с промежу-

ном распределении плотности в газе на больших

точными или (что наиболее характерно) низкими

галактических высотах, полученное из изучения

удельными темпами звездообразования. Источни-

нашей Галактики. Заметим, что мы не разделяем

ком ударных волн может служить взаимодействие

галактики по возможным преобладающим меха-

галактического газа с окологалактической средой

низмам ионизации газа, например, по наличию при-

(см., например, Славин и др., 1993), что также

знаков активного ядра. Также мы не рассматриваем

может влиять на кинематику газа на больших га-

дополнительное радиальное разбиение галактик на

лактических высотах (Бизяев и др., 2022).

бины, что помогло бы исследовать, может ли мощ-

Для галактик всех исследуемых типов мы про-

ный центральный источник быть одной из причин

извели интерполяцию данных к фотоионизацион-

ионицации газа. Мы также указываем на неопти-

ным сеткам для исследования изменения с высотой

мальное использование эффективного радиуса га-

потока от OB-звезд и ионизационного параметра и

лактик для определения вертикальной шкалы га-

выявили следующие характерные тренды.

лактических дисков. В этом случае мы могли бы

использовать результаты фотометрической деком-

позиции для определения структурных параметров

• Для галактик любого типа (рис. 6) с уве-

дисков и балджей, что позволило бы уменьшить

личением высоты над плоскостью диска

неопределенности, связанные с использованием

наблюдаются уменьшение потока излучения

галактик с большими балджами. Однако в данной

от OB-звезд и увеличение относительно-

работы мы предпочли тот же метод определения

го вклада в ионизацию газа потока от

вертикальной шкалы галактик, что и Джонс и др.

HOLMES, а также уменьшение ионизаци-

(2017), для более прямого сравнения результатов

онного параметра.

между работами. Перечисленные возможные пути

улучшения анализа eDIG мы выносим за рамки

• На любых галактических высотах с увеличе-

данной статьи.

нием звездной массы (рис. 3, 7) видны спад

потока от OB-звезд и рост относительного

вклада потока от HOLMES. Также с уве-

ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ

личением звездной массы галактики видно

уменьшение скорости спада ионизационного

Представленная работа посвящена изучению

параметра с высотой. На фиксированных

механизмов ионизации диффузного газа на различ-

больших галактических высотах с увели-

чением звездной массы наблюдается рост

ных высотах в галактиках различных типов. Клю-

чевая особенность данного исследования заклю-

ионизационного параметра.

чается в том, что благодаря одному из последних

релизов DR16 обзора MaNGA мы смогли исполь-

• На фиксированных малых галактических

зовать крупную выборку из 239 галактик, наблю-

высотах с увеличением светимости в Hα

даемых с ребра, что позволило извлечь из дан-

галактики (рис. 4, 8) наблюдаются рост

ных интенсивности различных эмиссионных линий

потока от OB-звезд и спад относительного

даже на больших высотах с помощью процедуры

вклада потока от HOLMES, с ростом

сложения спектров.

высоты данный тренд размывается.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

252

ПОСТНИКОВА, БИЗЯЕВ

• Наибольшая по сравнению с предыдущими

Нью-Йоркский университет, Университет Нотр-

случаями разница вклада рассматриваемых

Дам, Национальную Обсерваторию/MCTI, Уни-

источников в ионизацию газовой среды от-

верситет штата Огайо, Университет штата Пен-

мечается для галактик с различными удель-

сильвания, Шанхайскую астрономическую об-

ными темпами звездообразования (рис. 5, 9).

серваторию, Группу Соединенного Королевства,

С увеличением активности звездообразова-

Национальный автономный университет Мексики,

ния видны рост потока от OB-звезд и спад

Университет Аризоны, Университет Колорадо в

относительного вклада потока от HOLMES,

Боулдере, Оксфордский университет, Портсмут-

а также увеличение скорости спада иони-

ский университет, Университет Юты, Университет

зационного параметра с высотой. Более то-

Вирджинии, Вашингтонский университет, Универ-

го, для галактик с активным звездообра-

ситет Висконсина, Университет Вандербильта и

зованием почти на всех рассматриваемых

Йельский университет.

галактических высотах поток от OB-звезд

больше потока от HOLMES, а в галактиках

с пассивным звездообразованием — наобо-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

рот, меньше и мало меняется с высотой, как

Алари, Мориссет (A. Alarie and C. Morisset),

и ионизационный параметр.

Revista Mexicana de Astronom

ia y Astrof´isica 55,

377 (2019).

Аллен и др. (M.G. Allen, B.A. Groves, M.A. Dopita,

Исследование выполнено при финансовой под-

R.S. Sutherland, and L.J. Kewley), Astrophys. J.

держке Российского научного фонда (грант 22-12-

Suppl. Ser. 178, 20 (2008).

00080). Информация о гранте доступна по адресу:

Ахумада и др. (R. Ahumada, C. Allende Prieto,

rscf.ru/project/22-12-00080/.

A. Almeida, F. Anders, S.F. Anderson, B.H. Andrews,

B. Anguiano, R. Arcodia, et al.), Astrophys. J. Suppl.

Авторы также благодарят анонимного рецен-

Ser. 249, 3 (2020).

зента за конструктивные замечания, улучшившие

Банди и др. (K. Bundy, M.A. Bershady, D.R. Law,

данную работу.

R. Yan, N. Drory, N. MacDonald, D.A. Wake,

B. Cherinka, et al.), Astrophys. J. 798, 7 (2015).

В настоящей работе используются данные

Бельфиоре и др. (F. Belfiore, R. Maiolino,

проекта SDSS-IV MaNGA, доступные по адресу:

C. Maraston, E. Emsellem, M.A. Bershady,

K.L. Masters, R. Yan, D. Bizyaev, et al.), MNRAS

www.sdss.org/dr16/data_access/. Финансирова-

461, 3111 (2016).

ние SDSS-IV предоставлено Фондом Альфреда

Бизяев, Кайсин (D. Bizyaev and S. Kajsin),

П. Слоана, Управлением науки Министерства

Astrophys. J. 613, 886 (2004).

энергетики США и учреждениями-участниками

Бизяев и др. (D.V. Bizyaev, S.J. Kautsch,

коллаборации. SDSS признателен за поддержку

A.V. Mosenkov, V.P. Reshetnikov, N.Ya. Sotnikova,

и ресурсы Центру высокопроизводительных вы-

N.V. Yablokova, and R.W. Hillyer), Astrophys. J. 787,

числений Университета Юты. Веб-сайт SDSS:

24 (2014).

www.sdss4.org.

Бизяев и др. (D. Bizyaev, R.A.M. Walterbos,

P. Yoachim, R.A. Riffel, J.G. Fern ´andez-Trincado,

SDSS-IV управляется Консорциумом астро-

K. Pan, A.M. Diamond-Stanic, A. Jones, et al.),

физических исследований учреждений — участ-

Astrophys. J. 839, 87 (2017).

ников коллаборации SDSS, включающую Бра-

Бизяев и др. (D. Bizyaev, R.A.M. Walterbos,

Y.-M. Chen, N. Drory, R.R. Lane, J.R. Brownstein,

зильскую группу, Научный институт Карнеги,

and R.A. Riffel), MNRAS 515, 1598 (2022).

Университет Карнеги-Меллона, Чилийскую груп-

10.

Бинетт и др. (L. Binette, M.A. Dopita, and

пу, Французскую группу, Гарвард-Смитсоновский

I.R. Tuohy), Astrophys. J. 297, 476 (1985).

центр астрофизики, Канарский институт астро-

11.

Блантон и др. (M.R. Blanton, M.A. Bershady,

физики, Университет Джона Хопкинса, Инсти-

B. Abolfathi, F.D. Albareti, C. Allende Prieto,

тут физики и математики Вселенной им. Кав-

A. Almeida, J. Alonso-Garc ´ıa, F. Anders, et al.),

ли (IPMU)/Токийский университет, Корейскую

Astron. J. 154, 28 (2017).

группу, Национальную лабораторию Лоуренса в

12.

Болдуин и др. (J.A. Baldwin, M.M. Phillips, and

R. Terlevich), Publ. Astron. Soc. Pacific 93, 5 (1981).

Беркли, Потсдамский институт астрофизики им.

13.

Вейю, Остерброк (S. Veilleux and D.E. Osterbrock),

Лейбница (AIP), Институт астрономии Макса

Astrophys. J. Suppl. Ser. 63, 295 (1987).

Планка (MPIA Heidelberg), Институт астрофи-

14.

Ганн и др. (J.E. Gunn, W.A. Siegmund, E.J. Mannery,

зики Макса Планка (MPA Garching), Институт

R.E. Owen, C.L. Hull, R.F. Leger, L.N. Carey,

внеземной физики Макса Планка (MPE), На-

G.R. Knapp, et al.), Astron. J. 131, 2332 (2006).

циональные астрономические обсерватории Ки-

15.

Деттмар (R.-J. Dettmar), Astron. Astrophys. 232,

тая, Государственный университет Нью-Мексико,

L15 (1990).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023

SDSS-IV MaNGA: ИСТОЧНИКИ ИОНИЗАЦИИ

253

16.

Джонс и др. (A. Jones, G. Kauffmann, R. D’Souza,

36.

Лоу и др. (D.R. Law, X. Ji, F. Belfiore, M.A. Bershady,

D. Bizyaev, D. Law, L. Haffner, Y. Bah ´e, B. Andrews,

M. Cappellari, K.B. Westfall, R. Yan, D. Bizyaev,

et al.), Astron. Astrophys. 599, A141 (2017).

et al.), Astrophys. J. 915, 35 (2021).

17.

Допита и др. (M.A. Dopita, L.J. Kewley, C.A. Heisler,

37.

Макмиллан (P.J. McMillan), MNRAS

465,

and R.S. Sutherland), Astrophys. J. 542, 224 (2000).

(2017).

18.

Допита и др. (M.A. Dopita, L.J. Kewley,

38.

Мараско и др. (A. Marasco, F. Fraternali, and

R.S. Sutherland C.A. Heisler, and D.C. Nicholls),

G. Heald), Astron. Astrophys. 631, 50 (2019).

Astrophys. Space Sci. 361, 61 (2016).

39.

Мастерс и др. (D. Masters, A. Faisst, and P. Capak),

19.

Дрори и др. (N. Drory, N. MacDonald,

Astrophys. J. 828, 18 (2016).

M.A. Bershady, K. Bundy, J. Gunn, D.R. Law,

40.

Мёрфи и др. (E.J. Murphy, J.J. Condon,

M. Smith, R. Stoll, et al.), Astron. J. 149, 77 (2015).

E. Schinnerer, R.C. Kennicutt, D. Calzetti, L. Armus,

G. Helou, J.L. Turner, et al.), Astrophys. J. 737, 67

20.

Жанг и др. (K. Zhang, R. Yan, K. Bundy,

(2011).

M. Bershady, L.M. Haffner, R. Walterbos,

41.

Моисеев и др. (A.V. Moiseev, K.I. Smirnova,

R. Maiolino, et al.), MNRAS 466, 3217 (2017).

A.A. Smirnova, and V.P. Reshetnikov) MNRAS 418,

21.

Йорк и др. (D.G. York, J. Adelman, J.E. Anderson,

244 (2011).

S.F. Anderson, J. Annis, N.A. Bahcall, J.A. Bakken,

42.

Мориссет и др. (C. Morisset, G. Delgado-Inglada,

R. Barkhouser, et al.), Astron. J. 120, 1579 (2000).

and N. Flores-Fajardo), Revista Mexicana de

22.

Каппеллари (M. Cappellari), MNRAS 466,

798

Astronom

iayAstrof´isica51,103 (2015).

(2017).

43.

Мосенков и др. (A.V. Mosenkov, N.Ya. Sotnikova,

23.

Каппеллари, Эмселлем (M. Cappellari and

V.P. Reshetnikov, D.V. Bizyaev, and S.J. Kautsch),

E. Emsellem), Publ. Astron. Soc. Pacific

116,

MNRAS 451, 2376 (2015).

138 (2004).

44.

Перес-Монтеро, Контини (E. P ´erez-Montero and

24.

Караченцев и др. (I.D. Karachentsev, D.I. Makarov,

T. Contini), MNRAS 398, 949 (2009).

and E.I. Kaisina), Astron. J. 145, 101 (2013).

45.

Рейнольдс и др. (R.J. Reynolds, F. Scherb, and

25.

Кауффманн и др. (G. Kauffmann, T.M. Heckman,

F.L. Roesler), Astrophys. J. 185, 869 (1973).

C. Tremonti, J. Brinchmann, S. Charlot, S.D.M.

46.

Рейнольдс (R.J. Reynolds), The Interstellar Disk-

White, S.E. Ridgway, J. Brinkmann, et al.), MNRAS

Halo Connection in Galaxies, IAU Symp. 144 (Ed.

346, 1055 (2003).

H. Bloemen, Dordrecht: Kluwer Acad. Publ., 1991),

26.

Кенникутт, Эванс (R.C. Kennicutt and N.J. Evans),

p. 67.

Ann. Rev. Astron. Astrophys. 50, 531 (2012).

47.

Робитай, Уитни (T.P. Robitaille and B.A. Whitney),

27.

Коллинз, Рэнд (J.A. Collins and R.J. Rand), Gas and

Astrophys. J. 710, L11 (2010).

Galaxy Evolution, Astron. Soc. Pacific Conf. Proceed.

48.

Рэнд (R.J. Rand), Astrophys. J. 537, L13 (2000).

240 (Ed. J.E. Hibbard, M. Rupen, and J.H. van

49.

Рэнд и др. (R.J. Rand, S.R. Kulkarni, and

Gorkom, San Francisco: Astron. Soc. Pacific, 2001),

J.J. Hester), Astrophys. J. 352, L1 (1990).

p. 392.

50.

Сазерлэнд и др. (R. Sutherland, M. Dopita,

28.

Курти и др. (M. Curti, G. Cresci, F. Mannucci,

L. Binette, and B. Groves),

“MAPPINGS V:

A. Marconi, R. Maiolino, and S. Esposito), MNRAS

Astrophysical plasma modeling code”, Astrophysics

465, 1384 (2017).

Source Code Library ascl:1807.005 (2018).

29.

Кьюли и др. (L.J. Kewley, M.A. Dopita,

51.

Свотерс и др. (R.A. Swaters, R. Sancisi, and

R.S. Sutherland, C.A. Heisler, and J. Trevena),

J.M. van der Hulst), Astrophys. J. 491, 140 (1997).

Astrophys. J. 556, 121 (2001).

52.

Славин и др. (J.D. Slavin, J.M. Shull, and

30.

Кьюли и др. (L.J. Kewley, B. Groves, G. Kauffmann,

M.C. Begelman) Astrophys. J. 407, 83 (1993).

and T. Heckman), MNRAS 372, 961 (2006).

53.

Сми и др. (S.A. Smee, J.E. Gunn, A. Uomoto,

31.

Ласерда и др. (E.A.D. Lacerda, R. Cid Fernandes,

N. Roe, D. Schlegel, C.M. Rockosi, M.A. Carr,

G.S. Couto, G. Stasi ´nska, R. Garc

ia-Benito,N.Vale

F. Leger, et al.), Astron. J. 146, 32 (2013).

Asari, E. P ´erez, R.M. Gonz ´alez Delgado, et al.),

54.

Тремонти и др. (C.A. Tremonti, T.M. Heckman,

MNRAS 474, 3727 (2018).

G. Kauffmann, J. Brinchmann, S. Charlot, S.D.M.

32.

Леви и др. (R.C. Levy, A.D. Bolatto, S.F. S ´anchez,

White, M. Seibert, E.W. Peng, et al.), Astrophys. J.

L. Blitz, D. Colombo, V. Kalinova, C. L ´opez-Cob ´a,

613, 898 (2004).

E.C. Ostriker, et al.), Astrophys. J. 882, 84 (2019).

55.

Уэйк и др. (D.A. Wake, K. Bundy, A.M. Diamond-

33.

Ликия, Ньюман (T.C. Licquia and J.A. Newman),

Stanic, R. Yan, M.R. Blanton, M.A. Bershady,

Astrophys. J. 806, 96 (2015).

J.R. S ´anchez-Gallego, N. Drory, et al.), Astron. J.

34.

Лоу и др. (D.R. Law, R. Yan, M.A. Bershady,

154, 86 (2017).

K. Bundy, B. Cherinka, N. Drory, N. MacDonald,

56.

Уэстфолл и др. (K.B. Westfall, M. Cappellari,

J.R. S ´anchez-Gallego, et al.), Astron. J. 150, 19

M.A. Bershady, K. Bundy, F. Belfiore, X. Ji, D.R. Law,

(2015).

A. Schaefer, et al.), Astron. J. 158, 231 (2019).

35.

Лоу и др. (D.R. Law, B. Cherinka, R. Yan,

57.

Ферланд и др. (G.J. Ferland, K.T. Korista,

B.H. Andrews, M.A. Bershady, D. Bizyaev,

D.A. Verner, J.W. Ferguson, J.B. Kingdon, and

G.A. Blanc, M.R. Blanton, et al.), Astron. J.

E.M. Verner), Publ. Astron. Soc. Pacific 110, 761

152, 83 (2016).

(1998).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 49

№4

2023