ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 2, с. 102-114
УДК 524.5
ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ ВАРИАЦИИ ЗАКОНА ПОГЛОЩЕНИЯ В ДИСКЕ ГАЛАКТИКИ ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ИНФРАКРАСНОМ
ДИАПАЗОНЕ
© 2013 г. Г. А. Гончаров*
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 15.08.2012 г.
Инфракрасная фотометрия в полосах J (1.2 мкм), H (1.7 мкм), Ks (2.2 мкм) из каталога 2MASS и в полосах W1 (3.4 мкм), W2 (4.6 мкм), W3 (12 мкм), W4 (22 мкм) из каталога WISE использована для определения пространственных вариаций закона межзвездного поглощения в инфракрасном диапазоне около экваториальной плоскости Галактики методом экстраполяции закона поглощения в применении к гигантам сгущения. При этом рассмотрены вариации коэффициентов E(H — W 1)/E(H — Ks), E(H — W2)/E(H — Ks), E(H — W3)/E(H — Ks) и E(H — W4)/E(H — Ks) вдоль луча зрения в квадратах неба размером 2° х 2° с центрами b = 0° и l = 20°, 30°,..., 330°, 340°, а также — в нескольких квадратах 4° х 4° с |b| = 10°. Результаты, полученные в настоящем исследовании, согласуются с аналогичными результатами, полученными Засовски и др. в 2009 г. с использованием фотометрии 2MASS и Spitzer-IRAC для тех же долгот и близких фотометрических полос, подтверждая их главный результат: во внутренней относительно Солнца части галактического диска доля мелкой пыли растет с удалением от центра Галактики (или уменьшается средний размер пылинки). Но в не рассмотренной Засовски и др. внешней части галактического диска эта закономерность сменяется противоположной: на краю диска доля крупной пыли больше, чем в окрестностях Солнца. Видимо, эта общегалактическая закономерность объясняется влиянием спирального узора: процессы в нем сортируют пыль по размерам и дробят ее так, что крупная пыль имеет тенденцию скапливаться на внешних, а мелкая — на внутренних относительно центра Галактики краях рукавов. В результате, возможно, мелкая пыль существует только в части галактического диска, удаленной как от центра Галактики, так и от края, а в центре Галактики, на краю диска и вне диска преобладает крупная пыль.
Ключевые слова: частицы межзвездной пыли, диаграмма цвет—звездная величина, звезды гиганты и субгиганты.
DOI: 10.7868/80320010813020046
ВВЕДЕНИЕ
Закон межзвездного поглощения описывает зависимость поглощения Л\ от длины волны излучения Л. По современным представлениям частицы пыли поглощают излучение с длиной волны меньше их размера. Химический состав, форма и другие свойства пылинок также влияют на их взаимодействие с излучением. Поэтому определение закона межзвездного поглощения и его пространственных вариаций важно для уточнения свойств пыли и всей межзвездной среды. Эти свойства, в свою очередь, говорят о содержании во Вселенной химических элементов тяжелее гелия, учитывая, что основная часть пыли производится звездами.
Одна из наиболее близких к реальности моделей распределения межзвездных пылинок по размерам
Электронный адрес: georgegontcharov@yahoo.com
и другим свойствам предложена Вайнгартнером, Дрэйном (2001). При этом авторы обнаружили, что размер пылинок является ключевой характеристикой среды, а наилучшее совпадение с наблюдениями в окрестностях Солнечной системы дают варианты модели, предусматривающие распределение пылинок в широком диапазоне размеров, по крайней мере, от 0.001 до 6 мкм. Для любых трех фотометрических полос в этом диапазоне, например, В (0.45 мкм), V (0.55 мкм), К (2.2 мкм), существуют пылинки, вызывающие поглощение только в самой коротковолновой полосе (в данном примере это пылинки мельче 0.5 мкм), только в двух полосах (в данном примере — мельче 2 мкм) и во всех трех полосах (крупнее 2.2 мкм). В последнем случае, если ограничиться данными только этих трех полос, поглощение будет восприниматься как
не зависящее от длины волны, т.е. неселективное, или "серое".
Около плоскости Галактики в окрестностях Солнечной системы из-за преобладания мелкой пыли поглощение растет с уменьшением длины волны излучения (т.е. в данном примере соотношение поглощений в полосах В, V и К: Ав > Ау > Ак). В результате прошедшее через пыль излучение краснеет. При этом соотношение покраснений (избытков цвета) Е(V — К)/Е(В — — V) является характеристикой распределения пылинок по размерам в диапазоне от 0.5 до 2.2 мкм: меньшая величина этого соотношения значит большее поглощение в полосе В по сравнению с V, а в V — по сравнению с К, а значит, более крутой рост поглощения с уменьшением длины волны и, следовательно, большую долю мелких пылинок в их распределении по размерам и меньший средний размер пылинки. Наоборот, большая величина соотношения Е(У — К)/Е(В — V) значит большую долю крупных пылинок и больший средний размер пылинки. На этом основан классический метод определения важной характеристики межзвездной среды в окрестностях Солнечной системы, коэффициента поглощения Еу = Ау/Е(В — V) & & 1.1Е^ — К)/Е(В — V). Это метод экстраполяции закона поглощения, или метод соотношения показателей цвета. Второе название оправдано тем, что для звезд с одинаковым распределением энергии в спектре соотношение избытков цвета равно соотношению показателей цвета, как показано, например, Гончаровым (2012а). Впервые применившие этот метод Джонсон, Боргман (1963) обнаружили не только большие отклонения Ку от среднего значения 3.1 для некоторых звезд, но и меньшую по амплитуде плавную зависимость Ку от галактической долготы с минимумом на I & 110°.
Игнорирование вариаций закона поглощения должно вызывать большие систематические и случайные ошибки при вычислении поглощений, расстояний, абсолютных величин и других характеристик звезд. Величина этих ошибок в зависимости от ошибки Ку дана Рейс и Корради (2008): при вариациях Ку ±1.5 от среднего значения вычисляемые расстояния и/или величины звезд ошибочны на 10%. При этом систематические вариации Ку вызывают систематические же ошибки расстояний.
Скоржински и др. (2003) указали ряд областей пространства в окрестностях Солнечной системы, где очевидны существенные отклонения коэффициента Ку от среднего значения.
Более подробно вариации коэффициента Ку в радиусе 600 пк от Солнца проанализированы Гончаровым (2012а). При этом в результате применения метода экстраполяции закона поглощения к многоцветной широкополосной фотометрии из
каталога Tycho-2 (Хег и др., 2000) в полосах BT (0.435 мкм) и VT (0.505 мкм) и каталога 2MASS (2-Micron All-Sky Survey) (Скрутские и др., 2006) в полосе Ks (2.16 мкм) для 11 990 звезд OB и 30 671 красного гиганта ветви класса KIII обнаружены согласующиеся для этих классов звезд систематические пространственные вариации Rv в диапазоне от 2.2 до 4.4, построена трехмерная карта этих вариаций с точностью a(Rv) = 0.2 и пространственным разрешением 50 пк. Найденные вариации Rv согласуются с результатами Скор-жински и др. (2003) и связаны с галактическими структурами: в центре пояса Гулда, недалеко от Солнца коэффициент Rv имеет минимум, на расстоянии около 150 пк от центра он достигает максимума, затем уменьшается до минимума во внешней части пояса и других направлениях на расстоянии около 500 пк от Солнца, видимо, возвращаясь к средним значениям вдали от Солнца. Кроме того, в слое толщиной ^200 пк около галактического экватора найден монотонный рост Rv в направлении центра Галактики величиной 0.3 на кпк. Этот результат согласуется с результатом Засовски и др. (2009), полученным в инфракрасном (ИК, А > 1 мкм) диапазоне для гораздо большей части Галактики. Эти систематические крупномасштабные вариации закона поглощения в Галактике, если они реальны, являются главным результатом работы Засовски и др. (2009) и одним из важнейших свойств Галактики, обнаруженных в 21-м веке. Поэтому необходимо их подтверждение или опровержение, чему и посвящена настоящая работа.
Коэффициент RV характеризует распределение пылинок по размерам в диапазоне от 0.5 до 2.2 мкм. Часто это распределение экстраполируется на более широкий диапазон размеров пылинок. Однако при ином распределении пылинок по размерам, например, при гораздо большей доле крупной пыли возникает одинаковое во всех рассматриваемых полосах неселективное ("серое") поглощение. Его можно выявить, только привлекая еще более длинноволновую фотометрию. Фактически современные попытки оценить неселективное поглощение сводятся с поиску доказательств, что пылинки более некоторого размера отсутствуют в Галактике или, по крайней мере, в конкретной области пространства.
Оценки распределения по размерам пылинок более 2 мкм бедны. Оценка Вайнгартнера, Дрэй-на (2001) предполагает заметную долю пылинок размером до 6 мкм и соответствующее среднее содержание химических элементов тяжелее гелия, значительно превышающее то, которое обычно следует из наблюдений звездных спектров. Особенно очевидны требования относительно высокого содержания углерода и кремния, как основ-
ных элементов в составе пыли. Теми же авторами найдено сильное расхождение их модели при любых параметрах с наблюдаемым распределением масс межзвездных пылинок в Солнечной системе, которое получено Фришем и др. (1999) по регистрации ударов пылинок детекторами космических аппаратов Ulysses и Galileo: теория дает малую распространенность пылинок массой больше 2 x x lG-13 г в то время, как наблюдения показывают, что пылинки массой от lG-12 до 2 x lG-12 г (т.е. порядка 100 миллиардов атомов в составе одной пылинки) дают основной вклад в массу пыли. Более того, космическими аппаратами Pioneer 10 и Pioneer 11 зарегистрировано значительное число ударов межзвездными пылинками с еще большей массой ^2 x lG-9 г. Эти пылинки двигались преимущественно вдоль линии "аппарат—Солнце" и не могли быть зарегистрированы аппаратами Ulysses и Galileo из-за их неподходящей ориентации и орбитальных параметров (^югер и др., 2001). Во всех этих результатах обнаружено и учтено существенно различное пространственное распределение и движение межпланетной и межзвездной пыли. Следовательно, хотя эксперименты проведены внутри солнечной системы, межзвездное происхождение этих пылинок не вызывает сомнений. Таким образом, крупные пылинки массой порядка lG-12—lG-9 г, т.е. размер
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.