ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 11, с. 832-840
УДК 524.7
ИССЛЕДОВАНИЕ ЗВЕЗДНОГО НАСЕЛЕНИЯ И ОПРЕДЕЛЕНИЕ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ В НАПРАВЛЕНИИ НА ОБЛАСТЬ СВЕРХГЛУБОКОГО ГАЛАКТИЧЕСКОГО ОБЗОРА ОБСЕРВАТОРИИ CHANDRA ПО ДАННЫМ ТЕЛЕСКОПА РТТ-150
2010 г. Д. И. Карасев*, М. Г. Ревнивцев, А. А. Лутовинов, Р. А. Буренин
Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 22.06.2010 г.
Исследовалось звездное население области сверхглубокого галактического обзора обсерватории Chandra (поля Chandra Bulge Field, CBF) площадью 35' x 35' с помощью российско-турецкого телескопа РТТ-150 с целью построения карты межзвездного поглощения и определения закона поглощения. Значение поглощения оптического излучения определялось по положению гигантов красного сгущения (группы красных гигантов, имеющих одинаковую светимость и цвет) на диаграмме цвет—видимая величина в разных частях поля. Это позволило построить карту межзвездного поглощения данной области с разрешением 1' x 1'. По результатам анализа также удалось показать, что в исследуемом поле закон поглощения значительно отличается от стандартного, что, скоpее всего связано с тем, что свойства пыли в области балджа Галактики отличаются от свойств пыли в галактическом диске. Полученный закон поглощения подтверждает измерения во внешних частях балджа Галактики.
Ключевые слова: межзвездное поглощение, закон поглощения, балдж Галактики, ^асные гиганты.
ВВЕДЕНИЕ
В 2008 г. рентгеновской космической обсерваторией Chandra было проведено сверхглубокое (экспозиция составила Mc) наблюдение области, расположенной в непосредственной близости от галактического центра (так называемого поля CBF, Chandra Bulge Field, l ~ 0? 1, b ~ —1?42), целью которого было разрешение фонового рентгеновского излучения Галактики на точечные источники. Результаты этих наблюдений показали, что действительно, фоновое рентгеновское излучение Галактики, считавшееся ранее диффузным излучением межзвездной среды, является суммарным излучением большого количества дискретных источников звездной природы (Ревнивцев и др., 2009a). Однако для сравнения, например, результатов подсчетов рентгеновских источников в этой области с результатами, полученными в окрестности Солнца или в других областях Галактики, необходимо детальное понимание состава звездного населения в области CBF, а также определение межзвездного поглощения в этом направлении.
Электронный адрес: dkarasev@iki.rssi.ru
Карты межзвездного поглощения, включающие область CBF, были построены в работах Шлеге-ля и др. (1998), Дутра и др. (2003), Маршалла и др. (2006). Как правило, они имели невысокое угловое разрешение, а также, в значительной степени, опирались на стандартный закон поглощения (Виттет и др., 1976; Карделли и др., 1989; Хи и дp., 1995), который, как показывают исследования последних лет, не совсем подходит для областей галактического балджа (Поповский, 2000; Удаль-ский, 2003; Суми, 2004; Ревнивцев и др., 2010; Карасев и др., 2010). Карта поглощения, с несколько лучшим угловым разрешением была построена в работе Ревнивцева и др. (2009б), однако в ней также использовалось предположение стандартного закона поглощения. В более поздней статье Ревнивцева и др. (2010) для центральной области
(6.6 х 6.6) поля CBF была получена карта поглощения с высоким разрешением по данным космического телескопа Hubble, где также отмечалось отклонение закона поглощения в данной области от стандартного.
В настоящей работе по данным российско-турецкого телескопа РТТ-150 была построена карта поглощения, покрывающая область размером 30' х 30' поля CBFс разрешением ~1'. Кроме того,
удалось определить закон поглощения в данной области и установить его отличие от стандартного.
НАБЛЮДЕНИЯ
Глубокое исследование поля CBF было проведено на основе фотометрических наблюдений, выполненных телескопом РТТ-150 в полосах (филь-тpах) g',r' и i' фотометрической системы SDSS (рис. 1). Полная экспозиция наблюдений в каждом из фильтров составила от 300 до 700 с, в результате чего удалось покрыть область размером 30' х 30' во всех трех фильтрах.
Полученные оптические данные были обработаны с использованием известных программных пакетов (IRAF1, zhtools2, etc.).
Исследуемое поле находится достаточно близко к галактическому центру, вследствие чего плотность звезд на луче зрения очень велика, поэтому для большей точности в определении звездных величин была использована PSF-фотометрия изображений, которая была выполнена с помощью программного пакета DAOPHOT III3.
Для получения коppектных фотометрических решений непосредственно перед наблюдением поля CBF были проведены дополнительные наблюдения фотометрических стандартов SDSS (Смит и др., 2002), в частности звезд SA 92_282, Wolf_1346, PG2336+004B, SA112_805 и др. Таким образом, для фотометрической поправки, представленной в виде 5 = Zp + ext х (airmass — — 1), были получены значения Zp,r/ = 2.03 ± 0.03, extr/ = 0.16 ± 0.02 и Zpi = 2.54 ± 0.02, ext,/ = = 0.10 ± 0.02 для полос r' и i' соответственно. Среднее значение величины воздушной массы во время наблюдения поля составляло ^2.75 ± ± 0.15. В результате поправка для фильтра r' составила ^2.32 ± 0.03 величины, а для i' — 2.72 ± ± 0.04 величины.
Для дополнительной проверки была также проведена калибровка полученных данных по известным оптическим и инфракрасным каталогам: Carlsberg Meridian Catalog4 для фильтра r' и DENIS для i'. В результате фотометрические поправки составили ~2.28 ± 0.06 величины для полосы r' и 2.76 ± 0.05 величины для полосы i', что хорошо согласуется с результатами, полученными при исследовании стандартных звезд.
Для проведения синтетической фотометрии в работе был использован пакет SYNPHOT/IRAF.
1 http://iraf.noao.edu/
2http://hea-www. harvard.edu/RD/zhtools/
3http://www.eso.org/sci/data-processing/software/scisoft/
4http://www.ast.cam.ac.uk/~dwe/SRF/cmc14.html
Рис. 1. Изображение области поля CBF, полученное комбинацией изображений, полученных РТТ-150 в трех фильтрах g',r' и i'. Прямоугольниками показаны области, покрытые обсерваторией Chandra и телескопом Hubble.
Отождествление звезд из каталога Hipparcos/Ty-cho и 2MASS было произведено с помощью программ, входящих в пакет WCStools5. Также использовались программы пакета HEASOFT.
Поскольку влияние межзвездного поглощения тем слабее чем больше длина волны излучения, то для построения карты поглощения были использованы лишь изображения, полученные в полосах r' и i', как самые "глубокие".
МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ МЕЖЗВЕЗДНОГО
ПОГЛОЩЕНИЯ ПО ПОЛОЖЕНИЮ ГИГАНТОВ КРАСНОГО СГУЩЕНИЯ (RCG)
Исследование свойств межзвездной среды с и^ пользованием фотометрических данных большого количества звезд фактически сводится к сравнению наблюдаемых величин звезд в разных фильтрах с их абсолютными значениями в соответствующих фильтрах. Однако основной проблемой в этом случае является точное определение класса (как спектрального класса, так и класса светимости) наблюдаемых звезд и зачастую сделать это без спектрометрического анализа оказывается невозможным. Таким образом, нам требуется среди всех звезд найти такие, класс которых можно было бы легко определить, плотность которых достаточно
5http://tdc-www. harvard.edu/wcstools/
14
16
ей Я
К р
к ч
о рр
18
20
22
1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 Цвет, (/-Г)
Рис. 2. Изображение области поля CBF в фильтре г', полученное РТТ-150. Квадратиками отмечены области, для которых построены диаграммы цвет—видимая величина, расположенные справа (1) и снизу (2). На них стрелочками показаны положения центроидов гигантов красного сгущения для соответствующих областей поля (слева).
велика и светимость которых при этом не зависит или зависит слабо от положения в Галактике.
В качестве таких стандартных объектов часто берут группу красных гигантов (см. Ста-нек и др., 1994, 1997; Станек, Гарнавич, 1998; Пачинский, Станек, 1998), имеющих примерно одинаковое значение светимости, составленную преимущественно из поздних G- и ранних ^ гигантов и образующих сгущение на диаграмме цвет—светимость. Кроме того, их светимость слабо зависит от металличности и потому неизменна даже для объектов, лежащих в балдже Галактики (Пачинский, Станек, 1998). Глубины наблюдений
телескопа РТТ-150 достаточно для того, чтобы регистрировать гиганты сгущения, расположенные на расстоянии центра Галактики.
Таким образом, суть методики определения межзвездного поглощения, используемой в настоящей работе, состоит в следующем: для разных областей исследуемого поля строятся диаграммы цвет—видимая величина г' (г' — г'), для которых затем определяется положение центроида гигантов красного сгущения в соответствующих координатах (рис. 2). Затем полученные величины яркости ^ш и цвета (г' — г'гигантов красного сгущения сравниваются с величиной г0 и цветом
ей И
а ^
а ч о
и «
ей И н
2 ч о о
ю <
15
и
10-
• . . • • •
ксв
и;;
0.5 1.0
Цвет, (/-/,)о
1.5
Рис. 3. Диаграмма цвет—абсолютная величина в координатах Мг —(г — ъ ), полученная на основе синтетической фотометрии.
(г' — г')о гигантов красного сгущения, полученными из калибровочной диаграммы цвет—абсолютная величина г'(г' — г')0. Величину поглощения А можно определить двумя способами: 1) из соотношения (Аг I — ) = (г' — г' )RCG — (г' — г' )о, при известном законе поглощения можно получить соответствующие величины АгI или А^; 2) при известном расстоянии Б до балджа Галактики Аг1 = ^ ш — г0 + 5 — Б.
Следует отметить, что в вышеописанной методике предполагается, что основная масса поглощающей пыли находится между исследуемым звездным населением и наблюдателем, что предполагает отсутствие большого количества пыли в области, где находятся гиганты красной группы. Это предположение представляется разумным, с учетом того, что исследуемая область звезд балджа в CBF расположена на высоте около 200 пк над плоскостью диска Галактики. Дополнительная проверка этой гипотезы на самосогласованность будет приведена ниже.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ СВОЙСТВ ГИГАНТОВ КРАСНОГО СГУЩЕНИЯ В ДИАПАЗОНАХ
г',г'
Прежде всего, необходимо получить значения яркости цвета гигантов крас
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.