Помощь студентам в учебе
ИССЛЕДОВАНИЕ СКОПЛЕНИЙ МАССИВНЫХ ЗВЕЗД ПРИ ИСПОЛЬЗОВАНИИ НОВОГО МЕТОДА УЧЕТА МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ
|
ВВЕДЕНИЕ 3
2 НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ 8
2.1 Фотометрические данные 8
2.1.1 WFPC2 9
2.1.2 ACS 10
2.1.3 WFC3 12
2.2 Спектральные данные 13
3 МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ МЕЖЗВЕЗДНОГО
ПОГЛОЩЕНИЯ ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ
РАСПРЕДЕЛЕНИЯМ ЭНЕРГИИ 21
3.1 Описание метода 21
3.2 Применение метода 24
3.2.1 NGC 6205 24
3.2.2 NGC 604 25
3.2.3 NGC 1818 26
3.2.4 Arches 27
3.2.5 Westerlund 2 27
3.3 Границы применения метода 30
3.4 Сравнение с результатами, полученными по спектральным
данным 35
4 ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВОЗРАСТОВ СКОПЛЕНИЙ 37
4.1 V532 (Romano’s star, GR290) 38
4.2 Var 83 40
4.3 B416 44
4.4 N45716 45
4.5 N54936 47
4.6 N89263 48
4.7 N91701 50
5 ЗАКЛЮЧЕНИЕ 5
Литература
2 НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ 8
2.1 Фотометрические данные 8
2.1.1 WFPC2 9
2.1.2 ACS 10
2.1.3 WFC3 12
2.2 Спектральные данные 13
3 МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ МЕЖЗВЕЗДНОГО
ПОГЛОЩЕНИЯ ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ
РАСПРЕДЕЛЕНИЯМ ЭНЕРГИИ 21
3.1 Описание метода 21
3.2 Применение метода 24
3.2.1 NGC 6205 24
3.2.2 NGC 604 25
3.2.3 NGC 1818 26
3.2.4 Arches 27
3.2.5 Westerlund 2 27
3.3 Границы применения метода 30
3.4 Сравнение с результатами, полученными по спектральным
данным 35
4 ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВОЗРАСТОВ СКОПЛЕНИЙ 37
4.1 V532 (Romano’s star, GR290) 38
4.2 Var 83 40
4.3 B416 44
4.4 N45716 45
4.5 N54936 47
4.6 N89263 48
4.7 N91701 50
5 ЗАКЛЮЧЕНИЕ 5
Литература
Согласно современным представлениям, формирование большинства
звезд происходит в скоплениях, большая часть которых довольно
быстро распадается. На основании моделирования N-тел, существует
модель, утверждающая, что при процессах звездообразования наиболее
массивные звезды оказываются в центральных частях звездных
групп, затем, вследствие высокой плотности звезд и в результате
кратных взаимодействий, некоторые из них могут приобретать большую
кинетическую энергию и, следовательно, способны покидать звездные
группы [1]. В этой же работе и в работе [2] показано, что число
выброшенных звезд зависит от массы родительского скопления и ряда
начальных условий (распределения массы внутри скопления, радиуса
и т.д.). Очевидно, что выброшенные из родительского скопления
массивные звезды должны находиться близ скоплений, т.к. время жизни
массивных звезд достаточно мало. Так авторами работ [3] показано, что
распределие ULX(ультра яркие рентгеновские источники), которые так
же являются массивными звездами, в галактике Антенна соответствует
описанной выше теории – ULX действительно располагаются близ
скоплений звезд.
Однако, относительно другого типа объектов – LBV–звезд (Luminous Blue Variable – "яркие голубые переменные") – вопрос связи со
скоплениями остается открытым. Так, например, авторами работы [4]
предлагается сценарий, при котором LBV–звезды никак не связаны
со скоплениями звезд и являются результатом эволюции двойных
систем. Однако уже в работе [5] говорится о несостоятельности
подхода авторов работы [4] и некорректности выборки звезд. Авторы
работы [5] высказываются в пользу теории о том, что LBV звезды
являются одиночными звездами и могут выбрасываться из родительских
скоплений.
Luminous Blue Variable ("яркие голубые переменные") — массивные
звезды (начальные массы от 40 до 150 ), находящиеся на одной
из финальных стадий своей эволюции [6]. Стадия LBV достаточно
3кратковременна, не более 105 лет.
Характерной особенностью LBV являются сильные изменения блеска
и спектра при постоянной болометрической светимости, близкой к
Эддингтоновскому пределу. Кроме того, переменность LBV может иметь
сложный, нециклический характер, а продолжительность периода может
быть порядка нескольких месяцев или лет. Так же у LBV–звезд могут
наблюдаться резкие возрастания болометрической звездной величины
(∆ порядка 7m), сопровождающиеся потерей массы. Примером такой
LBV является η Car. LBV–звезды обладают высоким темпом потери масс
из-за высокого светового давления в линиях металлов, следствием чего
является спектральный профиль типа P Cyg. Различают два основных
состояния LBV: низкое (горячее) и высокое (холодное).
В низком состоянии происходит понижение визуального блеска,
температура при этом возрастает до более чем 35000–45000 К [7; 8],
размер звезды уменьшается. В высоком состоянии визуальный блеск
LBV увеличивается, температура понижается до 9000-10000 К, размер
звезды увеличивается.
Спектры LBV в горячем состоянии схожи со спектрами WNL–звезд.
Отличие между этими спектрами состоит в низком содержании водорода
в спектрах WN7/8/9–звезд и еще в ряде спектральных особенностей,
описанных в статьях [7; 9]. Звезды типа Ofpe/WN9, выделенные в
отдельный класс Walborn 22, характеризуются смешанным спектром
с эмиссионными линиями Of и WNL–звезд. Авторами статьи [10]
было предложено продлить WNL-классификацию до WN10 и WN11.
До сих пор вопрос об отличиях LBV в горячем состоянии от самых
поздних WN9/10/11 остается открытым. Возможно, что все звезды
поздних WNL типов являются LBV–звездами, не проявившими сильной
переменности блеска за время их наблюдения. Такие звезды принято
называть спящими (dormant) LBV. Спящие LBV не обязательно должны
принадлежать к типу WNL. Известные классические LBV η Car и P Cyg
сейчас имеют спектр OB-гипергигантов, а переменность их блеска мала.
Но несколько сот лет назад у них наблюдались гигантские вспышки [6].
4Малое число известных LBV, короткая продолжительность стадии
LBV, сильная спектральная и фотометрическая переменность [6;
11] создают определенные трудности в изучении этих объектов.
Массивная звезда может проявить себя как LBV после стадии Озвезды главной последовательности и перед стадией поздней WR–звезды
азотной последовательности. Однако, связь между звездами LBV и
другими типами массивных звезд на финальных стадиях эволюции
(красными сверхгигантами (RSG), желтыми сверхгигантами (YSG),
голубыми сверхгигантами (BSG), B[e]-сверхгигантами, WR–звездами)на
сегодняшний день точно не определена [9]. Сейчас из наблюдений
известны всего два случая перехода LBV ! WNLh (звезда V532 в
M33 [12]) и WN3 ! WN11(LBV)! WN4/5 (звезда HD5980 в галактике
SMC)[13] .
Если сценарий, при котором массивные звезды образовываются
внутри скоплений, а после покидают их, верен то и LBV, как
изначально очень массивные звезды, должны находиться близ звездных
групп. При этом время жизни массивной звезды, как уже говорилось,
невелико, следовательно, процесс звездообразования должен был
происходить относитльно недавно и возраст родительского для LBV–
звезды скопления должен согласовываться с возрастом самой LBV.
Наличие данного согласования может служить одним из подтверждений
теории о возможности выброса массивных звезд из скоплений, что
делает актуальной задачу определения возраста массивных скоплений,
находящихся рядом с LBV–звездами.
Однако при рассмотрении молодых скоплений звезд часто возникает
проблема с определением межзвездного поглощения, величина которого
может сильно сказываться на точности определения возраста скопления.
Межзвезвездным поглощением называют суммарный эффект
рассеяния и истинного поглощения излучения частицами в межзвездной
среде. Наиболее очевидным эффектом межзвездной пыли является
ослабление ею излучения звезд и туманностей. Ослабление света от
источника, проходящего через межзвездную пыль, происходит согласно
5уравнению:
Iλ = Iλ0 ∗ exp−τλ
,где Iλ – интенсивность которая была бы получена при
отсутствии межзвездного поглощения, Iλ –интенсивность, фактически
наблюдаемая, а τλ–оптическая глубина на наблюдаемой длине волны
Покраснение в туманностях и вокруг них характеризуется величиной
AV и отношением R абсолютного к селективному поглощению, при этом
AV = R ∗ E(B−V ).
В межзвездном пространстве величина R ≈ 3:1, в то время как
внутри и вокруг эмиссионных туманностей – особенно в молекулярных
облаках – значение R может быть значительно выше, порядка 4-6,
как, например, в случае туманности Ориона, что показано авторами
работ [14; 15]. Такие значение указывают на наличие пыли иного
размера и состава, нежели в диффузной межзвездной среде, что
рассматривается, например, в работе [16]. Значение R имеет важное
значение в исследованиях как наличия, так и эволюции пыли в и
вокруг эмиссионных туманностей, в то время как на практике чаще
используется AV .
Межзвездное поглощение селективно и вносит значительный вклад
в распределение энергии в спектрах объектов. Его корректный учет
необходим для точного определения физических характеристик звезд
и других объектов. Однако, определение межзвездного поглощения
зачастую затруднительно и дает результат с низкой точностью,
что может приводить к неправильной интерпретации результатов
исследований. Высокая точность достижима при спектральном анализе
и моделировании, однако при таком подходе из-за малого числа
наблюдений поглощение может быть определено только для довольно
малого числа объектов. Фотометрические же наблюдения, во-первых,
позволяют за один сет наблюдений получать информацию сразу
о нескольких объектах, во-вторых, предельная звездная величина
для них, как правило, глубже, чем для спектральных. Однако,
методы определения межзвездного поглощения, основанные на
6фотометрических наблюдениях, как правило, имеют более низкую
точность.
На сегодняшний день астрономия располагает большим количеством
архивов фотометрических данных в широком диапазоне длин волн,
что позволяет при наличии наблюдений в нескольких фильтрах
построить спектральное распределение энергии объекта. Фитируя
наблюдаемое спектральное распределение модельным и подобрав
наиболее подходящую модель, можно с той или иной точностью
определить параметры звезды, в том числе и межзвездное поглощение.
Таким образом, актуальной задачей является разработка и тестирование
методов определения межзвездного поглощения по фотометрическим
данным.
Целью работы являлось исследование скоплений массивных звезд в
ближайших галактиках и рассмотрение вопроса о возможности выброса
звезд из них. Для этой цели было необходимо решение следующих задач:
• Определение возрастов скоплений, расположенных рядом с
массивными звездами;
• Определение межзвездного поглощения до рассматриваемых групп
звезд по фотометрическим данным;
• Определение межзвездного поглощения до рассматриваемых групп
звезд по фотометрическим данным;
• Разработка и тестирование метода определения межзвездного
поглощения по спектральным распределениям энергии (SED),
сравнить полученные результаты с результатами других авторов и с
результатами, полученными по спектральным данным;
• Обработка и проведение фотометрических измерений по данным
космического телескопа им. Хаббла;
• Обработка спектральных данных, полученных на БТА (Большой
Телескоп Альт-Азимутальный).
звезд происходит в скоплениях, большая часть которых довольно
быстро распадается. На основании моделирования N-тел, существует
модель, утверждающая, что при процессах звездообразования наиболее
массивные звезды оказываются в центральных частях звездных
групп, затем, вследствие высокой плотности звезд и в результате
кратных взаимодействий, некоторые из них могут приобретать большую
кинетическую энергию и, следовательно, способны покидать звездные
группы [1]. В этой же работе и в работе [2] показано, что число
выброшенных звезд зависит от массы родительского скопления и ряда
начальных условий (распределения массы внутри скопления, радиуса
и т.д.). Очевидно, что выброшенные из родительского скопления
массивные звезды должны находиться близ скоплений, т.к. время жизни
массивных звезд достаточно мало. Так авторами работ [3] показано, что
распределие ULX(ультра яркие рентгеновские источники), которые так
же являются массивными звездами, в галактике Антенна соответствует
описанной выше теории – ULX действительно располагаются близ
скоплений звезд.
Однако, относительно другого типа объектов – LBV–звезд (Luminous Blue Variable – "яркие голубые переменные") – вопрос связи со
скоплениями остается открытым. Так, например, авторами работы [4]
предлагается сценарий, при котором LBV–звезды никак не связаны
со скоплениями звезд и являются результатом эволюции двойных
систем. Однако уже в работе [5] говорится о несостоятельности
подхода авторов работы [4] и некорректности выборки звезд. Авторы
работы [5] высказываются в пользу теории о том, что LBV звезды
являются одиночными звездами и могут выбрасываться из родительских
скоплений.
Luminous Blue Variable ("яркие голубые переменные") — массивные
звезды (начальные массы от 40 до 150 ), находящиеся на одной
из финальных стадий своей эволюции [6]. Стадия LBV достаточно
3кратковременна, не более 105 лет.
Характерной особенностью LBV являются сильные изменения блеска
и спектра при постоянной болометрической светимости, близкой к
Эддингтоновскому пределу. Кроме того, переменность LBV может иметь
сложный, нециклический характер, а продолжительность периода может
быть порядка нескольких месяцев или лет. Так же у LBV–звезд могут
наблюдаться резкие возрастания болометрической звездной величины
(∆ порядка 7m), сопровождающиеся потерей массы. Примером такой
LBV является η Car. LBV–звезды обладают высоким темпом потери масс
из-за высокого светового давления в линиях металлов, следствием чего
является спектральный профиль типа P Cyg. Различают два основных
состояния LBV: низкое (горячее) и высокое (холодное).
В низком состоянии происходит понижение визуального блеска,
температура при этом возрастает до более чем 35000–45000 К [7; 8],
размер звезды уменьшается. В высоком состоянии визуальный блеск
LBV увеличивается, температура понижается до 9000-10000 К, размер
звезды увеличивается.
Спектры LBV в горячем состоянии схожи со спектрами WNL–звезд.
Отличие между этими спектрами состоит в низком содержании водорода
в спектрах WN7/8/9–звезд и еще в ряде спектральных особенностей,
описанных в статьях [7; 9]. Звезды типа Ofpe/WN9, выделенные в
отдельный класс Walborn 22, характеризуются смешанным спектром
с эмиссионными линиями Of и WNL–звезд. Авторами статьи [10]
было предложено продлить WNL-классификацию до WN10 и WN11.
До сих пор вопрос об отличиях LBV в горячем состоянии от самых
поздних WN9/10/11 остается открытым. Возможно, что все звезды
поздних WNL типов являются LBV–звездами, не проявившими сильной
переменности блеска за время их наблюдения. Такие звезды принято
называть спящими (dormant) LBV. Спящие LBV не обязательно должны
принадлежать к типу WNL. Известные классические LBV η Car и P Cyg
сейчас имеют спектр OB-гипергигантов, а переменность их блеска мала.
Но несколько сот лет назад у них наблюдались гигантские вспышки [6].
4Малое число известных LBV, короткая продолжительность стадии
LBV, сильная спектральная и фотометрическая переменность [6;
11] создают определенные трудности в изучении этих объектов.
Массивная звезда может проявить себя как LBV после стадии Озвезды главной последовательности и перед стадией поздней WR–звезды
азотной последовательности. Однако, связь между звездами LBV и
другими типами массивных звезд на финальных стадиях эволюции
(красными сверхгигантами (RSG), желтыми сверхгигантами (YSG),
голубыми сверхгигантами (BSG), B[e]-сверхгигантами, WR–звездами)на
сегодняшний день точно не определена [9]. Сейчас из наблюдений
известны всего два случая перехода LBV ! WNLh (звезда V532 в
M33 [12]) и WN3 ! WN11(LBV)! WN4/5 (звезда HD5980 в галактике
SMC)[13] .
Если сценарий, при котором массивные звезды образовываются
внутри скоплений, а после покидают их, верен то и LBV, как
изначально очень массивные звезды, должны находиться близ звездных
групп. При этом время жизни массивной звезды, как уже говорилось,
невелико, следовательно, процесс звездообразования должен был
происходить относитльно недавно и возраст родительского для LBV–
звезды скопления должен согласовываться с возрастом самой LBV.
Наличие данного согласования может служить одним из подтверждений
теории о возможности выброса массивных звезд из скоплений, что
делает актуальной задачу определения возраста массивных скоплений,
находящихся рядом с LBV–звездами.
Однако при рассмотрении молодых скоплений звезд часто возникает
проблема с определением межзвездного поглощения, величина которого
может сильно сказываться на точности определения возраста скопления.
Межзвезвездным поглощением называют суммарный эффект
рассеяния и истинного поглощения излучения частицами в межзвездной
среде. Наиболее очевидным эффектом межзвездной пыли является
ослабление ею излучения звезд и туманностей. Ослабление света от
источника, проходящего через межзвездную пыль, происходит согласно
5уравнению:
Iλ = Iλ0 ∗ exp−τλ
,где Iλ – интенсивность которая была бы получена при
отсутствии межзвездного поглощения, Iλ –интенсивность, фактически
наблюдаемая, а τλ–оптическая глубина на наблюдаемой длине волны
Покраснение в туманностях и вокруг них характеризуется величиной
AV и отношением R абсолютного к селективному поглощению, при этом
AV = R ∗ E(B−V ).
В межзвездном пространстве величина R ≈ 3:1, в то время как
внутри и вокруг эмиссионных туманностей – особенно в молекулярных
облаках – значение R может быть значительно выше, порядка 4-6,
как, например, в случае туманности Ориона, что показано авторами
работ [14; 15]. Такие значение указывают на наличие пыли иного
размера и состава, нежели в диффузной межзвездной среде, что
рассматривается, например, в работе [16]. Значение R имеет важное
значение в исследованиях как наличия, так и эволюции пыли в и
вокруг эмиссионных туманностей, в то время как на практике чаще
используется AV .
Межзвездное поглощение селективно и вносит значительный вклад
в распределение энергии в спектрах объектов. Его корректный учет
необходим для точного определения физических характеристик звезд
и других объектов. Однако, определение межзвездного поглощения
зачастую затруднительно и дает результат с низкой точностью,
что может приводить к неправильной интерпретации результатов
исследований. Высокая точность достижима при спектральном анализе
и моделировании, однако при таком подходе из-за малого числа
наблюдений поглощение может быть определено только для довольно
малого числа объектов. Фотометрические же наблюдения, во-первых,
позволяют за один сет наблюдений получать информацию сразу
о нескольких объектах, во-вторых, предельная звездная величина
для них, как правило, глубже, чем для спектральных. Однако,
методы определения межзвездного поглощения, основанные на
6фотометрических наблюдениях, как правило, имеют более низкую
точность.
На сегодняшний день астрономия располагает большим количеством
архивов фотометрических данных в широком диапазоне длин волн,
что позволяет при наличии наблюдений в нескольких фильтрах
построить спектральное распределение энергии объекта. Фитируя
наблюдаемое спектральное распределение модельным и подобрав
наиболее подходящую модель, можно с той или иной точностью
определить параметры звезды, в том числе и межзвездное поглощение.
Таким образом, актуальной задачей является разработка и тестирование
методов определения межзвездного поглощения по фотометрическим
данным.
Целью работы являлось исследование скоплений массивных звезд в
ближайших галактиках и рассмотрение вопроса о возможности выброса
звезд из них. Для этой цели было необходимо решение следующих задач:
• Определение возрастов скоплений, расположенных рядом с
массивными звездами;
• Определение межзвездного поглощения до рассматриваемых групп
звезд по фотометрическим данным;
• Определение межзвездного поглощения до рассматриваемых групп
звезд по фотометрическим данным;
• Разработка и тестирование метода определения межзвездного
поглощения по спектральным распределениям энергии (SED),
сравнить полученные результаты с результатами других авторов и с
результатами, полученными по спектральным данным;
• Обработка и проведение фотометрических измерений по данным
космического телескопа им. Хаббла;
• Обработка спектральных данных, полученных на БТА (Большой
Телескоп Альт-Азимутальный).
Результаты данной работы можно разделить на две составляющие.
Первая составляющая посвящена разработке и тестированию метода
определения межзвездного поглощения. В ходе работы рассмотрены
литературные данные, проведено сравнение получаемых результатов с
результатами других авторов и результатами, полученными при помощи
спектральных данных, для чего были проведены все необходимые
фотометрические и спектральные измерения, а так же редукция
наблюдательных данных. Так же была проведена работа по определению
границ применения метода, показавшая, что данный метод имеет низкую
точность определения AV при рассмотрении скоплений с сильным
межзвездным поглощением.
Вторая составляющая полученных результатов содержит
непосредственно измерение возрастов скоплений массивных звезд,
расположенных близ LBV–звезд и кандидатов в LBV–звезды. При
этом для определения межзвездного поглощения использовался метод,
представленный в первой части работы, что позволило достаточно
точно определить возраста скоплений, исключив неопределенность,
возникающую из-за отсутствия явной точки поворота с главной
последовательности у рассматриваемых скоплений.
Так же для реализации обеих частей работы были отобраны
скопления, находящиеся близ LBV–звезд и кандидатов в LBV–звезды,
для которых был произведен поиск фотометрических данных в архивах
космического телескопа им. Хаббла. Была проведена обработка данных,
фотометрические измерения, определение межзвездного поглощения
по спектральным распределениям энергии и оценка возрастов по
диаграммам цвет–звездная величина с нанесением изохрон.
Из рассматриваемых скоплений только одно (скопление №3 около
звезды Var83) имеет возраст, слабо согласующийся с LBV, однако рядом
с данной LBV имеется еще два скопления, возраст которых соответствует
возрасту LBV. Таким образом, для каждой рассматриваемой в данной
работе LBV–звезды имеется скопление, из которого она могла быть
53выброшена что может служить одним из подтверждений сценария
образования LBV–звед внутри молодых скоплений.
Первая составляющая посвящена разработке и тестированию метода
определения межзвездного поглощения. В ходе работы рассмотрены
литературные данные, проведено сравнение получаемых результатов с
результатами других авторов и результатами, полученными при помощи
спектральных данных, для чего были проведены все необходимые
фотометрические и спектральные измерения, а так же редукция
наблюдательных данных. Так же была проведена работа по определению
границ применения метода, показавшая, что данный метод имеет низкую
точность определения AV при рассмотрении скоплений с сильным
межзвездным поглощением.
Вторая составляющая полученных результатов содержит
непосредственно измерение возрастов скоплений массивных звезд,
расположенных близ LBV–звезд и кандидатов в LBV–звезды. При
этом для определения межзвездного поглощения использовался метод,
представленный в первой части работы, что позволило достаточно
точно определить возраста скоплений, исключив неопределенность,
возникающую из-за отсутствия явной точки поворота с главной
последовательности у рассматриваемых скоплений.
Так же для реализации обеих частей работы были отобраны
скопления, находящиеся близ LBV–звезд и кандидатов в LBV–звезды,
для которых был произведен поиск фотометрических данных в архивах
космического телескопа им. Хаббла. Была проведена обработка данных,
фотометрические измерения, определение межзвездного поглощения
по спектральным распределениям энергии и оценка возрастов по
диаграммам цвет–звездная величина с нанесением изохрон.
Из рассматриваемых скоплений только одно (скопление №3 около
звезды Var83) имеет возраст, слабо согласующийся с LBV, однако рядом
с данной LBV имеется еще два скопления, возраст которых соответствует
возрасту LBV. Таким образом, для каждой рассматриваемой в данной
работе LBV–звезды имеется скопление, из которого она могла быть
53выброшена что может служить одним из подтверждений сценария
образования LBV–звед внутри молодых скоплений.