УДК 524.7-8
ЗВЕЗДНЫЕ ПОДСИСТЕМЫ ГАЛАКТИКИ NGC 2366
© 2008 г. Н. А. Тихонов, О. А. Галазутдинова
Специальная астрофизическая обсерватория Российской академии наук, Н. Архыз, Россия Поступила в редакцию 20.01.2006 г.; принята в печать 22.06.2007 г.
Архивные данные Космического телескопа Хаббла использованы для фотометрии звезд в 7 полях центра и периферии галактики NGC 2366. Определено изменение численной плотности звезд разного возраста вдоль радиуса галактики и вдоль малой оси. Найдены границы тонкого и толстого звездных дисков галактики. Полученные размеры подсистем NGC 2366 (Zthin = 4 кпк для тонкого диска и Zthick = 8 кпк для толстого диска) более характерны для спиральных галактик. На периферии NGC 2366, за пределами толстого диска галактики, найдены признаки существования звездного гало.
PACS: 98.52.Sw, 98.62.Lv, 98.62.Hr
1. ВВЕДЕНИЕ
При изучении звездного населения иррегулярных галактик было найдено, что молодые звезды концентрируются к центру галактик, в то время как старые звезды имеют меньшую концентрацию к центру, но простираются существенно дальше голубых звезд [1 —6]. Для отдельных галактик было показано, что падение численной плотности старых звезд — красных гигантов — вдоль радиуса галактик происходит по экспоненциальному закону [6— 9]. На основании исследования пространственного распределения звезд разного возраста в 9 спиральных и 24 иррегулярных галактиках нами были предложены эмпирические модели звездного строения спиральных и иррегулярных галактик [9, 10], в которых отражены указанные зависимости распределения звезд разного возраста. Модели звездного строения спиральных и иррегулярных галактик оказались подобны друг другу. Основные различия между моделями состоят в пространственных размерах звездных подсистем и в присутствии звездного гало в массивных спиральных галактиках.
За пределами наших исследований оказались галактики переходного типа — от иррегулярных к спиральным. К таким галактикам чаще всего относятся массивные иррегулярные или карликовые спиральные галактики поздних типов, где спиральные ветви бывают выражены весьма неотчетливо. Однако для выяснения причин существования звездных гало у спиральных галактик и отсутствия их у иррегулярных необходимо исследовать именно такие галактики переходных форм. Изучение отдельных галактик дает основание предполагать, что существует зависимость между массой галактики и присутствием гало на ее периферии. Некоторые массивные иррегулярные галактики (Ю 10,
M 82) имеют хорошо заметное гало [9, 11], в то время как гало не обнаружено у некоторых карликовых спиральных галактик. Для выяснения причин происхождения гало необходимо увеличить выборку исследуемых галактик переходного типа.
Среди галактик интересующего нас типа внимание привлекает галактика NGC 2366, для которой в архиве Космического телескопа им. Хаббла (HST) имеется достаточно много снимков разных полей по периферии галактики (рис. 1). NGC 2366 обычно относят к иррегулярным галактикам (NED), однако Бааде [12], например, считал ее спиральной галактикой невысокой светимости. NGC 2366 принадлежит группе М81 (табл. 1), а основной интерес к ней связан с гигантской областью звездообразования NGC 2363 на периферии галактики. Звездное население центральных областей галактики подробно изучено в ряде работ [14—17], однако отсутствуют исследования звездного состава периферии этой галактики.
На снимках NGC 2366 в фильтрах UBVJHKHa заметна овальная форма звездного диска [18], видимого почти под углом 90°, с экспоненциальным падением яркости от центра к краю. Наблюдаемое асимметричное распределение ярких молодых звезд вдоль главной оси галактики связано с наличием областей звездообразования. Особо бурное звездообразование наблюдается в области гигантского HII-комплекса NGC 2363, но в целом темп звездообразования в NGC 2366 ненамного превышает среднее значение темпа звездообразования в других галактиках подобного типа [18].
Внешние структуры галактики хорошо видны на карте распределения нейтрального водорода, где
Рис. 1. Изображение NGC 2366, взятое из обзора DSS-2. Показаны исследуемые площадки, полученные на HST/WFPC2. Указаны направления Z, вдоль которых проводился анализ распределения численной плотности звезд. Внутренний эллипс ограничивает пространство тонкого диска. Внешний эллипс соответствует границе между толстым диском и гало.
заметны два вытянутых образования, расположенных параллельно большой оси галактики [18]. Поведение азимутально-усредненной поверхностной плотности HI в NGC 2366 подобно поведению поверхностной плотности HI в других иррегулярных галактиках, за исключением внешних частей галактики, где падение плотности HI происходит медленнее и излучающие области тянутся дальше [18]. Внешняя граница распределения HI примерно согласуется с внешними частями оптического изображения, но имеет асимметрию относительно изофоты в фильтре V. Ричи и Санциси [19] отмечают, что эта особенность является общей для дисковых галактик.
2. ФОТОМЕТРИЯ СНИМКОВ
В данной работе использованы изображения из архива открытого доступа HST (табл. 2). Звездная
фотометрия проводилась с помощью программных пакетов DAOPHOT II [20] в среде MIDAS и HSTphot [21, 22]. Полнота выборки найденных звезд вычислялась с помощью стандартного метода искусственных звезд при добавлении в изображение галактики нескольких сотен искусственных звезд разной светимости. Точность определения фотометрического нуль-пункта в HSTphot равна примерно 0.05т [22], что определяет и точность фотометрии всех ярких звезд. При переводе инструментальных звездных величин DAOPHOT II в стандартную VI-систему Крона—Казинса использовались рекомендации, данные в статьях [23, 24].
Результаты фотометрии звезд на HST-изобра-жениях программами DAOPHOT II и HSTphot практически не различаются для ярких звезд, однако при фотометрии слабых звезд программа HST-phot дает более высокую внутреннюю точность, что видно по уменьшению ширины ветви красных
Таблица 1. Общие сведения о галактике NGC 2366
R.A.(2000.0) Dec(2000.0) 14 В? Тип Av Ai i m-M MB
07h28m54.66s +69°12/56.8" 100 10.95 IB(s)m 0.120 0.070 90.0° 27.48 -16.53
Примечание. Величины Vh, B0 и тип галактики взяты из базы данных NED. Коэффициэнты поглощения взяты из работы [13]. Угол наклона галактики i взят из базы данных LEDA.
Величины модуля расстояния (m — M) и абсолютной звездной величины MB получены в данной работе.
Таблица 2. Журнал наблюдений полей NGC 2366, полученных на WFPC2 (HST)
Область Дата наблюдений Фильтр Расстояние от центра галактики Время экспозиции, с Номер заявки на HST Число звезд на CM-диаграмме
SI 18.09.2000 F814w 0.72' 600 8601 11403
18.09.2000 F606w 0.72 600 8601
S2 12.12.2000 F814w 1.20 4100 8769 17165
12.11.2000 F555w 1.20 6700 8769
S3 08.01.2002 F814w 3.42 2 х 1000 9318 6008
08.01.2002 F606w 3.42 2 х 700 9318
S4 29.12.2001 F814w 3.66 2 х 1000 9318 2853
29.12.2001 F450w 3.66 2 х 1000 9318
S5 27.07.1999 F606w 7.00 2 х 500 8090 -
27.07.1999 F606w 7.00 2 х 1000 8090
27.07.1999 F606w 7.00 2 х 1200 8090
27.07.1999 F606w 7.00 2 х 1500 8090
S6 19.04.1996 F814w 10.03 3400 5971 450
19.04.1996 F606w 10.03 7900 5971
S7 07.12.1996 F814w 6.54 15 000 6802 1648
07.12.1996 F606w 6.54 4200 6802
гигантов при сравнении результатов работы разных программ для звезд одного поля. По всей видимости, повышение внутренней точности связано с более жесткими критериями селекции звезд в конечном списке фотометрии и более правильной методикой выбора фона неба вокруг фотометриру-емых звезд. Однако использование DAOPHOT II дает более глубокий фотометрический предел и применимо для изображений, полученых только в одном фильтре, где использование HSTphot невозможно.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ЗВЕЗДНОЙ ФОТОМЕТРИИ
Результаты, полученные нами при фотометрии звезд NGC 2366, представлены в виде диаграмм
"цвет—звездная величина" (или СМ-диаграмма) на рис. 2. Диаграммы центральных областей галактики (поля S1 и S2) не отличаются от диаграмм галактик с активным звездообразованием. Видны населенные ветви молодых звезд — голубых и красных сверхгигантов, а также звезд промежуточного возраста — асимптотической ветви гигантов (AGB) — и старых звезд — красных гигантов (RGB). На диаграммах полей, удаленных от центра галактики (S3, S4, S6, S7) видны только RGB-звезды c немногочисленными AGB-звездами.
Расстояние до NGC 2366 определялось разными методами (табл. 3). Присутствие на СМ-диаграммах звезд хорошо выделяющейся ветви красных гигантов (рис. 2) позволяет определить расстояние с использованием метода TRGB (Tip
Рис.2. Диаграммы "цвет—величина" для исследуемых полей (S1, S2, S3, S4, S6, S7) галактики NGC 2366. Штриховыми линиями показано положение ItrGB = 23.47m c учетом поглощения света, сплошной линией — уровень 50%-полноты выборки звезд, определенный на основании теста с искусственными звездами. Указаны боксы фотометрических ошибок. На диаграммах площадок S2 и S7 очерчены области звезд различного возраста: молодых голубых звезд (blue), звезд промежуточного возраста (AGB) и старых звезд (RGB).
of the Red Giants Branch) [28]. Именно таким методом было определено расстояние в работах [26,
Таблица 3. Оценки модуля расстояния до NGC 2366, взятые из литературы
Модуль Метод Ссылка
расстояния
27.07 по голубым сверхгигантам [14]
27.10 по голубым сверхгигантам [25]
27.62 по голубым сверхгигантам [15]
27.68 по цефеидам [17]
27.67 по красным гигантам [26]
27.52 по красным гигантам [27]
Примечание. Полученное в данной работе значение m — M = = 27.48.
27]. В каждой из этих работ было использовано по одному полю, в то время как мы использовали снимки четырех полей. Верхняя граница звезд ветви красных гигантов полей S1, S2, S3 и S4 определялась на построенных функциях светимости с помощью фильтра Собеля (см. статью [29]). Полуширина функции Собеля принималась нами за точность определения границы ветви красных гигантов. Изломы функций светимости полей S1, S2, S3, S4, соответствующие границе ветви красных гигантов, наблюдаются на рис. 3 при значениях I* = 23.56m, 23.50m, 23.55m, 23.55m. Ср
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.