CC BY
52
УДК 524.77-355/36; 524.523-355/36
СПЕКТРОСКОПИЯ ОБЛАСТЕЙ HII В СПИРАЛЬНОЙ ГАЛАКТИКЕ
ПОЗДНЕГО ТИПА NGC 6946
2013 А. С. Гусев1*, Ф. Х. Сахибов2, С. Н. Додонов3
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, 119992 Россия
2University of Applied Sciences of Mittelhessen, Friedberg, 61169 Germany 3Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 25 августа 2012 года; принята в печать 2 октября 2012 года
Представлены результаты спектроскопии 39 областей HII в спиральной галактике NGC6946. Спектральные наблюдения проведены на 6-м телескопе БТА САО РАН с помощью фокального редуктора SCORPIO в многощелевом режиме с дисперсией 2.1 A/px и спектральным разрешением 10 A. Получены оценки поглощения для 39 областей HII. Для 30 областей HII методом “сильных линий” (NS-калибровка) определены электронные температуры, содержание кислорода и азота. Построены радиальные градиенты O/H и N/H.
Ключевые слова: галактики: химический состав—галактики: межзвёздная среда—
галактики: спиральные—галактики: индивидуальные: NGC в94в
1. ВВЕДЕНИЕ
Данная работа является частью нашего исследования по определению физических параметров областей H II и изучению процессов звездообразования в спиральных и неправильных галактиках на основе спектроскопических и фотометрических данных. В работе [1] мы проанализировали результаты спектроскопических наблюдений областей H II в шести спиральных галактиках. Галактика NGC в94в, для которой была получена наибольшая выборка объектов, обладает рядом особенностей, требующих отдельного обсуждения. Поэтому, анализ результатов спектральных наблюдений областей H II в ней был выделен нами в отдельную статью.
Близкая спиральная галактика позднего типа NGC6946, развернутая почти “плашмя” к земному наблюдателю, активно исследуется уже более полувека. Многочисленные области H II, большое количество зафиксированных сверхновых делают её удобным объектом для изучения процессов звездообразования в современную эпоху. При этом обработка и интерпретация спектроскопических данных представляет серьезную проблему [2], поскольку NGC6946 расположена на низкой галактической широте (b = ll?Т [3]). Учет влияния
E-mail: [email protected]
Млечного Пути требует особой тщательности при обработке наблюдений.
Спектральные исследования областей Н II в галактиках несут информацию о химическом составе и его изменении с галактоцентрическим расстоянием в дисках. Несмотря на то, что существует большое количество спектральных наблюдений областей Н II в других галактиках [4—10], в N00 6946 они были проведены только для девяти областей НИ [11, 12]. Ряд работ был посвящен детальным исследованиям отдельных крупных комплексов НИ, расположенных в периферийных частях диска галактики: четыре близкорасположенных комплекса в восточной части галактики изучены с помощью панорамной спектроскопии в [13], спектроскопические исследования звездного комплекса на западе были проведены в работах [14, 15]. В 1992 году в работе [16] опубликованы оценки химсостава для 166 областей НИ в N00 6946, основанные на спектрофотометрии четырех эмиссионных линий (На, Нв, ^ II] и [О III]), проведенной с помощью узкополосных интерференционных фильтров. Использованный при этом метод “сильных линий” для калибровки содержания кислорода не дает однозначной оценки истинного содержания кислорода и азота (см. [17—19]). Так как все линии калибровались отдельно, то систематическая недооценка или переоценка потоков в различных линиях, отмеченная в работе [16],
ведет к систематическим ошибкам в относительных интенсивностях, что и видно на диагностической BPT-диаграмме [20], приведенной в работе [16], ~
где у значительного числа областей H II оказалась ~ нетепловая природа эмиссионных линий. Поэто- о
му относительные интенсивности линий водорода, кислорода, азота и серы, измеренные в настоящей работе по анализу единой спектрограммы, “
покрывающей диапазон от 3200 до 7000 А, для **•
30 объектов в N00 6946 являются существенным Ц1
дополнением к выборке из девяти областей Н II, полученной ранее в работах [11, 12].
Важную особенность галактики отметили Босма и др. [21], наблюдавшие ее в линии 21 см.
Они обнаружили большие неравномерности в пространственном распределении НI и в поле скоростей. Была выделена 121 полость нейтрального водорода; их размеры доходят до 2.5 кпк.
Более 4% Н I по массе имеет скорость более чем на 50 км/с отличающуюся от круговой на данном расстоянии от центра. Большие отклонения от круговых скоростей объясняются присутствием первой моды (наряду со второй) спиральной волны плотности, которые проявляются при Фурье-анализе двумерного поля скоростей [22]. Таким образом, N00 6946 — изолированная спиральная галактика с классической структурой, но пекулярным распределением нейтрального газа — является чрезвычайно интересным объектом для исследования физических параметров областей Н II и особенностей процесса звездообразования.
Основные характеристики галактики: тип, координаты 0:2000, $2000, видимая звездная величина тв, абсолютная звездная величина М°г, исправленная за галактическое поглощение и поглощение за наклон N00 6946, наклон г, позиционный угол РА, радиальная скорость V, радиус по изофоте 25т в В-полосе К25, расстояние й, галактическое поглощение А(В)оа1 и поглощение А(В)г, вызванное наклоном N00 6946, — представлены в Таблице 1. Расстояние й в таблице приведено согласно [23], остальные параметры брались из базы данных HypeгLeda [3]. Отметим, что в отличие от большинства исследователей, мы используем радиус Я2б по изофоте 25т, исправленной за галактическое поглощение и поглощение за наклон N00 6946. Учитывая большое поглощение Галактики в направлении N00 6946, исправленная величина Я2б на 40% больше величины К25, не исправленной за поглощение. Поэтому все галактоцентрические расстояния в шкале Я25, полученные в настоящей работе, могут отличаться от данных других авторов, использующих значение К25. Далее в тексте мы опускаем индекс с, подразумевая везде исправленную за поглощение величину К25 (см. Таблицу 1).
4000 5000 6000
л. А
Рис. 1. Спектр “b” области 8 галактики.
В данной работе мы не рассматривали области H II с линиями поглощения в спектре. Такие области исключались нами из дальнейшего исследования (например, знаменитый [14, 15, 24, 25] гигантский пекулярный звездный комплекс на западе галактики).
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА 2.1. Наблюдения
Спектральные наблюдения были проведены в 2007 г. на 6-м телескопе БТА САО РАН с помощью фокального редуктора SCORPIO (детальное описание прибора см. в [26]) в многощелевом режиме. В качестве приемника использовалась ПЗС-камера EEV 42-40. Размер матрицы составляет 2048 x 2048 px, что обеспечивает поле зрения 6' при масштабе изображения 0'.'178 на пиксель. В многощелевом режиме SCORPIO имеет 16 подвижных щелей, расположенных в фокальной плоскости и перемещаемых в поле 2'9 x 5'9. Размер щелей — 1'" 5 x 18'', расстояние между центрами соседних щелей — 22''. Журнал спектральных наблюдений на БТА приведен в Таблице 2.
При наблюдениях использовалась гризма VPHG550G с дисперсией 2.1 A/px и спектральным разрешением 10 A. Данная гризма позволяет регистрировать излучение в диапазоне 3100—7300 A, причем границы диапазона меняются в зависимости от положения щели. Спектральный диапазон гризмы позволяет получить в одном спектре линии от [O II] Л 3727+3729 A до [S II] Л 6717+6731 A (Рис. 1).
Выбор областей H II для спектральных наблюдений проводился по изображениям галактики в фильтрах B и Ha, полученных ранее на 1.5-м телескопе Майданакской обсерватории (Узбекистан) с угловым разрешением около 1'' (данные
Таблица 1. Основные характеристики NGC 6946
Тип «2000 <^2000 mB М°/ i PA V Щ.ь Щ.ь d A(B)Gal A(B)i
SABc 20h 34m 52®75 +60° 09'13 "6 9m75 -20m68 31° 62° 46 km/s 7 !74 13.28 kpc 5.9 Mpc lm48 О •з о
Таблица 2. Журнал спектральных наблюдений
Дата Набор положения щелей Экспозиция, с Качество изображений, arcsec Воздушная масса
06.09.2007 1 900 х 6 1.2 1.08
2 900 х 6 1.2 1.57
07.09.2007 3 900 х 8 1.6 1.19
не опубликованы). Были выбраны яркие (одновременно в B ив Ha) области с угловыми размерами от 2 до Ъ", расположенные в широком диапазоне галактоцентрических расстояний. Для каждого из трех наборов позиций расположения щелей (сетов) было получено от шести до восьми 15-минутных экспозиций (Таблица 2). После каждой экспозиции позиции щелей смещались вправо—влево вдоль щели с шагом 20 px. Это позволило получать спектры нескольких близких областей H II на одной щели. Вместе с тем из-за смещений суммарное время экспозиции для ряда индивидуальных областей H II оказалось меньше, чем общее время экспозиции, указанное в Таблице 2.
Для проведения стандартной обработки и калибровки данных в начале и конце каждого сета наблюдений NGC6946 были получены изображения с нулевой экспозицией (bias), плоского поля, спектры гелий-неон-аргоновой лампы и звезды сравнения.
2.2. Обработка данных
Дальнейшая обработка проводилась в ГАИШ МГУ по стандартной процедуре с использованием системы обработки изображений ESOMIDAS. Основные этапы обработки включали в себя: устранение следов космических лучей; определение и исправление данных за ток смещения (bias) и плоское поле; перевод в шкалу длин волн, используя спектр He-Ne-Ar лампы; нормировку потоков по интенсивности центральной (восьмой) щели; вычитание фона; перевод инструментальных потоков в абсолютные, используя данные наблюдений спектрофотометрических звезд-стандартов и коррекцию за атмосферное поглощение; интегрирование двумерных спектров в выбранных
апертурах для получения одномерных спектров индивидуальной области H II; сложение спектров для каждой области. Пример полученного спектра приведен на Рис. 1.
При переходе к одномерным спектрам мы интегрировали двумерные спектры в апертурах, соответствующих площадкам, где яркие эмиссионные линии областей H II были различимы над уровнем шума. Размер апертуры приблизительно соответствует диаметру индивидуальной области H II вдоль позиционного угла щели.
Для измерения потоков в эмиссионных линиях был предварительно определен и вычтен из спектров континуум. В качестве спектрофотометрического стандарта использовалась звезда BD+25°4655 [27]. Для расчета коэффициента атмосферной экстинкции и исправления за атмосферное поглощение наряду с данными наблюдений BD +25°4655 использовались результаты астроклиматических измерений [28]. Для разделения потоков блендированных эмиссионных линий они (дублеты или триплеты) одновременно описывались двумя или тремя гауссианами.
Всего нами были получены спектры 39 областей H II (Рис. 2). Области, наблюдаемые дважды, помечены в Таблицах 3, 4, 5 буквами “а” и “Ь” для первого и второго полученного спектра, соответственно.
Ошибки измерений интенсивностей линий включают несколько составляющих. Первый источник ошибок связан с пуассоновской статистикой фотонов в потоке линии. Вторая составляющая вызвана погрешностью определения уровня континуума под эмиссионной линией и дает основной вклад в суммарную ошибку для одиночных линий. Третий источник ошибок связан
Рис. 2. Изображение галактики в полосе В. Отмечены положения областей Ы II. Цифры соответствуют порядковому номеру области в Таблице 3. Север — вверху, восток — слева.
с точностью определения кривой спектральной чувствительности; он значителен (более 1%) в коротковолновой области спектра для длин волн Л < 4000 А. Последний источник погрешностей, важный для блендируемых линий, возникает из-за ошибок аппроксимации бленд гауссианами. Полная ошибка интенсивности линии определялась путем квадратичного суммирования всех компонент ошибок. Данные полные ошибки были затем корректно переведены в ошибки вычисляемых параметров по стандартным формулам.
Отметим, что абсолютные значения потоков в эмиссионных линиях, полученных для одной и той же области НИ, могут заметно отличаться от сета к сету. Это вызвано как изменением качества изображения, так и погрешностями наведения щели на объект. Необходимо также учитывать, что угловые размеры наблюдаемых областей Н II в 2—3 раза превышают ширину щели, а сами области могут иметь сложную внутреннюю структуру. По этим причинам абсолютные значения потоков, полученных для областей НИ, наблюдавшихся дважды, могут сильно отличаться друг от друга (см. Таблицу 3), в то время как отношения потоков линий
для данных областей практически везде совпадает в пределах ошибок (Таблица 4).
Эквивалентные ширины (EW) эмиссионных линий Ыа и Ы@ оценивались нами по спектрам областей ЫН с учетом континуума (Рис. 1). Такие спектры строились путем вычитания из спектра области Ы II спектра окружающей подложки диска галактики. Это позволяет нам исключить вклад звезд и газа диска N00 6946 в излучение, приходящее из области Ы II, а также снимает проблему учета вклада экстрапланарного диффузного ионизированного газа Галактики, подробно рассмотренную в работе [2]. Для некоторых областей ЫII полученный уровень континуума оказался очень мал (близок к 0), в результате чего значения EW получились нереально высокими, а погрешности оценок — большими. Такие данные не включены в Таблицу 3.
В Таблице 3 мы приводим координаты, де-проецированные галактоцентрические расстояния г, эквивалентные ширины линий Ыа и Ы@ и неисправленные за поглощение потоки Г(Ыв) областей Ы II.
Таблица 3. Параметры областей НII, эквивалентные ширины линий На, Н@ и потоки в линии Нв
Область НИ Сет Номер по [16], [11], [12] Координаты, агсэес г, крс Е\У(Н/3), + Е\У(Н + У.), Р(Щ), 10~16ещ/(зхст2)
1 1 116 79.7 N. 146.5 \У 5.34 - - 6.63 ±0.38
2 1 143,5 146.9 N. 130.5 \У 6.51 81.4± 3.4 519.0 ± 24.7 84.06 ±1.33
3 1 - 58.9 N. 110.0\У 3.99 14.9± 5.4 106.5 ± 30.1 1.23 ±0.20
4 1 - 0.3 Б, 58.8 Ш 1.75 27.0 ± 3.5 105.6 ± 8.5 5.97 ±0.23
5а 1 - 2.7 Б, 64.6 Ш 1.91 15.8± 5.0 80.5 ± 13.9 1.85 ±0.24
5Ь - 2.7 Б, 64.6 Ш 1.91 9.6± 1.7 61.2 ± 6.8 3.61 ±0.33
6 1 149 82.6 N. 31.6\У 2.95 9.5 ± 0.4 92.2 ± 3.8 21.03 ±0.60
7 1 - 66.3 N. 1.2 Е 2.14 1.1 ± 0.4 37.2 ± 8.8 0.30 ±0.07
8а 1 1 67.7 N. 4.1 \У 2.21 27.9 ± 2.1 151.1 ± 11.4 8.86 ±0.23
8Ь 1 67.7 N. 4А\¥ 2.21 84.0± 4.3 645.8 ± 38.3 92.95 ±1.52
9 1 150 68.5 N. Ю.2\¥ 2.28 102.1 ± 6.0 939.3 ± 77.3 33.02 ±0.54
10 1 10 85.5 N. 14.0 Е 2.75 15.0± 0.8 117.7 ± 5.5 22.97 ±0.65
11 1 - 98.6 N. 46.8 Е 3.32 61.8± 8.6 577.0 ± 80.3 29.52 ±0.84
12 1 8 94.9 N. 37.5 Е 3.13 18.9± 0.8 173.9 ± 9.0 20.31 ±0.43
13 1 6 95.4 N. 32.4 Е 3.12 49.1 ± 5.7 264.3 ± 28.2 13.50 ±0.40
14 1 24 103.4 N. 81.0Е 3.87 158.5 ±25.9 997.9 ±160.3 24.82 ±0.45
15а 1 25 101.ОЫ, 91.4 Е 3.98 103.9 ±30.3 771.1 ±273.9 13.75 ±0.38
15Ь 25 101.ОЫ, 91.4 Е 3.98 85.0 ± 19.7 525.6 ± 93.9 21.21 ±0.67
16 1 29 106.1 N. 105.0 Е 4.34 136.0 ±53.2 664.4 ± 134.7 19.44 ±0.58
17 1 28 104.2 N. 101.0Е 4.22 50.2 ± 4.6 385.0 ± 26.7 17.14 ± 0.37
18 26 103.1 N. 96.7 Е 4.12 44.3± 4.2 179.7 ± 11.9 27.25 ±0.65
19 1 16 117.8 N. 126.3 Е 5.00 113.2 ± 13.7 1055.1 ± 107.0 23.54 ±0.43
20 1 - 116.2 N. 118.0 Е 4.81 - - 10.67 ±0.36
21 1 19 101.8 N. 147.6Е 5.14 107.7 ±21.7 570.4 ± 55.1 48.75 ±1.11
22 2 146 153.0 N. 118.8 \У 6.44 113.9 ±22.8 304.3 ± 14.4 17.37 ±0.46
23 2 145 149.3 N. 122.5 \У 6.41 73.6± 9.0 333.7 ± 28.6 16.56 ±0.38
24 2 151 66.3 N. 23.8 Ш 2.35 8.5 ± 3.0 30.4 ± 3.5 4.00 ±0.87
25 2 5 104.5 N. 27.1 Е 3.38 39.7 ± 2.7 416.9 ± 35.1 39.02 ±0.88
26 2 15 122.3 N. 116.7 Е 4.92 27.5 ± 1.2 158.5 ± 6.5 26.38 ±0.49
27 2 14 119.9 N. 108.7 Е 4.72 92.8 ± 8.7 691.4 ± 47.4 59.51 ±1.03
28 2 17 ПО.бЫ, 138.6Е 5.10 7.1 ± 1.2 113.0 ± 15.4 4.05 ±0.34
29 2 - 61.8Ы, 161.2 Е 4.95 13.3 ± 2.1 114.8 ± 12.5 9.55 ±0.65
30 2 39, 4, А 105.8 N. 181.2Е 6.00 83.9 ± 3.4 560.4 ± 15.1 144.84 ±2.28
Таблица 3. (Продолжение)
Область НИ Сет Номер по [16], [11], [12] Координаты, агсэес г, крс Е\У(Н/3), + Е\У(На), + Р{Щ), 10~16ещ/(зхст2)
31 2 - 92.5 N. 206.3 Е 6.47 31.4± 4.2 315.8 ± 56.9 9.68 ±0.35
32 2 - 93.3 N. 201.5Е 6.35 13.8± 1.1 131.5 ± 7.5 8.55±0.31
33 3 - 25.7 Б, 82.0 Ш 2.47 59.8 ± 29.6 292.1 ± 95.9 8.90 ±0.86
34 3 - 52.6 8, 52.4 Ш 2.16 23.0 ± 1.3 208.5 ± 15.3 33.43 ±0.78
35 3 163 12.1 Б, 7.6\У 0.43 6.1 ± 0.7 38.4 ± 2.3 6.39 ±0.46
36 3 78 92.9 8, 15.9 Е 3.10 14.7± 0.8 117.2 ± 5.7 42.23 ± 1.12
37 3 - 88.1 Б, 5.5 Е 2.88 6.9 ± 1.9 83.7 ± 13.0 2.83 ±0.36
38 3 - 129.1 Б, 92.4 Е 5.29 - - 4.63 ±0.16
39 3 49,3 9.7 8, 142.8 Е 4.30 56.2 ± 3.3 399.9 ± 21.1 81.34 ± 1.46
В Таблице 4 приведены нормированные на Нв и исправленные за межзвездное поглощение света относительные интенсивности линий [011] Л 3727+3729 А, [0111] Л 5007 А,
[N11] Л 6584 А и [Б II] Л 6717+6731 А. Учет экс-тинкции в эмиссионных линиях излучения газа проведен по наблюдаемым величинам бальме-ровского декремента в спектрах исследованных объектов. Использовались теоретическое отношение линий На/Нв из работы [29] для случая В: рекомбинации при электронной температуре 104 К, и аналитическая аппроксимация [30] закона меж-
звездного покраснения Витфорда. Эквивалентная ширина водородных линий поглощения EWa(Л) принималась нами равной 2 А для всех объектов. Согласно [11], данное значение является средним для областей Н II. Для линий других химических элементов EWa(Л) = 0.
При определении ошибок исправленных за межзвездное поглощение света относительных интенсивностей линий, представленных в Таблице 4, учитывались ошибки интенсивности соответствующей линии, линии Нв и коэффициента поглощения
с (Нв).
Таблица 4. Коэффициенты поглощения с (Нв), исправленные за покраснение потоки эмиссионных линий (в единицах I(Нв)) и отношение линий серы [Б II] Л 6717 А / [Б II] Л 6731 А
Обл. с(Щ) [ОН] [ОІІІ] [N11] [Б II] [Б II] А6717 А/
НИ А 3727+3729 А А 5007 А А 6584 А А 6717+6731 А [Б II] А6731 А
1 1.26 ± 0.12 - 0.11 ±0.03 0.47 ± 0.12 0.54 ±0.11 1.49 ±0.44
2 1.80 ±0.04 - 0.79 ±0.03 1.29 ± 0.11 0.76 ±0.05 1.20 ±0.18
3 0.54 ±0.34 - - 1.29 ±0.67 1.02 ±0.51 2.54 ± 1.31
4 0.19 ±0.09 - - 1.04 ±0.17 0.47 ±0.09 4.80 ±3.69
5а 0.83 ±0.28 - - 0.96 ±0.44 0.45 ±0.21 -
5Ь 0.68 ±0.21 - - 0.74 ±0.28 - -
6 0.90 ±0.07 - 0.35 ±0.04 0.97 ± 0.13 0.56 ±0.07 1.55 ±0.33
7 1.57 ±0.72 - - 3.31 ±3.10 - -
8а 0.60 ±0.07 - 0.21 ±0.03 0.83 ±0.12 0.65 ±0.07 1.20 ±0.26
8Ь 0.95 ±0.05 1.68 ±0.21 0.29 ±0.01 0.85 ±0.10 0.65 ±0.04 1.02 ±0.17
9 1.11 ±0.05 1.23 ±0.20 0.21 ±0.01 0.52 ±0.08 0.51 ±0.03 1.09 ±0.21
ГУСЕВ и др. Таблица 4. (Продолжение)
Обл. НИ с(Щ) [ОН] А 3727+3729 А [О III] А 5007 А [N11] 6584 А [Б II] А 6717+6731 А [Б II] А6717 А/ [Б II] А6731 А
10 0.96 ±0.07 - 0.04 ±0.02 1.73 ±0.20 0.62 + 0.07 1.56 ±0.31
11 0.92 ±0.07 - 0.07 ±0.02 2.03 ±0.21 0.67 ±0.07 0.95 ±0.16
12 1.12 ±0.06 - - 0.80 ±0.10 0.55 ±0.05 1.87 ±0.49
13 1.38 ±0.07 - 0.24 ±0.03 1.97 ±0.22 0.82 ±0.10 1.38 ±0.31
14 1.57 ±0.05 - 0.19 ±0.02 0.81 ±0.09 0.46 ±0.04 1.62 ±0.32
15а 1.06 ±0.07 - 0.35 ±0.04 0.92 ±0.12 0.83 ±0.09 1.18 ± 0.21
15Ь 1.01 ±0.07 - 0.33 ±0.04 0.68 ±0.10 0.29 ±0.04 1.18 ± 0.28
16 1.76 ±0.07 - 0.20 ±0.03 1.09 ±0.13 0.51 ±0.06 1.34 ±0.24
17 1.81 ±0.06 - 0.22 ±0.02 1.26 ± 0.12 0.50 ±0.04 1.12 ± 0.17
18 0.63 ±0.06 - 0.27 ±0.03 0.52 ±0.08 0.71 ±0.06 1.64 ±0.30
19 1.40 ±0.05 - 0.53 ±0.02 0.69 ±0.07 0.38 ±0.03 1.26 ± 0.17
20 1.07 ±0.07 - 0.63 ±0.05 1.02 ±0.13 1.21 ±0.13 1.21 ±0.17
21 1.06 ±0.05 1.04±0.27 0.31 ±0.02 0.73 ±0.08 0.54 ±0.04 1.43 ±0.18
22 2.15 ±0.06 - 1.09 ±0.06 0.53 ±0.07 0.21 ±0.02 2.59 ±0.66
23 1.27 ±0.06 - 0.63 ±0.04 1.76 ±0.17 0.80 ±0.07 1.59 ±0.29
24 0.18 ±0.45 - - 1.25 ±0.82 1.24 ±0.91 2.04 ±0.94
25 1.20 ±0.06 - 0.19 ±0.02 0.70 ±0.09 0.61 ±0.05 1.83 ±0.38
26 0.75 ±0.05 - 0.74 ±0.03 0.61 ±0.07 0.64 ±0.05 1.46 ±0.24
27 1.08 ±0.04 - 0.95 ±0.03 0.44 ±0.05 0.36 ±0.03 1.47 ±0.24
28 1.19 ± 0.19 - 1.83 ±0.27 0.96 ±0.29 1.28 ±0.37 1.85 ±0.56
29 0.85 ±0.15 - - 0.93 ±0.22 0.90 ±0.22 1.70 ±0.45
30 1.11 ±0.04 0.92 ±0.11 2.02 ±0.05 0.52 ±0.05 0.51 ±0.03 1.46 ±0.18
31 0.59 ±0.08 - 1.24 ±0.08 0.76 ±0.11 0.90 ±0.11 1.36 ± 0.19
32 1.25 ±0.08 - 1.56 ± 0.11 0.82 ±0.12 0.93 ± 0.11 1.49 ±0.22
33 0.78 ±0.19 - 0.36 ±0.08 1.57 ±0.44 0.90 ±0.28 2.19 ±0.95
34 1.04 ±0.06 - 0.19 ±0.03 1.09 ±0.12 0.45 ±0.05 1.55 ±0.35
35 1.57 ±0.17 - - 1.80 ±0.45 0.74 ±0.21 3.10 ± 1.98
36 0.65 ±0.07 1.72 ±0.43 0.08 ±0.02 0.67 ± 0.10 0.61 ±0.06 1.44 ±0.28
37 0.77 ±0.29 - - 0.70 ±0.33 0.49 ±0.25 1.87 ± 1.58
38 0.25 ±0.08 - 0.26 ±0.05 0.92 ±0.13 0.38 ±0.06 0.97 ±0.29
39 1.25 ±0.05 - 0.15 ±0.01 0.88 ±0.08 0.71 ±0.04 1.46 ±0.19
1ов([М1]Л6584/На)
Рис. 3. ВРТ-диаграмма для областей Ы II, изученных в настоящей работе (черные кружки). Сплошная линия, отделяющая классические области Ы II от объектов с нетепловым эмиссионным спектром (AGN), вычислена согласно работе [31]. Пунктирная линия — кривая из работы [32].
12+1<^(0/Н)
Рис. 4. Диаграмма О/Ы—N/0. Белые кружки — выборка хорошо исследованных областей Ы II в ближайших галактиках из [33], черные кружки — объекты, изученные в настоящей работе.
3. АНАЛИЗ РЕЗУЛЬТАТОВ
3.1. Содержание химических элементов
Рассмотрим положение наших объектов на диагностической ВРТ-диаграмме (Рис. 3). На рисунке видно, что все объекты находятся в области, где эмиссионные линии возникают в результате теплового излучения, то есть все объекты являются классическими областями НИ. Исходя из этого, все объекты были приняты для дальнейшего анализа содержания химических элементов.
Ряд эмпирических соотношений, связывающих относительные интенсивности эмиссионных линий с содержанием и температурой излучающего газа, был предложен в разное время многими исследователями (см. обзоры [18, 19]). Выделим среди них две недавние калибровки, используемые для определения металличности в областях НИ. Обе (О^калибровка [33] и NS-калибровка [34]) интерпретируют относительные интенсивности сильных эмиссионных линий (02+, 0+ и ^ в случае О^калибровки или 02+, ^ и Б+ в случае NS-калибровки) в терминах относительного содержания кислорода и азота и электронной температуры. Так как относительные интенсивности
[0 II] Л 3727+3729 А / Нв были измерены с большими ошибками или же во многих объектах вообще не измерены, мы выбрали NS-калибровку для определения металличности и электронной температуры газа в исследуемых областях НИ.
Поскольку интенсивности линии [0III] Л 4959 А были измерены нами лишь для половины областей НИ, а интенсивности линии [ШЦ Л6548 А определены с очень большими погрешностями,
при расчете содержания кислорода, азота и электронной температуры мы использовали соотношения [0Ш] Л4959+5007 А = 1.33 [0 III] Л 5007 А и ^ II] Л 6548+6584 А = 1.33 ^ II] Л 6584 А (следуя [35]).
NS-метод применим для областей с низкой плотностью. К сожалению, линии дублета серы
^ II] Л 6717 А и^ II] Л 6731 А блендируются в наших спектрах и разделяются с неудовлетворительной точностью, поэтому мы не смогли определить уверенно плотности исследуемых объектов. Тем не менее, для всех исследованных НИ-областей ^Н] Л 6717 А/^Н] Л 6731 А > 1 (Таблица 4), что соответствует значениям плотности N < 300 см_3. Таким образом, оценки показывают, что все наши объекты имеют низкие плотности, что является типичным для гигантских областей Н II, наблюдаемых в других галактиках [4, 9, 36, 37].
Полученные с помощью NS-калибровки оценки металличности и электронной температуры в исследуемых объектах приведены в Таблице 5. Для NS-калибровки использованы спектры областей Н II с надежными оценками электронной температуры [34]. Поэтому оценки металличности находятся в хорошем согласии с оценками, которые дает классический Те-метод (см. Рис. 4). Из диаграммы 0/Н—N/0 (Рис. 4) видно, что исследованные нами объекты в N00 6946 находятся в пределах полосы, занимаемой наиболее надежно исследованными областями Н II в других галактиках. Это согласие является указанием на реальность полученных оценок металличности в исследованных объектах.
Таблица 5. Содержание кислорода, азота и значения электронной температуры в областях НII
Области Н II г/Д 25 12 + 1оё(0/Н) 12 + 1оё(Ы/Н) ю4 К
1 0.40 8.73 ±0.04 7.77 ±0.05 0.64 ±0.01
2 0.49 8.46 ±0.01 7.74 ±0.02 0.81 ±0.01
6 0.22 8.58 ±0.02 7.87 ±0.03 0.72 ±0.01
8а 0.17 8.62 ±0.02 7.83 ±0.03 0.69 ±0.01
8Ь 0.17 8.59 ±0.01 7.79 ±0.03 0.72 ±0.01
9 0.17 8.67 ±0.03 7.73 ±0.05 0.68 ±0.01
10 0.21 8.74 ±0.05 8.43 ±0.02 0.58 ±0.02
11 0.25 8.68 ±0.03 8.40 ±0.01 0.61 ±0.01
13 0.23 8.54 ±0.02 8.09 ±0.03 0.71 ±0.01
14 0.29 8.67 ±0.02 7.97 ±0.02 0.66 ±0.01
15а 0.30 8.54 ±0.02 7.70 ±0.03 0.75 ±0.01
15Ь 0.30 8.68 ±0.02 7.98 ±0.04 0.67 ±0.01
16 0.33 8.64 ±0.02 8.05 ±0.03 0.67 ±0.01
17 0.32 8.63 ±0.02 8.11 ±0.03 0.67 ±0.01
18 0.31 8.60 ±0.02 7.55 ±0.04 0.72 ±0.01
19 0.38 8.60 ±0.01 7.80 ±0.03 0.73 ±0.01
20 0.36 8.52 ±0.02 7.36 ±0.05 0.79 ±0.01
21 0.39 8.61 ±0.01 7.78 ±0.02 0.71 ±0.01
22 0.48 8.56 ±0.02 7.66 ±0.05 0.78 ±0.01
23 0.48 8.46 ±0.01 7.89 ±0.03 0.79 ±0.01
25 0.25 8.64 ±0.02 7.80 ±0.03 0.68 ±0.01
26 0.37 8.52 ±0.01 7.50 ±0.03 0.80 ±0.01
27 0.36 8.57 ±0.01 7.53 ±0.03 0.78 ±0.01
28 0.38 8.53 ±0.05 7.53 ±0.12 0.87 ±0.02
30 0.45 8.47 ±0.02 7.32 ±0.04 0.88 ±0.01
31 0.49 8.49 ±0.02 7.32 ±0.04 0.84 ±0.01
32 0.48 8.52 ±0.02 7.36 ±0.05 0.85 ±0.01
33 0.19 8.50 ±0.05 7.89 ±0.09 0.75 ±0.02
34 0.16 8.66 ±0.02 8.10 ±0.02 0.66 ±0.01
36 0.23 8.73 ±0.03 7.93 ±0.02 0.63 ±0.01
38 0.40 8.66 ±0.03 8.05 ±0.04 0.67 ±0.01
39 0.32 8.64 ±0.01 7.88 ±0.02 0.67 ±0.01
3.2. Сравнение результатов с данными предыдущих исследований
Мы сравнили полученные нами оценки относительной интенсивности эмиссионных линий областей НИ в галактике с результатами [11, 12]. Четыре объекта нашей выборки (один из которых наблюдался дважды) совпадают с областями Н II из списка [11], один из этих объектов исследовался также в работе [12] (Таблица 3). По причинам, указанным во Введении, мы не стали сравнивать наши результаты с данными спектрофотометрии [16]. На Рис. 5 в качестве примера приведено сравнение относительных потоков в линии [О III] Л 5007 А для совпадающих объектов, полученных нами и в [11, 12]. Рисунок показывает удовлетворительное согласие между ними.
Отличия между нашими результатами и полученными в работах [11, 12], превышающие для некоторых объектов ошибки измерений, могут быть вызваны тем, что угловые размеры областей НИ в близкой N00 6946, как правило, больше ширины щели при проведении спектроскопических наблюдений. Разные авторы получают спектры различных частей области Н II со слегка отличающимся химическим составом. Отметим также проблему, связанную с отождествлением областей НИ в данной звездной системе: N00 6946 является примером галактики с практически полным отсутствием крупных звездных комплексов. Её спиральные ветви представляют собой цепочки тесно расположенных областей НИ. Разное качество изображения при наблюдениях может привести к различию в определении того, что считать индивидуальной областью Н II.
3.3. Градиент металличности, электронная температура
Вариации металличности в областях Н II в зависимости от их галактоцентрического расстояния отражают химическую эволюцию дисковых галактик. Для исследования градиента металлич-ности в галактическом диске требуется выборка областей Н II, относительно равномерно распределенных по галактоцентрическим расстояниям. Такие выборки областей Н II с измеренным химсоставом имеются для ограниченного числа (около 50) близких галактик (см. обзоры [38—40]). Исследованная в данной работе выборка из 30 объектов была использована нами для определения градиента металличности в диске N00 6946.
Как правило, изучению радиального распределения содержания азота в галактиках уделяется меньшее внимание по сравнению с исследованиями градиента О/Н. Однако, знание радиального
[OIII]X5OO7/H0(present paper)
Рис. 5. Сравнение относительных потоков в линии кислорода [O III] А 5007 A, полученных в настоящей работе, с данными [11] (черные кружки) и [12] (белый кружок) для общих объектов. Ошибки измерений, не превышающие размеры значков на рисунке, не показаны.
градиента ^Н представляется важным для изучения химической эволюции галактик. Для значений 12 + ^(О/Н) > 8.3 в газовом диске начинает доминировать вторичный азот. Его обилие увеличивается более быстрыми темпами, чем содержание кислорода [41]. В результате, изменение содержания азота с расстоянием от центра галактики имеет большую амплитуду, чем изменение содержания кислорода, и может быть определено с хорошей точностью, несмотря на то, что потоки в азотных линиях измеряются, как правило, с большими погрешностями, чем в линиях кислорода. Кроме того, сравнительный анализ градиентов О/Н и ^Н в галактике может дать информацию о времени задержки появления азота в межзвездной среде относительно кислорода [42—45]. Поэтому, мы определяем в работе радиальные градиенты как кислорода, так и азота.
Обычно радиальные распределения металлич-ности описываются следующими выражениями:
12 + 1с^(О/Н) = 12 + 1с^(О/Н)о + Со/и х (т/К2ъ),
(1)
где 12 + 1с^(О/Н)0 — экстраполированное на центр относительное содержание кислорода, Со/и — величина градиента радиального падения относительного содержания кислорода в единицах
dex/К25, т/К25 — галактоцентрическое расстояние в единицах галактического радиуса, измеренного по изофоте 25т/□" [4, 6, 39]. Аналогично описывается радиальное распределение относительного
r/Rgs
r/Rz&
г/Яг5
Рис. 6. Графики радиального распределения относительного содержания кислорода (а), азота (Ь) и значений электронной температуры £N3 (с) в диске N00 6946. Белые кружки — объекты, измеренные в работе [11], белые треугольники — в работе [12], косые крестики — в работе [13], черные кружки — объекты, исследованные в настоящей работе. Для значений, определенных с точностью хуже чем ±0.02 dex(а), ±0.04 dex(b) и ±100 К (с), показаны бары ошибок. Прямые линии — радиальный градиент содержания кислорода и азота.
содержания азота:
12 + log(N/H) = 12 + log(N/H)o + CN/h х (rR)•
(2)
Рисунки 6a, 6b показывают радиальное распределение относительного содержания кислорода и азота в диске NGC6946, соответственно. Видно, что реальный разброс металличности при фиксированном радиусе превышает ошибки измерения химсостава. Этому разбросу подвержены также объекты из работ [11, 12]: один из объектов выборок [11, 12] идентифицируется с объектом 30 из нашей выборки и имеет тот же химсостав.
Численные значения искомых коэффициентов в
выражениях (1) и (2) определялись методом наименьших квадратов для всех объектов, приведенных на Рис. 6. Мы получили следующие значения коэффициентов:
12 + log(O/H)o = 8.73 ± 0.02,
CO/H = -0.43 ± 0.06 dex/R25,
12 + log(N/H)o = 8.21 ± 0.08,
Cn/h = -1.25 ± 0.19 dex/R25.
Из Рис. 6 видно, что радиальные распределения содержаний кислорода и азота описываются единой регрессионной моделью на протяжении всего диска NGC6946. Распределение содержания азота меняется быстрее по сравнению с радиальным распределением кислорода.
В галактике наблюдается рост электронной температуры областей H II с удалением от центра галактики (Рис. 6c). Подобная зависимость наблюдается и для областей H II в Галактике [46—49]. Зависимость “температура—металличность”, для областей H II в NGC 6946 хорошо объясняется теоретическими моделями [50].
4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Рисунки 6a, 6b показывают большую дисперсию положения объектов относительно регрессионной модели радиального градиента химического состава. Это согласуется с результатами предыдущих исследований [11 — 13] для общих и близкорасположенных объектов. Авторы [11, 12], исследовавшие содержание химических элементов в комплексе MRS 4 (+182, +103) = FGW 6946A (соответствует комплексу 30 из нашего списка), получили значения металличности, совпадающие в пределах ошибок с нашими (Рис. 6). На конце северной спиральной ветви (восточная часть галактики) расположен гигантский звездный комплекс, исследованный в работе [13] как комплекс KnotA. Оценки содержания кислорода и азота в данном комплексе, полученные в [13], оказались схожими (12 + log(O/H) = 8.48 ± 0.01, 12 + log(N/H) = 7.38 ± 0.01) с оценками O/H и N/H, полученными в настоящей работе для ближайших к Knot A областей 31 и 32 (Рис. 2, 6, Таблица 5).
Большая дисперсия обусловлена скорее всего условиями наблюдений областей HII в данной галактике. NGC 6946 — галактика достаточно близкая, и туманности в ней имеют относительно большие угловые размеры. В случае, если в щель спектрографа проваливалась только центральная часть туманности, где азот дважды ионизован, то
использованная здесь NS-калибровка приводит к заниженному содержанию кислорода. В случае, если в щель спектрографа попала периферийная часть туманности, где дважды ионизованный азот отсутствует, то NS-калибровка дает завышенное содержание кислорода. Для того, чтобы проверить достоверность полученных оценок содержания кислорода, мы проверили положение исследованных объектов на других диаграммах.
Исходя из обычного предположения, что в областях Н II с похожими интенсивностями сильных эмиссионных линий должны быть примерно одинаковые физические условия и химический состав, мы сравнили на Рис. 7 положение объектов, исследованных в данной работе (черные кружки), с выборкой калибровочных областей [33] (черные точки). Серыми точками показаны области Н II, для которых содержание кислорода было определено недавно предложенным С-методом [51]. Параметр
1-і___і__I___і__і___I__і___і__I___і__і___I__і__i_I
-0.3 0 0.3 0.6 0.9 1.2
Хгз
Рис. 7. Диаграмма Х2з—О/Н для выборки областей НИ по данным [33] (точки), [51] (серые точки) и пяти объектов, исследованных в настоящей работе (черные кружки).
Х23 = log R23 = log(([O II] Л 3727+3729 A
+ [O III] Л 4959 A + [O III] Л 5007 A)/H@)
был определен нами для пяти областей H II в NGC6946, в которых удалось измерить линию [O II] Л 3727+3729 A (Таблица 4), как
log(([O II] Л 3727+3729 A +1.33[O III] Л 5007 A)/H0).
На Рис. 8 проверена связь между электронной температурой и содержанием кислорода в исследованных областях, свидетельствующая о том, что электронная температура в туманности существенным образом зависит от охлаждения газа путем излучения в линиях кислорода. Здесь, как и на Рис. 6c видна заметно заниженная электронная температура для объекта из выборки [12]. Так как этот объект находится далеко на краю диска галактики (R/R25 > 1), то учет или не учет этого объекта может влиять на выбор величины радиального градиента химсостава в галактике. Без учета этого объекта градиент становится чуть более пологим, -0.39 ± 0.08 dex/R25, в случае радиального распределения кислорода и чуть более крутым, -1.30 ± 0.22 dex/R25, в случае радиального распределения азота.
Диаграмма “светимость—центральная метал-личность”, была построена в работе [52]. Содержание кислорода и азота в [52] и в настоящей работе были определены с помощью методов, которые согласуются со шкалой металличности, основанной на Te-методе, поэтому они могут быть сравнены. На Рис. 9 показано положение полученной здесь оценки центральной металличности
12+1ов(0/Н)
Рис. 8. Зависимость величины электронной температуры от относительного содержания кислорода в областях Н II. Обозначения те же, что и на Рис. 6.
М(В)
Рис. 9. Диаграмма “светимость — центральная метал-личность”. Белые кружки — данные [52] (с добавлением результатов [1]), черный кружок — положение N00 6946 по данным настоящей работы.
в NGC 6946 по сравнению с другими галактиками. Из графика видно, что полученная в данной работе центральная металличность типична для галактики данной светимости.
5. ВЫВОДЫ
С помощью прибора SCORPIO в многощелевом режиме проведена спектроскопия 39 областей H II в галактике NGC 6946. Для этих областей получены оценки поглощения.
Для 30 областей H II методом “сильных линий” определены электронные температуры, содержание кислорода и азота. Построены радиальные градиенты O/H, N/H и электронной температуры. Радиальное падение обилия кислорода и азота составило
12 + log(O/H) = (S.73 і 0.02) — (0.43 і 0.06)r/R25 и
12 + log(N/H) = (S.21 і 0.0S) — (1.25 і 0.19)r/R25.
БЛАГОДАРНОСТИ
А.С.Г. благодарит А. Ю. Князева (ЮжноАфриканская астрономическая обсерватория) за консультации по обработке спектральных данных, В. Л. Афанасьева и А. В. Моисеева (САО РАН) на помощь в проведении наблюдений на БТА и ценные советы, А. И. Засова, Б. П. Артамонова (ГАИШ МГУ) и Л. С. Пилюгина (ГАО НАНУ) за плодотворное обсуждение результатов. В работе использованы данные электронной базы данных HyperLeda (http://leda.univ-lyon1.fr). Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проекты 08-02-01323, 10-02-91338 и 12-02-00827). Наблюдения на 6-м телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (госконтракт 14.518.11.7070).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. A. S. Gusev, L. S. Pilyugin, F. Sakhibov, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 424, 1930 (2012).
2. Yu. N. Efremov, V. L. Afanasiev, O. V. Egorov, Astrophysical Bulletin 66, 304 (2011).
3. G. Paturel, C. Petit, Ph. Prugniel, et al., Astronom. and Astrophys. 412, 45 (2003).
4. D. Zaritsky, R. C. Kennicutt, and J. P. Huchra, Astrophys. J. 420,87(1994).
5. J.-R. Roy, J. Belley, Y. Dutil, and P Martin, Astrophys. J. 460,294(1996).
6. L. van Zee, J. J. Salzer, M. P Haynes, et al., Astronom. J. 116, 2805 (1998).
7. D. R. Dutil and J. -R. Roy, Astrophys. J. 516, 62
(1999).
8. R. C. Kennicutt, F. Bresolin, and D. R. Garnett, Astrophys. J. 591, 801 (2003).
9. F. Bresolin, D. Schaerer, R. M. Conzalez Delgado, and G. Stasinska, Astronom. and Astrophys. 441, 981 (2005).
10. F. Bresolin, W. Gieren, R. -P. Kudritzki, et al.,
Astrophys. J. 700, 309 (2009).
11. M. L. McCall, P M. Rybski, and G. A. Shields, Astrophys. J. Suppl. 57, 1 (1985).
12. A. M. N. Ferguson, J. S. Gallagher, and
R. F. G. Wyse, Astronom. J. 116, 673 (1998).
13. R. Garcia-Benito, A. Diaz, G. F. Hagele, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 408, 2234 (2010).
14. Yu. N. Efremov, S. A. Pustilnik, A. Y. Kniazev, et al., Astronom. and Astrophys. 389, 855 (2002).
15. Yu. N. Efremov, V. L. Afanasiev, E. J. Alfaro, et
al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 382, 481
(2007).
16. J. Belley and J. -R. Roy, Astrophys. J. Suppl. 78, 61 (1992).
17. L. S. Pilyugin, Astronom. and Astrophys. 399, 1003 (2003).
18. S. L. Ellison, D. R. Patton, L. Simard, and A. W. McConnachie, Astronom. J. 135, 1877 (2008).
19. A. R. Lopez-Sanchez and C. Esteban, Astronom. and Astrophys. 517, A85 (2010).
20. J. A. Baldwin, M. M. Phillips, and R. Terlevich, Publ. Astronom. Soc. Pacific 93, 5 (1981).
21. R. Boomsma, T. A. Oosterloo, F. Fraternali, et al., Astronom. and Astrophys. 490, 555 (2008).
22. Ф. Х. Сахибов, диссертация на соискание ученой степени доктора физ.-мат. наук (МГУ, Москва, 2004).
23. I. D. Karachentsev, M.E. Sharina, and W.K. Huchtmeier, Astronom. and Astrophys. 362, 544
(2000).
24. P W. Hodge, Publ. Astronom. Soc. Pacific 79, 297 (1967).
25. B. G. Elmegreen, Yu. N. Efremov, and S. Larsen, Astrophys. J. 535, 748 (2000).
26. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astron. Lett. 31, 194(2005).
27. J. B. Oke, Astronom. J. 99, 1621 (1990).
28. Т.А. Карташева, Н.М. Чунакова, Изв. САО 10, 44 (1978).
29. D. E. Osterbrock, Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei (University Science Books, Mill Valley, CA, 1989).
30. Y. I. Izotov, T. X. Thuan, and V A. Lipovetsky, Astrophys. J. 435, 647 (1994).
31. L. J. Kewley, M. A. Dopita, R. S. Sutherland, et al., Astrophys. J. 556, 121 (2001).
32. G. Kauffmann, T. M. Heckman, C. Tremonti, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 346, 1055 (2003).
33. L. S. Pilyugin, J. M. Vilchez, and T. X. Thuan, Astrophys. J. 720, 1738 (2010).
34. L. S. Pilyugin and L. Mattsson, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 412, 1145 (2011).
35. P J. Storey and C. J. Zeippen, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 312, 813 (2000).
36. R. C. Kennicutt, Astrophys. J. 2S7, 116(1984).
37. L. Gutienez and J. E Beckman, Astrophys. J. 710, L44 (2010).
38. D. R. Garnett, Astrophys. J. 581, 1019 (2002).
39. L. S. Pilyugin, J. M. Vilchez, and T. Contini, Astronom. and Astrophys. 425, 849 (2004).
40. J. Moustakas, R. C. Kennicutt, C. A. Tremonti C.A., et al., Astrophys. J. Suppl. 190, 233 (2010).
41. R. B. C. Heniy, M. G. Edmunds, and J. Koppen, Astrophys. J. 541, 660(2000).
42. A. Maede^ Astronom. and Astrophys. 264, 105 (1992).
43. L. B. van den Hoek and M. A. T. Groenewegen, Astronom. and Astrophys. Suppl. Sen 123, 305 (1997).
44. B. E. J. Pagel, Nucleosynthesis and Chemical Evolution of Galaxies(Cambridge Univ. Press, Cambridge, 1997).
45. L. S. Pilyugin and T. X. Thuan, Astrophys. J. Lett. 726, L23 (2011).
46. E. Churehwell, L. F. Smith, J. Mathis, et al., a 70, 719 (1978).
47. R. Paladini, R. D. Davies, and G. DeZotti, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 347, 237 (2004).
48. C. Quireza, R. T. Rood, T. M. Bania, et al., Astrophys. J. 653, 1226(2006).
49. D. S. Balse^ R. T. Rood, T. M. Bania, and L. D. Andereon, Astrophys. J. 738, 27 (2011).
50. R. H. Rubin, Astrophys. J. Suppl. 57, 349 (1985).
51. L. S. Pilyugin, E .K. Grebel, and L. Mattsson, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 424, 2316 (2012).
52. L. S. Pilyugin, T. X. Thuan, and J. M. Vilchez, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 376, 353 (2007).
Spectroscopy of H II Regions in the Late-Type Spiral Galaxy NGC 6946 A. S. Gusev, F. H. Sakhibov, S. N. Dodonov
We present the results of spectroscopy of 39 HII regions in the spiral galaxy NGC 6946. The spectral observations were carried out at the 6-m BTA telescope of the SAO RAS with the SCORPIO focal reducer in the multi-slit mode with the dispersion of 2.1 A/px and spectral resolution of 10 A. The absorption estimates for 39 HII regions were obtained. Using the “strong line” method (NS-calibration) we determined the electron temperature, and the abundances of oxygen and nitrogen for 30 HII regions. The radial gradients of O/H and N/H were constructed.
Keywords: galaxies: abundances—galaxies: interstellar medium—galaxies: spiral— galaxies: individual: NGC 6946
