ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 8, с. 620-630
УДК 524.5
НЕКОТОРЫЕ СВОЙСТВА ПЫЛИ ВНЕ ДИСКА ГАЛАКТИКИ
© 2013 г. Г. А. Гончаров*
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 04.02.2013 г.
Совместное использование точной фотометрии в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне из каталогов 2MASS и WISE позволило проанализировать вариации закона поглощения и распределения пылинок по размерам в высоких галактических широтах (|Ь| > 50°) на расстояниях до 3 кпк от плоскости Галактики. Для разделения пространственных вариаций состава выборки, металличности, покраснения и свойств среды оказался работоспособен модифицированный метод экстраполяции закона поглощения в применении к гигантам сгущения. Обнаруженные пространственные вариации коэффициентов E(H - W 1)/E(H - Ks), E(H - W2)/E(H - Ks) и E(H - W3)/E(H - Ks) схожи для всех высоких широт и зависят лишь от расстояния до галактической плоскости. Найдено, что всюду вне диска Галактики отношение поглощения в коротких длинах волн к поглощению в длинных меньше, чем в диске, и, соответственно, средний размер пылинки больше, а распределение пылинок по размерам в диапазоне 0.5—11 мкм смещено в сторону крупной пыли. При этом с удалением от галактической плоскости средний размер пылинки сначала резко возрастает, затем плавно уменьшается, при IZ| « 2.4 кпк приближаясь к значению, характерному для диска, а дальше — стабилизируется или, возможно, снова растет. Значения рассматриваемых коэффициентов меняются в зависимости от координаты Z с периодом около 1312 ± 40 пк, совпадая к югу и северу каждые 656 ± 20 пк, а на промежуточных Z, показывая достоверную антикорреляцию значений в южном и северном полушариях. Таким образом, существует единая крупномасштабная периодическая структура межзвездной среды в высоких широтах на протяжении, по крайней мере, 5 кпк. Эти же периодические вариации обнаружены и для коэффициента поглощения Rv в пределах 600 пк от галактической плоскости в результате обработки иных фотометрических данных для звезд других классов.
Ключевые слова: частицы межзвездной пыли, диаграмма цвет—звездная величина, звезды гиганты и субгиганты.
DOI: 10.7868/80320010813070103
ВВЕДЕНИЕ
Зависимость межзвездного поглощения от длины волны излучения (закон поглощения) связана, прежде всего, с распределением пылинок поглощающей среды по размерам. В наиболее распространенных средах максимум поглощения в области пространства приходится на длину волны, которая по порядку величины совпадает со средним диаметром пылинки в этой области (Бочкарев, 2010). Например, обычно рассматриваемое поглощение Ау в фотометрической полосе V с длиной волны 0.55 мкм и, вообще, поглощение в видимом диапазоне создается преимущественно пылинками субмикронных размеров, а в инфракрасном (ИК) диапазоне — сверхмикронных. Изучение зависимости поглощения от длины волны излучения позволяет делать выводы о физических свойствах пыли в рассматриваемой области пространства и о вкладе
Электронный адрес: georgegontcharov@yahoo.com
пыли в общую массу материи. И наоборот — изучение свойств пылевой среды позволяет вычислять поглощение.
Многочисленные исследования пыли и поглощения в диске Галактики, в том числе в окрестностях Солнца, показали, что здесь преобладают субмикронные пылинки, вызывающие существенно селективное поглощение, т.е. заметно уменьшающееся с увеличением длины волны излучения так, что в ИК-диапазоне поглощение незначительно по сравнению с видимым диапазоном.
Пыль и поглощение в удаленных от Солнца областях Галактики в ее высоких широтах вне диска изучены хуже. Ясно, что здесь поглощение невелико. Но до сих пор здесь трудно оценить соотношение поглощения в видимом и ИК-диапазонах и, соответственно, содержание крупных пылинок в межзвездной среде.
Для этих оценок бесполезна ИК-фотометрия звезд в небольшой области пространства или
малого числа звезд, так как в ИК-диапазоне некоторые звезды разных классов демонстрируют непредсказуемую эмиссию. Лишь осреднение данных множества звезд в областях пространства, заведомо превышающих типичный размер межзвездного облака (>10 пк), позволяет сгладить ее влияние.
Только полученная в последние годы точная многоцветная широкополосная ИК-фотометрия миллионов звезд по всему небу из каталогов 2MASS и WISE впервые позволяет исследовать крупную пыль и поглощение в ИК-диапазоне вне диска Галактики. Каталог 2MASS (2-Micron All-Sky Survey) (Скрутские и др., 2006) получен в 2006 г. в результате наземных наблюдений в 1997—2001 гг. и содержит фотометрию более 400 миллионов звезд по всему небу в полосах J (1.23 мкм), H (1.64 мкм), Ks (2.15 мкм) ближнего ИК-диапазона. Каталог WISE (Райт и др., 2010) получен в 2012 г. в результате наблюдений, выполненных в 2010 г. космическим телескопом Wide-field Infrared Survey Explorer и содержит фотометрию более 500 миллионов звезд по всему небу, включая практически все звезды из каталога 2MASS, в полосах W1 (3.3 мкм), W2 (4.6 мкм), W3 (11 мкм), W4 (22 мкм) среднего ИК-диапазона.
Недавно созданы также ИК-обзоры отдельных областей неба, например, обзор области в направлении на центр Галактики камерой IRAC космического телескопа Spitzer в среднем ИК-диапазоне. Данные этого обзора, использованные вместе в данными 2MASS, позволили Засовски и др. (2009) обнаружить крупномасштабные систематические пространственные вариации закона поглощения и, следовательно, размеров и других свойств пылинок во внутренней относительно Солнца части диска Галактики на протяжении 15 кпк. Видимо, в ближних к центру Галактики частях диска преобладает пыль сверхмикронных размеров, а в окрестностях Солнца — субмикронных. Эти вариации настолько крупномасштабны, что присущи фактически диффузной среде, а не малым плотным облакам и районам звездообразования.
Гончаровым (2013) выполнена проверка результатов Засовски и др. (2009) в первом и четвертом галактических квадрантах диска с привлечением данных WISE вместо Spitzer и аналогичный поиск пространственных вариаций свойств пыли во втором и третьем галактических квадрантах, где есть только данные 2MASS и WISE. Для внутренней относительно Солнца части галактического диска результат Засовски и др. (2009) подтвержден: средний размер пылинки уменьшается с удалением от центра Галактики. Но в не рассмотренной Засовски и др. (2009) внешней части галактического диска эта закономерность сменяется противоположной: на краю диска пылинки в среднем крупнее, чем
2.6 3.1 3.6 4.1 4.6
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5
Г, КПК
Рис. 1. Коэффициент в зависимости от расстояния от Солнца для области радиусом 8° вокруг северного (черные ромбы, кривая и вертикальные столбики ошибок) и южного (серые квадраты, кривая и вертикальные столбики ошибок) полюса Галактики.
в окрестностях Солнца. Эти вариации относятся к области радиусом более 5 кпк вокруг Солнца.
При анализе закона поглощения и свойств пыли в некоторых направлениях на широтах \Ь\ = 10° Г2013 нашел, что повсюду при удалении от экваториальной галактической плоскости средний размер пылинки растет.
Это подтверждает более ранний результат Гончарова (2012а), представленный в трехмерной карте вариаций коэффициента поглощения Яу = = Ау/Е(В — V) в радиусе 600 пк от Солнца. Эта карта получена с использованием визуальной фотометрии из каталога Tycho-2 (Хег и др., 2000) и ИК-фотометрии 2MASS. Согласно этой карте, Яу систематически меняется при удалении от галактической плоскости. Он имеет резкий минимум в слое толщиной менее 200 пк около плоскости, растет с удалением от плоскости, достигая максимума на расстояниях от плоскости \ & 150—400 пк и слегка уменьшается на расстоянии \ & 500 пк. На рис. 1 показаны найденные вариации коэффициента Яу в зависимости от расстояния от Солнца для области радиусом 8° вокруг северного (черные ромбы, кривая и вертикальные столбики ошибок) и южного (серые квадраты, кривая и вертикальные столбики ошибок) полюса Галактики. Этот рисунок можно сравнить с рис. 6 из работы Гончарова (2012а). Видно, что около Солнца коэффициент Яу имеет классическое значение 3.1. Кроме того, при \ > 100 пк изменения Яу к югу и северу антикоррелируют: увеличение к северу от экватора соответствует уменьшению на том же расстоянии к югу и наоборот. Эта антикорреляция обсуждается далее.
Крупномасштабные общегалактические закономерности в изменении свойств пыли могут объясняться влиянием спирального узора, как, возможно, единственного места, где пыль дробится и сортируется по размерам. В результате, как предположил Г2013, мелкая пыль существует только в
той части галактического диска, где действует узор, т.е. на удалении как от центра Галактики, так и от края. Тогда в центре Галактики, на краю диска, а также вне диска доля мелкой пыли должна быть минимальна. Проверке этого предположения относительно областей Галактики вне диска посвящено настоящее исследование. При этом для удобства сравнения результатов примененный метод и рассмотренные величины в настоящем исследовании аналогичны Засовски и др. (2009) и Гончарова (2013).
ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Для настоящего исследования отобраны общие для 2MASS и WISE звезды в высоких широтах (|Ь| > 50°) с точностью фотометрии в полосах J, H, Ks, W1 и W2 лучше 0.05m. При этом выборка остается почти полной в диапазоне величин 6m < < Ks < 14m.
Из-за неожиданной потери охлаждающего вещества ранее планируемого срока аппарат WISE сократил период наблюдений и не достиг высокой точности фотометрии в полосах W3 и W4. Поэтому в настоящем исследовании результаты в этих полосах почти не рассматриваются.
В настоящем исследовании впервые предпринята попытка исследовать свойства пыли вне диска, используя только ИК-фотометрию. Эта попытка основана на преимуществах совместного использования фотометрии в ближнем (2MASS) и среднем (Spitzer или WISE) ИК-диапазоне, на которые впервые обратили внимание Маевски и др. (2011). Одно из этих преимуществ — независимость показателя цвета (H — W2) от металличности и возраста звезд. Далее эти преимущества обсуждаются подробно.
Рассматриваемые высокие широты отличаются от районов диска, рассмотренных
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.