Астрономический журнал, 2020, T. 97, № 5, стр. 355-364

1. ВВЕДЕНИЕ

Среди относительно близких галактик UGC 11973 является одной из самых ярких, крупных и массивных звездных систем (см. табл. 1). Ее радиус достигает 30 кпк, абсолютная звездная величина $M(B)_{0}^{i} < - {{22}^{m}}$. Анализ кривой вращения показал, что общая масса галактики только в пределах 10 кпк (1/3 радиуса ${{D}_{{25}}}$) от центра составляет $2.4 \times {{10}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}$ [1]. Полная звездная масса UGC 11973 оценена по данным светимости в полосах $B$ и $K$ в $9.4 \times {{10}^{{10}}}{{M}_{ \odot }}$ [2]. Масса HI по данным наблюдений в линии 21 см составляет $2 \times {{10}^{{10}}}{{M}_{ \odot }}$ [3]. Галактика является членом небольшой группы [4], но близких спутников не имеет. Несмотря на большой наклон ($i = 81^\circ $), хорошо прослеживается симметричная структура UGC 11973: мощные спиральные ветви с пылевыми линиями и слабый бар (рис. 1).

Рис. 1.

Изображение UGC 11973 в полосе $B$ (слева) и карта показателя цвета $(B - V)_{0}^{i}$, исправленного на поглощение в Галактике и поглощение за наклон диска UGC 11973 (справа). На изображении слева кружками отмечены комплексы звездообразования, кружком с крестом (№ 1502) – комплекс, изученный спектрально, цифры – номера областей по каталогу [5]. Справа выделены области с показателем цвета >0.8, 0.6–0.8, 0.4–0.6, 0.2–0.4 и $ < {\kern 1pt} {{0.2}^{m}}$; более красные области показаны более светлыми. Размеры изображений – $3.0' \times 3.0'$.

Помимо большого наклона, сложность в изучении этой галактики связана с ее близостью к плоскости Млечного Пути, из-за чего суммарное ослабление света в полосе $B$ превышает ${{1.5}^{m}}$. По-видимому, этим и объясняется относительно слабая изученность UGC 11973. Хотя детальные исследования галактики и не проводились (исключая [1]), она наблюдалась в рамках крупных проектов в широком диапазоне длин волн от УФ до радио. Наблюдения в радио- [6, 7], дальнем и ближнем ИК- (проекты IRAS [8] и 2MASS [9]) и оптическом диапазонах [10], а также значительная яркость галактики в УФ-диапазоне (проект GALEX¹¹) согласованно показывают наличие активного, равномерного по времени звездообразования, характерного для массивных спиральных галактик позднего типа. Показатели цвета UGC 11973, исправленные за поглощение Галактики и поглощение за наклон диска, уменьшаются от значений $(U - B)_{0}^{i}$ = $0.38 \pm {{0.03}^{m}}$ и $(B - V)_{0}^{i}$ = = $0.85 \pm {{0.04}^{m}}$ в центральной части (ядро и балдж), до $(U - B)_{0}^{i}$ = $0.08 \pm {{0.19}^{m}}$, $(B - V)_{0}^{i}$ = $0.59 \pm {{0.13}^{m}}$ в области спиральных ветвей вне ярких областей звездообразования [10] (рис. 1).

Основные сведения о галактике (морфологический тип, видимая звездная величина $m(B)$, исправленная за галактическое поглощение и поглощение за наклон диска, абсолютная звездная величина $M(B)_{0}^{i}$, наклон $i$ и позиционный угол P.A. диска, расстояние $d$, диаметр по изофоте ${{25}^{m}}$ в полосе $B$ с учетом галактического поглощения и поглощения, вызванное наклоном галактики, ${{D}_{{25}}}$, лучевая скорость ${{V}_{{{\text{rad}}}}}$, максимальная скорость вращения ${{V}_{{max}}}$, галактическое поглощение $A{{(B)}_{{\text{G}}}}$ и поглощение, вызванное наклоном галактики, $A{{(B)}_{i}}$) приведены в табл. 1. Данные о величине поглощения в нашей Галактике ($A{{(B)}_{{\text{G}}}}$) и морфологический тип UGC 11973 приведены согласно базе данных NED²², остальные параметры брались из базы данных HyperLEDA³³.

Отметим, что в ряде работ используется расстояние до галактики 49–55 Мпк, полученное по методу Талли-Фишера в работе [11]. Это несколько уменьшает оценки светимости, массы и линейного размера UGC 11973. В частности, в последнем варианте базы данных HyperLEDA дается абсолютная звездная величина галактики $M(B)_{0}^{i}$ = $ - 22.28 \pm {{0.35}^{m}}$. В данной работе мы используем значения, приведенные в табл. 1, основанные на измерении лучевой скорости UGC 11973 [1].

Целью данной работы являются анализ фотометрических и оценка физических параметров 13 крупнейших комплексов звездообразования, обнаруженных в галактике. Основой для анализа являются данные $UBVRI$-фотометрии комплексов, полученные нами ранее, а также результаты спектроскопических наблюдений комплекса № 1502 [5], ранее не публиковавшиеся.

Работа является частью обширного проекта исследования физических параметров звездного населения областей современного звездообразования в дисках галактик на основе комплексных спектральных и фотометрических наблюдений [5, 12–14]. Результаты спектроскопических исследований были опубликованы нами ранее в работах [12, 13] за единичным исключением – области HII (комплекса № 1502) в галактике UGC 11973. Причиной “пропуска” явилось то, что для данной области HII нам не удалось померить линии кислорода [OIII] $\lambda $ 4959 и $\lambda $ 5007 Å (см. подробнее раздел 3.1). Это потребовало особой нестандартной методики определения химического состава газа в области. Такая методика была разработана лишь в 2016 г. в работе [15].

В следующей работе в рамках проекта мы планируем исследовать физические параметры в нескольких сотнях областей звездообразования, используя, в том числе, спектральные данные из литературы. Для них химический состав газа будет определяться стандартными методами с использованием интенсивностей линий кислорода. Нестандартная методика определения химических параметров газа области HII в галактике UGC 11973 представляет, по нашему мнению, самостоятельный интерес.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

Фотометрические наблюдения галактики в фильтрах $UBVRI$, проведенные на 1.5-метровом телескопе Майданакской обсерватории (Узбекистан), были описаны нами ранее в работе [10]. Идентификация комплексов звездообразования, проведенная с помощью программы SExtractor 5⁴⁴ с порогом обнаружения над локальным фоном, равным $5\sigma $ и количеством пикселей $ \geqslant {\kern 1pt} 10$ выше порогового, и фотометрия 13 выявленных комплексов описаны в работе [5]. Каталог фотометрических параметров областей звездообразования представлен также в электронном виде⁵⁵.

Спектральные наблюдения одной из наиболее ярких областей HII в UGC 11973 – комплекса № 1502, расположенного в 23.0″ к северу и 9.5″ к востоку от центра галактики (см. рис. 1), были выполнены одним из авторов данной работы 23/24 августа 2006 г. на 6-метровом телескопе БТА САО РАН с помощью фокального редуктора SCORPIO (детальное описание прибора см. в [16]) в многощелевом режиме. В качестве приемника использовалась ПЗС-камера EEV 42–40. Размер матрицы составляет $2048 \times 2048$ пикселей, что обеспечивает поле зрения $6'$ при масштабе изображения /пикс. В многощелевом режиме размер щелей составляет $1.5 \times 18$. Наблюдения проводились при значении воздушной массы M(z) = 1.16–1.33. Качество изображения составляло $1.8$. Всего было сделано 4 экспозиции по 900 с каждая. После каждой экспозиции позиции щелей смещались вправо-влево вдоль щели с шагом 30 пикселей.

Для проведения стандартной обработки и калибровки данных, до и после наблюдений галактики были получены изображения байеса, “плоского поля”, спектры гелий-неон-аргоновой лампы и звезды сравнения BD+25°4655 из каталога спектрофотометрических стандартов [17].

Дальнейшая обработка проводилась по стандартной процедуре с использованием системы обработки изображений ESO-MIDAS. Основные этапы обработки включали в себя: устранение следов космических лучей; определение и исправление данных за смещение усилителя матрицы (байес) и “плоское поле”; перевод в шкалу длин волн, используя спектр He–Ne–Ar лампы; вычитание фона; перевод инструментальных потоков в абсолютные по данным наблюдений звезды-стандарта; коррекция за атмосферное поглощение; интегрирование двухмерных спектров в выбранных апертурах и получение одномерных спектров области HII; сложение спектров.

Подробное описание методики обработки спектральных наблюдений дано нами в работах [12, 13].

Эквивалентные ширины эмиссионных линий Hα и Hβ оценивались по спектру области HII с учетом континуума. Такой спектр строился путем вычитания из спектра области HII спектра окружающей подложки диска галактики. Это позволило исключить вклад звезд и газа диска галактики в излучение, приходящее из области HII.

Наблюдаемые потоки в линиях представлены в левом столбце табл. 2. В среднем столбце таблицы приведены коэффициент поглощения $c$(Hβ), исправленные за межзвездное поглощение света относительные интенсивности линий [NII] λ 6548 + λ 6584 и [SII] λ 6717 + λ 6731 (в единицах $I$(Hβ)), отношение линий серы [SII] λ 6717/[SII] λ 6731, эквивалентные ширины линий Hα и Hβ.

Учет поглощения эмиссионных линий газа проведен на основе величины бальмеровского декремента с использованием теоретического отношения линий Hα/Hβ [18] для случая B рекомбинации при электронной температуре 10⁴ K и аналитической аппроксимации [19] закона межзвездного покраснения Витфорда. При этом эквивалентная ширина линий поглощения водорода EW_a(λ) принималась равной 2 Å, что является средней величиной для областей HII [20]. Для линий других химических элементов значение EW_a(λ) принималось равным 0.

3. АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ

3.2. Фотометрические и физические параметры комплексов звездообразования в UGC 11973

Изучение самых ранних этапов жизни областей звездообразования и оценка их физических параметров являются сложной задачей из-за воздействия газа и пыли. Возможно, самой сложной задачей является оценка возраста звездного населения. Если в ближайших галактиках мы можем разрешить молодую звездную группировку на отдельные звезды и определить их возраст на диаграмме цвет–светимость (см., напр., [25]), то для более далеких галактик используются спектроскопические или фотометрические данные или их комбинация. Спектроскопический метод включает в себя как оценку спектральных возрастных показателей (например, эквивалентные ширины EW(Hα) и EW(Hβ), отношение [OIII]/Hβ, потоки в эмиссионных линиях HeII и т.д.), так и прямое сравнение наблюдаемых спектров с модельными [26–33]. Фотометрический метод заключается в сравнении данных многоцветной фотометрии для областей звездообразования с предсказаниями моделей эволюционного или популяционного синтеза [34–39].

Хотя возрасты, оцененные для одних и тех же звездных скоплений с использованием спектроскопических и фотометрических данных, находятся в достаточно хорошем согласии [25, 33, 34], авторы [40], изучавшие разрешаемые на отдельные звезды скопления в M83, обнаружили, что корреляция между возрастами звездных групп, полученных по возрастам отдельных звезд в регионе, и возрастами, полученными по интегральным показателям цвета с использованием стандартного фотометрического метода, не является очень сильной.

Спектроскопические методы обычно обеспечивают высококачественные оценки возраста, однако позволяют определить его для ограниченного числа объектов. Основной проблемой оценки фотометрического возраста является учет влияния газа и пыли в измеряемых фотометрических потоках. Отсутствие независимых данных о химическом составе и поглощении приводит к вырождениям диаграмм “возраст–металличность” и “возраст–поглощение” при сравнительном анализе с теоретическими эволюционными моделями звездных скоплений [41].

Для оценки физических параметров звездного населения в комплексах звездообразования мы использовали методику, подробно описанную нами в работах [14, 42] и апробированную в работах [14, 43]. Она основана на наблюдаемых светимостях и показателях цвета объектов, полученных из фотометрии, и интенсивностях эмиссионных линий, оценках металличности и поглощения в газе, полученных из спектроскопических наблюдений. Используя эволюционные модели с определенным значением химического состава, по светимости и показателям цвета областей звездообразования, исправленных за поглощение света и вклад эмиссионных линий, можно получить оценки массы и возраста молодого звездного населения. В данной методике при решении задачи определения параметров массы $m$ и возраста $t$ ищутся не только все локальные минимумы функционала отклонений, но и вычисляется их глубина. За решение задачи принимается наиболее глубокий минимум.

При моделировании использовалась сетка изохрон версии 3.1, разработанная в Падуе (см., напр., [44]) и доступная через онлайн-сервер CMD⁶⁶. Наборы звездных эволюционных треков данной версии были рассчитаны для начальной функции масс Солпитера с диапазоном масс от $0.15\,{{M}_{ \odot }}$ до $100\,{{M}_{ \odot }}$.

Для оценки возраста использовалась модель единовременного звездообразования (SSP-модель). Хотя в крупных звездных комплексах, состоящих из систем звездных скоплений и OB-ассоциаций, звездообразование может происходить за больший промежуток времени, выбор режима звездообразования для них неоднозначен. Непрерывное постоянное звездообразование является крайним случаем в таких системах. Наиболее вероятным представляется серия вспышек звездообразования различной мощности и промежутков между ними. Наибольший вклад в цветовые характеристики такого комплекса будет вносить последняя крупная вспышка звездообразования. Из-за неопределенности истории звездообразования в крупных звездных комплексах мы решили отказаться от моделирования режима постоянного звездообразования. При этом стоит помнить, что определяемые нами возрасты молодых звездных комплексов являются “фотометрическими”, а не реальными физическими возрастами.

Относительный вклад газового континуума в излучение в широких фотометрических полосах (${{I}_{{{\text{gas}}}}}{\text{/}}{{I}_{{{\text{total}}}}}$) оценивался с помощью уравнений для спектральной интенсивности излучения вблизи границ серий водорода, свободно-свободного излучения и двухфотонного излучения, приведенные в [18, 45]. Вклад от излучения эмиссионных линий был рассчитан путем суммирования интенсивностей линий излучения, которые проявляются в данной фотометрической полосе. Потоки для неизмеренных эмиссионных линий вычислялись по полученным оценкам меры эмиссии EM с использованием уравнений из работ [18, 45]. Всего учитывалось 18 основных линий межзвездной среды.

При оценке возрастов и масс мы использовали показатели цвета $U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B$ и $B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V$, поскольку в случае молодого звездного населения потоки в полосах $R$ и $I$ слабо чувствительны к изменениям в возрасте, а их фактические ошибки измерений увеличивают неопределенности оценок возраста и массы.

Полученные для комплекса № 1502 светимость в полосе $B$, $M{{(B)}_{{\text{c}}}}$, и показатели цвета ${{(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B)}_{{\text{c}}}}$, ${{(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)}_{{\text{c}}}}$, ${{(V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} R)}_{{\text{c}}}}$ и ${{(V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I)}_{{\text{c}}}}$, исправленные за поглощение света и вклад эмиссионных линий газа в общий поток, оценка вклада газа ${{I}_{{{\text{gas}}}}}{\text{/}}{{I}_{{{\text{total}}}}}$ в полосе $B$, возраст $t$ и масса $m$ приведены в табл. 3 и выделены жирным шрифтом. Для остальных комплексов звездообразования в галактике мы приводим в таблице значения $M(B)_{0}^{i}$, $(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B)_{0}^{i}$, $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)_{0}^{i}$, $(V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} R)_{0}^{i}$ и $(V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I)_{0}^{i}$, исправленные за поглощение в Галактике, и поглощение, вызванное наклоном диска UGC 11973. В предположении, что поглощение в областях HII превышает или равно сумме поглощений ${{A}_{{\text{G}}}}$ и ${{A}_{i}}$, а металличность звездного населения в них соответствует солнечной, мы оценили нижний предел массы и верхний предел возраста для остальных комплексов в галактике.

Таблица 3.

Фотометрические и физические параметры комплексов звездообразования

Номер	$M(B)$, зв. вел. d, пк	$U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B$r, кпк	$B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V$ ${{I}_{{{\text{gas}}}}}{\text{/}}{{I}_{{{\text{total}}}}}(B)$, %	$V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} R$t, 106 лет	$V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I$m, ${{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$
1498	−13.29 ± 0.15	−0.27 ± 0.20	0.21 ± 0.13	0.08 ± 0.18	0.34 ± 0.25
	700	6.01	–	≤300	≥0.21
1499	–15.29 ± 0.04	–0.50 ± 0.08	0.18 ± 0.08	0.26 ± 0.10	0.67 ± 0.10
	850	6.48	–	≤45	≥1.4
1500	–13.56 ± 0.12	–0.37 ± 0.30	0.23 ± 0.16	0.05 ± 0.21	0.45 ± 0.22
	650	12.96	–	≤300	≥0.27
1501	–13.22 ± 0.16	–0.73 ± 0.28	0.19 ± 0.21	0.06 ± 0.24	0.71 ± 0.16
	550	12.98	–	≤47	≥0.19
1502	–15.99 ± 0.56	–1.19 ± 0.23	–0.34 ± 0.27	–0.06 ± 0.27	0.19 ± 0.35
	550	14.53	7	2.0 ± 1.1	4.6 ± 1.6
1503	–13.55 ± 0.06	–0.62 ± 0.11	0.25 ± 0.08	0.41 ± 0.10	0.70 ± 0.09
	650	14.91	–	≤25	≥0.29
1504	–13.30 ± 0.14	–0.61 ± 0.19	0.27 ± 0.13	–	0.85 ± 0.15
	600	18.35	–	≤32	≥0.21
1505	–14.06 ± 0.04	–1.29 ± 0.04	0.11 ± 0.06	0.14 ± 0.09	0.47 ± 0.09
	550	19.35	–	≤5.1	≥0.45
1506	–13.05 ± 0.06	–0.78 ± 0.18	–0.07 ± 0.11	0.26 ± 0.15	$ - $0.11 ± 0.36
	550	20.55	–	≤4.7	≥0.17
1507	–14.42 ± 0.04	–0.75 ± 0.09	0.14 ± 0.06	0.33 ± 0.07	0.30 ± 0.08
	650	20.74	–	≤5.3	≥0.63
1508	–14.35 ± 0.07	–0.56 ± 0.13	0.05 ± 0.14	0.27 ± 0.14	0.24 ± 0.18
	600	21.26	–	≤53	≥0.58
1509	–14.43 ± 0.06	–0.57 ± 0.12	–0.10 ± 0.12	0.18 ± 0.13	0.30 ± 0.19
	500	22.43	–	≤4.7	≥0.57
1510	–14.43 ± 0.06	–0.67 ± 0.10	0.09 ± 0.08	0.13 ± 0.09	0.55 ± 0.08
	650	22.68	–	≤5.1	≥0.63

Предельные значения массы и возраста соответствуют случаю отсутствия дополнительного поглощения в области HII (поглощение равно ${{A}_{{\text{G}}}} + {{A}_{i}}$). В случае дополнительного поглощения, вызванного плотной оболочкой HII, массы объектов будут большими, а возраста – меньшими (на диаграммах рис. 2 это будет соответствовать смещению вверх влево вдоль линии поглощения). Данные предельные значения даны в табл. 3 с учетом погрешностей измерений яркости и показателей цвета объектов.

Рис. 2.

Диаграмма цвет $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)$ – светимость $M(B)$ и двухцветные диаграммы $(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B){\kern 1pt} - {\kern 1pt} (B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)$, $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)$–(V–R) и $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V){\kern 1pt} - {\kern 1pt} (V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I)$ для комплексов звездообразования в галактике. Для комплекса № 1502 (большой черный кружок) приведены абсолютная звездная величина $M{{(B)}_{{\text{c}}}}$ и показатели цвета, исправленные за поглощение света и вклад эмиссионных линий газа; для остальных комплексов звездообразования (маленькие черные кружки) даны светимости $M(B)_{0}^{i}$ и показатели цвета, исправленные за поглощение в Галактике и поглощение, связанное с наклоном диска UGC 11973. Приведены ошибки измерений. Толстые черные отрезки показывают смещение объектов на диаграммах вдоль линии поглощения. Длина отрезков соответствует величине поглощения $A(B)$ = 1.99^m, равного разнице между поглощением в комплексе № 1502 $A{{(B)}_{{\text{c}}}} = {{3.59}^{m}}$, определенному по бальмеровскому декременту, и сумме поглощений $A{{(B)}_{{\text{G}}}}$ + A(B)_i (см. табл. 1). Толстые линии – эволюционные треки звездных систем с металличностью $Z = 0.012$. На диаграмме цвет–светимость показаны треки звездных систем с массами $4 \times {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$ (черным), $1 \times {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$ (фиолетовым) и $2.5 \times {{10}^{5}}{{M}_{ \odot }}$ (голубым) цветом. Квадраты – положения звездных систем с возрастом ${{10}^{6}}$ (черный цвет), ${{10}^{7}}$ (синий), ${{10}^{8}}$ (зеленый) и ${{10}^{9}}$ лет (красный) соответственно.

В табл. 3 приведены также галактоцентрические расстояния с учетом наклона диска $r$ и диаметры комплексов $d$.

На рис. 2 показаны положения изученных комплексов на диаграмме цвет–светимость и двухцветных диаграммах.

Как видно из рисунка, на всех диаграммах все комплексы звездообразования в пределах ошибок и возможного недоучета поглощения располагаются вдоль эволюционных треков стареющих звездных систем. Мы оценили возраст и массу звездного комплекса № 1502, применяя методику [14]: $t = (2.0 \pm 1.1) \times {{10}^{6}}$ лет, $M = (4.6 \pm 1.6) \times {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$. Остальные комплексы, не изученные методами спектроскопии, имеют массы $M \geqslant 1.7 \times {{10}^{5}}{{M}_{ \odot }}$ и возрасты $t \leqslant 3 \times {{10}^{8}}$ лет.

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Полученные нами оценки возраста звездного комплекса № 1502 указывают на время последней крупной вспышки звездообразования в нем. Реальный физический возраст образования комплекса, по-видимому, должен быть большим. Характерное время звездообразования в звездных комплексах такого размера (550 пк) составляет порядка 20 млн. лет [46]. Оценки возраста комплекса, полученные другими методами, более чувствительны к присутствию относительно “старого” звездного населения, дадут большие значения $t$. В частности, метод определения возраста по эквивалентной ширине линии Hβ [26–28], рассчитанный для единовременной вспышки звездообразования во всей области, дает для комплекса № 1502 несколько больший возраст – 6‒8 млн. лет. Причиной этого является наложение спектра звездного населения с возрастом больше 10 млн. лет (с высоким уровнем в континууме и абсорбцией в линии Hβ) на спектр последней вспышки, уменьшающее величину EW(Hβ).

Индикатором присутствия молодого звездного населения с возрастом менее 10 млн. лет является эмиссия в линии H$\alpha $. Фотометрия галактики в данной линии не проводилась, поэтому мы не можем уверенно констатировать, что все изученные комплексы являются областями эмиссии HII. Однако по положению на двухцветных диаграммах можно утверждать, что, как минимум, пять наиболее голубых комплексов (№№ 1505–1507, 1509, 1510) должны быть моложе 10 млн. лет (см. табл. 3 и рис. 2).

Представленные в табл. 3 значения $t$ являются верхним пределом возрастов изученных звездных комплексов по показателям цвета $(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B)_{0}^{i}$ и $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)_{0}^{i}$. Показатель цвета $V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I$, хотя и является менее достоверным индикатором, указывает на еще более юные возрасты комплексов: их положение на диаграмме $(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)_{0}^{i}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} (V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I)_{0}^{i}$ соответствует возрастам $t \leqslant 5 \times {{10}^{6}}$ лет для всех объектов, кроме четырех с наибольшим значением $(V{\kern 1pt} - {\kern 1pt} I)_{0}^{i}$ (см. рис. 2 и табл. 3).

Комплекс № 1502 по своим наблюдаемым фотометрическим параметрам (абсолютной звездной величине и показателям цвета, исправленным за ${{A}_{{\text{G}}}}$ и ${{A}_{i}}$) не выделяется среди других областей звездообразования (см. положение нижних правых концов черных отрезков на рис. 2). Его смещение в левые верхние углы на диаграммах вызвано большим внутренним поглощением, определенном из спектральных данных по бальмеровскому декременту. Весьма вероятно, что и другие звездные комплексы в UGC 11973 имеют схожие величины внутреннего поглощения и могли бы располагаться на диаграммах (B– $V{{)}_{{\text{c}}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} M{{(B)}_{{\text{c}}}}$, ${{(U{\kern 1pt} - {\kern 1pt} B)}_{{\text{c}}}}{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{(B{\kern 1pt} - {\kern 1pt} V)}_{{\text{c}}}}$ и др. рядом с комплексом № 1502.

В сильно наклоненной галактике, какой является UGC 11973, важную роль играют эффекты селекции. Поглощение, вызванное наклоном диска галактики, принимается, в общем случае, равным константе. Реально, поглощение меняется по полю диска, оно уменьшается от центра к краю галактики пропорционально уменьшению поверхностной плотности пыли в диске и от дальнего края галактики к ближнему вдоль малой оси (см. рис. 1). По-видимому, поэтому большинство идентифицированных звездных комплексов расположено в ближней к нам северо-западной части UGC 11973 и находится во внешних областях диска на расстояниях от центра $r > 18$ кпк (см. табл. 3). Из-за эффектов селекции мы не проводим в работе анализ пространственного распределения комплексов в галактике.

Отметим при этом, что комплексы с меньшим расстоянием до центра галактики систематически менее яркие и более красные, чем внешние (рис. 3). Самый яркий комплекс № 1499, выпадающий из общей зависимости на рис. 3, имеет площадь в $ \approx {\kern 1pt} 2.5$ раза большую, чем остальные (см. табл. 3).

Рис. 3.

Светимость и цвет звездных комплексов в зависимости от их расстояния до центра галактики. Абсолютные звездные величины $M(B)_{0}^{i}$ и показатели цвета $(B - V)_{0}^{i}$ исправлены за поглощение в Галактике и поглощение, связанное с наклоном диска UGC 11973, для всех комплексов, включая № 1502. Показаны ошибки измерений.

В целом измеренные и оцененные параметры популяции звездных комплексов в UGC 11973 являются типичными для областей звездообразования в крупных спиральных галактиках позднего типа. Подробный анализ характеристик областей звездообразования в дисках галактик различных типов будет проведен нами в следующей работе в рамках проекта. Исследование будет базироваться на однородном каталоге фотометрических параметров более 1500 областей звездообразования в 19 галактиках (каталог [5]), включающем спектральные характеристики более 500 областей HII.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

1. Мы провели анализ фотометрических и спектральных наблюдений 13 молодых звездных комплексов в гигантской спиральной галактике UGC 11973. Для комплекса № 1502 оценены химические и физические параметры окружающего его газа, масса и возраст.

2. Металличность газа в окрестностях звездного комплекса № 1502 оказалась, в пределах ошибок, солнечной: $Z = 0.013 \pm 0.005$; масса комплекса $M = (4.6 \pm 1.6)$ × ${{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$, а его возраст $t$ оценен в $(2.0 \pm 1.1) \times {{10}^{6}}$ лет.

3. Для 12 остальных комплексов в галактике были оценены нижний предел массы и верхний предел возраста. Все комплексы оказались массивными с $M \geqslant 1.7$ × ${{10}^{5}}{{M}_{ \odot }}$, а их возраст не превышает $3 \times {{10}^{8}}$ лет.