УДК 524.3
ИОНИЗАЦИОННАЯ СТРУКТУРА ТУМАННОСТИ NGC 6857
2014 г. Л. Н. Кондратьева*, Ф. К. Рспаев, Е. К. Аймуратов
Астрофизический Институт им. В.Г. Фесенкова, Алма-Ата, Казахстан Поступила в редакцию 03.04.2014 г.
Представлены результаты спектральных исследований туманности NGC 6857, расположенной в зоне современного звездообразования. Получены данные о распределении поверхностной яркости в центральной области туманности (^60" х 60") в линиях Ha, H^, [OIII], 5007 A, [NII], 6548, 6583 A [SII], 6717, 6731 А и HeI, 6678 А с угловым разрешением ~4"5 х 4'.'5. Зоны максимальной поверхностной яркости и область максимальной степени ионизации газа расположены в 12" южнее центральной звезды, что, возможно, указывает на существование второго источника ионизации газа.
Ключевые слова: HII области, эмиссионные линии.
DOI: 10.7868/S0320010814110023
ВВЕДЕНИЕ
Исследование областей современного звездообразования является крайне актуальной задачей и представляет интерес с точки зрения изучения ранних стадий формирования и эволюции звезд. Одна из таких областей, Sh2-100, содержит ряд астрономических мазеров, точечные источники инфракрасного излучения и конденсации молекулярного газа, что свидетельствует об активных процессах звездообразования. Радионаблюдения (Рубин, Турнер, 1969, 1971) выявили в этом направлении компактные HII зоны, которые в оптическом диапазоне отождествлялись с объектами К3-50 и NGC 6857, известными в то время как планетарные туманности. Более поздние наблюдения (Харрис, 1975; Курц и др., 1994; ДеПри и др., 1994) с высоким угловым разрешением позволили разделить К3-50 на несколько объектов: К3-50Л, B, C1, C2, D, E и F (при этом NGC 6857 получила обозначение K3-50D). Часть из них (К3-50В и К3-50С1) погружена в толщу молекулярного облака и в оптическом диапазоне не наблюдается. Многочисленные исследования данной области в основном касались объектов К3-50А и К3-50С (Курц и др., 1994; ДеПри и др., 1994; Арайя и др., 2002; Израэль и др., 1980; Роелфсема и др., 1988; Харвард и др., 1996). В частности, в HII области К3-50А было выделено несколько центров — источников ионизации газа (Окамото и др., 2003).
Данная работа выполняется в рамках проекта по исследованию населения зон современного фор-
Электронный адрес: lu_kondr@mail.ru
мирования звезд и посвящена наблюдениям слабо изученной области K3-50D.
Объект K3-50D = NGC 6857 представляет собой эмиссионную туманность с размерами 40" х х 40", наблюдаемую в оптическом диапазоне длин волн (рис. 1). В работе Персон и Фрогел, 1974 приводятся относительные интенсивности эмиссионных линий и поток излучения в линии H@. Оценки расстояний, от 7.9 до 9.3 кпс (Харрис, 1975; ДеПри и др., 1994; Курц и др., 1994; Самал и др., 2010; Арайя и др., 2002), подтверждают генетическую и пространственную связь туманности с окружающим молекулярным облаком. По оценкам исследователей, поглощение Av в направлении на туманность составляет от 2 до 4.6 звездных величин (Персон, Фрогел, 1974; Роелфсема и др., 1988; Самал и др., 2010) со значительным нарастанием в ее северо-западной части. Вероятнее всего, туманность располагается на ближнем к нам краю молекулярного облака (Самал и др., 2010). Спектральный класс центральной звезды O4V определен в работе Самал и др. (2010). В этой же статье рассматривается структура туманности по снимкам, полученным с узкополосными фильтрами. В лучах Ha + [NII] хорошо видно внешнее кольцо, изображение внутренней биполярной зоны не просматривается. В лучах [SII] наиболее заметная деталь изогнутое плотное волокно, расположенное южнее центральной звезды.
СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ
В Астрофизическом Институте им. Фесенкова (АФИФ) спектральные исследования этого объ-
Таблица 1. Журнал наблюдений NGC 6857
Дата наблюдений ДА, А Номер сечения Телескоп диаметр, м Качество изображе-ниия,"
20.06.2012 4300- -5500 2 0.7 2.5-3.0
6100- -7300 2 0.7 2.5-3.0
4300- -5500 3 0.7 2.5-3.0
6100- -7300 3 0.7 2.5-3.0
21.07.2012 6100- -6850 1 1.0 2.0-2.5
15.08.2012 4300- -5500 1 0.7 3.0
6100- -7300 1 0.7 3.0
17.08.2012 6100- -6850 4 1.0 2.0-2.2
20.08.2012 4300- -5060 5 1.0 2.0-2.2
6100- -6850 5 1.0 2.0-2.2
4300- -5060 6 1.0 2.0-2.2
6100- -6850 6 1.0 2.0-2.2
08.06.2013 4300- -5500 7 0.7 3.0
09.06.2013 4300- -5500 8 0.7 3.0
20.06.2013 6100- -7300 7 0.7 3.0
6100- -7300 8 0.7 3.0
6100- -7300 9 0.7 3.0
31.07.2013 6100- -7300 10 0.7 3.0
екта выполнялись в 2012—2013 гг. Для наблюдений использовали два телескопа: 1-м рефлектор фирмы Карл—Цейс Йена, установленный на высокогорной станции Ассы-Тургень (Н = 2.8 км), и 70-см телескоп АЗТ-8 (Обсерватория вблизи Алматы, Н = 1.5 км). Спектрограммы получены на щелевых спектрографах, оборудованных ПЗС-камерами ST-8 (1530 х 1020, 9 ^т). Первый спектрограф (UAGS) установлен в кассегре-новском фокусе 1-м телескопа. Рабочая ширина входной щели 0.3 мм или 4'/5 в проекции на небо, длина щели ¡^¡100". Спектрограммы с дисперсией 0.5 А/пиксель охватывают ^800 А. Наблюдения проводились в двух спектральных диапазонах: А4300—5060 А и А6100—6840 А. Второй спектрограф установлен в кассегреновском фокусе телескопа АЗТ-8. Размеры входной щели соответствовали 4'.'5 х 150''. Спектрограммы с дисперсией 0.75 А/пиксель покрывают ~1200 А, полный доступный спектральный диапазон составляет
^4500 А (от 4000 А до 8500 А). Спектрограммы исследуемой туманности получены для нескольких
сечений. Журнал наблюдений приводится в табл. 1. Положение щели контролировалось в процессе гидирования с точностью ~0.5''. Кроме того, при наблюдениях на АЗТ-8 для контроля получались снимки туманности с наложенным изображением входной щели. На рис. 1 указаны положения входной щели для всех сечений. Несколько наиболее ярких звезд в окрестностях туманности выделены на карте темными квадратами. Положения этих звезд обозначены на следующих графиках для удобной ориентации. Наряду с исследуемым объектом выполнялись наблюдения стандартных звезд НЭ 184171 и НШ93322 с известным распределением энергии в спектре (Харитонов и др., 2011). Спектрограммы звезд, полученные с широкой щелью, использовались для абсолютной калибровки потоков излучения туманности. Время накопления составляло 30 мин для спектров туманности и 1 — 2 мин для спектров звезд-стандартов. Процедура первоначальной обработки спектрограмм состояла из стандартных операций: учета "плоского поля", вычитания темнового тока, учета влияния атмосферной экстинкции и спектральной чувствительности аппаратуры. Далее выполнялись измерения потоков излучения эмиссионной линии в направлении поперек дисперсии, с диафрагмой, соответствующей длине и ширине изображения линии, вычитался фон неба, измеряемый с той же диафрагмой по обе стороны от линии. Таким образом, вдоль каждого сечения были измерены потоки излучения в линиях На, Щ, [0111], 5007 А, [N11],
6548, 6583 А [ЭН], 6717, 6731 А и Не1, 6678 А. На
этом этапе каждое значение представляло собой интегральный поток с площадки размером 4'.'5 х х 0'.'96 и 4'.'5 х 0'.'66 (ширина входной щели и размер пикселя в угловых секундах) для спектрограмм, полученных на 1 -м телескопа и телескопе АЗТ-8 соответственно. Далее эти значения усреднялись (в направлении поперек дисперсии) по 5—7 пикселям (4''-5''), и рассчитывалась поверхностная яркость в относительных единицах на одну квадратную секунду дуги. Для перехода к абсолютным энергетическим единицам использовались спектрограммы стандартных звезд с известным распределением энергии. В качестве примера на рис. 2 приведены значения поверхностной яркости для сечений 1 и 2 в шкале 10-16 эрг см-2 с-1 сек. дуги-2. Каждое значение является средним для площадки размером ~4'/5 х 4'.'5. На каждом графике указаны номер сечения и эмиссионная линия.
РЕЗУЛЬТАТЫ
Данные, полученные в отдельных сечениях туманности, использовались для построения карт распределения поверхностной яркости в разных
Рис. 1. Изображение туманности NGC 6857 из Digital Sky Survey. Положения сечений обозначены прямоугольниками с номерами слева и вверху. Наиболее яркие звезды отмечены квадратиками.
No 1 HeI, 6678 No 2 [NII], 6583
Рис. 2. Распределение поверхностной яркости в сечениях 1 и 2. Ось У соответствует плотности потоков в единицах 10-16 эрг см-2 с-1 сек. дуги-2. По оси X даны расстояния в угловых секундах. Для сечения 1 это расстояния от звезды, расположенной на юго-западе от центра. Для сечения 2 это расстояния относительно центральной звезды.
ИОНИЗАЦИОННАЯ СТРУКТУРА ТУМАННОСТИ -30 -20 -10 0 10 20 30
50 ГН I ' I |Ч~ГТ
10 16 erg cm 2 sec 1 arcsec 2
700
0 -10 -20
30 20 10 0 -10 -20 -30
30 20 10 0 -10 -20 -30
-40 -30 -20 -10 0 10 20 30 40
30 20 10 0 -10 -20 -30
-40 -30 -20
Рис. 3. Распределение поверхностной яркости в линиях На и [N11]. По осям X и У — секунды дуги. Положение центральной звезды соответствует нуль-пункту системы отсчета.
линиях (рис. 3—5). Изображения получены с использованием пакета AXUM 7 (MathSoft Company). В промежутках между экспериментальными точками проводилась интерполяция значений. В областях перекрытия выполнялось усреднение с одинаковыми весами значений. На всех графи-
ках (рис. 3—5) один пиксель соответствует ~0'/8, каждое значение является средним для площадки размером ~4/./5 х 4'/5 и представлено в шкале 10-16 эрг см-2 с-1 сек. дуги-2. Размер поля для графиков (рис. 3—6) составляет 80// х 80//. Темными квадратиками обозначено положение звезд,
КОНДРАТЬЕВА и др. -30 -20 -10 0 10 20 30
30 20 10 0 -10 -20 -30 I-
30 20 10 0 -10 -20
-40 -30 -20 -10 0 10 20 30 40
Рис. 4. Распределение поверхностной яркости в линиях HeI и [SII].
выделенных на рис. 1. На рис. 3 в лучах линии Ha можно выделить три максимума, расположенных южнее, восточнее и западнее относительно центральной звезды. Их положения выделены рамками белого цвета. Западная зона хорошо просматривается в лучах HeI и не видна на картах излучения в линиях [NII], [SII] и [OIII]. Мак-
симальное излучение в линиях [N11] наблюдается на 20'' южнее центра. Область максимальной поверхностной яркости в линиях [Э11] совпадает с аналогичной зоной на карте [N11]. Кроме того, ее положение
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.