УДК 524.6-34+524.62+524.66
АНАЛИЗ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ МОЛОДЫХ ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ В ПЛОСКОСТИ ГАЛАКТИКИ С ПРИМЕНЕНИЕМ ВЕЙВЛЕТ-СГЛАЖИВАНИЯ
© 2007 г. А. В. Локтин, М. Э. Попова
Астрономическая обсерватория Уральского госуниверситета, Екатеринбург, Россия Поступила в редакцию 10.01.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
С помощью вейвлет-сглаживания исследовано распределение молодых объектов (рассеянных звездных скоплений, классических цефеид и областей Н11) в проекции на плоскость Галактики. Показано, что примененная сглаживающая процедура позволяет успешно исследовать крупномасштабную структуру распределения молодых объектов. В частности показано, что все эти объекты показывают однотипную спиральную структуру, внешний вид которой в основном определяется правильным чередованием вдоль отрезков спиральных ветвей молодых и более старых звездных комплексов. Че-тырехрукавная спиральная структура с ветвями, исходящими из центра нашей Галактики, получается в том случае, если главными являются ветви Киля—Стрельца и внешняя веть, расположенная за ветвью Персея. Если все наблюдаемые ветви считать основными, то получается 12-рукавная структура, противоречащая размеру области, в которой структура наблюдается в Галактике. Возможным путем решения получающегося противоречия является то, что ветви исходят не из центра Галактики, а из кольца, описываемого бароподобной структурой достаточной протяженности.
РАС Б: 98.35.Hj, 98.20.Di, 97.30.Gj, 98.38.Hv, 98.35.Df
1. ВВЕДЕНИЕ
Распределение молодых объектов, таких как ОВ-звезды, рассеянные звездные скопления (РЗС), области Н11 и переменные типа 5 Цефея, в плоскости Галактики несет в себе информацию об областях современного или недавнего звездообразования, связанного в масштабе Галактики с ее спиральной структурой. Спиральная волна плотности, порождающая видимую спиральную структуру, является, как сейчас считается, основным спусковым механизмом звездообразования. При этом исследование свойств спиральной структуры нашей Галактики оказывается достаточно трудным делом. Данные наблюдений газовых облаков, вследствие подверженных большим случайным и систематическим ошибкам оценкам расстояний, должны подтверждаться данными об оптических объектах — звездах и звездных скоплениях. Однако получению этих данных мешает неравномерное поглощение света в Галактике, в среднем растущее с увеличением расстояния от Солнца, поэтому далекие объекты в основном наблюдаются в "окнах прозрачности". Кроме того, на видимое расположение объектов в плоскости Галактики существенно влияют случайные ошибки оценок их расстояний от Солнца. Это искажает наблюдаемое распределение объектов в плоскости Галактики,
в том числе видимую концентрацию молодых объектов в областях звездообразования.
В данной работе мы попытались получить информацию о спиральной структуре Галактики из положений молодых звездных объектов и областей Н11. При этом были использованы выборки данных о РЗС, классических цефеидах, ОВ-звездах и зонах Н11. Использованные выборки достаточно полно описаны в наших предыдущих статьях [1—3] (РЗС, цефеиды и ОВ-звезды) и статье Рюссея [4] (области Н11).
2. ВЕЙВЛЕТ-СГЛАЖИВАНИЕ
Для получения информации об особенностях пространственного распределения объектов удобно перейти от точечного распределения этих объектов в плоскости Галактики к сглаженному распределению их плотности. Для этого мы использовали процедуру полосовой фильтрации, которая позволяет, с одной стороны, подавить влияние отдельных объектов на выделение структурных элементов, и, с другой стороны, уменьшает влияние селекции, приводящей к понижению видимой плотности объектов с удалением от Солнца. Для такой фильтрации мы используем вейвлет-сглаживание, успешно примененное, в частности, Фриком и др. [5]
при изучении структуры галактики NGC 6946 и несколькими группами исследователей при анализе распределения звездной плотности в окрестностях Солнца [6, 7]. В настоящее время вейвлет-анализ является одним из наиболее эффективных методов изучения неоднородностей в распределении объектов. Основная идея метода состоит в том, что он позволяет выделять структурные компоненты разных масштабов и анализировать их с соответствующей их масштабу степенью детальности путем преобразования сигнала из данного пространства в пространство масштабов.
В качестве анализирующего вейвлета был выбран простой изотропный вейвлет с минимальным числом осцилляций, известный как MHAT-вейвлет:
ф(р) = (2 - р2)e-p2/2.
(1)
Применяя к распределению точек вейвлет-преобразование с таким материнским вейвлетом, мы фактически используем полосовой фильтр с колокообразной передаточной функцией [8].
В случае распределения объектов в плоскости Галактики дискретное вейвлет-преобразование с материнским вейвлетом (1) записывается в виде
Ш (Х,У,а) = (2)
£
2
(X - Жг)2 + (Y - уг)'
а2
-\(X-xi)2+(Y-yi)2]/2а2
х е
где хг, уг — координаты объекта в прямоугольной системе координат с центром в Солнце, X, У — новые координаты в той же системе, а — масштаб.
3. РАССЕЯННЫЕ СКОПЛЕНИЯ
Рассмотрим распределение РЗС в плоскости Галактики, выделив из всех имеющихся скоплений две возрастные группы, включающие молодые скопления и более старые. Данные для скоплений взяты из "Однородного каталога параметров рассеянных скоплений" [9]. В подвыборку молодых РЗС (^ £ < 7.8, здесь и далее £ в годах) входят 195 скоплений, причем деление на две возрастные группы проведено приблизительно по медиане распределения возрастов этих объектов. Средний логарифм возрастов РЗС этой подвыборки равен 7.22. На рис. 1а показано исходное распределение этих скоплений в проекции на плоскость Галактики. На этих и последующих рисунках центр Галактики расположен справа, Солнце находится в центре (значения координат X = 0, У = 0), интервалы расстояний от Солнца вдоль осей на графиках составляют ±3.5 кпк. На рис. 1б приведено распределение скоплений того же интервала возрастов
в проекции на плоскость Галактики по данным последней версии каталога Диаса и др. [10]. Этот каталог содержит, в отличие от выборки из "Однородного каталога...", неоднородные данные о расстояниях и возрастах РЗС, однако включает для данного интервала возрастов 316 скоплений. Отличие распределения скоплений из каталога Диаса (рис. 1б) проявилось лишь в большем количестве РЗС в ближайших окрестностях Солнца. При этом спиральные ветви выделяются не лучше, чем по данным "Однородного каталога...", поэтому каталог Диаса в дальнейшей работе не использовался.
Распределение точек в проекции на плоскость Галактики сглаживалось с помощью формулы (2) для различных значений масштаба а от 0.1 до 1 кпк. Сравнение рис. 1а и 2 показывает преимущество сглаженных картин, так как исчезают мешающие анализу отдельные скопления, попадающие по разным причинам в межрукавные пространства, и выделяются только самые плотные сгущения точек.
На двух диаграммах рис. 2 приведены распределения вейвлет-коэффициентов для молодых РЗС, полученные для двух различных значений масша-ба а = 0.3 и 0.5 кпк. На обеих диаграммах достаточно ясно выделяются три известных отрезка спиральных ветвей: справа налево — ветви Киля-Стрельца, Ориона и Персея. Для определенности эти структуры отмечены отрезками кривых. Координаты точек этих линий, представляющих современное положение отрезков спиральных ветвей Галактики, вычислены по данным из нашей предыдущей работы [1]. При этом видно, что значение масштаба а = 0.5 кпк несколько завышено, так как приводит к слиянию элементов ветвей Киля-Стрельца и Ориона. Вместе с тем а следует выбирать максимально большим, чтобы анализировать наиболее крупномасштабные структурные элементы, соответствующие отрезкам спиральных ветвей. Поэтому для РЗС мы выбрали а = 0.4 кпк.
На диаграммах рис. 3 показано распределение вейвлет-коэффициентов с а =0.4 кпк для молодых и более старых РЗС, при этом сохранены только контуры областей с положительными значениями вейвлет-коэффициентов, что отвечает максимальным плотностям объектов. Выборка старых скоплений составляет 192 РЗС с возрастами ^£ > > 7.8 (средний логарифм возрастов 8.39). Отметим, что максимумы вейвлет-коэффициентов фактически соответствуют центрам областей звездообразования, породившим наблюдаемые РЗС. Несмотря на заметно больший интервал возрастов старых скоплений, на рис. 3б прослеживаются те же крупномасштабные элементы структуры, что и на рис. 3а. Интересно отметить, что провал в распределении плотности молодых РЗС вдоль ветви Киля-Стрельца точно закрывается максимумом в
х
У, кпк
3.5 г
2.5 1.5 0.5 -0.5 -1.5 2.5
(а)
РЗС Т < 7.
Ч и
J_I_I_I_^_|_
(б)
РЗС-Диас ^ Т < 7.8
1 1 *
••г*.
_1_I_I_I_I_|_
-3.5 -2.5 -1.5 -0.5 0.5 1.5 2.5 3.5 -3.5 -2.5 -1.5 -0.5 0.5 1.5 2.5 3.5
X, кпк X, кпк
Рис. 1. Распределение молодых РЗС Ь < 7.8) нашей выборки (а) и по данным каталога Диаса (б) в проекции на плоскость Галактики.
Рис. 2. Распределения вейвлет-коэффициентов для молодых РЗС Ь < 7.8) для значений масштаба а = 0.3 кпк (а) и а = 0.5 кпк (б). Линиями отмечены ветви Киля—Стрельца, Ориона и Персея как принято в данной работе.
распределении плотности более старых скоплений. Области повышенной плотности "старых" РЗС показаны контурами на рис. 3а. Так же, как и в ветви Киля—Стрельца, в ветви Ориона сгущения старых РЗС с координатами (здесь и далее в кпк) центров (X = 0.0, У = 0.6) и (X = -0.7, У = -1.0) попадают в разрывы распределения плотности молодых объектов. Для ветвей Ориона и Киля—Стрельца виден пространственный сдвиг элементов спиральной структуры молодых и более
старых РЗС, который соответствует движению волны плотности, инициирующей звездообразование. К сожалению, в области ветви Персея скоплений мало, и трудно решить, соответствует ли деталь с координатами (X = -1.6, У = +2.5) на рис. 3б детали ветви Персея или следующей ветви.
4. ЦЕФЕИДЫ Звезды типа 5 Цефея имеют в среднем не худшие по точности оценки расстояний от Солнца, чем
Рис. 3. Распределение вейвлет-коэффициентов с а = 0.4 кпк для молодых (^ Ь < 7.8) (а) и более старых (б) РЗС в плоскости Галактики. Контурами на левой диаграмме показаны "сгущения", выделяющиеся н
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.