Поляризационное исследование глобул Бока

1. Введение 3
2. Наблюдения 9
3. Обработка наблюдений 12
3.1. Базовая обработка изображений 12
3.1.1 Обрезание полей и удаление “плохих” пискселей 12
3.1.2 Создание master bias 13
3.1.3 Создание master flat 14
3.1.4. Коррекция изображений 15
3.2. Обработка поляриметрических стандартов 16
3.3. Обработка данных для BHR113 19
4. Результаты 21
4.1. Поляриметрические карты 21
4.2. Определение спектрального класса и расстояний до звезд и поглощения Av 25
4.2.1 Истинные цвета и процедура интерполяции 25
4.2.2 Фотометрическая данные из различных каталогов 26
4.2.3 Фотометрическое JHK исследование звезд 28
4.3 Связь поляризации и поглощения в области BHR113 31
5. Заключение 33
Список литературы 34
Купить

Работа посвящена поляриметрическому исследованию глобул Бока. Глобулы- небольшие изолированные темные облака, состоящие в основном из молекулярного газа и пыли. Эти облака являются местами образования маломассивных звезд (см., например, Schultz, 2012).
Многие важные детали процесса образования звезд являются до сих пор неясными. Например, не понятно даже, почему некоторые глобулы содержат протозвездные объекты, в то время как многие другие имеют ядра без протозвезд.
В процессе образования звезд важнейшую роль играют магнитные поля, вращение облаков и другие сложные физические явления. Поэтому моделирование процесса звездообразования является трудной задачей, и ее понимание и решение происходит крайне медленно. Как следствие, по- прежнему необходимы более детальные данные, как о внутренних областях глобул, так и об их внешних слоях и окружающей среде.
Сегодня развивается несколько подходов к изучению магнитных полей и пыли во внешних слоях и в ближней окрестности межзвездных молекулярных облаков. Некоторые из этих подходов основываются на анализе поляризации излучения звезд фона.
Пыль в межзвездной среде, и в частности, в глобулах поглощает и рассеивает падающее излучение и частично перерабатывает его в тепловое излучение, при этом происходит поляризация излучения (см., например, Whittet, 2003; Draine, 2011). Как следствие, свойства пыли можно определять по кривой межзвездного поглощения, наблюдаемой для звезд фона, кривой межзвездной поляризации для таких же звезд и спектру теплового излучения пыли. Специфическая ориентация несферических космических пылинок, вызывающая поляризацию (Andersson et al., 2015), позволяет получить информацию о направлении магнитного поля: поляризации в видимой области параллельна направлению магнитного поля, а в далекой ИК области перпендикулярна этому направлению (Draine, Fraisse, 2009).
Тесная связь излучения, пыли и магнитных полей дает основу для следующих наблюдательных подходов, которые мы можем в принципе применять и к глобулам (Crutcher, 2012):
Подход 1 -- Получение поляризационных карт в видимой и ближней ИК области, что позволяет определять направление, топологию и методом Чандрасекара-Ферми силу магнитного поля.
Подход 2 -- Получение поляризационных карт в широком диапазоне спектра -- от оптической до суб-мм области, что дает информацию о магнитных полях в областях с разной плотностью.
Подход 3 -- Получение волновых зависимостей поглощения и поляризации фонового излучения, дающих сведения о средних свойствах пылевых частиц.
Перечисленные наблюдательные данные должны быть дополнены по возможности другими данными:
а) картами (и спектрами) глобул в различных молекулярных линиях;
б) картами распределение межзвездного поглощения в области глобулы;
в) картами распределения интенсивности теплового излучения пыли;
г) информацией о крупно-масштабном распределении вещества и магнит­ных полей направлений глобулы и т.д.
Во всех трех описанных выше подходах, исключая суб-мм поляризацию, мы в основном имеем дело с нейтральным гало глобул и областями вне глобул и в меньшей степени с внешними молекулярными слоями.
Изучение гало глобул и вообще областей перехода молекулярного водорода в атомарный является трудной задачей, которая рассматривалась лишь в нескольких работах (см. Wannier et al., 1999; Goldsmith et al., 2007; Stanimirovic et al. 2014 и т.д.).
На сегодняшний день известно, что поглощение Av в гало глобул составляет 0.5--1 зв. вел., концентрация частиц 30--50 см-3, температура 30--60 К. Размер гало примерно в 3 раза больше размера видимого изображения глобулы. Гало имеет неоднородную структуру и сложную форму (см., например, рис. 1).
Рис. 1: Распределение эмиссии в линии HI 21 см в гало глобулы B5 (показана белым контуром) из работы Wannier et al. (1999).
Основной трудностью перечисленных подходов является неясный вклад гало, поскольку трудно разделить вклады: 1) диффузного вещества перед глобулой, 2) гало глобулы, 3) других облаков в локальной межзвездной среде (d < 500 pc) и 4) далекого вещества ( d > 500 pc). Однако когда мы рассматриваем близкие (d < 150 pc), высокоширотные глобулы вклад первого и последнего является минимальным. Современные трехмерные карты распределения вещества в локальной межзвездной среде становятся все более надежными (см. Lallement et al., 2014; Puspitarini et al., 2014), однако определение вклада гало все-таки всегда представляет собой определенную проблему.
Рассмотрим результаты, достигнутые при применении трех описанных подходов.
Подход 1. Получение поляризационных карт глобул в видимой и ближней ИК области было начато в пионерских работах 1980-х годов (см., например, Jones et al., 1984; Joshi et al., 1985). Подобным образом глобулы систематически изучались группой Д. Клеменса (см., например, Kane, Clemens, 1994; Clemens, 2012). Существенный вклад был внесен несколькими группами из Индии (см., например, Bhatt et al., 2004; Eswaraiah et al., 2013), а также группой из Бразилии (см. Rodrigues et al., 2014).
Детальные поляризационные карты (более 30 векторов поляризации) были однако пока получены лишь для 20 глобул. Это число сравнительно велико, но, очевидно, недостаточно для статистического анализа.
Как оказалось, для большинства глобул окружающие магнитные поля имеют регулярную структуру. Однако для примерно 20% глобул эти поля имеют сложный или нерегулярный характер (см. Rodrigues et al., 2014). Причины этого до сих пор непонятны.
Другие результаты, полученные при применении этого подхода, хорошо резюмированы в недавнем обзоре Li et al. (2014). Найдено, что, по-видимому, совместное действие гравитации и турбулентности определяет форму глобул и их ядер (вытянуты в основном или параллельно, или перпендикулярно направлению магнитного поля). Поле в облаках “помнит” направление галактического магнитного поля. Протозведные диски и молекулярные течения, по-видимому, не являются ориентированными этим полем и т.д.
Подход 2. Сравнение поляризационных карт, полученных в видимой, ближней ИК и суб-мм областях спектра, является сравнительно новым направлением исследований (см., например, Reiss et al., 2014). Пока найдено лишь, что поляризация в ближней ИК области, по-видимому, более или менее согласуется с поляризацией в видимой области (см., например, Alves et al., 2014; Cashman, Clemens, 2014), а поляризация в суб-мм области обычно имеет существенно более сложную топологию (см., например, Hull et al., 2013). Новые горизонты открыли данные, полученные на космической обсерватории Planck (см., например, Draine, 2015; Planck collab., 2016).
Подход 3. Зависимость поляризации от длины волны была получена для нескольких сравнительно крупных темных облаков в 1990-х (см., например, Vrba et al., 1993) и только лишь для пары глобул, поскольку это является более трудной задачей. Например, в недавней статье Eswaraiah et al. (2013) удалось получить в основном данные о поляризации в полосах V, R и I, что очевидно недостаточно для анализа зависимости поляризации от длины волны, когда, как предполагается, максимум этой зависимости должен быть на длине волны более 0.6 мкм.
В целом ожидается, что средний размер пылинок в глобулах должен быть больше, чем в диффузной межзвездной среде, хотя известные механизмы роста пылинок, вероятно, в глобулах не работают (Forster et al., 2013).
В данной дипломной работе в какой-то степени предполается развить все 3 описанные выше подходы. В дополнение к имевшимся поляризационным картам глобулы южного неба BHR 113 в полосах I и H (Magalhaes, 2012) были получены и полностью обработаны поляризационные карты этой же глобулы в полосах B, V и R. Основные этапы и результат этой обработки описаны в Главе 2. Для более полной интерпретации полученных данных проведена фотометрическая спектральная классификация наблюдавшихся звезд, этапы, результаты и следствия которой описаны в Главе 3. Для решения этой задачи был дополнен имеющийся комплекс программ и собраны фотометрические данные о звездах в имеющихся обзорах неба и каталогах (UCAC4, 2MASS, DENIS и др.). Описана классификация звезд по данным 2MASS, которая позволила оценить расстояние до и поглощение в направлении звезд, для которых была получена зависимость поляризации от длины волны. Кратко обсуждается сопоставление параметров кривых межзвездного поглощения и поляризации проведено в первом приближении. В последующем оно должно дать сведения о свойствах пыли и магнитных полей в ближней окрестности и во внешних слоях глобул. Заметим, что глобула BHR 113 пока единственная, для которой получены детальные поляризационные карты в полосах I и H.
Купить