Эволюция пыли во внегалактических областях ионизованного водорода тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Мурга, Мария Сергеевна
Мурга, Мария Сергеевна
кандидат наук
2014
- Специальность ВАК РФ01.03.02
- Количество страниц 168
Оглавление диссертации кандидат наук Мурга, Мария Сергеевна
Оглавление
Введение
Глава 1. Метод анализа данных инфракрасных наблюдений
1.1. Модель пыли
1.1.1. Состав пыли
1.1.2. Распределение пылинок по размерам
1.1.3. Межзвездное поле излучения
1.1.4. Температура пыли
1.1.5. Оптические свойства пыли
1.1.6. Синтетические спектры
1.1.7. Альтернативные модели
1.2. Инфракрасные наблюдения
1.2.1. Космические проекты Spitzer и Herschel
1.2.2. Наблюдаемые величины и теоретические расчеты
1.3. Сопоставление моделей и наблюдательных данных пыли
1.4. Заключение
Глава 2. Связь химического состава и свойств пылевого компонента комплексов HII
2.1. Выборка объектов
2.2. Методика измерения и оценки параметров комплексов НИ по наблюдательным данным
2.2.1. Апертурная фотометрия
2.2.2. Металличность
2.2.3. Параметры пылевого компонента
2.3. Результаты и их интерпретация
2.3.1. Соотношения между параметрами пыли, поля излуче-
ния и металличностью
2.3.2. Эволюция ПАУ
2.4. Заключение
Глава 3. Исследование комплексов НИ в инфракрасном и оптическом диапазонах в контексте эволюции ПАУ
3.1. Информация о наблюдательных данных
3.1.1. Выборка объектов
3.1.2. Спектральные наблюдения
3.1.3. Свойства излучения ПАУ
3.2. Физические параметры комплексов НИ
3.2.1. Содержание ПАУ
3.2.2. Металличность
3.2.3. Возрасты комплексов НИ
3.2.4. Свойства поля излучения
3.3. Анализ результатов измерений
3.3.1. Соотношения между различными параметрами
3.3.2. Обсуждение полученных соотношений
3.4. Заключение
Глава 4. Исследование галактики Но1тЬе^ II
4.1. Информация о галактике Но1тЬе^ II и параметрах изучаемых комплексов НИ
4.2. Сопоставление параметров комплексов НИ
4.3. Обсуждение результатов
4.4. Заключение
Заключение
Список литературы
Приложение А. Результаты измерений
Рекомендованный список диссертаций по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК
Области звездообразования в спиральных и иррегулярных галактиках и в галактиках с особенностями морфологии2022 год, кандидат наук Смирнова Ксения Ильдаровна
Звёздное население и процессы современного звёздообразования в галактиках2018 год, кандидат наук Гусев, Александр Сергеевич
Поиск и исследование пылевых оболочек в галактических и внегалактических объектах2001 год, доктор физико-математических наук Таранова, Ольга Георгиевна
Эмиссионные характеристики внутренних областей галактик в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах2022 год, кандидат наук Дроздов Сергей Александрович
Излучение молекул и пыли в дозвездных и протозвездных объектах2016 год, доктор наук Павлюченков Ярослав Николаевич
Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Эволюция пыли во внегалактических областях ионизованного водорода»
Введение
Актуальность работы
Пыль является важным компонентом межзвездной среды (МЗС). Она одновременно играет роль участника различных астрофизических процессов, таких как охлаждение среды или образование молекулярного водорода, и роль индикатора физических условий в среде. Эволюция пыли тесно связана с эволюцией звезд и галактик в целом. Задачи, относящиеся к пыли, весьма разнообразны: изучается химический состав пыли, форма, заряд, размеры, оптические свойства, пространственное распределение, динамика пылинок как на галактическом уровне, так и на более мелких масштабах (к примеру, в областях звездообразования), формирование пыли в атмосферах звезд и межзвездной среде, разрушение пыли различными процессами и многое другое. Все эти задачи помогают составить глобальную картину эволюции пыли во Вселенной.
В последние десятилетия исследования космической пыли получили мощную экспериментальную базу — был запущен целый ряд внеатмосферных инфракрасных спутников — IRAS, Spitzer, WISE, Herschel, SOFIA. Развитие техники позволило значительно продвинуться в изучении пылевого компонента на разных масштабах — от Солнечной системы до галактик на больших красных смещениях. Одним из важных открытий стало наблюдение эмиссионных полос в ближней и средней инфракрасной области (2-20 мкм). До этого считалось, что пыль может излучать только в дальней инфракрасной области за счет теплового излучения. С помощью наземных лабораторных экспериментов было установлено, что эмиссионные полосы могут соответствовать излучению макромолекул полициклических ароматических углеводородов (ПАУ). Различные колебания связей в молекуле, вызванные поглощением кванта высокой энергии, приводят к появлению широких эмиссионных
полос в инфракрасных спектрах целого ряда объектов — зон ионизованного водорода (НИ), планетарных туманностей и др. На сегодняшний день обнаружен целый ряд интересных свойств ПАУ, которые важны как сами по себе, так и при исследовании других объектов. К примеру, их излучение можно рассматривать в качестве инфракрасного индикатора звездообразования, который может быть использован для исследования далеких галактик. Также наличием этих макромалекул можно объяснить пик на кривой экстинкции
о
на 2175 А. Наконец, наблюдения ПАУ открывают новые аспекты в теории эволюции звезд, связанные с производством пыли.
Наземные лабораторные исследования показывают, что спектр макромолекул очень сложен и может меняться в зависимости от размера, температуры, состава, заряда и пр. Поэтому для интерпретации межзвездных инфракрасных спектров требуется обширная экспериментальная база спектров ПАУ, а также их квантово-механическое описание. Развитие лабораторной техники, а также создание суперкомпьютеров, способных рассчитывать сложные спектры, делают эту задачу более реальной и выполнимой.
В 2018 г. планируется запуск космического инфракрасного телескопа James Webb Space Telescope (JWST), не имеющего аналога по своему высокому разрешению на длинах волн, соответствующих излучению ПАУ. С его появлением ожидается резкий скачок в наблюдательной части изучения ПАУ, поэтому для интерпретации будущих наблюдательных данных необходимо развитие теоретической базы.
Цель диссертационной работы
Целью работы является исследование физических параметров зон и комплексов ионизованного водорода и установление связи этих параметров с эволюцией пылевого компонента, в частности, полициклических ароматических углеводородов. Для достижения поставленной цели решается несколько за-
дач:
• разработка метода расчета синтетических спектров пыли при различных значениях параметров пыли и среды;
• оценка содержания ПАУ во внегалактических комплексах ионизованного водорода на основе наблюдательного материала с космических инфракрасных телескопов Spitzer и Herschel;
• исследование связи между содержанием ПАУ и металличностью внегалактических комплексов НИ;
• получение оптических спектров внегалактических комплексов НИ на телескопе БТА и сопоставление полученных результатов с инфракрасными (телескоп Spitzer);
• исследование зависимости свойств инфракрасного излучения от возраста комплексов НИ и параметров поля излучения в них;
• детальное исследование свойств пыли в комплексах HII иррегулярной галактики Holmberg II.
Научная новизна
«
Следующие основные результаты получены впервые:
• На основе анализа инфракрасного излучения более 200 областей звездообразования в близких галактиках показано, что корреляция между содержанием ПАУ и металличностью, ранее обнаруженная для галактик в целом, наблюдается и при рассмотрении индивидуальных комплексов НИ.
• Проведено исследование связи свойств излучения ПАУ с параметрами комплексов НИ, в которых они наблюдаются. Для этого на основе
анализа небулярных линий определены возраст, металличность и жесткость излучения для 109 внегалактических комплексов НИ, в том числе, по результатам собственных наблюдений комплексов НИ в галактиках 1С 1727 и NGC 7741 на спектрографе SCORPIO телескопа БТА. Для этих же комплексов проведена апертурная фотометрия в инфракрасном диапазоне по данным наблюдений на телескопе Spitzer.
• Показано, что параметры излучения ПАУ коррелируют не только с ме-талличностью, но и с жесткостью ультрафиолетового излучения. Корреляция излучения ПАУ с возрастом комплекса НИ имеет сложный характер: содержание ПАУ растет с возрастом в комплексах малой метал-личности и убывает с возрастом в комплексах высокой металличности.
• На основе анализа архивных наблюдений на телескопах Spitzer, Herschel, GALEX и БТА детально проанализирована связь свойств пылевого компонента в комплексах НИ галактики Holmberg II с их возрастами и с параметрами поля излучения в них.
• Построена сетка синтетических спектров пыли в диапазоне от 2 мкм до 1000 мкм на основе модели, описанной в работе [1]. В сетку включены пылинки трех типов: углеродные, силикатные и ПАУ. Для частиц малых размеров учитывается стохастический механизм нагрева. Разработано программное обеспечение на языке PYTHON для определения перечисленных параметров по спектральным или фотометрическим данным с различных телескопов (Spitzer, Herschel, WISE).
Научная и практическая значимость
Обнаружение корреляции между содержанием ПАУ и металличностью на масштабе отдельных областей звездообразования (030) позволяет более
обоснованно подходить к изучению их эволюции в галактиках. Ранее было установлено, что суммарное содержание ПАУ в галактиках низкой металлич-ности значительно уступает их содержанию в галактиках высокой металлич-ности. Это указывает, что эволюция пыли, в частности, ПАУ, происходит по различным сценариям при разных физических и химических условиях. Для объяснения корреляции были предложено несколько сценариев, из которых можно выделить два основных: эффективное разрушение в условиях более жесткого УФ-поля в низкометалличных средах, либо недостаточно эффективное формирование ПАУ в таких средах. Для решения этого вопроса необходимо более детальное изучение. Наш результат показал, что такая корреляция сохраняется не только на крупном масштабе, но и на более мелком, что значительно уточняет предыдущие результаты и накладывает ограничения на возможные сценарии, в частности, на сценарий, связывающий особенности содержания ПАУ с особенностями их синтеза в звездах асимптотической ветви гигантов при разных металличностях.
Важным является обнаружение эволюционных изменений количества ПАУ с возрастом НН-комплексов, что, возможно, связано с процессами разрушения и формирования пылинок разных размеров. Такой результат показывает, что наши знания об образовании и разрушении ПАУ далеко не полны, и необходимо изучение всех возможных деструктивных и конструктивных факторов эволюции. Таким образом, данная работа ведет за собой постановку новых задач, как наблюдательных, так и теоретических.
Построенная сетка моделей, а также программное обеспечение, позволяющее определить, к примеру, содержание ПАУ в среде, обладают практической ценностью и могут применяться к широкому кругу объектов, независимо от их природы — к галактикам, планетарным туманностям, остаткам сверхновых, областям звездообразования и пр. Помимо анализа наблюдательных данных, эту программу можно использовать для расчета синтетических
значений наблюдаемых величин (звездные величины в различных фильтрах) при заданных параметрах, предсказанных моделями (эволюции галактик, зон НИ и пр.).
Структура и объем диссертации
Диссертация включает в себя введение, 4 главы, заключение, библиографию и приложение. Всего в диссертации содержится 12 таблиц и 43 рисунка. Общий объем диссертации составляет 168 страниц. Библиография включает в себя 198 наименований.
Содержание работы
Во Введении рассматривается актуальность данной работы, а также поставленные задачи, обсуждается научная новизна задач и полученных результатов и оценивается научная значимость и применимость проведенных исследований.
Глава 1 «Метод анализа данных инфракрасных наблюдений» представляет собой обзор и описание инструментов, моделей и программных комплексов для исследования пыли, используемых на сегодняшний день. В параграфе 1.1 «Модель пыли» описана модель излучения ныли из работы [1], которая использована в диссертации, а также кратко освещены альтернативные модели. В этом же параграфе перечислены основные параметры межзвездной пыли, такие как распределение по размерам, состав, температура и межзвездное поле излучение, нагревающее пыль, оитические свойства пыли и спектры излучения в инфракрасном диапазоне. Также рассмотрены наблюдательные и теоретические оценки перечисленных параметров. В параграфе 1.2 «Инфракрасные наблюдения» дан краткий обзор космических инфракрасных телескопов Spitzer и Herschel и наблюдаемых величин, получаемых на этих инструмен-
тах. Параграф 1.3 «Сопоставление моделей и наблюдательных данных пыли» содержит информацию о программном комплексе на языке PYTHON, созданном соискателем для анализа инфракрасных наблюдений. Параграф 1.4 «Заключение» содержит основные выводы Главы 1, в том числе, выносимые на защиту, а также список публикаций, подготовленных на основе материала данной главы.
В Главе 2 «Связь химического состава и свойств пылевого компонента комплексов НИ» представлено исследование зависимости содержания ПАУ от химического состава внегалактических комплексов ионизованного водорода. В параграфе 2.1. «Выборка объектов» перечислены комплексы, на основе которых выполняется исследование. Параграф 2.2 «Методика измерения и оценки параметров комплексов НИ по наблюдательным данным» посвящен методам определения параметров пыли, газа и поля излучения. Методы включают в себя процедуру апертурной фотометрии (пункт 2.2.1), применяемую к инфракрасным наблюдениям для получения потоков на длинах волн З.б, 4.5,
5.8, 8.0, 24, 70, 160 мкм; оценку химического состава среды посредством опре-
»
деления металличности по ярким небулярным линиям (пункт 2.2.2); определение содержания ПАУ в пыли и свойств поля излучения с помощью описанного в Главе 1 программного комплекса (пункт 2.2.3).
Результаты проведенной работы продемонстрированы в параграфе 2.3 «Результаты и их интерпретация». В пункте «Соотношения между параметрами пыли, поля излучения и металличностыо» представлены основные корреляции, а именно между содержанием ПАУ (#ран) и металличностыо и интенсивностью поля излучения, между отношением потоков на длинах волн 8 мкм и 24 мкм и массовой долей ПАУ в общей массе пыли, и несколько других корреляций. Помимо этого проведено сопоставление полученных результатов с предыдущими, имеющимися в литературе. Пункт 2.3.2 «Эволюция ПАУ» включает в себя обзор эволюционных процессов и сценариев жизнен-
ного цикла ПАУ, с помощью которых можно интерпретировать полученные корреляции. Проведен анализ результатов и обсуждение сценария, который правдоподобно объясняет связь между содержанием ПАУ и химическим составом среды. В параграфе 2.4 «Заключение» приводятся основные выводы, выносимые на защиту на основе материалов Главы 2, резюмируется исследование, выполненное в этой главе, и перечисляются работы, опубликованные по результатам главы.
Глава 3 «Исследование комплексов НИ в инфракрасном и оптическом диапазонах в контексте эволюции ПАУ» посвящена изучению связи между инфракрасным излучением и различными небулярными линиями, проявляющимися в оптическом диапазоне. В параграфе 3.1 «Информация о наблюдательных данных» описаны наблюдения, включая выборку объектов, их фотометрические и спектральные наблюдения. Физические параметры комплексов НИ обсуждаются в параграфе 3.2. К параметрам относятся содержание ПАУ, металличность среды, возраст и свойства поля излучения комплексов. Для количественной оценки поля излучения используется такая характеристика, как жесткость. Так как в литературе нет общепринятой величины, с помощью которой можно было бы вычислить жесткость поля, мы рассматриваем различные отношения некоторых небулярных линий в качестве индикаторов и проводим качественный анализ их применимости как характеристики жесткости на основе эволюционных моделей, построенных в работе [2]. Мы делаем вывод о том, что отношение интенеивноетей линий [КеШ]/[Ке11] является наиболее точным индикатором жесткости поля, тогда как отношение [01П]А5007/Н/3 можно применять при фиксированном значении ионизационного параметра или, по крайней мере, при узком диапазоне его возможных значений. Показано, что отношение линий разных ионизационных состояний серы не может быть использовано в качестве индикатора жесткости поля излучения, вопреки утверждениям, встречающихся в литературе.
В параграфе 3.3. «Анализ результатов измерений» представлены полученные в ходе работы соотношения между индикатором содержания ПАУ в среде и металличностыо для всех комплексов и для отдельных групп комплексов, разделенных по возрасту, а также с жесткостью поля излучения в виде отношения интенсивностей линий [01Н]А5007/Н/3. Одним из важных результатов является соотношение между отношением инфракрасных потоков ^8/^24 и возрастом, построенная для разных групп по металличности. Показано, что это отношение увеличивается для низкометалличных комплексов, растет для высокометалличных и не меняется для комплексов средней металличности. Для каждой группы посчитан коэффициент ранговой корреляции Спирмена. Такой результат указывает на проявление эволюционных процессов, происходящих с пылыо в комплексах НН. Мы обсуждаем различные процессы, которые могут привести к таким результатам, включая фоторазрушение и дробление, в пункте 3.3.2 «Обсуждение полученных соотношений». В пункте 3.4 «Заключение» резюмируются результаты Главы 3 и приводятся результаты, выносимые на защиту. Также здесь перечислены публикации, которые основаны на материале этой главы.
Глава 4 «Исследование галактики Но1тЬе^ II» посвящена галактике Но1тЬе^ II. Эта галактика была включена в выборку предыдущих двух глав, однако ее выделяет ряд интересных особенностей, поэтому она исследована более детально. В параграфе 4.1 «Информация о галактике Но1тЬе^ II и параметрах изучаемых комплексов НИ» мы приводим общее описание данной галактики, значения физических параметров изучаемых комплексов, в том числе металличность, возраст, содержание ПАУ и др. Практически все параметры были определены в предыдущих главах. Исключение составляют дополнительные измерения жесткости поля с помощью ультрафиолетовых данных со спутника САЬЕХ. Также список объектов в Но1тЬе^ II был расширен по сравнению с выборкой, исследуемой в Главе 1, за счет появления в
литературе новых спектральных данных. Поэтому содержание ПАУ и параметры поля излучения были измерены для большего количества комплексов. В дополнение мы вычислили индексы Р24 и Я71, которые характеризуют содержание ПАУ, горячих мелких пылинок и интенсивность поля, соответственно. В параграфе 4.2 «Сопоставление параметров комплексов НИ» приведены основные результаты: отношение потоков F8/F24 и индекс Р& как функции металличности среды, эволюционные изменения всех инфракрасных величин {Fs/F24, Р&, Р24, R71, F8/FiGq и -F24/P160) и величин, характеризующих поле излучения (t/m¡п, 7 и [01Н]Л5007/Ну9), а также ряд других корреляций, важных для изучения эволюции пыли в этой галактике. В параграфе 4.3 «Обсуждение результатов» проводятся анализ и интерпретация результатов, рассматриваются механизмы, которые могут повлиять на возникновение наблюдаемой картины. И, наконец, в параграфе 4.4 «Заключение» делается резюме по этой галактике, представлены результаты, выносимые на защиту, и публикации, основанные на материалах Главы 4.
Заключение содержит краткий обзор полученных в диссертации результатов, все выносимые на защиту результаты и список всех публикаций, основанных на материалах диссертации.
В Приложении А приводятся таблицы с результатами измерений, включая фотометрические инфракрасные потоки от комплексов НИ , изучаемых в Главе 1 (табл. А.1), и их параметры (табл. А.2), интенсивности линий для галактик 1С 1727 и NGC 7741, для которых проводились собственные наблюдения на телескопе БТА (табл. А.З), результаты апертурной фотометрии для комплексов, изучаемых в Главе 2 (табл. А.4), и их параметры (табл. А.5).
Глава 1
Метод анализа данных инфракрасных
наблюдений
Представление о том, что межзвездное и межгалактическое пространство заполнены пылью, основано на наблюдениях практически на всех длинах волн. Пыль обладает многими важными свойствами: во-первых, она является индикатором физических условий в межзвездной среде, во-вторых, ее изучение связано с поисками ответов на такие глобальные вопросы, как теория звездной эволюции и зарождение жизни на Земле. Наконец, пыль способна дать информацию и об очень далеких объектах — галактиках на больших красных смещениях, — таким образом, позволяя ответить на вопросы об эволюции Вселенной.
В оптическом и ультрафиолетовом диапазонах пыль проявляет себя только через поглощение, тогда как в инфракрасном диапазоне пыль наблюдается также за счет собственного излучения. Анализируя всю информацию, поступающую к нам благодаря наличию пыли, мы можем сделать вывод о разнообразии пылинок по составу, размеру, температуре и другим параметрам. Свойства пыли при этом варьируются от одного типа объекта к другому, и даже внутри одного и того же объекта. Для описания и интерпретации наблюдений требуется ответить на главные вопросы: «Из чего состоит пыль?», «Какими оптическими свойствами обладает?», «Какую температуру имеет?» и т.д. По совокупности ответов на такие вопросы формируется модель пыли, с помощью которой мы анализируем данные наблюдений.
На сегодняшний день пыль достаточно широко исследована в различных аспектах, как с наблюдательной, так и с теоретической стороны. Благодаря этому модели пыли сейчас развиты до того уровня, когда с их помощью
можно успешно описывать результаты наблюдений. Достижения современной техники позволили накопить значительный объем наблюдательных данных в инфракрасном диапазоне. За последние десятилетия реализованы как крупные наземные, так и космические проекты, нацеленные на изучение пылевой составляющей межзвездной среды в нашей и других галактиках. Для описания накопленного материала активно используются различные модели пыли. Эта глава посвящена описанию модели пыли, инструментов инфракрасного диапазона, результаты наблюдений на которых использованы в диссертации, и методу сравнения наблюдений и теоретических расчетов.
Одной из широко используемых моделей пыли является модель, предложенная в работе [3] и развитая далее в [1]. Следует отметить, что эта модель, несмотря на свою распространенность, не является уникальной; существует целый ряд других моделей [4, 5]. Однако в диссертации за основу взята именно модель [1], далее для краткости обозначаемая БЬ07, поэтому ниже она будет описана более подробно.
1.1. Модель пыли
Среди большого количества существующих на сегодняшний день моделей пылн выделяются две основные модели, на которые опираются подавляющее число исследований. Первой из них является модель МГШ (сокращение от фамилий авторов — Матис, Рампл, Нордсик), опубликованная в работе [6], которую можно назвать классической. Хотя результат этой работы уже давно модифицирован и уточнен, это простое описание использовалось на протяжении десятилетий в разных исследованиях и для некоторых приблизительных оценок применяется ио сей день, что говорит о важности и универсальности предложенной модели.
Данное распределение пылинок ио размерам было сформулировано, ис-
ходя из наблюдений поглощения звездного света в диффузной среде, имевшихся на момент публикации. Учитывались такие ключевые свойства поглощения пыли, как широкие полосы поглощения на 9.7 и 18 мкм, которые со-
о
ответствуют колебательным модам в силикатах, и горб на 2175 А, который был описан с помощью маленьких графитовых пылинок [7, 8]. Форма пылинок считалась сферической. Согласно этой модели пылинки имеют степенное распределение по размерам (как для силикатных, так и для графитовых пылинок):
— = <7пнаГ3'5, атщ < а < атах, (1.1)
где атш = 50 А и атах = 0.25 мкм, ¿п/йа — концентрация пылинок в единичном интервале размеров, пц — плотность ядер водорода (как в атомах, так и в молекулах), С — нормировочный множитель. В работе [9] были вычислены диэлектрические функции для силикатов и графитов и получены значения нормировочных множителей С = Ю-2513 см2 5 для графитов и С = ю-2511 см2 5 для силикатов.
Дальнейшие наблюдения пыли как в поглощении, так и в излучении указали на недостаточность описанного классического распределения. Возникла необходимость изменить представление о распределении пылинок по размерам, чтобы объяснить накопленный наблюдательный материал. Для создания модели, которая бы полнее описывала пыль в межзвездной среде, необходимо учитывать не только размеры пылинок, но и состав, заряд, форму, а также рассчитывать температуру пылинок и их оптические свойства. Ниже мы описываем перечисленные свойства пыли и методы их измерения или расчета.
1.1.1. Состав пыли
В отличие от исследований различных материалов, проводимых на Земле, изучение межзвездной пыли не дает однозначных ответов. В действительности, можно строить гипотезы о том, из каких материалов состоит космическая пыль, основываясь на астрономических наблюдениях, но проверить их непосредственно в лаборатории невозможно, кроме единичных случаев, когда предполагаемое межзвездное вещество было доставлено на Землю в составе метеорита или космическим аппаратом. В идеальном случае спектроскопические методы позволили бы нам идентифицировать вещества, из которых состоит пыль, а также вычислить их пропорциональный вклад. Но такой подход практически недоступен для объектов с размерами космических пылинок, потому что поглощение в оптике и УФ-диапазоне по большей части происходит в континууме, а наблюдаемые спектральные особенности слишком широки для точной идентификации. Однако мы можем предположить вероятный состав пыли, поскольку знаем, какие элементы наиболее распространены в межзвездной среде, какие из них могут быть деплицированы и т.д.
Исследования показывают, что содержание различных элементов в межзвездной среде в целом подобно их содержанию в солнечной атмосфере. Самый распространенный элемент, безусловно, водород. Он может входить в состав пыли, но имеет в ней очень малую массовую долю. Следующий по обилию элемент, гелий, является инертным газом. Поэтому в качестве наиболее вероятных компонентов пыли рассматриваются менее распространенные, но и эффективно конденсируемые элементы: углерод (С), кислород (О), магний (1^), кремний (81), сера (Б) и железо (Ре). Наблюдения показывают, что в межзвездной среде газофазное содержание С, 81, Ре очень низко но сравнению с солнечным [10]. Таким образом, большая часть этих элементов,
скорее всего, действительно входит в состав пылинок. Доминирующим ингредиентом пыли является углерод (около 30%), остальная часть приходится на Mg, А1, 81, Са, Ее, № и О, которые, в основном, содержатся в силикатных пылинках. Способность элементов оседать на пыли или находиться в твердой фазе характеризуется температурой конденсации, которая оценена для многих элементов в работе [И]. На данный момент предлагается несколько соединений, из которых могут состоять межзвездные пылинки:
• силикатные, к примеру, минералы типа пироксена ]У^хЕе1_х8Юз или оливина ]У^хЕе2-2х8Ю4;
• оксиды кремния, магния, железа (например, 8102, 1^0, ЕезО^;
• углеродные соединения — графиты, аморфный углерод, алмазы и пр.;
• углеводороды (один из распространенных представителей этого класса - ПАУ);
• карбиды, в частности, ЭЮ;
• также в меньшей доле могут присутствовать и другие элементы ("14, Сг
и др.)-
Исследования метеоритов подтверждают предположения о составе межзвездной пыли (к примеру, [12]), хотя состав может меняться от одного метеорита к другому. Различные проявления пыли (горб на 2175 А, силикатные особенности на 9.7 мкм и 18 мкм, полосы эмиссии в ближней и средней ИК-областях и пр.) дают дополнительные сведения о том, из каких материалов состоят межзвездные пылинки, и указывают на правильность перечисленных предположений. Таким образом, совокупность наблюдений МЗС, лабораторных экспериментов и исследований Солнечной системы накладывают ограничения на состав межзвездных пылинок.
Похожие диссертационные работы по специальности «Астрофизика, радиоастрономия», 01.03.02 шифр ВАК
Комплексное исследование звездообразования в галактиках раннего типа2022 год, кандидат наук Прошина Ирина Сергеевна
Морфология и эволюция инфракрасных кольцевых туманностей вокруг областей ионизованного водорода2020 год, кандидат наук Топчиева Анастасия Павловна
Структура и эволюция подсистем Галактики2007 год, доктор физико-математических наук Марсаков, Владимир Андреевич
Перенос излучения и эволюция пыли в протопланетных дисках2013 год, кандидат физико-математических наук Акимкин, Виталий Викторович
Поиск и детальные исследования голубых компактных галактик с наибольшим дефицитом металлов2003 год, кандидат физико-математических наук Прамский, Александр Гавриилович
Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Мурга, Мария Сергеевна, 2014 год
Список литературы
1. Draine B. T., Li A. Infrared Emission from Interstellar Dust. IV. The Silicate-Graphite-PAH Model in the Post-Spitzer Era // Astrophys. J — 2007 — V. 657.- P. 810-837.
2. Levesque E. M., Kewley L. J., Larson K. L. Theoretical Modeling of Star-Forming Galaxies. I. Emission-Line Diagnostic Grids for Local and Low-Metallicity Galaxies // Astron. J.— 2010 — V. 139.- P. 712-727.
3. Li A., Draine B. T. Infrared Emission from Interstellar Dust. II. The Diffuse Interstellar Medium // Astrophys. J — 2001— V. 554 — P. 778-802.
4. Zubko V., Dwek E., Arendt R. G. Interstellar Dust Models Consistent with Extinction, Emission, and Abundance Constraints // Astrophys. J. Suppl.— 2004.- V. 152 - P. 211-249.
5. Siebenmorgen R., Voshchinnikov N. V., Bagnulo S. Dust in the diffuse interstellar medium. Extinction, emission, linear and circular polarisation // Astron. and Astrophys — 2014 — V. 561— P. A82.
6. Mathis J. S., Rumpl W., Nordsieck K. H. The size distribution of interstellar grains // Astrophys. J.- 1977.- V. 217.- P. 425-433.
7. Stecher T. P., Donn B. On Graphite and Interstellar Extinction // Astrophys. J.- 1965.- V. 142.- P. 1681.
8. Wickramasinghe N. C. Interstellar Extinction by Graphite Grains // Nature.- 1965.- V. 207.- P. 366-368.
9. Draine B. T., Lee H. M. Optical properties of interstellar graphite and silicate grains // Astrophys. J - 1984,- V. 285.- P. 89-108.
10. Savage B. D., Sembach K. R. Interstellar Abundances from Absorption-Line Observations with the Hubble Space Telescope // An. Rev. Astron. Astrophys.- 1996.- V. 34.- P. 279-330.
11. Lodders K. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of
the Elements // Astrophys. J - 2003 - V. 591 — P. 1220-1247.
12. Huss G. R., Draine B. T. What can pre-solar grains tell us about the solar nebula? // Highlights of Astronomy.— 2007 — V. 14.- P. 353-356.
13. Massa D., Savage B. Measurements of Interstellar Extinction // Interstellar Dust / Ed. by L. J. Allamandola, A. G. G. M. Tielens.— V. 135 of IAU Symposium — 1989.— P. 3.
14. Whittet D. C. B., Adamson A. J., Duley W. W. et al. Infrared spectroscopy of dust in the Taurus dark clouds - Solid carbon monoxide // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 1989 - V. 241- P. 707-720.
15. Cardelli J. A., Clayton G. C., Mathis J. S. The relationship between infrared, optical, and ultraviolet extinction // Astrophys. J.— 1989.— V. 345.— P. 245-256.
16. Draine B. T. Interstellar Dust Grains // An. Rev. Astron. Astrophys.— 2003 — V. 41- P. 241-289.
17. Fitzpatrick E. L., Massa D. An analysis on the shapes of ultraviolet extinction curves. I - The 2175 A bump // Astrophys. J— 1986— V. 307 — P. 286-294.
18. Steel T. M., Duley W. W. A 217.5 nanometer absorption feature in the spectrum of small silicate particles // Astrophys. J.— 1987.— V. 315.— P. 337-339.
19. Mennella V., Colangeli L., Bussoletti E. et al. A New Approach to the Puzzle of the Ultraviolet Interstellar Extinction Bump // Astrophys. J. Let.— 1998.- V. 507.- P. L177-L180.
20. Wada S., Kaito C., Kimura S. et al. Carbonaceous onion-like particles as a component of interstellar dust // Astron. and Astrophys.— 1999.— V. 345,— P. 259-264.
21. Joblin C., Leger A., Martin P. Contribution of polycyclic aromatic hydrocarbon molecules to the interstellar extinction curve // Astrophys. J. Let.—
1992,- V. 393.- P. L79-L82.
22. Sellgren K., Werner M. W., Dinerstein H. L. Extended near-infrared emission from visual reflection nebulae // Astrophys. J. Let.— 1983.— V. 271.— P. L13-L17.
23. Boulanger F., Perault M. Diffuse infrared emission from the galaxy. I - Solar neighborhood // Astrophys. J — 1988 — V. 330.- P. 964-985.
24. Arendt R. G., Odegard N., Weiland J. L. et al. The COBE Diffuse Infrared Background Experiment Search for the Cosmic Infrared Background. III. Separation of Galactic Emission from the Infrared Sky Brightness // Astrophys. J.- 1998.- V. 508.- P. 74-105.
25. Draine B. T., Anderson N. Temperature fluctuations and infrared emission from interstellar grains // Astrophys. J — 1985— V. 292 — P. 494-499.
26. Gillett F. C., Forrest W. J., Merrill K. M. 8 - 13-micron spectra of NGC 7027, BD +30 3639, and NGC 6572. // Astrophys. J.- 1973.- V. 183.-P. 87-93.
27. Leger A., Puget J. L. Identification of the 'unidentified' IR emission features of interstellar dust? // Astron. and Astrophys — 1984 — V. 137 — P. L5-L8.
28. Onaka T., Yamamura I., Tanabe T. et al. Detection of the Mid-Infrared Unidentified Bands in the Diffuse Galactic Emission by IRTS // Publications of the Astronomical Society of Japan — 1996 — V. 48 — P. L59-L63.
29. Mattila K., Lemke D., Haikala L. K. et al. Spectrophotometry of UIR bands in the diffuse emission of the galactic disk. // Astron. and Astrophys.— 1996 - V. 315 - P. L353-L356.
30. Weingartner J. C., Draine B. T. Dust Grain-Size Distributions and Extinction in the Milky Way, Large Magellanic Cloud, and Small Magellanic Cloud // Astrophys. J.- 2001.- V. 548,- P. 296-309.
31. Purcell E. M. On the Absorption and Emission of Light by Interstellar Grains // Astrophys. J.- 1969,— V. 158,- P. 433.
32. Grevesse N., Sauvai A. J. Standard Solar Composition // Space Science Reviews.- 1998 - V. 85 — R 161-174.
33. Mathis J. S., Mezger R G., Panagia N. Interstellar radiation field and dust temperatures in the diffuse interstellar matter and in giant molecular clouds // Astron. and Astrophys — 1983 — V. 128 — P. 212-229.
34. Draine B. T., Dale D. A., Bendo G. et al. Dust Masses, PAH Abundances, and Starlight Intensities in the SINGS Galaxy Sample // Astrophys. J.— 2007.- V. 663.— P. 866-894.
35. Greenberg J. M. Interstellar Grains // Nebulae and Interstellar Matter, Ed. by B. M. Middlehurst, L. H. Aller.— the University of Chicago Press, 1968.— P. 221.
36. Pavlyuchenkov Y. N., Wiebe D. S., Akimkin V. V. et al. Stochastic grain heating and mid-infrared emission in protostellar cores // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 2012 - V. 421- P. 2430-2441.
37. Draine B. T., Li A. Infrared Emission from Interstellar Dust. I. Stochastic Heating of Small Grains // Astrophys. J — 2001— V. 551— P. 807-824.
38. Draine B. T., Malhotra S. On graphite and the 2175 A extinction profile // Astrophys. J - 1993.- V. 414.- P. 632-645.
39. Peeters E. Astronomical observations of the PAH emission bands // EAS Publications Series / Ed. by C. Joblin, A. G. G. M. Tielens — V. 46 of EAS Publications Series.— 2011- P. 13-27.
40. Hony S., Van Kerckhoven C., Peeters E. et al. The CH out-of-plane bending modes of PAH molecules in astrophysical environments // Astron. and Astrophys.- 2001.- V. 370.- P. 1030-1043.
41. Allamandola L. J., Hudgins D. M., Sandford S. A. Modeling the Unidentified Infrared Emission with Combinations of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons // Astrophys. J. Let — 1999- V. 511 — P. L115-L119.
42. Weingartner J. C., Draine B. T. Electron-Ion Recombination on Grains and
Polycyclic Aromatic Hydrocarbons // Astrophys. J.— 2001— V. 563 — P. 842-852.
43. Draine B. T. Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium.— 2011.
44. Snow T. P., Destree J. D. The Diffuse Interstellar Bands in History and in the UV // EAS Publications Series / Ed. by C. Joblin, A. G. G. M. Tielens — V. 46 of EAS Publications Series — 2011— P. 341-347.
45. Desert F.-X., Boulanger F., Puget J. L. Interstellar dust models for extinction and emission // Astron. and Astrophys.— 1990.— V. 237.— P. 215-236.
46. Dwek E., Arendt R. G., Fixsen D. J. et al. Detection and Characterization of Cold Interstellar Dust and Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission, from COBE Observations // Astrophys. J — 1997— V. 475 - P. 565.
47. Li A., Greenberg J. M. A unified model of interstellar dust. // Astron. and Astrophys.- 1997.— V. 323.- P. 566-584.
48. Draine B. T., Fraisse A. A. Polarized Far-Infrared and Submillimeter Emission from Interstellar Dust // Astrophys. J — 2009 — V. 696 — P. 1-11.
49. Serkowski K. Interstellar Polarization (review) // Interstellar Dust and Related Topics / Ed. by J. M. Greenberg, H. C. van de Hulst — V. 52 of IAU Symposium — 1973 — P. 145.
50. Kim S.-H., Martin P. G. The size distribution of interstellar dust particles as determined from polarization: Spheroids // Astrophys. J.— 1995.— V. 444.- P. 293-305.
51. Neugebauer G. a Survey at 2-2.5 Microns // Infrared Astronomy, Ed. by R. H. Baker, L. W. Fredrick.- 1968.- P. 13.
52. Walker R. G. AFCRL infrared sky survey. Volume 1: Catalog of observations at 4, 11, and 20 microns: Tech. rep., Ed. by R. G. Walker: 1975.
53. Price S. D., Walker R. G. The AFGL four color infrared sky survey: Catalog of observations at 4.2, 11.0, 19.8, and 27.4 micrometer.— 1976.
54. Kennicutt R. C., Jr., Armus L., Bendo G. et al. SINGS: The SIRTF Nearby
Galaxies Survey // PASP.- 2003.- V. 115 - P. 928-952.
55. Bendo G. J., Draine B. T., Engelbracht C. W. et al. The relations among 8, 24 and 160 fim dust emission within nearby spiral galaxies // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 2008 — V. 389 — P. 629-650.
56. Sandstrom K. M., Bolatto A. D., Draine B. T. et al. The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud (S3MC): Insights into the Life Cycle of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons // Astrophys. J — 2010 — V. 715 — P. 701-723.
57. Smith J. D. T., Draine B. T., Dale D. A. et al. The Mid-Infrared Spectrum of Star-forming Galaxies: Global Properties of Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission // Astrophys. J — 2007— V. 656 — P. 770-791.
58. Press W. H., Teukolsky S. A., Vetterling W. T., Flannery B. P. Numerical recipes in FORTRAN. The art of scientific computing.— 1992.
59. Efron B., Tibshirani R. Bootstrap Methods for Standard Errors, Confidence Intervals, and Other Measures of Statistical Accuracy // Statistical Science.- 1986.- V. 1.- P. 1-154.
60. Calzetti D., Kennicutt R. C., Jr., Bianchi L. et al. Star Formation in NGC 5194 (M51a): The Panchromatic View from GALEX to Spitzer // Astrophys. J.- 2005.- V. 633.- P. 871-893.
61. Calzetti D., Kennicutt R. C., Engelbracht C. W. et al. The Calibration of Mid-Infrared Star Formation Rate Indicators // Astrophys. J.— 2007.— V. 666.- P. 870-895.
62. Kennicutt R. C., Jr., Hao C.-N., Calzetti D. et al. Dust-corrected Star Formation Rates of Galaxies. I. Combinations of Ha and Infrared Tracers // Astrophys. J.- 2009.- V. 703.- P. 1672-1695.
63. Engelbracht C. W., Gordon K. D., Rieke G. H. et al. Metallicity Effects on Mid-Infrared Colors and the 8 fi m PAH Emission in Galaxies / / Astrophys. J. Let — 2005 - V. 628.— P. L29-L32.
64. Madden S. C., Galliano F., Jones A. P., Sauvage M. ISM properties in
low-metallicity environments // Astron. and Astrophys.— 2006 — V. 446.— P. 877-896.
65. Wu H., Zhu Y.-N., Cao C., Qin B. Effects of Metallicity and AGN Activity on the Mid-Infrared Dust Emission of Galaxies // Astrophys. J.— 2007.— V. 668 - P. 87-93.
66. Hunt L. K., Thuan T. X., Izotov Y. I., Sauvage M. The Spitzer View of Low-Metallicity Star Formation. III. Fine-Structure Lines, Aromatic Features, and Molecules // Astrophys. J — 2010 — V. 712 — P. 164-187.
67. Galliano F., Madden S. C., Tielens A. G. G. M. et al. Variations of the Mid-IR Aromatic Features inside and among Galaxies // Astrophys. J.— 2008.- V. 679.- P. 310-345.
68. Latter W. B. Large molecule production by mass-losing carbon stars - The primary source of interstellar polycyclic aromatic hydrocarbons? // Astrophys. J — 1991.- V. 377.- P. 187-191.
69. Galliano F., Madden S. C., Jones A. P. et al. ISM properties in low-metallic-ity environments. III. The spectral energy distributions of II Zw 40, He 2-10 and NGC 1140 // Astron. and Astrophys.— 2005 - V. 434.- P. 867-885.
70. O'Halloran В., Satyapal S., Dudik R. P. The Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission Deficit in Low-Metallicity Galaxies-A Spitzer View // Astrophys. J.- 2006.- V. 641.- P. 795-800.
71. Slater С. T., Oey M. S., Li A. et al. Dust Emission from Evolved and Un-evolved H II Regions in the Large Magellanic Cloud // Astrophys. J.— 2011.- V. 732,- P. 98.
72. Gordon K. D., Engelbracht C. W., Rieke G. H. et al. The Behavior of the Aromatic Features in M101 H II Regions: Evidence for Dust Processing // Astrophys. J.- 2008,- V. 682 - P. 336-354.
73. Haynes K., Cannon J. M., Skillman E. D. et al. Spatially Resolved Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission Features in Nearby, Low Metallicity,
Star-forming Galaxies // Astrophys. J — 2010 — V. 724 — P. 215-232.
74. Muñoz-Mateos J. C., Gil de Paz A., Boissier S. et al. Radial Distribution of Stars, Gas, and Dust in Sings Galaxies. II. Derived Dust Properties // Astrophys. J.- 2009.- V. 701.- P. 1965-1991.
75. Kennicutt R. C., Calzetti D., Aniano G. et al. KINGFISH - Key Insights on Nearby Galaxies: A Far-Infrared Survey with Herschel: Survey Description and Image Atlas // PASP.- 2011.- V. 123.- P. 1347-1369.
76. Moustakas J., Kennicutt R. C., Jr., Tremonti C. A. et al. Optical Spectroscopy and Nebular Oxygen Abundances of the Spitzer/SINGS Galaxies // Astrophys. J. Suppl.— 2010 - V. 190.- P. 233-266.
77. Roussel H.— Scanamorphos: Maps from scan observations made with bolometer arrays.— 2012.— Astrophysics Source Code Library. 1209.012.
78. Croxall K. V., van Zee L., Lee H. et al. Chemical Abundances of Seven Irregular and Three Tidal Dwarf Galaxies in the M81 Group // Astrophys. J - 2009.- V. 705 - P. 723-738.
79. Hodge P., Strobel N. V., Kennicutt R. C. The H II regions of Holmberg II // PASP.- 1994.- V. 106.- P. 309-314.
80. Arsenault R., Roy J.-R. Integrated H-alpha profiles of giant extragalactic H II regions // Astron. J.- 1986.- V. 92.- P. 567-579.
81. Bresolin F., Kennicutt R. C., Jr., Garnett D. R. The Ionizing Stars of Extragalactic H II Regions // Astrophys. J — 1999 — V. 510.— P. 104-124.
82. van Zee L., Salzer J. J., Haynes M. P. et al. Spectroscopy of Outlying H II Regions in Spiral Galaxies: Abundances and Radial Gradients // Astron. J.- 1998.- V. 116.- P. 2805-2833.
83. Lee H., Skillman E. D. Chemical Abundances of H II Regions in the Starburst Galaxy NGC 1705 // Astrophys. J.- 2004.- V. 614.- P. 698-715.
84. Garnett D. R., Shields G. A., Peimbert M. et al. Carbon in Spiral Galaxies from Hubble Space Telescope Spectroscopy // Astrophys. J.— 1999.— V.
513.- P. 168-179.
85. Garnett D. R., Shields G. A., Skillman E. D. et al. Interstellar Abundance Gradients in NGC 2403: Comparison to M33 // Astrophys. J — 1997 — V. 489.- P. 63.
86. Zaritsky D., Kennicutt R. C., Jr., Huchra J. P. H II regions and the abundance properties of spiral galaxies // Astrophys. J.— 1994.— V. 420.— P. 87-109.
87. Bresolin F., Kennicutt R. C., Jr. Optical Spectroscopy of Metal-rich H II Regions and Circumnuclear Hot Spots in M83 and NGC 3351 // Astrophys. J - 2002 - V. 572 - P. 838-860.
88. Ryder S. D. The local metallicity-surface brightness relationship in galactic disks // Astrophys. J.- 1995.- V. 444.- P. 610-631.
89. McCall M. L., Rybski P. M., Shields G. A. The chemistry of galaxies. I - The nature of giant extragalactic H II regions // Astrophys. J. Suppl.— 1985.— V. 57.- P. 1-62.
90. Henry R. B. C., Pagel B. E. J., Chincarini G. L. The Effects of Cluster Environment on the Chemical Evolution of Galaxies - Part Two - NGC4254 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 1994 — V. 266.— P. 421.
91. Shields G. A. Abundances in Virgo spiral galaxies // PASP.— 1991— V. 103.- P. 916-918.
92. Oey M. S., Kennicutt R. C., Jr. Abundances of H II regions in early-type spiral galaxies // Astrophys. J — 1993 — V. 411— P. 137-152.
93. Bresolin F., Garnett D. R., Kennicutt R. C., Jr. Abundances of Metal-rich H II Regions in M51 // Astrophys. J.- 2004.- V. 615.- P. 228-241.
94. Diaz A. I., Terlevich E., Vilchez J. M. et al. Abundance analysis of giant H II regions in M51 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 1991 — V. 253 — P. 245-255.
95. Lee H., Skillman E. D., Venn K. A. The Spatial Homogeneity of Nebular
and Stellar Oxygen Abundances in the Local Group Dwarf Irregular Galaxy NGC 6822 // Astrophys. J.- 2006.- V. 642.- P. 813-833.
96. Hodge P., Lee M. G., Kennicutt R. C., Jr. The H II regions of NGC 6822. I - an atlas of 157 H II regions // PASP.- 1988.- V. 100,- P. 917-934.
97. Ferguson A. M. N., Gallagher J. S., Wyse R. F. G. The Extreme Outer Regions of Disk Galaxies. I. Chemical Abundances of H II Regions // Astron. J.- 1998.- V. 116.- P. 673-690.
98. Edmunds M. G., Pagel B. E. J. On the composition of H II regions in southern galaxies. Ill - NGC 2997 and 7793 // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.- 1984.- V. 211.- P. 507-519.
99. Aniano G., Draine B. T., Gordon K. D., Sandstrom K. Common-Resolution Convolution Kernels for Space- and Ground-Based Telescopes // PASP.— 2011.- V. 123.- P. 1218-1236.
100. Stasiriska G. Abundance determinations in HII regions and planetary nebulae // ArXiv Astrophysics e-prints — 2002.
101. Kobulnicky H. A., Kewley L. J. Metallicities of 0.3 < z < 1.0 Galaxies in the GOODS-North Field // Astrophys. J.- 2004.- V. 617.- P. 240-261.
102. Pilyugin L. S., Thuan T. X. Oxygen Abundance Determination in H II Regions: The Strong Line Intensities-Abundance Calibration Revisited // Astrophys. J.- 2005.- V. 631- P. 231-243.
103. Pilyugin L. S., Vilchez J. M., Thuan T. X. New Improved Calibration Relations for the Determination of Electron Temperatures and Oxygen and Nitrogen Abundances in H II Regions // Astrophys. J.— 2010.— V. 720.— P. 1738-1751.
104. Pilyugin L. S., Mattsson L. Abundance determination in H II regions from spectra without the [O II]A3727+A3729 line // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.- 2011.- V. 412.- P. 1145-1150.
105. Egorov O. V., Lozinskaya T. A., Moiseev A. V. Emission spectrum of ionized
gas in the irregular galaxy Holmberg II // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 2013.- V. 429 - R 1450-1465.
106. Lôpez-Sânchez A. R., Dopita M. A., Kewley L. J. et al. Eliminating error in the chemical abundance scale for extragalactic H II regions // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2012 — V. 426 — R 2630-2651.
107. Helou G., Roussel H., Appleton P. et al. The Anatomy of Star Formation in NGC 300 // Astrophys. J. Suppl.— 2004.- V. 154.- P. 253-258.
108. Tosi M. Chemical composition and evolution of irregular and blue compact galaxies. The dawn of a thirty year journey. Commentary on: Lequeux J., Peimbert M., Rayo J. F., et al., 1979, A&A, 80, 155 // Astron. and Astrophys.- 2009 - V. 500.- P. 157-158.
109. Henry R. B. C., Edmunds M. G., Kôppen J. On the Cosmic Origins of Carbon and Nitrogen // Astrophys. J — 2000 — V. 541— P. 660-674.
110. Woods P. M., Walsh C., Cordiner M. A., Kemper F. The chemistry of extragalactic carbon stars // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2012 — V. 426 - P. 2689-2702.
111. Mattsson L., Wahlin R., Hôfner S., Eriksson K. Intense mass loss from C-rich AGB stars at low metallicity? // Astron. and Astrophys.— 2008.— V. 484 — P. L5-L8.
112. Lattanzio J., Forestini M. Nucleosynthesis in AGB Stars // Asymptotic Giant Branch Stars / Ed. by T. Le Bertre, A. Lebre, C. Waelkens.— V. 191 of IAU Symposium — 1999 — P. 31.
113. Herwig F. Evolution of Asymptotic Giant Branch Stars // An. Rev. Astron. Astrophys.- 2005.- V. 43,- P. 435-479.
114. Sellwood J. A., Binney J. J. Radial mixing in galactic discs // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.- 2002.— V. 336.— P. 785-796.
115. Minchev I., Famaey B., Combes F. et al. Radial migration in galactic disks caused by resonance overlap of multiple patterns: Self-consistent simula-
tions // Astron. and Astrophys.— 2011— V. 527.— P. A147.
116. Maciel W. J., Lago L. G., Costa R. D. D. An estimate of the time variation of the abundance gradient from planetary nebulae. II. Comparison with open clusters, cepheids and young objects // Astron. and Astrophys.— 2005.— V. 433.- P. 127-135.
117. Hernández-Martínez L., Peña M., Carigi L., García-Rojas J. Chemical behavior of the dwarf irregular galaxy NGC6822. Its PN and HII region abundances // Astron. and Astrophys — 2009 — V. 505 — P. 1027-1039.
118. Magrini L., Stanghellini L., Villaver E. The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy's Distant Past // Astrophys. J.- 2009.- V. 696.- P. 729-740.
119. Perinotto M., Morbidelli L. The chemical gradient of oxygen in the Galaxy from planetary nebulae // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2006.— V. 372.- P. 45-52.
120. Flagey N., Boulanger F., Noriega-Crespo A. et al. Tracing the energetics and evolution of dust with Spitzer: a chapter in the history of the Eagle Nebula // Astron. and Astrophys — 2011 — V. 531— P. A51.
121. Deharveng L., Schuller F., Anderson L. D. et al. A gallery of bubbles. The nature of the bubbles observed by Spitzer and what ATLASGAL tells us about the surrounding neutral material // Astron. and Astrophys.— 2010.— V. 523.- P. A6.
122. Bolatto A. D., Simon J. D., Stanimirovic S. et al. The Spitzer Survey of the Small Magellanic Cloud: S3MC Imaging and Photometry in the Mid- and Far-Infrared Wave Bands // Astrophys. J — 2007 — V. 655 — P. 212-232.
123. Greenberg J. M., Gillette J. S., Muñoz Caro G. M. et al. Ultraviolet Pho-toprocessing of Interstellar Dust Mantles as a Source of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons and Other Conjugated Molecules // Astrophys. J. Let.— 2000.- V. 531.- P. L71-L73.
124. Le Page V., Snow T. P., Bierbaum V. M. Molecular Hydrogen Formation Catalyzed by Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in the Interstellar Medium // Astrophys. J — 2009 — V. 704 — P. 274-280.
125. Pety J., Teyssier D., Fossé D. et al. Are PAHs precursors of small hydrocarbons in photo-dissociation regions? The Horsehead case // Astron. and Astrophys - 2005.- V. 435.— P. 885-899.
126. Gail H.-P., Sedlmayr E. Dust formation in stellar winds // NATO ASIC Proc. 210: Physical Processes in Interstellar Clouds / Ed. by G. E. Morfill, M. Scholer.— 1987.- P. 275-303.
127. Cherchneff I., Barker J. R., Tielens A. G. G. M. Polycyclic aromatic hydrocarbon formation in carbon-rich stellar envelopes // Astrophys. J.— 1992.— V. 401- P. 269-287.
128. Dhanoa H., Rawlings J. M. C. Is acetylene essential for carbon dust formation? // ArXiv e-prints — 2013.
129. Bode M. F., Evans A. Classical Novae — 2008.
130. Boersma C., Hony S., Tielens A. G. G. M. UIR bands in the ISO SWS spectrum of the carbon star <ASTROBJ>TU Tauric/ASTROBJ> // Astron. and Astrophys - 2006 - V. 447.- P. 213-220.
131. Ryter C. Carbonaceous compounds in carbon stars and planetary nebulae // Annales de Physique — 1991— V. 16— P. 507-513.
132. Guzman-Ramirez L., Zijlstra A. A., Nichuimin R. et al. Carbon chemistry in Galactic bulge planetary nebulae // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2011.- V. 414.- P. 1667-1678.
133. Mattioda A. L., Hudgins D. M., Allamandola L. J. Experimental Near-Infrared Spectroscopy of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons between 0.7 and 2.5 fim // Astrophys. J.- 2005,- V. 629.- P. 1188-1210.
134. Li A., Draine B. T. Do the Infrared Emission Features Need Ultraviolet Excitation? The Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Model in UV-poor Reflection
Nebulae 11 Astrophys. J.- 2002.- V. 572 - P. 232-237.
135. Matsuura M., Barlow M. J., Zijlstra A. A. et al. The global gas and dust budget of the Large Magellanic Cloud: AGB stars and supernovae, and the impact on the ISM evolution // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2009.— V. 396.- P. 918-934.
136. Matsuura M., Woods P. M., Owen P. J. The global gas and dust budget of the Small Magellanic Cloud // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2013.— V. 429.- P. 2527-2536.
137. Jones A. P., Tielens A. G. G. M., Hollenbach D. J., McKee C. F. Grain destruction in shocks in the interstellar medium // Astrophys. J.— 1994.— V. 433.- P. 797-810.
138. Jones A. P., Tielens A. G. G. M., Hollenbach D. J. Grain Shattering in Shocks: The Interstellar Grain Size Distribution // Astrophys. J.— 1996.— V. 469.- P. 740.
139. Micelotta E. R., Jones A. P., Tielens A. G. G. M. Polycyclic aromatic hydrocarbon processing in a hot gas // Astron. and Astrophys.— 2010.— V. 510.- P. A37.
140. Micelotta E. R., Jones A. P., Tielens A. G. G. M. Polycyclic aromatic hydrocarbon processing in interstellar shocks // Astron. and Astrophys.— 2010.— V. 510.- P. A36.
141. Micelotta E. R., Jones A. P., Tielens A. G. G. M. Polycyclic aromatic hydrocarbon processing by cosmic rays // Astron. and Astrophys.— 2011.— V. 526,- P. A52.
142. Parker D. S. N., Zhang F., Kim Y. S. et al. Low temperature formation of naphthalene and its role in the synthesis of PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons) in the interstellar medium // PNAS— 2012.- V. 109 — P. 53-58.
143. Asano R. S., Takeuchi T. T., Hirashita H., Nozawa T. What determines the
grain size distribution in galaxies? // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.— 2013.- V. 432.- R 637-652.
144. Hirashita H., Kobayashi H. Evolution of dust grain size distribution by shattering in the interstellar medium: Robustness and uncertainty // Earth, Planets, and Space — 2013— V. 65 — P. 1083-1094.
145. Draine B. T., Salpeter E. E. On the physics of dust grains in hot gas // Astrophys. J.- 1979.- V. 231.- P. 77-94.
146. Salonen E. Molecular dynamics studies of the chemical sputtering of carbon-based materials by hydrogen bombardment // PhD Thesis, Helsinki University- 2002.
147. Berné O., Joblin C., Deville Y. et al. Analysis of the emission of very small dust particles from Spitzer spectro-imagery data using blind signal separation methods // Astron. and Astrophys — 2007 — V. 469 — P. 575-586.
148. Pilleri P., Montillaud J., Berné O., Joblin C. Evaporating very small grains as tracers of the UV radiation field in photo-dissociation regions // Astron. and Astrophys — 2012 - V. 542 — P. A69.
149. Jones A. P., Fanciullo L., Kôhler M. et al. The evolution of amorphous hydrocarbons in the ISM: dust modelling from a new vantage point // Astron. and Astrophys.— 2013 — V. 558 — P. A62.
150. Jacobs B. A., Rizzi L., Tully R. B. et al. The Extragalactic Distance Database: Color-Magnitude Diagrams // Astron. J.— 2009.— V. 138.— P. 332-337.
151. Tully R. B., Rizzi L., Shaya E. J. et al. The Extragalactic Distance Database // Astron. J — 2009 — V. 138.— P. 323-331.
152. Karachentsev I. D., Karachentseva V. E., Huchtmeier W. K., Makarov D. I. A Catalog of Neighboring Galaxies // Astron. J— 2004— V. 127 — P. 2031-2068.
153. Dalcanton J. J., Williams B. F., Seth A. C. et al. The ACS Nearby Galaxy
Survey Treasury // Astrophys. J. Suppl — 2009 — V. 183 — P. 67-108.
154. Gusev A. S., Pilyugin L. S., Sakhibov F. et al. Oxygen and nitrogen abundances of H II regions in six spiral galaxies // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.- 2012,- V. 424.- P. 1930-1940.
155. Leonard D. C., Filippenko A. V., Chornock R., Li W. Evidence for Extremely High Dust Polarization Efficiency in NGC 3184 // Astron. J — 2002 — V. 124.- P. 2506-2515.
156. Gusev A. S., Sakhibov F. H., Dodonov S. N. Spectroscopy of H II regions in the late-type spiral galaxy NGC 6946 // Astrophysical Bulletin.— 2013.— V. 68.- P. 40-52.
157. Osterbrock D. E., Ferland G. J. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei.— 2006.
158. Fitzpatrick E. L. Correcting for the Effects of Interstellar Extinction // PASP.- 1999.- V. 111.- P. 63-75.
159. Saintonge A., Giovanelli R., Haynes M. P. et al. The Arecibo Legacy Fast Alfa Survey. V. The H I Source Catalog of the Anti-Virgo Region at Ô = +27deg // Astron. J.- 2008.- V. 135.- P. 588-604.
160. Epinat B., Amram P., Marcelin M. GHASP: an Ha kinematic survey of 203 spiral and irregular galaxies - VII. Revisiting the analysis of Ha data cubes for 97 galaxies // Monthly Notices Roy. Astron. Soc— 2008— V. 390 — P. 466-504.
161. Paturel G., Fang Y., Petit C. et al. An image database. III. Automatic extraction for millions of galaxies // Astronomy and Astrophysics Supplement.— 2000.- V. 146.- P. 19-29.
162. Marble A. R., Engelbracht C. W., van Zee L. et al. An Aromatic Inventory of the Local Volume // Astrophys. J.- 2010,- V. 715.- P. 506-540.
163. Vila-Costas M. B., Edmunds M. G. The relation between abundance gradients and the physical properties of spiral galaxies // Monthly Notices Roy.
Astron. Soc - 1992.- V. 259.- P. 121-145.
164. Copetti M. V. F., Pastoriza M. G., Dottori H. A. H II region age indicators // Astron. and Astrophys — 1986 — V. 156 — P. 111-120.
165. Schaerer D., Vacca W. D. New Models for Wolf-Rayet and O Star Populations in Young Starbursts // Astrophys. J — 1998 — V. 497 — P. 618.
166. Stasiñska G., Leitherer C. H II Galaxies versus Photoionization Models for Evolving Starbursts // Astrophys. J. Suppl — 1996 — V. 107.— P. 661.
167. Levesque E. M., Kewley L. J., Berger E., Zahid H. J. The Host Galaxies of Gamma-ray Bursts. II. A Mass-metallicity Relation for Long-duration Gamma-ray Burst Host Galaxies // Astron. J — 2010 — V. 140 — P. 1557-1566.
168. Peacock M. B., Zepf S. E., Finzell T. Signatures of multiple stellar populations in unresolved extragalactic globular/ young massive star clusters // ArXiv e-prints — 2013.
169. Stewart S. G., Walter F. Ultraviolet Observations of the Powering Source of the Supergiant Shell in IC 2574 // Astron. J— 2000- V. 120-P. 1794-1800.
170. Pellerin A., Meyer M. M., Calzetti D., Harris J. Hunting for Young Dispersing Star Clusters in IC 2574 // Astron. J.- 2012.- V. 144 - P. 182.
171. Stewart S. G., Fanelli M. N., Byrd G. G. et al. Star Formation Triggering Mechanisms in Dwarf Galaxies: The Far-Ultraviolet, Ha, and H I Morphology of Holmberg II // Astrophys. J.- 2000.- V. 529.- P. 201-218.
172. Leitherer C., Schaerer D., Goldader J. D. et al. Starburst99: Synthesis Models for Galaxies with Active Star Formation // Astrophys. J. Suppl.— 1999.— V. 123.- P. 3-40.
173. Sutherland R. S., Dopita M. A. Cooling functions for low-density astrophys-ical plasmas // Astrophys. J. Suppl.- 1993.- V. 88.— P. 253-327.
174. Groves B. A., Dopita M. A., Sutherland R. S. Dusty, Radiation Pressure-Dominated Photoionization. I. Model Description, Structure, and Grids //
Astrophys. J. Suppl — 2004 — V. 153 — P. 9-73.
175. Schaller G., Schaerer D., Meynet G., Maeder A. New grids of stellar models from 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.020 and Z = 0.001 // Astronomy and Astrophysics Supplement — 1992 — V. 96 — P. 269-331.
176. Schaerer D., Charbonnel C., Meynet G. et al. Grids of Stellar Models -Part Four - from O.8-SOLAR-MASS to 120-SOLAR-MASSES at Z=0.040 // Astronomy and Astrophysics Supplement.— 1993.— V. 102— P. 339.
177. Schaerer D., Meynet G., Maeder A., Schaller G. Grids of stellar models. II -From 0.8 to 120 solar masses at Z = 0.008 // Astronomy and Astrophysics Supplement — 1993 — V. 98 — P. 523-527.
178. Charbonnel C., Meynet G., Maeder A. et al. Grids of Stellar Models - Part Three - from 0.8 to 12Û-SOLAR-MASSES at Z=0.004 // Astronomy and Astrophysics Supplement — 1993 — V. 101.— P. 415.
179. Vilchez J. M., Pagel B. E. J. On the determination of temperatures of ionizing stars in H II regions // Monthly Notices Roy. Astron. Soc — 1988.— V. 231.- P. 257-267.
180. Kewley L. J., Dopita M. A., Sutherland R. S. et al. Theoretical Modeling of Starburst Galaxies // Astrophys. J — 2001— V. 556 — P. 121-140.
181. Lebouteiller V., Bernard-Salas J., Whelan D. G. et al. Influence of the Environment on Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission in Star-forming Regions // Astrophys. J — 2011— V. 728.- P. 45.
182. Dopita M. A., Fischera J., Sutherland R. S. et al. Modeling the Pan-Spectral Energy Distribution of Starburst Galaxies. II. Control of the H II Region Parameters // Astrophys. J — 2006 — V. 647 — P. 244-255.
183. Levesque E. M., Richardson M. L. A. [Ne III]/[0 II] as an Ionization Parameter Diagnostic in Star-Forming Galaxies // Astrophys. J.— 2014.— V. 780.- P. 100.
184. Allain T., Leach S., Sedlmayr E. Photodestruction of PAHs in the interstellar
medium. I. Photodissociation rates for the loss of an acetylenic group. // Astron. and Astrophys — 1996 — V. 305 — P. 602.
185. Egorov О. V., Lozinskaya T. A., Moiseev A. V., Smirnov-Pinchukov G. V. The supergiant shell with triggered star formation in the dwarf irregular galaxy 1С 2574: neutral and ionized gas kinematics // Monthly Notices Roy. Astron. Soc.- 2014.- V. 444.- P. 376-391.
186. Madden S. C. Effects of massive star formation on the ISM of dwarf galaxies // New Astronomy Reviews — 2000— V. 44 — P. 249-256.
187. Walter F., Brinks E., de Blok W. J. G. et al. THINGS: The H I Nearby Galaxy Survey // Astron. J — 2008 — V. 136.— P. 2563-2647.
188. Leroy A. K., Walter F., Bigiel F. et al. Heracles: The HERA CO Line Ex-tragalactic Survey // Astron. J — 2009 — V. 137 — P. 4670-4696.
189. Puche D., Westpfahl D., Brinks E., Roy J.-R. Holmberg II - A laboratory for studying the violent interstellar medium // Astron. J.— 1992.— V. 103.— P. 1841-1858.
190. Bagetakos I., Brinks E., Walter F. et al. The Fine-scale Structure of the Neutral Interstellar Medium in Nearby Galaxies // Astron. J.— 2011.— V. 141,- P. 23.
191. Weisz D. R., Skillman E. D., Cannon J. M. et al. Does Stellar Feedback Create H I Holes? A Hubble Space Telescope/Very Large Array Study of Holmberg II // Astrophys. J.- 2009.- V. 704.- P. 1538-1569.
192. Weisz D. R., Skillman E. D., Cannon J. M. et al. The Recent Star Formation Histories of M81 Group Dwarf Irregular Galaxies // Astrophys. J — 2008.— V. 689.- P. 160-183.
193. Hunter D. A., Gillett F. C., Gallagher J. S., Ill et al. IRAS observations of a small sample of blue irregular galaxies // Astrophys. J.— 1986.— V. 303.— P. 171-185.
194. Morrissey P., Conrow T., Barlow T. A. et al. The Calibration and Data
Products of GALEX // Astrophys. J. Suppl — 2007 - V. 173.— P. 682-697.
195. Wyder T. K., Martin D. C., Schiminovich D. et al. The UV-Optical Galaxy Color-Magnitude Diagram. I. Basic Properties // Astrophys. J. Suppl.— 2007.- V. 173.- P. 293-314.
196. Mac Low M.-M., McCray R. Superbubbles in disk galaxies // Astrophys. J.- 1988.- V. 324.- P. 776-785.
197. Sugerman B. E. K., Ercolano B., Barlow M. J. et al. Massive-Star Supernovae as Major Dust Factories // Science.— 2006 — V. 313.- P. 196-200.
198. Gomez H. L., Krause O., Barlow M. J. et al. A Cool Dust Factory in the Crab Nebula: A Herschel Study of the Filaments // Astrophys. J.— 2012,— V. 760.- P. 96.
Приложение А Результаты измерений
Таблица А.1. Результаты апертуриой фотометрии для 24-х галактик по данным с телескопов Spitzer и Herschel.
СП С5
■у. Комплекс u(J2ÜÜU) 4( J20GG) радиус *'з,в! мЯн i'4.5, мИн ti.S, мИа i'g.O, мИн /■24, мЯи i70» мИн ¿*160» МИн
hm ш о / // апертуры, "
1С2574
1 Hl 10 28 55.60 + 68 27 54.8 ii.Ö 0.01 ± 0.01 0.01 ± 0.01 0.07 ± 0.01 ' Ö.15 ± Ö.Ö1 2.3 ± 0.1 3.6 ± 1.8 2.2 ± 2.0
2 H2 10 28 58.91 + 68 28 27.7 14.0 0.12 ± 0.01 0.10 ± 0.01 0.21 ± 0.02 0.31 ± 0.01 2.7 ± 0.1 45.9 ± 2.4 55.1 ± 6.1
3 ИЗ 10 28 48.50 + 68 28 02.3 13.0 0.34 ± 0.03 0.36 ± 0.02 1.10 ± 0.03 2.4 ±0.1 27.2 ± 0.3 259.4 ± 6.3 225.9 ±8.5
4 H5-6 10 28 50.18 + 68 28 23.3 14.0 0.19 ± 0.03 0.17 ± 0.02 0.33 ± 0.04 0.63 ± 0.07 5.3 ± 0.6 129.7 ± 6.6 111.3 ± 6.8
S 118 10 28 43.65 + 68 28 26.4 12.0 0.22 ± 0.04 0.29 ± 0.04 0.30 ± 0.04 0.51 ± 0.03 8.0 ± 0.2 60.7 ± 4.0 35.1 ± 4.7
6 НЮ 10 28 39.30 + 68 28 06.9 12.0 0.16 ± 0.02 0.16 ± 0.02 0.19 ± 0.01 0.31 ± 0.01 2.7 ± 0.2 44.5 ± 3.6 43.2 ± 3.4
7 1113-14 10 28 30.84 + 68 28 08.4 12.0 0.06 ± 0.01 0.04 ± 0.01 0.08 ± 0.01 0.09 ± 0.01 0.8 ±0.1 8.7 ± 0.8 11.3 ± 2.8
8 II 10 28 48.40 + 68 28 02.0 14.0 0.35 ± 0.03 0.36 ± 0.02 1.10 ± 0.03 2.5 ± 0.1 28.0 ± 0.3 273.1 ± 7.2 236.7 ± 9.2
9 III 10 28 50.91 -1-68 25 26.1 14.0 0.34 ± 0.02 0.30 ± 0.01 0.52 ± 0.24 0.84 ± 0.03 4.1 ± 0.2 104.2 ± 2.9 112.1 ± 4.2
DDÖÖS5
10 H4 Cä 34 03.C0 -r66 10 37.5 12.Ö Ö.ÖS ± Ö.Ö1 0.02 ± ö.öl Ö.07 ± Ö.Ö2 ö.öä ± Ö.Ö3 0.3 ± 0.1 1.2 ± 1.3 3.2 ± 3.3
11 UGC4459-6 08 34 18.20 -1-66 11 24.5 12.0 0.03 ± 0.02 0.03 ± 0.01 0.04 ± 0.01 0.03 ± 0.01 0.1 ± 0.1 4.6 ± 2.3 2.2 ± 1.7
Holmberg 1
12 Hl 09 40 44.31 1-71 10 54.5 12.0 0.02 ± 0.01 Ö.Ö2 ± Ö.Ö1 U.Ö8 ± 0.Ö1 0.15 ± 0.Ö1 Ö.7 ± ö.l 20.9 ±1.0 7.6 ± 2.3
Holmberg II
13 H3 Os 19 27.74 +70 42 2Ö.2 12.Ö 0.49 ± 0.23 0.4Ö ± 0.16 0.29 ± Ö.13 Ö.2S ± Ö.Ö6 1.7 ± ö.l 24.6 ± 2.8 10.4 ± 2.4
14 114 08 19 30.17 +70 42 39.6 12.0 0.51 ± 0.22 0.32 ± 0.15 0.19 ± 0.14 0.08 ± 0.02 0.1 ± 0.6 22.5 ± 6.0 13.9 ± 5.0
15 И5 08 19 28.96 + 70 43 00.7 14.0 0.25 ± 0.04 0.42 ± 0.03 0.89 ± 0.03 1.49 ± 0.26 26.4 ± 0.3 111.6 ± 6.5 46.2 ± 5.2
16 Uli 08 19 42.62 + 70 43 51.5 12.0 0.11 ± 0.01 0.10 ± 0.01 0.15 ± 0.01 0.12 ± 0.01 0.3 ± 0.1 4.3 ± 0.9 15.5 ± 1.1
17 H7 08 19 12.91 + 70 43 07.5 16.0 3.01 ± 1.16 3.20 ± 0.49 5.97 ± 0.45 7.98 ± 0.23 26.1 ± 0.3 167.9 ± 9.4 96.7 ± 8.1
18 И13 08 18 49.73 + 70 44 49.5 12.0 0.22 ± 0.01 0.27 ± 0.01 0.46 ± 0.01 0.75 ± 0.17 9.7 ± 0.1 80.7 ± 3.4 43.8 ± 3.3
NGCüiÄ ---------------
19 11627 01 36 38.80 1-15 44 22.3 14.0 1.41 ± 0.05 1.16 ± 0.04 6.27 ± 0.29 16.0 ± 0.9 50.2 ± 0.6 463.3 ± 15.2 567.3 ± 39.2
20 FGW628B 01 36 57.71 + 15 47 05.8 20.0 1.05 ± 0.08 0.42 ± 0.04 2.84 ± 0.17 6.3 ± 0.3 6.7 ± 0.2 139.1 ± 2.8 335.3 ±9.1
21 4081-140 01 36 47.32 + 15 44 40.3 14.0 0.24 ± 0.05 0.19 ± 0.03 1.22 ± 0.12 3.0 ± 0.3 2.9 ± 0.2 48.9 ± 3.8 99.7 ± 11.3
22 4062-158 01 36 45.86 + 15 44 25.8 14.0 0.13 ± 0.06 0.10 ± 0.04 1.15 ± 0.18 3.2 ± 0.4 2.2 ± 0.3 13.5 ± 4.7 86.9 ± 13.6
23 + 180-008 01 36 53.97 + 15 46 55.3 12.0 0.34 ± 0.03 0.24 ± 0.02 2.07 ± 0.11 5.3 ± 0.3 4.2 ± 0.2 55.6 ± 2.6 150.7 ± 8.8
24 + 178-052 01 36 54.07 + 15 46 08.8 12.0 0.11 ± 0.01 0.09 ± 0.01 0.89 ± 0.04 2.2 ±0.1 2.0 ± 0.1 23.8 ± 3.0 63.8 ± 4.2
25 -086 + 186 Ol 36 35.68 + 15 50 05.8 14.0 0.45 ± 0.02 0.40 ± 0.02 2.43 ± 0.09 6.1 ± 0.2 14.4 ± 0.2 136.7 ± 5.6 201.8 ± 12.9
26 + 049 + 052 01 36 45.24 + 15 47 46.3 16.0 0.31 ± 0.30 0.44 ± 0.25 6.79 ± 0.35 21.9 ± 0.7 99.2 ± 1.1 690.3 ± 8.9 825.4 ± 22.0
27 -074-022 Ol 36 36.62 + 15 46 31.3 14.0 0.91 ± 0.11 0.75 ± 0.07 6.43 ± 0.35 17.1 ± 0.9 21.9 ± 0.7 316.1 ± 10.6 553.6 ± 38.0
28 -060-107 01 36 37.66 + 15 45 07.3 16.0 1.11 ± 0.05 0.95 ± 0.04 7.28 ± 0.14 19.4 ± 0.3 54.8 ± 0.4 452.4 ± 8.0 564.5 ± 21.7
29 + 042-116 01 36 44.62 + 15 44 58.3 14.0 1.44 ± 0.04 1.15 ± 0.03 7.15 ± 0.18 17.7 ± 0.5 33.9 ± 1.0 420.8 ± 9.0 550.6 ± 16.1
NGC925
30 -0051-000 02 27 16.51 + 33 34 45.9 16.0 5.69 ± 0.27 3.81 ± 0.19 11.4 ± 0.51 23.4 ± 1.1 19.8 ± 1.1 424.3 ± 32.5 797.5 ± 46.5
31 + 010-004 02 27 18.01 +33 34 41.4 12.0 3.01 ± 0.24 2.00 ± 0.17 5.51 ± 0.71 11.0 ± 1.7 10.9 ± 1.4 232.3 ± 23.8 457.9 ± 47.5
32 + 036-010 02 27 20.00 +33 34 35.4 14.0 1.77 ± 0.19 1.36 ± 0.12 6.56 ± 0.47 16.1 ± 1.3 28.6 ± 1.4 358.8 ± 18.1 709.2 ± 35.6
33 + 087-031 02 27 23.83 + 33 34 12.8 12.0 0.16 ± 0.05 0.09 ± 0.04 0.40 ± 0.11 0.90 ± 0.26 0.9 ± 0.2 7.0 ± 4.2 31.5 ± 13.3
34 + 135-016 02 27 27.60 + 33 34 27.8 14.0 0.27 ± 0.03 0.19 ± 0.02 1.32 ± 0.09 3.1 ± 0.2 4.3 ± 0.2 76.9 ± 7.1 192.3 ± 11.9
35 -012-066 02 27 15.97 + 33 33 38.4 12.0 0.15 ± 0.04 0.17 ± 0.02 1.26 ± 0.08 3.3 ±0.1 12.8 ± 0.2 88.1 ± 2.9 136.4 ± 9.7
36 -047-058 02 27 13.21 + 33 33 47.4 12.0 0.02 ± 0.02 0.03 ± 0.01 0.39 ± 0.02 1.1 ± 0.1 1.3 ± 0.1 16.5 ± 1.8 52.1 ± 3.4
37 -109 + 062 02 27 08.11 + 33 35 46.6 12.0 0.08 ± 0.03 0.06 ± 0.01 0.13 ± 0.06 0.38 ± 0.16 0.9 ± 0.1 11.9 ± 2.4 28.0 ± 6.9
38 + 182 + 019 02 27 29.79 + 33 35 00.3 12.0 0.19 ± 0.05 0.14 ± 0.03 0.35 ± 0.04 0.71 ± 0.06 2.6 ± 0.2 30.3 ± 3.1 50.0 ± 8.9
39 -145-006 02 27 16.80 + 33 34 46.0 12.0 0.06 ± 0.02 0.07 ± 0.01 0.32 ± 0.05 0.80 ± 0.12 5.4 ± 0.1 44.1 ± 2.0 26.1 ± 5.3
40 -192-018 02 27 01.65 + 33 34 26.3 16.0 1.02 ± 0.03 0.86 ± 0.03 4.01 ± 0.16 8.9 ± 0.4 22.5 ± 0.5 376.8 ± 12.9 623.1 ± 21.9
41 -080 +087 02 27 10.50 + 33 36 11.3 12.0 0.29 ± 0.03 0.26 ± 0.02 1.51 ± 0.06 3.6 ± 0.2 10.4 ± 0.2 113.0 ± 5.5 193.8 ± 7.7
42 -114+087 02 27 07.80 + 33 36 13.6 12.0 0.23 ± 0.03 0.18 ± 0.02 0.66 ± 0.07 1.4 ± 0.2 2.8 ± 0.1 35.8 ± 4.5 73.7 ± 9.9
43 -220 +004 02 26 59.71 + 33 34 48.8 12.0 0.30 ± 0.03 0.30 ± 0.03 1.52 ± 0.10 3.4 ± 0.2 14.1 ± 0.5 171.2 ± 6.4 211.9 ± 11.8
44 + 156-114 02 27 29.23 + 33 32 51.1 12.0 0.04 ± 0.01 0.03 ± 0.01 0.26 ± 0.01 0.63 ± 0.03 1.0 ± 0.1 6.1 ± 0.8 38.3 ± 2.4
45 + 052 + 130 02 27 21.07 + 33 36 55.6 12.0 0.03 ± 0.01 0.03 ± 0.01 0.21 ± 0.01 0.45 ± 0.01 1.3 ± 0.1 2.0 ± 1.4 17.2 ± 3.2
46 + 019 + 143 02 27 18.43 + 33 37 07.6 12.0 0.01 ± 0.01 0.01 ± 0.01 0.06 ± 0.01 0.15 ± 0.02 0.7 ± 0.1 3.3 ± 1.4 7.4 ± 2.3
47 -250 + 019 02 26 56.81 + 33 35 03.8 12.0 0.11 ± 0.02 0.08 ± 0.02 0.59 ± 0.04 1.5 ± 0.1 5.4 ± 0.1 50.0 ± 2.8 87.0 ± 5.9
48 -274+010 02 26 54.97 + 33 34 53.2 12.0 0.22 ± 0.03 0.19 ± 0.02 0.34 ± 0.04 0.76 ± 0.07 2.2 ± 0.1 51.9 ± 3.5 69.5 ± 6.6
49 -174 + 140 02 27 03.06 + 33 37 05.3 12.0 0.65 ± 0.07 0.39 ± 0.04 0.63 ± 0.05 0.92 ± 0.04 1.3 ± 0.1 21.4 ± 1.8 48.6 ± 3.2
50 -285 + 023 02 26 53.99 + 33 35 09.2 12.0 0.05 ± 0.02 0.02 ± 0.01 0.14 ± 0.04 0.33 ± 0.06 1.5 ± 0.1 10.4 ± 2.8 20.9 ± 7.1
NGC1097
51 H139+49.2 02 46 16.51 -30 15 50.6 12.Ö 1.89 ± Ö.4S 1.19 ± 0.29 3.4* ± 0.64 8.6 ± l.ä Ä.Ö± 1-Й 115.9 ± 21.7 40ii ± ¿4.9
52 H139 + 55.2 02 46 15.99 -30 15 41.6 12.0 2.90 ± 0.39 1.87 ± 0.24 6.08 ± 0.51 15.5 ± 1.2 16.6 ± 1.4 232.6 ± 20.7 738.8 ± 57.0
53 H139 + 107.9 02 46 14.25 -30 14 59.6 12.0 0.62 ± 0.17 0.48 ±0.11 3.43 ± 0.41 8.1 ± 1.2 11.8 ± 0.8 154.9 ± 12.9 308.3 ± 41.7
Продолжение таблицы на следующих страницах
СЛ
N. Комплекс a(J2 Ш) h m a i(JiôM) 0 / tt радиус апертуры, " Í3.e, мЯн i'4.5, мЯи y&.Bt мИи ig,Ol müh i-24, MMH Í70, мЯн i*160» мЯм
55 56 HlSà-57.8 H139-70.8 H139-100.8 02 46 22.12 02 46 22.50 02 46 24.04 -30 17 1Ы -30 17 28.2 -30 17 51.4 12.0 12.0 12.0 1.3-i ± 0.37 1.52 ± 0.30 1.36 ± 0.27 0.93 ± Ó.23 1.02 ± 0.18 0.97 ± 0.18 4.¿¿ ± í>.¿2 4.54 ± 0.56 6.22 ± 0.90 11.2 ± 1.2 12.0 ± 1.5 15.5 ± 2.4 1Ó.2 ± 1.Ö 16.3 ± 1.3 13.0 ± 1.9 îïi.à ± 26.1 225.1 ± 22.3 257.1 ± 033.6 5ÍÓ.Ú ± 6Ó.S 540.3 ± 67.8 564.2 ± 85.5
NGC2403
57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 vs38 ve44 vs9 vs35 vs24 vs21 va28 vs41 V851 vs3 vs48 07 36 28.78 07 36 52.28 07 37 06.80 07 36 49.06 07 36 45.34 07 36 41.70 07 36 46.55 07 36 57.94 07 37 17.99 07 36 20.15 07 37 17.23 + 65 33 49.0 + 65 36 48.0 + 65 36 38.5 + 65 36 50.6 +65 37 00.2 +65 38 06.2 + 65 37 37.7 + 65 37 24.2 + 65 33 46.6 + 65 37 06.0 + 65 31 58.6 14.0 14.0 20.0 12.0 12.0 12.0 12.0 16.0 18.0 15.0 12.0 0.61 ± 0.04 1.65 ± 0.54 7.98 ± 0.22 0.24 ± 0.39 1.77 ± 0.23 0.43 ± 0.06 0.73 ± 0.07 2.75 ± 0.12 2.12 ± 0.07 2.66 ± 0.06 0.50 ± 0.09 0.62 ± 0.03 1.57 ± 0.36 7.78 ± 0.15 0.20 ± 0.28 1.71 ± 0.16 0.37 ± 0.05 0.49 ± 0.04 2.18 ± 0.08 1.87 ± 0.05 2.46 ± 0.05 0.40 ± 0.06 1.59 ± 0.07 10.80 ± 1.06 38.20 ± 0.55 3.28 ± 0.91 8.39 ± 0.66 2.81 ± 0.18 2.89 ± 0.23 13.80 ± 0.48 10.50 ± 0.23 13.40 ± 0.32 1.70 ± 0.07 3.4 ± 0.2 28.1 ± 2.5 99.5 ± 1.4 9.0 ± 2.2 22.0 ± 1.7 7.7 ± 0.5 7.2 ± 0.6 37.4 ± 1.1 25.5 ± 0.5 33.1 ± 0.8 3.9 ± 0.1 15.8 ± 0.3 100.3 ± 3.3 637.9 ± 2.3 24.8 ± 4.6 118.3 ± 2.4 13.7 ± 0.4 5.4 ± 0.6 67.1 ± 1.1 53.6 ± 0.5 109.2 ± 1.5 11.0 ± 0.5 192.7 ± 7.0 928.8 ± 54.5 4159.0 ± 33.4 223.9 ± 50.4 971.8 ± 30.6 169.5 ± 11.5 80.3 ± 6.8 832.9 ± 22.5 715.0 ± 12.6 1059.9 ± 23.3 149.4 ± 9.1 261.7 ± 10.7 885.1 ± 82.9 3249.6 ± 52.9 272.3 ± 75.9 790.5 ± 46.8 287.6 ± 18.9 2171 ± 16.5 1329.6 ± 35.0 1125.0 ± 26.7 1176.6 ± 31.2 221.6 ± 8.8
NUC3184
ce 69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 -058-007 -080-005 4079+035 + 059-079 + 092-093 + 005 + 135 -017+137 -119-121 + 000 + 068 -020-097 -011 + 078 -059-041 -075-087 -172-041 10 18 11.64 10 18 09.84 10 18 23.78 10 18 22.17 10 18 25.11 10 18 17.31 10 18 15.37 10 18 06.78 10 18 16.85 10 18 15.38 10 18 16.25 10 18 11.48 10 18 11.58 10 18 04.70 +41 25 19.6 +41 25 21.1 +41 26 01.6 +41 24 11.3 +41 23 55.5 +41 27 42.1 +41 27 43.6 + 41 23 18.8 +41 26 30.0 +41 23 54.8 +41 26 45.0 +41 24 50.3 +41 23 56.0 +41 24 50.3 12.0 14.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 14.0 12.0 14.0 12.0 12.0 0.02 ± 0.03 0.47 ± 0.06 0.07 ± 0.04 0.21 ± 0.05 0.17 ± 0.03 0.03 ± 0.01 0.05 ± 0.07 0.07 ± 0.01 0.71 ± 0.10 0.74 ± 0.04 0.04 ± 0.08 1.53 ± 0.12 0.09 ± 0.03 0.08 ± 0.02 0.03 ± 0.02 0.35 ± 0.04 0.06 ± 0.03 0.17 ± 0.03 0.14 ± 0.02 0.04 ± 0.06 0.02 ± 0.04 0.06 ± 0.01 0.51 ± 0.06 0.57 ± 0.02 0.02 ± 0.05 0.12 ± 0.08 0.07 ± 0.02 0.07 ± 0.01 0.56 ± 0.22 2.69 ± 0.35 0.99 ± 0.14 0.95 ± 0.16 0.85 ± 0.06 1.39 ± 0.15 0.59 ± 0.11 0.35 ± 0.02 3.53 ± 0.19 4.61 ± 0.12 0.55 ± 0.24 7.69 ± 0.49 0.75 ± 0.08 0.15 ± 0.06 1.6 ± 0.6 6.9 ± 0.9 2.6 ± 0.4 2.7 ± 0.5 2.3 ± 0.2 3.7 ± 0.3 I.9 ± 0.3 1.1 ± 0.1 9.1 ± 0.5 II.9 ± 0.3 1.6 ± 0.7 19.2 ± 1.3 2.1 ± 0.2 0.49 ±0.17 2.4 ± 0.5 8.3 ± 0.6 3.4 ± 0.4 2.4 ± 0.4 1.5 ± 0.2 5.2 ± 0.3 1.9 ± 0.2 1.7 ± 0.1 9.3 ± 0.6 12.6 ± 0.2 1,7 ± 0.7 23.6 ± 1.2 1.7 ± 0.2 2.9 ± 0.1 27.8 ± 6.5 93.0 ± 9.1 25.5 ± 3.1 22.6 ± 4.5 17.1 ± 1.3 52.6 ± 6.0 24.1 ± 4.5 11.1 ± 1.3 115.6 ± 7.4 156.1 ± 8.0 23.1 ± 8.8 294.7 ± 23.6 20.3 ± 3.4 4.8 ± 1.2 38.9 ± 12.8 180.4 ± 22.8 62.2 ± 13.0 72.7 ± 12.6 54.2 ± 5.7 108.1 ± 9.0 63.7 ± 6.3 30.3 ± 2.7 230.2 ± 16.6 370.4 ± 9.3 26.8 ± 21.1 503.1 ± 40.2 45.1 ± 7.0 9.2 ± 4.6
NGC3198
62 83 84 86 87 88 -041-045 -040-009 + 030-030 + 093 + 152 + 009 + 113 + 036 + 131 10 19 5Û.ôû 10 19 50.83 10 19 57.97 10 20 02.89 10 19 55.60 10 19 58.18 +45 32 09.7 + 45 32 48.3 +45 32 28.1 +45 35 31.9 445 34 52.2 445 35 08.7 lû.û 12.0 12.0 14.0 12.0 12.0 3.74 ± 0.28 0.05 ± 0.22 0.15 ± 0.13 0.30 ± 0.04 0.04 ± 0.02 0.16 ± 0.05 2.52 ±0.17 0.12 ± 0.14 0.14 ± 0.08 0.16 ± 0.01 0.04 ± 0.01 0.11 ± 0.03 1ô.ô0 ± 0.42 2.38 ± 0.31 2.78 ± 0.18 0.34 ± 0.04 0.17 ± 0.02 0.27 ± 0.02 23.6 ± 1.1 6.7 ± 0.8 6.2 ± 0.4 0.93 ±0.11 0.33 ± 0.06 0.60 ± 0.05 26.8 ± 0.9 18.8 ± 0.8 12.3 ± 0.3 1.8 ± 0.1 1.0 ± 0.1 1.0 ± 0.1 361.9 ± 7.4 144.0 ± 7.1 95.2 ± 5.8 25.2 ± 2.7 18.0 ± 1.5 12.3 ± 1.5 7¿4.6 ± 23.9 189.3 ± 20.7 199.7 ± 10.6 55.9 ± 5.6 28.8 ± 2.7 37.2 ± 2.4
NGCJ351
Sâ 90 91 92 93 94 H34 И19 IIK80 HK101 HK109 + 000+068 10 43 59.11 10 44 00.89 10 43 54.00 10 43 51.98 10 43 50.61 10 43 57.67 + 11 43 20.5 411 42 00.0 411 40 00.1 411 41 48.7 411 40 50.1 + 11 43 21.8 12.0 14.0 12.0 12.0 12.0 12.0 0.57 ± 0.12 1.24 ± 0.47 0.12 ± 0.04 0.07 ± 0.08 0.07 ± 0.04 0.32 ± 0.12 0.43 ± 0.07 0.75 ± 0.28 0.09 ± 0.02 0.10 ± 0.05 0.06 ± 0.02 0.21 ± 0.08 2.01 ± 0.12 1.09 ± 0.24 0.56 ± 0.04 1.25 ± 0.13 0.55 ± 0.04 0.80 ± 0.17 5.1 ± 0.3 1.6 ± 0.5 1.9 ± 0.1 3.6 ± 0.3 1.5 ± 0.1 2.1 ± 0.4 4.7 ± 0.3 2.4 ± 0.6 3.4 ±0.1 8.0 ± 0.3 4.8 ± 0.1 1.6 ± 0.5 4â.O ± 3.6 13.1 ± 7.8 14.1 ± 1.6 61.6 ± 3.2 15.6 ± 0.8 26.0 ± 5.4 146.1 ± 11.5 92.9 ± 22.2 24.2 ± 3.8 129.1 ± 10.2 42.0 ± 5.1 99.1 ± 17.5
NGC3521
95 96 97 98 99 100 101 + 013 + 097 -005+080 -048+047 -010-025 + 034-097 -033-118 + 062-170 11 05 49.40 11 05 48.18 11 05 45.23 11 05 47.93 11 05 51.10 11 05 46.41 11 05 52.93 -00 00 29.7 •00 00 46.6 -00 01 21.9 -00 02 35.0 -00 03 48.9 -00 04 10.8 -00 05 03.1 12.Ö 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 0.50 ± Ô.27 1.09 ± 0.46 0.96 ± 0.72 0.34 ± 0.30 2.05 ± 0.48 0.10 ± 0.08 0.30 ± 0.04 0.44 ± 0.18 0.83 ± 0.30 0.86 ± 0.48 0.57 ± 1.90 1.55 ± 0.33 0.13 ± 0.05 0.23 ± 0.03 2.23 ± 0.67 5.90 ± 0.12 8.04 ± 0.21 10.60 ± 0.32 9.93 ± 0.15 0.91 ± 0.13 1.91 ± 0.13 5.3 ± 1.8 15.7 ± 3.4 20.4 ± 5.5 33.3 ± 6.8 25.2 ± 4.2 2.4 ± 0.3 4.9 ± 0.4 27.6 ± 1.7 29.2 ± 3.4 26.8 ± 5.4 47.9 ± 5.5 28.0 ± 3.1 9.6 ± 0.3 4.0 ± 0.3 197.7 ± 21.1 305.1 ± 45.1 360.4 ± 75.0 558.0 ±119.1 373.3 ± 48.7 66.0 ± 2.6 052.4 ± 3.2 138.6 ± 45.4 418.5 ± 104.6 519.5 ± 143.8 933.7 ± 210.7 556.7 ± 114.6 99.2 ± 8.8 159.2 ± 011.6
NCCiûii
102 103 104 105 106 107 10S 109 110 111 112 113 Ml /» pl&2 pla3 pla4 pla6 pla7 pla8 p2al p2a2 p2a7 sla4 •2a2 s2a3 U 18 23.83 11 18 18.87 11 18 21.56 11 18 18.62 11 18 12.18 U 18 13.63 11 18 25.52 U 18 21.47 11 18 10.53 11 18 22.30 11 18 21.90 11 18 18.33 -32 50 04.9 -32 50 16.9 -32 49 09.2 -32 48 15.6 -32 48 24.9 -32 47 28.3 -32 50 25.2 -32 50 06.0 •32 48 01.0 •32 51 40.2 -32 49 53.3 -32 49 35.8 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 16.0 Ô.27 ± 0.07 0.66 ± 0.20 1.10 ± 0.33 1.18 ± 0.57 0.03 ± 0.33 0.72 ± 0.29 0.11 ± 0.04 0.36 ± 0.15 0.15 ± 0.13 1.56 ± 0.77 0.33 ± 0.17 7.06 ± 0.75 0.21 ± 0.04 0.48 ± 0.13 0.94 ± 0.23 0.98 ± 0.37 0.04 ± 0.01 0.64 ± 0.21 0.07 ± 0.02 0.28 ± 0.10 0.17 ± 0.08 1.21 ± 0.60 0.32 ±0.11 0.54 ± 0.50 0.93 ± Ó.2Í 2.90 ± 0.52 5.21 ± 0.87 9.11 ± 1.21 1.32 ± 0.64 6.02 ± 1.03 0.48 ± 0.09 2.43 ± 0.42 1.40 ± 0.27 2.86 ± 1.83 1.95 ± 0.65 38.7 ± 2.37 1.7 ± 0.5 7.7 ± 1.3 12.5 ± 2.1 23.7 ± 3.0 3.8 ± 1.5 15.9 ± 2.7 0.92 ± 0.15 6.0 ± 1.1 3.6 ± 0.7 0.47 ± 0.10 5.1 ± 1.7 100.4 ± 6.0 3.0 ± 0.4 7.1 ± 1.1 40.8 ± 2.4 23.2 ± 2.4 6.5 ± 1.3 28.8 ± 2.8 1.2 ± 0.1 9.2 ± 1.0 6.0 ± 0.6 3.8 ± 0.4 8.6 ± 1.5 131.0 ± 6.3 4l.Ô ± 7.2 68.3 ± 17.6 414.8 ± 35.4 341.0 ± 45.6 75.1 ± 22.7 367.9 ± 42.5 9.1 ± 2.1 96.0 ± 17.4 89.8 ± 8.9 59.2 ± 3.1 128.8 ± 16.6 2077.1 ± 93.5 56.6 ± 19.2 331.7 ± 51.5 450.9 ± 70.5 669.4 ± 100.7 146.8 ± 44.2 576.5 ± 85.0 41.2 ± 6.8 263.2 ± 40.4 172.7 ± 23.8 118.5 ± 6.1 167.5 ± 66.6 2898.1 ± 198.4
¿4.5) мЯн
мЯн
, мЯн
, мЯн
^70, мЯн
Комплекс
сл 00
■даиг
НЛШ}
радиус
мЯн
и4 в2а4 11 14 12.38 -32 461 32.6 ш|р}*-( урш, 12.0 0.12 ± 0.34 0.14 ± Ш 1.55 ± 0.65 4.2 ± 1.6 Ь.З ± 1.7 055.4 ± 25.9 141.4 ± 48.8
115 83 а 1 11 18 30.48 -32 48 34.5 12.0 0.02 ± 0.01 0.02 ± 0.01 0.18 ± 0.01 0.41 ± 0.02 1.1 ± 0.1 012.5 ± 1.4 42.3 ± 4.0
116 85&1 11 18 18.88 -32 47 40.8 12.0 1.27 ± 0.24 0.13 ± 0.01 7.75 ± 0.68 18.8 ± 1.6 77.3 ± 1.8 559.5 ± 34.4 636.3 ± 73.9
117 а5а2 11 18 20.91 -32 48 52.6 12.0 0.01 ± 0.01 0.04 ± 0.01 1.27 ± 0.65 3.6 ± 1.6 16.6 ± 1.9 102.2 ± 27.5 171.6 ± 57.6
118 -010+095 11 18 16.05 -32 47 13.9 12.0 1.03 ± 0.24 0.77 ± 0.17 6.42 ± 0.95 17.1 ± 2.5 14.8 ± 1.8 262.4 ± 30.4 552.7 ± 80.5
119 + 061-015 11 18 20.76 -32 49 02.6 12.0 0.86 ± 0.41 0.73 ± 0.29 3.56 ± 1.25 8.1 ± 3.2 24.0 ± 6.9 252.9 ± 72.8 390.8 ± 90.1
120 + 026-037 11 18 18.78 -32 49 25.2 12.0 1.64 ± 0.64 1.19 ± 0 43 10.8 ± 1.52 28.7 ± 3.9 34.0 ± 4.1 496.2 ± 67.1 763.6 ± 104.8
КиС4254
121 ИМ 12 18 52.10 + 14 24 50.3 12.0 1.69 ± 0.69 1.21 ± 0.47 8.90 ± 2.04 25.2 ± 5.6 24.6 ± 6.3 346.7 ± 69.8 552.0 ± 127.2
122 Н185 12 18 46.96 + 14 23 51.8 12.0 0.26 ± 0.23 0.26 ± 0.16 2.40 ± 0.89 36.1 ± 3.7 41.1 ± 4.3 561.2 ± 60.3 701.7 ± 115.4
123 11184 12 18 46.76 + 14 23 32.7 12.0 0.42 ± 0.11 0.31 ± 0.08 1.71 ± 0.43 4.0 ± 1.2 3.8 ± 1.3 42.1 ± 12.4 93.9 ± 30.1
124 Н84 12 18 51.53 + 14 26 41.7 12.0 0.82 ± 0.10 0.60 ± 0.07 2.95 ± 0.27 7.4 ± 0.8 6.9 ± 0.4 73.1 ± 9.2 135.1 ± 18.8
125 1122 12 18 54.61 + 14 26 35.5 12.0 1.09 ± 0.06 0.83 ± 0.04 5.60 ± 0.22 14.5 ± 0.5 16.7 ± 0.7 151.8 ± 14.4 290.9 ± 28.3
126 ПК 20 12 18 55.04 + 14 24 44.6 12.0 1.38 ± 0.16 1.10 ± 0.10 8.88 ± 0.52 23.4 ± 1.4 25.3 ± 1.4 339.9 ± 22.2 577.2 ± 38.2
127 НК1 12 18 56.66 + 14 25 17.4 12.0 2.86 ± 0.14 2.17 ± 0.09 12.30 ± 0.62 31.4 ± 1.7 36.7 ± 1.5 401.2 ± 42.5 634.4 ± 62.0
123 НК208 12 18 41.47 + 14 25 05.9 12.0 1.39 ± 0.11 1.01 ± 0.08 6.98 ± 0.54 18.4 ± 1.5 14.3 ± 1.0 163.7 ± 15.5 411.0 ± 32.2
129 + 013 + 006 12 18 50.76 + 14 25 08.4 12.0 7.45 ± 1.92 5.16 ± 1.26 17.00 ± 2.64 43.7 ± 6.2 43.6 ±8.1 538.7 ± 140.1 1234.9 ± 198.8
130 + 055-042 12 18 45.93 + 14 24 11.2 12.0 2.23 ± 0.14 1.72 ± 0.09 11.00 ± 0.54 29.0 ± 1.5 30.3 ± 1.6 339.6 ± 41.2 638.7 ± 058.6
КСС4321
Ш НК160 21 54.09 + 15 4Й 17.6 12.0 1.&7 ± 0.16 1.4& ± 0.10 Й.йа ± 0.43 25.3 ± 1.2 33.6 ± 1.5 517.9 ± 27.9 966.3 ± 61.1
132 11К143 12 22 55.99 + 15 51 03.3 12.0 0.52 ± 0.05 0.40 ± 0.04 3.01 ± 0.19 7.8 ± 0.5 7.9 ± 0.7 86.7 ± 8.0 217.5 ± 20.6
133 НК201 12 22 53.08 + 15 51 49.1 12.0 0.15 ± 0.04 0.12 ± 0.03 1.02 ± 0.12 2.8 ± 0.3 2.5 ± 0.2 30.0 ± 4.3 84.0 ± 14.8
134 НК284 12 22 45.75 + 15 49 01.1 12.0 0.36 ± 0.08 0.28 ± 0.05 1.92 ± 0.30 5.0 ± 0.8 5.9 ± 0.6 71.9 ± 8.2 148.4 ± 26.3
135 ИК128 12 22 57.34 + 15 51 45.3 12.0 0.43 ± 0.03 0.32 ± 0.02 2.39 ±0.11 6.3 ± 0.3 7.1 ± 0.2 78.7 ± 7.7 197.3 ± 16.9
136 + 032-074 12 22 57.14 + 15 48 07.1 12.0 2.15 ± 0.14 1.69 ± 0.10 10.90 ± 0.58 28.5 ± 1.6 45.6 ± 1.8 567.1 ± 47.5 953.8 ± 109.9
137 -114 + 010 12 22 47.05 + 15 49 31.8 12.0 0.75 ± 0.12 0.71 ± 0.07 5.32 ± 0.36 13.9 ± 1.0 27.4 ± 1.7 251.8 ± 18.0 477.2 ± 34.4
N004559
138 + 011-008 12 35 58.48 + 27 57 30.6 16.0 8.02 ± 0.66 5.18 ± 0.42 12.40 ± 1.02 26.0 ± 2.4 28.4 ± 1.5 485.1 ± 36.7 876.5 ± 66.3
139 -026 + 103 12 35 56.50 + 27 59 07.3 12.0 0.22 ± 0.05 0.16 ± 0.03 1.12 ± 0.12 2.7 ± 0.3 4.0 ± 0.4 55.7 ± 10.7 136.6 ± 23.4
140 -043 + 117 12 35 55.42 + 27 59 26.8 14.0 0.70 ± 0.11 0.59 ± 0.07 3.49 ± 0.30 8.3 ± 0.7 22.1 ± 1.7 340.5 ± 18.1 522.8 ± 27.2
141 -074-094 12 35 51.78 + 27 55 56.7 16.0 0.20 ± 0.01 0.18 ± 0.01 0.23 ± 0.01 0.42 ± 0.01 2.8 ± 0.1 42.5 ± 7.6 055.9 ± 10.0
142 + 135-092 12 36 08.10 + 27 56 02.1 12.0 0.06 ± 0.03 0.05 ± 0.03 0.29 ± 0.07 0.73 ± 0.15 1.5 ± 0.4 15.8 ± 10.6 050.9 ± 14.1
143 + 128-112 12 35 08.05 + 27 55 43.3 12.0 0.30 ± 0.05 0.29 ± 0.04 0.85 ± 0.12 1.8 ± 0.3 6.8 ± 0.8 90.8 ± 11.0 154.9 ± 19.6
144 + 124-114 12 36 07.25 + 27 55 36.6 12.0 0.34 ± 0.04 0.28 ± 0.04 1.28 ± 0.08 3.0 ± 0.2 9.1 ± 0.7 102.3 ± 9.9 160.2 ± 19.7
145 + 102-153 12 36 05.60 + 27 54 59.8 12.0 0.02 ± 0.01 0.02 ± 0.01 0.09 ± 0.04 0.28 ± 0.08 0.4 ± 0.1 14.5 ± 5.0 24.0 ± 6.2
146 + 062-051 12 36 02.39 + 27 56 44.8 12.0 0.70 ± 0.11 0.61 ± 0.07 3.17 ± 0.27 8.1 ± 0.7 29.8 ± 0.8 243.3 ± 16.1 331.0 ± 25.6
147 + 041-074 12 36 00.75 + 27 56 20.8 12.0 0.60 ± 0.11 0.60 ± 0.07 3.37 ± 0.26 8.2 ± 0.6 24.0 ± 1.1 321.9 ± 16.8 330.1 ± 25.2
148 -014-017 12 35 57.46 + 27 57 16.3 12.0 0.64 ± 0.48 0.47 ± 0.31 2.98 ± 0.86 6.7 ± 2.0 8.2 ± 1.5 121.8 ± 32.6 216.0 ± 71.1
149 -016+004 12 35 57.46 + 27 57 36.6 12.0 1.75 ± 0.59 1.13 ± 0.39 2.87 ± 0.98 6.2 ± 2.2 10.3 ± 1.7 126.9 ± 35.0 229.6 ± 70.1
КСС4725
150 + 101 + 042 12 50 33.31 + 25 30 45.4 12.0 0.73 ± 0.18 0.59 ±0.11 4.49 ± 0.15 11.9 ± 0.3 17.3 ± 0.5 232.4 ± 5.8 349.9 ± 12.2
151 + 050 + 125 12 50 29.77 + 25 31 55.9 12.0 0.38 ± 0.13 0.28 ± 0.09 2.02 ± 0.32 5.3 ± 0.8 4.9 ± 0.8 62.9 ± 7.2 170.9 ± 22.7
152 -120-095 12 50 18.47 + 25 28 37.9 12.0 0.54 ± 0.18 0.35 ±0.11 1.52 ± 0.25 3.9 ± 0.6 2.3 ± 0.4 38.2 ± 6.8 135.5 ± 15.0
153 -066-127 12 50 22.35 + 25 28 07.9 12.0 0.09 ± 0.01 0.08 ± 0.05 0.39 ± 0.15 0.91 ± 0.35 1.4 ± 0.3 18.7 ± 3.9 37.0 ± 11.7
154 + 040 + 124 12 50 29.10 + 25 31 55.2 12.0 0.46 ±0.11 0.33 ± 0.07 2.17 ± 0.23 5.5 ± 0.6 5.2 ± 0.4 57.5 ± 6.7 161.6 ± 19.8
155 + 020 + 123 12 50 27.77 + 25 31 53.7 12.0 0.07 ± 0.01 0.03 ± 0.01 0.72 ± 0.22 2.1 ± 0.5 1.4 ± 0.4 13.9 ± 4.6 77.0 ± 19.2
156 + 122 + 010 12 50 34.70 + 25 30 10.9 12.0 0.09 ± 0.01 0.05 ± 0.02 0.71 ± 0.15 2.0 ± 0.3 1.3 ± 0.2 18.0 ± 2.8 64.1 ± 11.3
КСС4736
157 НК8 12 50 56.27 +41 07 20.9 12.0 3.70 ± 3.41 3.02 ± 2.17 24.50 ± 3.90 73.0 ± 9-4 151.6 ± 14.3 1253.4 ± 259.7 1555.1 ± 212.3
158 11К52 12 50 49.35 + 41 07 22.6 12.0 4.25 ± 2.22 3.42 ± 1.38 21.30 ± 2.83 59.1 ± 6.1 123.3 ± 7.0 1456.3 ± 140.7 1261.6 ± 152.5
159 НК53 12 50 49.24 + 41 07 33.9 12.0 3.17 ± 1.93 2.53 ± 1.24 20.90 ± 2.92 58.7 ± 6.9 118.2 ± 8.5 1250.6 ± 179.5 1227.1 ± 201.1
160 + 116-038 12 51 03.49 +41 06 35.7 12.0 0.47 ± 0.09 0.35 ± 0.06 2.72 ± 0.34 6.9 ± 1.0 4.8 ± 0.8 58.8 ± 10.0 174.1 ± 31.2
161 + 123-055 12 51 04.29 +41 06 19.6 12.0 0.53 ± 0.12 0.37 ± 0.08 3.31 ± 0.37 8.9 ± 1.0 6.8 ± 0.7 100.4 ± 12.5 324.0 ± 24.9
162 + 037+003 12 50 56.34 +41 07 13.5 16.0 5.73 ± 5.86 5.35 ± 3.68 41.30 ± 5.88 113.3 ± 11.3 266.7 ± 14.3 480.4 ± 350.5 2808.1 ± 302.2
163 -036-003 12 50 49.66 +41 07 07.8 12.0 2.95 ± 2.87 2.23 ± 1.76 17.50 ± 3.40 48.8 ± 7.3 70.7 ± 9.8 1126.2 ± 167.0 1077.3 ± 168.9
N005055
164 -069-010 13 15 44.26 +42 01 21.6 12.0 0.05 í 0.44 0.03 ± 0.01 0.30 ± 0.60 1.2 ± 1.5 0.7 ± 1.3 3.7 ± 21.6 62.5 ± 52.8
165 •112-034 13 15 43.29 +42 00 57.5 12.0 1.19 ± 0.28 1.04 ± 0.18 8.05 ± 0.53 20.0 ± 1.3 28.3 ± 1.1 351.0 ± 15.3 529.8 ± 44.7
166 + 050-088 13 15 54.32 +42 00 17.7 12.0 1.29 ± 0.16 1.08 ± 0.11 9.21 ± 0.55 24.2 ± 1.5 30.9 ± 1.2 386.5 ± 16.3 679.5 ± 35.3
167 •165+034 13 15 39.16 +42 01 58.5 12.0 1.46 ± 0.20 1.14 ± 0.14 8.00 ± 0.89 19.6 ± 2.4 35.1 ± 3.5 443.4 ± 38.5 689.6 ± 85.0
168 -270 + 068 13 15 34.64 +42 02 18.4 14.0 2.26 ± 0.10 1.74 ± 0.06 13.4 ± 0.40 33.6 ± 1.0 40.1 ± 1.0 472.5 ± 11.2 994.9 ± 28.9
N005194
169 СОМ 10 13 29 69.70 47 13 57.6 12.0 1.73 ± 0.40 1.55 ± 0.29 12.60 ± 1.54 33.4 ± 3.9 44.4 ± 5.8 ¿¿¿.6 1 86.4 ± 115.7
170 ССМ54 13 30 03.52 47 09 41.1 12.0 1.50 ± 0.32 1.23 ± 0.27 7.66 ± 1.65 18.3 ± 4.1 26.8 ± 8.7 246.8 ± 61.2 426.4 ± 90.6
171 ССМ55 13 30 02.42 47 09 48.6 12.0 2.84 ± 0.15 2.45 ± 0.12 16.00± 0.83 39.0 ± 2.1 86.8 ± 4.4 865.4 ± 36.0 1200.5 ± 43.2
Продолжение.
№ Комплекс а(.Ш60) т в лдаоо) о г к радиус апертуры, " *3.в| "Ян ¿•"4.5, иЯн *5.8, мИм мЯн ¿•'24, ыИн >>0, мЯм мЯн
172 173 174 175 176 177 178 179 180 181 182 ССМ57 СОМ 71А ССМ72 ССМ84А Р203 ССМ6А ССМ45 ССМ56 ССМ107 ССМ91 ССМ24 13 30 01.02 13 29 39.30 13 29 45.21 13 29 43.77 13 29 52.16 13 29 54.25 13 30 00.80 13 29 56.60 13 29 53.22 13 29 47.11 13 30 00.60 47 09 29.1 47 08 40.6 47 09 56.8 47 13 08.2 47 12 44.9 47 12 13.0 47 11 38.1 47 13 45.6 47 12 38.9 47 13 40.4 47 13 09.6 12.0 14.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 6.14 ± О.ОЙ 2.57 ± 0.09 3.97 ± 0.39 0.15 ± 0.07 2.95 ± 0.42 0.49 ± 0.30 2.53 ± 0.27 4.33 ± 0.32 1.35 ± 0.52 1.79 ± 0.18 3.44 ± 0.33 0.12 ± 6.6б 2.08 ± 0.07 3.22 ± 0.28 0.12 ± 0.05 2.65 ± 0.30 0.49 ± 0.40 1.86 ± 0.18 3.32 ± 0.20 1.19 ± 0.40 1.26 ± 0.12 2.84 ± 0.25 1.11 ± 0.44 16.50 ± 0.35 19.20 ± 1.77 1.61 ± 0.36 17.70 ± 1.30 2.44 ± 2.53 10.40 ± 1.02 20.80 ± 0.87 9.68 ± 2.06 7.20 ± 0.66 19.80 ± 1.80 2.Й ± 1.2 42.3 ± 1.0 49.9 ± 4.4 5.7 ± 1.0 46.0 ± 3.5 6.6 ± 6.3 28.1 ± 2.9 54.7 ± 2.4 26.3 ± 5.4 16.3 ± 1.8 52.7 ± 4.9 6.4 ± 1.5 48.6 ± 0.7 98.2 ± 5.9 5.0 ± 0.7 123.7 ± 6.0 21.4 ± 8.3 28.3 ± 3.9 66.3 ± 2.8 56.9 ± 12.9 19.5 ± 1.6 63.4 ± 5.8 4^.6 ± 18.5 689.2 ± 14.3 954.5 ± 117.3 8.5 ± 8.7 1356.9 ± 69.7 212.3 ± 156.6 410.3 ± 61.0 1028.9 ± 73.2 453.0 ± 116.0 285.1 ± 28.2 995.9 ± 86.3 130.1 ± 59.4 1397.6 ± 40.7 1025.6 ± 134.5 135.9 ± 393 1949.9 ± 161.0 342.5 ± 229.3 704.8 ± 157.5 1842.1 ± 217.0 886.7 ± 189.9 336.3 ± 56.8 1386.4 ± 206.8
N006822
183 184 185 186 187 кь КЭ9 К028е нх НУ 19 44 33.00 19 44 48.30 19 44 57.20 19 45 05.60 19 44 52.70 -14 47 36.1 -14 44 15.0 • 14 47 50.8 -14 43 17.0 -14 43 10.0 12.0 12.0 12.0 12.0 20.0 0.16 ± 6.65 0.16 ± 0.04 0.41 ± 0.06 0.94 ± 0.08 6.97 ± 0.22 0.23 ± 0.04 0.06 ± 0.02 0.43 ± 0.04 1.26 ± 0.10 8.81 ± 0.16 6.89 ± 0.06 0.17 ± 0.03 2.06 ± 0.15 2.60 ± 0.18 25.5 ± 0.15 1.8 ± 0.1 0.81 ± 0.04 4.5 ± 0.3 5.5 ± 0.4 55.9 ± 0.5 9.1 ± 0.2 4.5 ± 0.2 8.7 ± 0.4 60.7 ± 6.4 610.6 ± 2.0 116.4 ± 5.3 73.4 ± 5.9 136.1 ± 13.7 903.1 ± 29.4 5724.8 ± 46.3 90.2 ± 9.4 67.6 ± 8.9 207.4 ± 27.6 931.8 ± 29.5 5597.1 ± 97.0
N606946
Ш 189 190 191 192 193 194 РС\У6046А ГС\У6946В -008+066 + 144-003 • 128 + 146 -245 + 055 -099-261 20 33 16.90 20 35 21.22 20 34 50.90 20 35 01.70 20 34 43.70 20 34 32.35 20 34 39.39 т 60 10 59.6 + 60 09 51.5 + 60 10 20.3 + 60 09 04.1 + 60 10 40.0 + 60 10 19.4 + 60 04 50.9 12.0 14.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 0.00 ± 0.01 0.90 ± 0.11 0.35 ± 0.40 0.66 ± 0.21 0.20 ± 0.04 4.44 ± 0.19 0.87 ± 0.04 0.44 ± 1.12 0.80 ± 0.08 0.26 ± 0.15 0.58 ± 0.14 0.15 ± 0.03 3.85 ± 0.13 0.68 ± 0.03 7.52 ± 1.78 6.97 ± 0.63 1.33 ± 0.94 2.96 ± 0.64 1.62 ± 0.13 32.10 ± 0.10 3.87 ± 0.33 24.4 ± 1.4 17.9 ± 1.8 2.5 ± 2.7 7.1 ± 1.9 4.0 ± 0.4 81.8 ± 2.6 9.6 ± 1.0 63.0 ± 0.8 17.0 ± 1.2 20.5 ± 2.2 5.5 ± 1.6 6.7 ± 0.3 125.5 ± 2.2 15.7 ± 1.0 765.1 ± 16.5 305.0 ± 21.2 132.5 ± 34.8 121.5 ± 27.7 48.8 ± 4.0 1949.6 ± 42.6 284.4 ± 19.3 905.9 ± 32.4 642.7 ± 77.8 12.5 ± 87.8 171.4 ± 66.9 113.2 ± 14.9 2891.6 ± 93.2 423.2 ± 42.4
N007331
195 196 НК95 НК40 22 37 01.00 22 37 06.58 34 24 07.4 34 26 21.2 12.0 12.0 0.13 ± 0.10 0.24 ± 0.10 0.16 ± 0.08 0.19 ± 0.07 1.63 ± 0.84 2.13 ± 0.18 4.2 ± 2.0 5.3 ± 0.5 5.9 ± 1.6 6.9 ± 0.4 45.5 ± 25.7 81.3 ± 5.8 84.7 ± 62.4 119.7 ± 16.5
N007793
197 198 199 200 201 202 203 204 205 \У2 W56 W13 ОУ132 \У11 -010 + 033 -075-024 -104 + 035 -173 + 102 23 57 46.15 23 57 41.00 23 57 57.05 23 58 06.72 23 58 08.83 23 57 48.90 23 57 43.24 23 57 41.23 23 57 35.85 -32 35 33.2 -32 35 50.9 -32 33 47.6 -32 34 58.0 -32 36 48.2 -32 34 53.2 -32 35 51.3 -32 34 51.7 -32 33 44.2 12.0 12.0 12.0 14.0 12.0 12.0 12.0 12.0 12.0 0.12 ± 0.16 0.57 ± 0.06 \ 0.28 ± 0.06 0.25 ± 0.02 0.16 ± 0.01 0.67 ± 0.19 0.29 ± 0.06 0.46 ± 0.06 0.18 ± 0.02 0.18 ± 0.10 0.48 ± 0.05 0.23 ± 0.04 0.25 ± 0.02 0.14 ± 0.01 0.59 ± 0.12 0.25 ± 0.04 0.42 ± 0.04 0.16 ± 0.02 2.65 ± 0.37 3.64 ± 0.24 1.57 ± 0.13 0.78 ± 0.05 0.34 ± 0.02 4.35 ± 0.26 1.83 ± 0.23 2.27 ± 0.25 1.14 ± 0.07 7.2 ± 0.9 8.9 ± 0.6 3.7 ± 0.3 I.7 ± 0.1 0.71 ± 0.03 II.4 ± 0.6 5.0 ± 0.7 5.7 ± 0.7 2.9 ± 0.1 18.2 ± 0.8 11.2 ± 0.9 6.3 ± 0.3 2.6 ± 0.1 1.6 ± 0.1 37.9 ± 0.8 10.9 ± 0.6 16.0 ± 0.6 4.8 ± 0.2 181.2 ± 13.3 213.4 ± 16.1 90.9 ± 9.0 28.7 ± 2.4 33.5 ± 1.6 282.5 ± 10.5 138.3 ± 10.5 202.3 ± 7.5 51.9 ± 2.0 308.3 ± 32.0 346.7 ± 30.9 158.0 ± 16.4 78.3 ± 4.9 46.2 ± 3.9 396.5 ± 29.5 198.3 ± 28.0 230.4 ± 33.5 129.4 ± 7.2
N001705
206 207 А1-АЗ С1 04 54 12.40 04 54 14.59 -53 21 46.0 -53 21 36.1 12.0 12.0 0.05 ± 0.02 0.38 ± 0.16 0.06 ± 0.01 0.28 ± 0.13 0.26 ± 0.19 0.84 ± 0.22 0.80 ± 0.19 1.9 ± 0.3 3.6 ± 0.3 4.4 ± 0.3 _
Таблица А.1. Окончание.
Таблица А.2. Параметры пылевого компонента и металличности для комплексов НИ.
Комплекс «РАН пил 12 + 1ов(0/Н) КК04 12 +- 1оК(0/Н) РТ05
1С2574
1 111 30 01»! 7 6Ю 5 — 0 в 8.14 ± 0.04 7.71 ± 0 05
2 Н2 о-»+81 1б.о1?! 8.09 ± 0.04 7.72 ± 0 05
3 НЗ 4 5+° 1 4 э-0 1 9 6+° 5 ' °-0 4 8.15 ± 0 04 7.72 ± 0.05
4 Н5-6 о-»185 1 3+° 1 8.21 ± 0 04 7.82 ± О.Ов
5 118 0 5+° 1 «4+0 2 в-4-0 8 и о+«5 8.14 ± 0.04 7.72 ± 0 05
6 НЮ 1 3+° 0 —0 1 »0+1» 8.11 ± 0 04 7.70 ± 0 05
7 Н13-14 4 5« 1 2 5+0 1 8.09 ± 0.03 7.66 ± 0.05
8 II 1 0+» 1 1-и-0 1 4 5+° 1 4э-0 1 я п+° 5 80-0 5 8.27 ± 0.02 7.97 ± 0.03
9 III 0 7+0 1 "•'-0 1 1 3+° 1 1-3.0 2 7 0+° 4 7 0-0 3 8.35 ± 0.03 8.11 ±0.05
000053
Обратите внимание, представленные выше научные тексты размещены для ознакомления и получены посредством распознавания оригинальных текстов диссертаций (OCR). В связи с чем, в них могут содержаться ошибки, связанные с несовершенством алгоритмов распознавания. В PDF файлах диссертаций и авторефератов, которые мы доставляем, подобных ошибок нет.