«ИЗВЕСТИЯ ГЛАВНОЙ АСТРОНОМИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ПУЛКОВЕ № 219 Выпуск 3 Труды Второй Пулковской молодежной конференции Санкт-Петербург 2009 Редакционная коллегия: Доктор физ.-мат. наук А.В. Степанов (ответственный ...»

Абсолютные звёздные величины клочковатых иррегулярных галактик (Саргент, 1970; Хучра и Саргент, 1973) тоже несколько больше величин классических иррегулярных галактик: –19.2 у клочковатых иррегулярных галактик, а у классических в среднем –16.5.

Таким образом Касини и Айдман (1976) обнаружили новый класс объектов, имеющих избыток ультрафиолетового излучения, иррегулярную клочковатую структуру, большие размеры, большую яркость и большое внутреннее движение с большими участками, где возникают большие области звездообразования. Этот класс объектов получил название "Клочковатые Иррегулярные Галактики (Clumpy Irregular Galaxies, CIG)".

2.1. Спектральная аппаратура и методика наблюдений Все спектральные наблюдения были получены в прямом фокусе 6-метрового телескопа Специальной Астрофизической Обсерватории РАН (САО РАН) с использованием длиннощелевого спектрографа БТА UAGS (Universal Astronomical Grating SpecИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск trograph) +ССD, спроектированного для деталь-ного изучения протяжённых объектов, таких как галактики и HII области.

Спектральные наблюдения проводились в разные годы: 1999, 2000, 2002. В качестве диспергирующего элемента использовалась дифракционная решётка штр./мм. (c линейной дисперсией 2.4 А/пиксел, длиной щели 140", шкалой вдоль щели 0.4 сек/пиксел и спектральным разрешением 9 ). Чтобы покрыть весь спектральный диапазон от 3600 до 8000 наблюдения проводились в двух углах дифракционной решётки. В те же ночи, когда проводились наблюдения, снимались спектрофотометрические стандарты для последующего исправления за пропускание атмосферы, оптического тракта телескопа и спектрографа и селективную чувствительность приемника. В качестве спектра сравнения использовалась лампа He+Ne+Ar. Основные характеристики используемой ПЗС представлены в табл.1.

В результате были получены спектры галактики Маркарян 8 при 3 положениях щели: ( PAslit )= 72°, ( PAslit )= 150°, ( PAslit )= 16°.

В ноябре 2007 года получен прямой снимок галактики Маркарян 8 в В фильтре на телескопе Цейсс-1000 (ПЗС 2048*2048). Он представлен на рисунке 1.

Журнал наблюдений представлен в табл. 2.

Таблица 2. Журнал наблюдений галактики Маркарян 8.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск 3. Методика определения физических условий и химического содержания 3.1. Редукция за покраснение Относительные интенсивности линий в спектре внегалактических HII областей обычно показывают более крутой наблюдаемый бальмеровский декремент, чем теоретический, что в большинстве случаев вызвано покраснением, связанным с селективным поглощением пылевыми частицами на луче зрения.

Исправление за покраснение проводилось по обычной методике, используя соотношение:

В этой формуле f ( ) – значение функции покраснения для данной длины волны (Калер, 1976):

где представляется в микронах; C ( H ) – коэффициент покраснения, получаемый из сравнения наблюдённого отношения с теоретическими из работы Броклехаста (Броклехаст, 1971). В своей работе Броклехаст представил таблицу интенсивностей линий Бальмеровской серии водорода ( H ) ( I n,2 ) относительно интенсивности линии H, для которой принята интенсивность I 4,2 = 100.

Таблица 3. Интенсивности Бальмеровских линий водорода относительно линии I 4,2 ( H ) В таблице 3 представлены интенсивности линий Бальмеровской серии водорода I n,2 для разных электронных плотностей N e и разных электронных Температур Te.

3.2. Определение электронной температуры и электронной плотности Из отношения интенсивностей линий дублета серы [SII ] были получены электронные плотности Ne, используя данные Носова (1979).

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Электронная температура оценивалась несколькими способами:

• Если в спектре присутствует авроральная линия [OIII ] 4363, то по отношению ( I ([OIII ] 4959) + I ([OIII ] 5007)) (1982), можно найти электронную температуру Te :

где Такое определение электронной температуры ещё называют "прямым", но чаще всего оно бывает невозможным из-за отсутствия надёжного измерения запрещённой линии [OIII ] 4363, поэтому очень часто Te оценивается по эмпирическим зависимостям.

• Для определения Te часто используется эмпирическое соотношение:

полученное в работе (Аллойн и др., 1979). Основной источник ошибок, при использовании этой зависимости, связан с ошибками, возникающими при исправлении за спектральную чувствительность аппаратуры и сшивании красной и синей областей спектра. Такого рода ошибки возникают из-за того, что используемые в этом приближении линии сильно разнесены по длинам волн.

• Мы также использовали эмпирическую формулу, приведённую в работе Шейвера и др. (Шейвер и др., 1983):

в этой формуле Так как оба этих метода используют несколько разные линии, совпадение этих двух разных результатов для Te, полученных по формулам (5) и (6), позволяет более уверенно использовать электронную температуру в дальнейших вычислениях.

Окончательно выбирается среднее значение Te, полученное из этих оценок. Но при этом всегда учитывается надёжность измерения всех линий, которые использовались в формулах. Так если ошибка при аппроксимации профиля линии [OIII ] очень большая, то доверие к прямому методу, по которому определяется Te очень маленькое и приходится больше доверять эмпирическим методам.

3.3. Определение химического содержания элементов Относительные содержания элементов в анализируемых объектах могут быть использованы для исследования их химической эволюции. Так, например, очень интеN N O ресны зависимости [ ] и lg( ) от [ ], которые могут ответить на вопрос о первичности или вторичности образования азота. Но часто результаты химического содержания элементов обладают разного рода ошибками, связанными с ошибками в отношениях интенсивностей линий, ошибками в определении электронной температуИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск ры (при использовании эмпирических зависимостей ошибка может достигать 1000 K).

Все эти ошибки могут приводить к значительным расхождениям полученных разными авторами, изучавшими одну и ту же галактику, результатов химического содержания элементов. Относительные содержания элементов представлены в логарифмическом виде:

Но для того, чтобы получить полное содержание элементов, необходимо учесть ненаблюдаемые стадии ионизации. Поэтому для определения полного содержания элемента X используется формула:

где ICF(X) является поправочным множителем за ненаблюдаемые стадии ионизации (нейтральные состояния и более высокие состояния ионизации).

3.3.1. Кислород Перед тем как оценить полное содержание кислорода, необходимо определить отO + O ++ Согласно Пэйгелу (Пейгел и др., 1992):

где t - электронная температура, выраженная в единицах 10 4 K, а t 2, основанное на модельных расчётах Стасинска (Стасинска, 1990), x находится также, как и ранее, по формуле (4).

Таким образом полное содержание кислорода получается из формулы:

Используя запрещённые линии ионов кислорода [OII] и [OIII] можно получить параметр R 23 :

где Пэйгел (1979) предложил полуэмпирический метод определения температуры, основанный на использовании данного отношения, который будет использоваться в параграфе 4.

3.3.2. Азот Используя интенсивности линий азота [ NII ] 6548 и [ NII ] 6584, можно получить отношение содержания азота к кислорода необходимое для дальнейшего анализа первичности или вторичности образования азота.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Формула была взята из работы Пэйгела и др. (Пэйгел и др., 1992):

Относительное содержание ионов азота [ + ] считалось по формуле:

Для Азота использовалась следующая формула для подсчёта ионизационного поправочного множителя ICF:

Очень часто в спектрах таких объектов видна только одна неблендированная линия неона [ NeIII ] 3868. Используя её интенсивность, найдём отношение содержания ионов [NeIII ] и [OIII ] по формуле, приведённой в статье Пэйгела (Пэйгел и др., 1992):

Для Неона использовалась следующая формула для подсчёта ионизационно поправочного множителя ICF:

В спектрах изучаемых объектов хорошо наблюдаются линии серы: [ SII ] 6717, [ SII ] 6731 и [ SIII ] 6312. Используя интенсивности этих линий, можно найти относиS+ S ++ тельное содержание ионов [ + ] и [ + ].

Обе формулы взяты из работы Пэйгела (Пэйгел и др., 1992):

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск По формуле (31) можно получить отношение содержания серы и кислорода log( ) :

Для определения поправочного множителя ICF для Серы использовались результаты фото-ионизационных модельных расчётов для HII областей, предложенные в работе Стасинска (Стасинска, 1990). В результате аналитических приближений получена формула:

где a = 3.3.5. Аргон Для определения содержания аргона использовалось 2 формулы, по которым выAr + + Ar + + + использовались линии [ ArIII ] 7135 и [ ArIV ] 4740 :

Для аргона, как и для серы, чтобы получить поправочный множитель ICF(Ar), использовались аналитические приближения для Ar из фото-ионизационной модели Стасинска (Стасинска, 1990):

где использовался тот же параметр a, что и для определения поправочного множителя серы.

3.3.6. Гелий Интенсивности эмиссионных линий Гелия были использованы для определения относительного содержания однократно ионизованного He y + = и дважды иониH+ зованного He y + + =. Для этого использовались формулы из расчётов Смитса (Смитс, 1996):

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Среднее значение < y + > для всех y + находилось усреднением трёх значений y +, полученных из формул (30), (31) и (32).

Для оценки поправочного множителя нейтрального гелия использовался "Radiation Softness Parameter (RSP)" параметр из работы Пэйгела (Вильчез и Пэйгел, 1988):

Доля нейтрального Гелия заметна, если 10 (Пэйгел и др., 1992). Обычно же этот параметр очень мал. Тем не менее используя модели Стасинска (Стасинска, 1990) в работе Изотова (Изотов, 1996), была предложена следующая зависимость ICF(He) от Интересно также оценить долю Гелия по массе относительно тяжёлых элементов.

Для этого использовалась формула из работы Пэйгела (Пэйгел и др., 1992):

3.3. Методика обработки наблюдений Для полного анализа спектров областей звездообразования А.Н. Буренковым был создан пакет программ, написанных на языке программирования высокого уровня IDL (Interactive Data Language)1, который появился в 70-х годах XX века в лаборатории атмосферной и космической физики. Язык IDL является кроссплатформенным языком программирования, что позволяет выполнять приложения на различных платформах в различных операционных системах.

Конечной целью обработки наблюдательного материала, используя эти программы, является определение физических условий (определение электронных температур и электронных плотностей), а также определения химического содержания элементов в HII областях, связанных с вспышками звездообразования в галактике Маркарян 8.

В связи с тем, что разработанный пакет программ, позволяющий подробно изучать спектры HII областей является новым, принципиально важным было оценить возможности новых программ, входящих в него. Наибольший интерес с точки зрения изучения качества работы имела программа автоматической аппроксимации профилей линий в композитных спектрах областей звездообразования. Для этого дополнительно к программе автоматической аппроксимации профилей линий были добавлены другие Язык Описания Интерфейсов «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск методы (программы), позволяющие: производить интегрирование потока в каждой из линий; вручную производить подгонку профиля линии поглощения, лежащей под эмиссионной линией, с последующим измерением потока в эмиссионной линии.

Также из-за того что в большинстве случаев эмиссионные линии бальмеровской серии водорода, начиная уже с H, наложены на более широкую абсорбционную особенность, была сделана попытка учесть влияние абсорбции, проводя локальный континуум под эмиссионной линией. Для этого в пакете программ по анализу спектров был реализован ещё один метод, благодаря которому можно, проводя локальный континуум, также, как и в методе, где континуум не изменялся, производить интегри-рование потока в линии и осуществлять ручную подгонку профиля эмиссионной линии.

Таким образом было реализовано 6 методов:

• Методы с использованием спектра с континуумом, проведённым стандартно:

- Автоматическая аппроксимация профилей линий в изучаемых спектрах;

- Интегрирование потока в эмиссионных линиях;

- Ручная подгонка профиля линии поглощения, лежащей под эмиссионной линией, с последующей ручной подгонкой профиля этой эмиссионной линии и измерением потока в ней.

• Методы с использованием спектра с проведённым локальным континуумом:

- Автоматическая аппроксимация профилей линий в изучаемых спектрах(в линиях бальмеровской серии водорода абсорбционный компонент вычтен, поэтому в этих линиях аппроксимация профилей проводится только для эмиссионных компонент);

- Интегрирование потока в эмиссионных линиях;

- Ручная подгонка профилей эмиссионных линий и измерение потока в них.

Все 6 методов использовались для анализа каждой из изучаемых областей звездообразования.

Для определения Vr и FWHM абсорбций использовались абсорбционные линии:

CaIIK, MgI, NaI.

Для определения Vr и FWHM для эмиссионных линий использовались линии:

H (3), H (4), H (5), [ NII ] 6548,[ NII ] 6584, [OII ] 3727, [ SII ] 6716, [ SII ] 6731.

Из полученных результатов Vr и FWHM для каждой линии находилось среднее значение, которое и использовалось в дальнейших вычислениях.

После получения всех необходимых параметров производится автоматическая аппроксимация профилей линий и измерение потоков в эмиссионных линиях. Стоит пояснить, что для аппроксимации абсорбционных линий используется либо Профиль Гаусса, либо Профиль Лоренца, а для аппроксимации эмиссионных линий – только профиль Гаусса.

В дальнейшем производится ручная подгонка профилей линий и интегрирование потока в этих линиях с дальнейшим определением потоков в них.

Полученные потоки в линиях нуждаются в исправлении за покраснение, вызванное селективным поглощением излучения от объекта пылевыми частицами на луче зрения. Для этого применяется метод редукции за покраснение, описанный ранее. Как уже говорилось, определить электронную температуру изучаемого объекта прямым методом, используя выражение (2), предложенное Талентом (1982) не всегда бывает возможным, так как определить поток в линии [OIII ] 4363 надёжно удаётся не часто.

Это вызвано искажением профиля линии [OIII] абсорбционной компонентой линии H, расположенной поблизости от неё. Поэтому чаще всего определение истинной электронной температуры производится из анализа результатов, полученных эмпиИзвестия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск рическими методами. При этом также учитывается надёжность полученных ранее потоков в каждой из линий, входящих в формулы, определяющие электронные температуры эмпирическими методами. Таким образом выбирается средняя температура Te для изучаемой области звездообразования.

Основной же задачей этой программы является определение коэффициента покраснения C ( H ) для исправления спектра за покраснение. Для определения C ( H ) необходимо оценить получаемые значения для него из отношений интенсивностей эмиссионных линий H, H, H, H, у которых вычтен абсорбционный компонент, к наблюдённой интенсивности H, сравнивая с теоретическими значениями, предложенными Броклехастом (1971) в таблицах для разных N e и Te. Сравнивая полученные результаты коэффициента C ( H ) по разным линиям для дальнейшей работы делалось усреднение наиболее близких по значению.

Уже исправленные за покраснение интенсивности линий использовались для определения химического содержания элементов.

4. Исследование клочковатой иррегулярной галактики Маркарян 4.1. Введение Галактика Маркарян 8 (Mrk 8), также известная в других каталогах, как UGC 03852, IC 2184, VV 644, Zw VII 156 или KPG 135, является HII галактикой с пекулярной морфологией. Впервые она описана Воронцовым-Вельяминовым (1962), как тесная пара взаимодействующих галактик. Маркарян (1967) описал её как массивное скопление голубых объектов. Наравне с другими исследуемыми им галактиками, которые в последствии были названы "Галактиками Маркаряна", галактика Маркарян 8 тоже имела избыток излучения в УФ-диапазоне. Согласно Цвикки (1968) Маркарян 8 является голубым пост-эруптивным квартетом, состоящим из двух барообразных и двух сферических компактных регионов. Позже Касини и Айдман (1976) в своей работе классифицировал эту галактику, как принадлежащую группе клочковатых иррегулярных галактик (CIG). В этой работе для галактики Маркарян 8 было присвоено 5 конденсаций.

Галактическая абсорбция Ag (B) «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск Первое спектроскопическое изучение галактики Маркарян 8 было проведено Хачикяном (1974). Он на основе исследования кинематики галактики сделал вывод о том, что она состоит из 2 основных объектов с радиальными скоростями отличающимися на 150-200 км/с. Согласно же Воронцову-Вельяминову (1981) эти 2 элемента являются взаимодействующими и оба подразделены на три компактных компонента или сверхассоциациии. Благодаря спектрофотометрии низкого разрешения, проведённой Кунтом и Жобертом (1985), было обнаружено наличие в этой галактике ВольфаРайе бампа (WR-bump) на длине волны 4686 в интегральном спектре северовосточной области галактики. Эти наблюдения привели к тому, что Маркарян 8 была классифицирована как Вольфа-Райе галактика в каталоге Конти (1991).

за покраснение, полученные новым пакетом программ, разработанным А.Н. Буренковым. Значения интенсивностей указаны с ошибками их измерений. Также в таблице 12 для каждой конденсации приведены радиальные скорости Vr.

Как видно из этой таблицы, только в самых ярких конденсациях удалось измерить линии бальмеровской серии водорода в синей области. Сложность их измерения заключалась в слабой эмиссионной компоненте и сильной абсорбционной. Также только в конденсациях с сильной эмиссией были обнаружены линии [ SII ] 4068, [ FeIII ] 4658, HeI 4685, [ NII ] 5754, CIV (Wr ) 5801, [ SIII ] 6312, [ ArIII ] 7751.

Таблица 5. Относительные интенсивности, исправленные за покраснение; Скорости.

«Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск 6562 H (3) -0.343 290±4 290±1 290±3 292±5 288±14 283±6 286± 6717 [SII] -0.364 30±0.4 52±1 48±0.7 62±1 38±0.3 41±0.2 47±0. Сравнивая результаты этой работы с результатами из работы Эстебана и Мендеза (1999) нужно учитывать тот факт, что в их случае использовалась апертура - 1".2, а в нашем - 2", да и отношения Сигнал/Шум у наших спектров несколько лучше. В связи с этим возникают большие различия между некоторыми полученными потоками в линиях нашего спектра и потоками, полученными Эстебаном и Мендезом. Особенно это отличие заметно для линий кислорода (разница в потоках достигает 5-10 % ). Остальные сравнения сильных эмиссионных линий утверждают о достаточно хорошей сходимости результатов из этой работы и работы Эстебана и Мендеза (1999).

Эстебан и Мендез в спектре области К1 обнаружили широкую эмисионную особенность в области длин волн 4650-4686. По мнению авторов эта особенность связана с вкладом излучения звёзд типа WR в полный спектр данной области. Нами обнаружены аналогичные эмиссионные детали и для конденсаций К2, К3, К5. В спектре области К1 нами была обнаружена очень слабая широкая эмиссионная особенность в области длин волн 5800-5808, возможно также связанная с излучением звёзд типа WR. Из-за их слабости указанных выше компонент измерение потоков в них не производилось.

В таблице 6 приведены полученные для всех областей физические условия ( Te, N e и др.) и химические содержания элементов.

Мы получили значения параметра возбуждения и отношения интенсивностей линий ( ) для всех изученных областей. Положения областей К1–К6 на диаграмме позволяют классифицировать их, как гигантские области HII.

Радиальные скорости, полученные для всех областей, дают разброс в среднем в 150 км/с.

Определённые электронные температуры Te для разных областей варьируются в диапазоне от 7500 К до 9500 К. Для подсчёта химических содержаний элементов чаще «Известия Главной астрономической обсерватории в Пулкове» № 219, выпуск всего использовалась электронная температура, полученная эмпирическими методами, взятыми из работ Аллойн и др.(1979) и Шейвера и др. (1983).

Электронные плотности N e, полученные для всех конденсаций оказались < 100cm 3.

Сравнивая результаты химических содержаний, представленные в этой работе, с результатами из работы Эстебана и Мендеза (1999) нужно отметить, что отличия их и наших результатов, могут являться следствием более хорошего накопления потока при наблюдениях, гораздо более яркой линией [OIII ] 4363 и серьёзными отличиями в интенсивностях полученных линий кислорода. Эти причины могут объяснить значительные различия в полученных электронных температурах Te для конденсаций и химическое содержание многих элементов.