WWW.KNIGA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Книги, пособия, учебники, издания, публикации

 


Министерство образования и наук

и Российской Федерации

Федеральное агентство по образованию

Государственное образовательное учреждение высшего

профессионального образования Уральский государственный

университет им. А. М. Горького

Физический факультет

Кафедра астрономии и геодезии

Спектральные исследования области

звёздообразования S 235 A-B в оптическом

диапазоне Магистерская диссертация студента группы Ф-6МАГ Боли Пол Эндрю (Boley Paul Andrew) К защите допущен

Научный руководитель А. М. Соболев к.ф.-м.н., зав. отделом астрофизики и физики Солнца Зав. каф. Э. Д. Кузнецов Астрономической обсерватории УрГУ Екатеринбург Аннотация Область S 235 A-B представляет собой зону звёздообразования, которая содержит в себе погружённое скопление молодых и образующихся звёзд. В таких скоплениях особый интерес к себе привлекают массивные звёзды, которые инициируют дальнейшее образование звёзд.

Цель данной работы состоит в определении природы туманностей S 235 A, S 235 B и их центральных звёзд, поскольку туманности часто обусловлены массивными звёздами. Анализ был проведён по спектроскопическим наблюдениям, полученным на шестиметровом телескопе САО БТА РАН.

В данной работе определена электронная плотность в различных частях туманности S 235 A. Установлено, что фрагментированный вид этой туманности обусловлен поглощающим веществом. Показано, что две звезды в этой туманности раннего спектрального класса, и что одна из них вероятно является аккрецирующей звездой. На основе представленных и предыдущих наблюдений построен сценарий устройства и развития S 235 A.

Кроме того, показано, что туманность S 235 B – чисто отражательная, без собственного эмиссии. Освещающим источником является центральная звезда S 235 B.

Спектральный класс этой звезды определён по спектроскопическим данным. Показано, что она является аккрецирующей звездой типа Be Хербига спектрального класса B1V. Большая эквивалентная ширина линии H на спектре S 235 B указывает на то, что эта звезда исключительно молодая.

По всем полученным результатам сделан вывод, что традиционное представление об образовании звёзд в центре сжимающегося родительского облака не может объяснить расположение массивных звёзд в данном скоплении.

ii Апробация Результаты по объекту S 235 B были опубликованы в трудах 38-й студенческой конференции “Физика космоса” [26], которая проводилась в Коуровке в 2009 году.

Статья по тому же материалу принята к печати в журнал Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

iii Abstract The S 235 A-B region is a zone of star formation, which contains an embedded cluster of young and forming stars. In such clusters, massive stars which trigger further formation of stars are of particular interest.

The purpose of this work lies in the determination of the nature of the nebulae S 235 A and S 235 B and their central stars, since nebulae are often arise due to massive stars.

The analysis was carried out using spectroscopic data received on the 6-m BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences.



Electron density in dierent parts of the nebulae S 235 A is determined in this work.

It is determined that the fragmented appearance of the nebula is caused by absorbing material. It is shown that both stars in this nebula are of an early spectral type, and that one of them is likely an accreting star. A scenario for the structure and development of S 235 A is constructed on this basis of these and previous observations.

Furthermore, it is shown that the S 235 B nebulosity is purely reective, without any intrinsic radiation. The illuminating source is the star S 235 B. The spectral class of this star is determined from the spectroscopic data. It is shown that this star is a Herbig Be accreting star with spectral type B1V. The large equivalent width of the H line in the spectrum of S 235 B indicates that this star is exceptionally young.

On the basis of all these results, it is concluded that the traditional understanding of the formation of stars in the center of a collapsing progenitor cloud is unable to explain the arrangement of massive stars in this cluster.

Approbation The results for the S 235 B object were published in the proceedings of the 38th conference for students “Physics of the Universe” [26], which was held at Kourovka in 2009. An article on the same material has been accepted for publication in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Оглавление 3.3 Определение физических параметров по запрещённым линиям.... Список иллюстраций 1.1 Эмиссия в H2 (сплошные контуры) и Br (штриховые контуры). Намечены положения звёзд S 235 A-S, S 235 A-N, S 235 B и водяного 3.2 Характерный закон покраснения для типичной диффузной межзвёздной среды (R = 3.1) и для туманности Ориона (R = 5.5)........ 3.3 Диаграмма запрещённых переходов между уровнями ионов [N II] и [S II]. Эмиссионные линии в оптическом диапазоне показаны штрихованными линиями. Показаны только самые значимые уровни..... 3.4 Отношение относительной интенсивности к электронной температуре 4.1 Двухмерный спектр S 235 A, получен в режиме длинной щели. Намечены звёзды S 235 A-S, S 235 A-N и спектральные детали........ 4.2 Электронная плотность в зависимости от положения вдоль щели для трёх расположений щелей, намеченных на рис. 2.1. Среднее значение 4.4 Интегральная интенсивность в линии H в зависимости от положения вдоль длинной щели без учёта покраснения (a) и с учётом покраснения 4.5 Спектры звёзд S 235 A-N (низкого разрешения, вверх) и S 235 A-S (среднего разрешения, вниз). Штриховыми линиями намечены неотождествлённые эмиссионные детали в спектре S 235 A-S.......... 4.6 Профили интегральных интенсивностей эмиссионной линии H (толстая сплошная линия) и абсорбционной линии He I 6678 (тонкая сплошная линия) вдоль длинной щели для S 235 B. Излучение в континууме, интерполированное на длине волны H, показано толстой штриховой линией. Все линии приведены к одинаковой относительной интенсивности...................................... 4.7 Профили H для разных апертур, каждая размером 5 10. Центральное изображение – контуры данных ИФП на 6562 A. Диапазон по скоростям составляет -300 - 300 км сек1, верхний предел интенсивности указан в правых верхних углах (нижний предел всегда 0).... 4.8 Спектр низкого и среднего (выделенная область) разрешения S 235 B. 4.9 Эшелле-спектр линии H. Штриховой линией показан уровень 10% B.2 Спектр лампы до преобразования. Видно значительное кривое искажение...................................... B.3 Спектр лампы после применения спрямляющего преобразования... B.7 Обработанные спектры. Сверху донизу– S235 3star, S235 Nebula, S235A, B.8 Вычитание неба для объекта S235B. Вверху - спектр с небом. Апертуры для приближения неба показаны в областях 1 и 2. Внизу - спектр без Список таблиц Найденные в спектре S 235 B спектральные детали. Знак w обозначает Введение Исследование звёздообразования является одной из наиболее быстро развивающихся областей астрофизики. Это связано с развитием новых наблюдательных средств, теоретических построений, а также с тем, что звёздообразование тесно связано с другими космологическими и эволюционными исследованиями, объектами которых являются галактики и планеты. Образование звёзд происходит в областях звёздообразования.





Области активного звёздообразования позволяют изучать самые ранние стадии эволюции звёздных объектов. В них рождаются, живут и умирают самые массивные звёзды, инициируя своей смертью дальнейшее сжатие газа и образование звёзд.

Вокруг них образуются аккреционные диски и новые миры вокруг звёздных новорожденных, дуют мощные звёздные ветры, обогащая межзвёздную среду тяжёлыми элементами, и излучают самые яркие звёзды, ионизируя и разгоняя межзвёздный газ, и испаряя космическую пыль.

Особый интерес к себе привлекают погружённые скопления молодых звёзд. Такие скопления ещё связаны с родительским молекулярным облаком, и в них происходят самые ранние стадии звёздообразования. Процессы инициированного образования звёзд играют важнейшую роль в будущем развитии всего скопления.

В данной работе рассматривается область звёздообразования S 235 A-B в оптическом диапазоне. Эта область получает пристальное внимание с момента его открытия, но, в основном, в радио- и инфракрасном диапазонах. В предыдущих работах найдены противоречия о природе туманности S 235 B, и вопрос о составляющих туманности звёздах практически не был рассмотрен.

Главными задачами данной работы являются определение физических параметров эмиссионной туманности S 235 A, выяснение природы туманности S 235 B и отождествление свойств и спектральных классов ассоциированных с этими туманностями звёзд. Для этой цели используется новый наблюдательный материал с шестиметрового телескопа БТА САО РАН на северном Кавказе, вместе с материалом, полученным другими авторами.

Глава Общий вид образования звёзд в районе S 235 A-B На расстоянии 9 от известной диффузной зоны ионизованного водорода S 235, объекты S 235 A и S 235 B были открыты Глушковым и др. в 1974 г. [6] в оптических изображениях района. С тех пор, район S 235 A-B привлекает к себе пристальное внимание, поскольку в радио- и инфракрасном диапазонах наблюдаются ряд погружённых объектов, в том числе мазерные источники, истечения и источники с большим избытком инфракрасного излучения. В этом смысле, оптические туманности S 235 A и S 235 B только лишь “верхушка айсберга” и изображают более проэволюционировавшие члены погружённого скопления.

В оптическом диапазоне S 235 A представляет собой туманность с умеренной степенью видимой неоднородности и тёмными волокнами. Видны две яркие звезды, S 235 A-N (северная) и S 235 A-S (южная). В 1 южнее от S 235 A расположена туманность S 235 B и её центральная звезда S 235 B. В оптических изображениях оба объекта напоминают компактные эмиссионные туманности и были представлены в этом качестве в работе Глушкова и др. [7], хотя дальнейшие наблюдения не поддерживают такое отождествление в случае S 235 B.

1.1 В радиодиапазоне В областях звёздообразования общая структура всего района, в основном, отслеживается излучением в радиодиапазоне. Распределение и движение газа в комплексе и физические параметры можно определить посредством наблюдений молекул, и зоны ионизованного водорода прослеживаются с помощью излучения в радиоконтиГлава 1. Общий вид образования звёзд в районе S 235 A-B Рис. 1.1: Эмиссия в H2 (сплошные контуры) и Br (штриховые контуры). Намечены положения звёзд S 235 A-S, S 235 A-N, S 235 B и водяного мазерного источника (знак плюс). Рисунок из работы Felli и др. [3].

нууме при условиях по крайней мере частичной оптической тонкости. Мазеры возникают в окрестностях формирующихся звёзд и указывают на наличие истечений и околозвёздных аккреционных дисков.

Наблюдения в радио- и инфракрасном диапазонах группы Felli и др. вложили значительный вклад в изучение района S 235 A-B. В работе Felli и др. [3] представлены наблюдения молекулярных линий C34 S и молекулярного ядра диаметром 35, в которое погружено скопление. Масса этого газо-звёздного ядра оценивается как 450 M, и примерно 5-15% от этой массы составляют образовавшиеся звёзды. Молекулярное ядро характеризуется высокой температурой (Tkin 50 К) и плотностью (n(H2 ) 106 см3 ). В центре скопления расположен водяной мазерный источник, который, вероятно, соответствует самому молодому члену скопления, а на противоположных краях находятся объекты S 235 A и S 235 B.

Излучение в радиоконтинууме наблюдается в направлении S 235 A, и пик этой эмиссии совпадает с положением звезды S 235 A-N. Вокруг S 235 A наблюдается оболочка молекулярного водорода с повышенной плотностью излучения к центру скопления (рис. 1.1). Это совместимо с представлением, что S 235 A является классической зоной H II, ионизирующей звездой которого является S 235 A-N. В работе Глава 1. Общий вид образования звёзд в районе S 235 A-B Krassner и др. [13] предполагается, что наблюдаемый поток на частоте 2.7 ГГц может быть обусловлен звездой класса B0 или более раннего класса в зависимости от степени поглощения ионизирующих квантов космической пылью. Выведенная от плотности потока электронная плотность составляет ne = 1.6 103 см3.

Что касается S 235 B, то в радиодиапазоне практически ничего не наблюдается.

В 2006 г. слабое излучение в радиоконтинууме впервые наблюдалось Felli и др. [5] на длинах волн 0.7 и 1.3 см, но оно на порядки меньше, чем ожидалось бы для зоны H II. Других данных в радиодиапазоне нет для S 235 B, хотя этот объект наблюдался уже многократно. Следовательно, предположение о том, что туманность S 235 B является зоной ионизованного водорода – ошибочное.

Между водяным мазерным источником и S 235 B наблюдается истечение, которое в дальнейших работах Felli и др. [4, 5] было связано с молодым звёздным объектом в ядре в миллиметровом диапазоне. С этим истечением связаны также мазеры на переходах других молекул, в частности мазеры метанола I класса. Эти мазерные источники указывают на наличие истечений и молодых звёздных и протозвёздных объектов в составе скоплений, и их наличие является свидетельством активных процессов звёздообразования в центре скопления.

1.2 В инфракрасном диапазоне Инфракрасное излучение в зонах H II на несколько порядков превышает уровень тормозного излучения, ожидаемый на основе оптических наблюдений бальмеровских линий. Повышенный уровень инфракрасного излучения объясняется наличием космической пыли, которая в первом приближении излучается как тело в термодинамическом равновесии с температурой порядка сотен градусов. Таким образом, распределение и состояние космической пыли в комплексе отслеживается диффузным инфракрасным излучением.

Предполагается, что пылинки образуются преимущественно в атмосферах и околозвёздных оболочках холодных звёзд. Пыль потом распространяется в межзвёздную среду посредством звёздного ветра и других процессов (взрывов новых, выбрасываний массы в планетарных туманностях и так далее). Разрушение пылинок происходит за счёт ряда процессов, в том числе распада ультрафиолетовым излучением от горячих звёзд, столкновений с ионами и другими пылинками в ионизованной туманности и испарения при высоких температурах.

Кроме того, яркими компактными инфракрасными источниками являются так Глава 1. Общий вид образования звёзд в районе S 235 A-B называемые аккрецирующие звёзды, вокруг которых расположен аккреционный диск газа и пыли. Диски бывают разные, от сплюснутых до вытянутых, с разными составами газа и пыли. С ними могут быть связаны коллимированные джеты, звёздные ветры и другие проявления обмена массы с околозвёздной средой. Пыль в диске нагрета звездой, за счёт чего возникает повышенный уровень инфракрасного излучения. Для звёзд известного класса, избыток инфракрасного излучения по сравнению с ожидаемым уровнем звёздного излучения является индикатором наличия аккреционного диска.

Инфракрасное наблюдения объектов S 235 A и S 235 B были представлены впервые в работах Krassner и др. [13, 14]. В объекте S 235 A эти первоначальные наблюдения показывали наличие двух диффузных источников в полосе K вокруг обеих звёзд S 235 A-N и S 235 A-S, что является признаком околозвёздных оболочек или дисков с пылевыми компонентами. В объекте S 235 B измерения Krassner и др. [14] указывают на присутствие горячей космической пыли. Кроме того, наблюдалось достаточно сильное излучение в линиях водорода Br, Br и Pf. Излучение в запрещённых небулярных линиях ([Ar III], [S IV], [N II]) не наблюдалось.

Более поздние наблюдения Hodapp [10] в ближнем инфракрасном диапазоне (в полосе K ) раскрыли погружённое звёздное скопление в молекулярном облаке между объектами S 235 A и S 235 B. Felli и др. [3, 4] показывали множество сильно погружённых точечных источников с инфракрасным избытком в центре скопления, что говорит о наличии звёзд и протозвёзд с аккреционными дисками.

1.3 В оптическом диапазоне В оптическом диапазоне, зоны звёздообразования состоят из трёх главных компонентов: звёзд, туманностей и пыли (в виде тёмных облаков или волокон). Звёзды играют определяющую роль в зонах звёздообразования. Они не только в них рождаются, но и ваяют составляющий район газ, инициируют последующее формирование звёзд. Эмиссионные туманности проявляются за счёт ионизации межзвёздного газа массивными звёздами, а отражательные туманности формируются при рассеянии звёздного света космической пылью. Наконец, тёмные волокна и “пустоты” наблюдаются где сгустки космической пыли и холодного газа поглощают свет звёзд и туманностей.

В оптическом диапазоне погружённого скопления S 235 A-B не видно. Туманности S 235 A и S 235 B напоминает зоны ионизованного водорода, т.е. они похожи на Глава 1. Общий вид образования звёзд в районе S 235 A-B эмиссионные туманности. S 235 A можно разделить на три части, каждая из которых окружена тёмными волокнами. В этой туманности видны звёзды S 235 A-S и S 235 A-N. С другой стороны, туманность S 235 B более однородная. В её центре видна звезда S 235 B.

Первые спектроскопические наблюдения в оптическом диапазоне объектов S 235 A и S 235 B были проведены Глушковым и др. [6] и показывают бальмеровские линии в эмиссии в спектрах обеих туманностей. На спектре туманности S 235 A также присутствуют запрещённые линии [S II] и [N II], указывая что этот объект является эмиссионной туманностью. В спектре S 235 B виден сложный двухпиковый характер линии H и запрещённых линий не наблюдаются. В работе [6] предполагается, что отдельные части эмиссии обусловлены отдельными источниками ионизации, и что обе туманности – компактные районы H II.

1.4 В итоге Область S 235 A-B содержит в себе сильно погружённое звёздное скопление, в котором находится множество образующихся и массивных звёзд. Горячая космическая пыль распределена по скоплению, и в особенности видна около нескольких ярких инфракрасных объектов. Туманности S 235 A и S 235 B находятся на противоположных краях скопления, их центральные звёзды представляют собой наиболее проэволюционировавшие члены скопления. Вопрос физической отдельности трёх частей туманности S 235 A и источников ионизации является противоречивым. Кроме того, одним из важнейших вопросов является род объекта S 235 B.

Глава Наблюдения Район S 235 A-B детально исследован в радио- и инфракрасном диапазонах, но особенности многих отдельных объектов остались без объяснения. Оптические наблюдения способствуют, в том числе, определению спектрального класса звёзд и прояснению природы туманностей. Такая информация очень важна для исследований процессов инициированного образования звёзд и состава массивных звёзд в скоплении. Именно массивные звёзды привлекают к себе большой интерес, потому что они крайне интенсивно влияют на окружающий газ и дальнейшее развитие всей зоны.

Все оптические наблюдения, представленные в этой работе, были получены на 6-м телескопе САО БТА РАН. В 2007-2008 гг. область S 235 A-B наблюдалась в режимах длинной щели и многощелевого блока на инструменте SCORPIO [25], с интерферометром Фабри-Перо (ИФП) и с эшелле-спектрографом НЭС. Соответствующие заявки находятся в приложении A, наблюдения кратко описаны в таблице 2.1.

Основным наблюдательным материалом этой работы являются щеловые спектры;

Спектральное и пространственное разрешения – после всей обработки.

Глава 2. Наблюдения данные ИФП и НЭС представленные в качестве дополнительного материала.

2.1 Длинная щель Спектральные наблюдения с длинной щелью позволяют изучить пространственную структуру протяжённых объектов вдоль щели и установить зависимость излучения от длины волны и положения вдоль щели. Представленные в этой работе наблюдения с длинной щелью были получены в период 13-14 января 2008 г. по заявке A.1. Спектральный диапазон данных составляет 3800-7200 с разрешением (R = / = 400). Суммарная экспозиция составляет 2700 секунд. Целью наблюдений было установление спектрального класса массивных звёзд, связанных с туманностями, и определение природы и физических параметров самих туманностей. Длинная щель была наложена на два разных положения в районе S 235 A-B, которые показаны на рис. 2.1. В итоге представлены спектры трёх звёзд, принадлежащих к погружённому скоплению S 235 A-B, и окружающих их туманностей.

Глава 2. Наблюдения 2.2 Многощелевой блок В режиме многощелевого блока прибора SCORPIO используются 16 щелей с изменяющимся положением вдоль направления поперёк щели, каждая длиной 30. Таким образом, можно одновременно наблюдать 16 положений в одном снимке. Наблюдения подозреваемых в эмиссии в H звёзд в районах S 235 и S 235 A-B проводились в период 31 октября-2 ноября 2007 г. по заявке A.3. Результаты этих наблюдений были представлены Крушинским В. В. на 38-й зимней школе в Коуровке в 2009 г.

Кроме того, в некоторых положениях вместе со звёздами наблюдалась туманность.

Спектральное разрешение этих наблюдений составляет 5 в диапазоне 6000- с суммарной экспозицией 5400 секунд. Отношение сигнал-шум значительно выше, чем в наблюдениях с длинной щелью.

Четыре использованных в этой работе положения щелей показаны на рис. 2.1. В туманности S 235 A щели были наложены на три направления, включая самую яркую в цвете R часть и звезду S 235 A-S. Спектральное разрешение этих наблюдений достаточно высокое для разделения близко расположенных линий, которые блендируются в наблюдениях с длинной щелью (например, H с линиями [N II] 6548, 6583, и линии [S II] 6716, 6731 друг с другом). Это позволяет оценить электронную плотность вдоль положения щели. Спектры звёзд из режима многощелевого блока дают дополнительную информацию в диапазоне 6000-6900 с лучшим спектральA ным разрешением и меньшим уровнем шума, что может указать на присутствие или отсутствие различных спектральных линий.

2.3 Интерферометр Фабри-Перо Интерферометр Фабри-Перо позволяет создавать трёхмерные интерферограммы в узком диапазоне по всему полю зрения телескопа. Таким образом, строятся кубы данных, где каждый слой изображает пространственное распределение спектральной энергии на данной длине волны (т.е. каждая точка в кубе описывает поток F (,, ) в зависимости от положения и длины волны). При помощи этого инструмента можно сразу измерять спектральный профиль в узком диапазоне (в порядке 10 по всему полю зрения.

Наблюдения в режиме ИФП были проведены 13 февраля 2008 г по заявке A.1. Наблюдалось поле размером 6.16.1 в направлении скопления S 235 A-B с суммарной экспозицией 6480 секунд. Во время наблюдений использовался узкий фильтр ( около линии H. Эффективный диапазон составляет 13 (600 км сек1 ) с разрешеA Глава 2. Наблюдения нием 0.8 (35 км сек1 ). Эффективное пространственное разрешение изображений после обработки составляет 2. 8.

2.4 Эшелле-спектрограф Эшелле-спектрограф НЭС установлен на фокусе Несмита телескопа, и позволяет получить спектры очень высокого разрешения (R = 60 000). Наблюдения с НЭС проводились 30 сентября 2007 г. по заявке A.2 с суммарной экспозицией 10 800 секунд. Спектральное разрешение после обработки составляет 0.1 (4.6 км сек1 ) в диапазоне 5200- Глава Методы 3.1 Обработка спектральных данных Как и при всех астрономических наблюдениях, спектральные данные в необработанном виде не пригодны для анализа. Инструментальные эффекты искажают изображения, излучение земной атмосферы смешивается с излучением космического происхождения. Шкалы длины волны и абсолютного потока не калиброваны. Основной материал (наблюдения в режиме длинной щели и многощелевого блока) был обработан автором данной работы, дополнительный материал обработали Моисеев А. В. (режим ИФП) и Юшкин М. В. (прибор НЭС) из САО РАН.

Вся обработка щелевых спектральных данных была проведена в оболочке IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) и состоит из следующих этапов:

1. Отсчёты в изображениях от самой ПЗС вычитаются посредством кадра с нулевой экспозицией (кадра подложки).

2. Кривизна изображений и шкала длины волны устанавливаются вместе через кадр спектральной лампы.

3. Определяется искомое преобразование для выравнивания изображения.

4. Неоднородности детектора (возникающие, например, от пылинок в оптической системе и вариаций чувствительности пикселов) учитываются плоским полем.

5. Шкала абсолютного потока определяется посредством наблюдений фотометрического стандарта.

Подробное описание процесса обработки приведено в приложении B.

Глава 3. Методы Рис. 3.1: Бленд линий H и [N II] 6548, 6583 объекта S 235 A.

Двухмерные изображения спектров (пример показан на рис. 4.1) содержат как пространственную, так и спектральную информацию. Чтобы получить одномерный спектр потока (в единицах эрг сек1 см2 1 ), необходимо интегрировать вдоль пространственной оси. Аналогично, за поведением спектральных деталей вдоль щели (т.е. вдоль пространственной оси, в единицах эрг сек1 см2 стерадиан1 ) можно следить после интегрирования изображения вдоль дисперсионной оси. Созданные таким образом профили интегральной интенсивности называются пространственными и позволяют анализировать зависимость спектральных деталей от положения.

Из-за низкого спектрального разрешения (10 линия H блендируется с лиA), ниями [N II] 6548, 6583 на полученных с длинной щелью спектрах эмиссионных туманностей (см. рис. 3.1). Линия [N II] 6583 достаточно хорошо отделена от H, что позволяет извлечь относительно чистый пространственный профиль этой линии (апертура II на рис. 3.1). Отношение интенсивностей линий [N II] 6548, 6583 зафиксировано, поскольку обе линии возникают за счёт переходов с уровня 1 D2 иона N II, и, поскольку других переходов с этого уровня нет (см. следующий параграф, рис. 3.3). Для населённости уровня 1 D2 N и коэффициентов Эйнштейна A6548 и A6583, соотношение имеет вид, Таким образом, пространственный профиль интенсивности в линии H можно Глава 3. Методы извлечь посредством вычитания вклада линий [N II] 6548, 6563:

где I(I) и I(II) - интенсивность в апертурах I и II, соответственно.

Извлечение остальных спектральных деталей (H, [S II] 6716, 6731) не представляет трудностей.

3.2 Оценивание степени покраснения В отличии от наблюдений в радио- и инфракрасном диапазонах, оптическое излучение может испытывать сильное “покраснение” за счёт предпочтительного поглощения и рассеяния квантов более высокой энергии космической пылью. Это покраснение делится на два типа: межзвёздное и внутреннее. Межзвёздное покраснение более или менее хорошо описывается общепринятым “стандартным” законом (см.

ниже), который зависит только от концентрации и распределения размеров пылинок. Внутреннее покраснение происходит внутри туманностей и других протяжённых объектов, в околозвёздных аккреционных дисках и оболочках. Учитывать внутреннее покраснение гораздо тяжелее, чем межзвёздное, поскольку первое зависит от геометрии системы.

Экстинкция света измеряется в звёздных величинах, и типичные значения в полосе V составляют AV 1 10 звёздных величин. AV 10 означает, что приблизительно 0.01% исходных квантов добираются до наблюдателя. Степень покраснения (т.е., дифференциальной экстинкции) часто оценивается посредством избытка света E(B V ) = AB AV. На рис. 3.2 показан вышеупомянутый стандартный закон покраснения в зависимости от обратной длины волны. Закон зависит только от параметра R = AV /E(B V ). Физический смысл этого параметра включается в состав, размер и форму пылинок [19]. Значение R = 3.1 – типичное для диффузной межзвёздной среды, а R = 5.5 – для туманности Ориона. В оптическом диапазоне (1.2 мкм1 3 мкм1 ) закон не сильно зависит от R, хотя в синем и ультрафиолетовом диапазонах значимость параметра R существенно растёт.

Если речь идёт о туманностях в оптическом диапазоне, тогда соотношение исходной плотности интенсивности (I0 ) к наблюдаемой (I ) удобно написать относительно плотности интенсивности H:

Глава 3. Методы Рис. 3.2: Характерный закон покраснения для типичной диффузной межзвёздной среды (R = 3.1) и для туманности Ориона (R = 5.5).

где величиной c 1.3E(B V ) измеряется степень покраснения, а функция f () есть закон покраснения для заданной R (рис. 3.2). В данной работе стандартное значения R = 3.1 принимается для всех оценок, хотя как говорилось выше, разница в оценках степени покраснения в оптическом диапазоне за счёт разных значений R не существенна.

Вопрос о рекомбинационных линиях водорода тщательно исследовался в классической работе Osterbrock и Ferland [19]. В литературе этот вопрос делится на два случая в зависимости от оптической толщины в лаймановских линиях: так называемые случаи “A” (оптически тонкий) и “B” (оптически толстый). Таблицы вычисления коэффициентов эмиссии 4jij (в единицах эрг см3 сек1 ) и рекомбинации ij f (в единицах см3 сек1 ) в бальмеровских линиях перечислены в работе Osterbrock и Ferland [19] для разных температур. При температуре 10 000 К jH /jH = 2.85 независимо от оптической толщины лаймановских линий. Таким образом, зная истинное соотношение jH /jH и предполагая оптическую тонкость в бальмеровских линиях, можно установить значение величины c в уравнении 3.3 по наблюдениям.

Глава 3. Методы 3.3 Определение физических параметров по запрещённым линиям Одним из важнейших инструментов для анализа эмиссионных туманностей в оптическом диапазоне являются запрещённые линии ионов. Запрещённые переходы позволяют установить физические параметры (такие, как электронная температура и электронная плотность) ионизованного газа. Этот вопрос хорошо исследован в работе Osterbrock и Ferland [19]. Суть метода заключается в том, что энергии возбуждения этих уровней в порядке kTe (несколько эВ). Таким образом, ионы могут возбуждаться при столкновениях с электронами в плазме. Время жизни ионов в этих уровнях достаточно большое (100 – 106 секунд или больше), поэтому в лабораторных условиях снятие возбуждения обычно происходит посредством столкновений и такие линии просто не наблюдаются. Однако, при существенно более низких плотностях эмиссионных туманностей (102 – 104 см3 ) время столкновения может быть на много порядков больше времени спонтанного излучения, из-за чего снятие возбуждения довольно часто происходит радиативным образом (что привело к названию “небулярные линии”).

Темп столкновений определяется физическими условиями электронного газа, а темп снятия возбуждения радиативным образом определяется коэффициентами Эйнштейна для соответствующего перехода. Если линии оптически тонкие и нет индуцированного излучения (что обычно удовлетворяется в зонах H II), тогда уравнение баланса установления и снятия возбуждения иона с двумя уровнями 1 и 2 в малом объёме имеет вид где ne – электронная плотность, Ni – число ионов на уровне i, qij – вероятность перехода посредством столкновения с уровня i в уровень j в единицу времени в единицу объёма (q12 – возбуждение, q21 – снятие возбуждения), и Aij – вероятность спонтанного радиативного перехода из уровня i в уровень j в единицу времени.

Величина qij требует квантомеханического исчисления и зависит от температуры, но таблицы для разных ионов существуют.

Решение уравнения 3.4 имеет вид Если известны электронная температура (входящая в коэффициенты q) и электронная плотность, можно вычислить относительную населённость уровней 1 и 2. Иными Глава 3. Методы Рис. 3.3: Диаграмма запрещённых переходов между уровнями ионов [N II] и [S II].

Эмиссионные линии в оптическом диапазоне показаны штрихованными линиями.

Показаны только самые значимые уровни.

словами, если можно установить эту долю населённостей наблюдениями, то можно определить физические параметры. Для большинства ионов, наблюдающихся в туманностях, один из этих двух параметров доминирует в этой зависимости (или плотность, или температура). Таким образом, для данной электронной температуры, можно вычислить электронную плотность и наоборот.

Для ионов с несколькими уровнями, уравнение баланса для уровня i имеет вид где левая сторона описывает приток в уровень i и правая сторона описывает сток из уровня. Система уравнений вида 3.6 для всех уровней i = 1, M описывает распределение населённости ионов по уровням возбуждения, и может быть решена численными методами (см. ниже), если вычислять все населённости относительно населённости одного из уровней (таким образом система замыкается).

Глава 3. Методы Рис. 3.4: Отношение относительной интенсивности к электронной температуре для иона [S II] для трёх разных температур.

На рис. 3.3 показана диаграмма уровней для однократно ионизованных атомов азота и серы. В случае уровня 1 D2 иона N II, очевидно, что уравнение вида 3. для этого уровня будет содержать радиативные вклады от уровней 1 S0, 3 P2 и 3 P и вклады от столкновений (возбуждение и снятие возбуждения столкновением) от всех уровней. Решая систему уравнений вида 3.6 для всех уровней относительно уровня 1 D2, можно найти относительную населённость N3 S0 /N1 D2, и соответственно, относительные интенсивности линий [N II] 5755, 6548, 6583:

в зависимости от ne и Te. Таким образом наблюдения этих трёх спектральных линий позволяют непосредственно установить электронную температуру (с слабой зависимостью от электронной плотности в случае [N II]). Аналогично, линиями [S II] 6716, 6731 можно установить электронную плотность (с слабой зависимостью от электронной температуры).

Для определения физических параметров зон ионизованного водорода по наблюдениям запрещённых линий ионов вышеописанным образом есть хорошо развитая программа для IRAF. Программа (temden в пакете stsdas.nebular ) описана в работе Shaw и Dufour [22] и позволяет установить электронную температуру (“tem”) или электронную плотность (“den”) для заданного иона и доли соответствующих интенГлава 3. Методы сивностей. На рис. 3.4 показаны исчисления электронной плотности для линий [S II] 6716, 6731 для температуры 5 000, 10 000 и 20 000 К. Следует заметить, что полезный диапазон электронной плотности этого индикатора составляет примерно 102 – 104 см3 (иначе спектральные линии насыщаются), и что отношение плотности при температуре 5 000 К к плотности при температуре 20 000 К не превышает полутора.

Глава Результаты Как говорилось выше, в оптическом диапазоне объект S 235 A состоит из туманности и двух ярких звёзд. Всего были получены четыре спектра – один спектр в диапазоне 3800-7200 с разрешением 10 в режиме длинной щели и три спектра в диапазоне 6000-6900 с разрешением 5 в режиме многощелевого блока. РасполоA A жение щелей показано на рис. 2.1. В данный момент электронная температура туманности остаётся неоценённой, но характерное для зон H II значение Te = 10 000 К принимается для оценок с зависимостью от температуры.

Спектр всей туманности и обеих звёзд, получен в режиме длинной щели (спектральный диапазон 3800-7200, спектральное разрешение – 10 показан на рис. 4.1.

Щель была расположена так, чтобы одновременно получить спектры обеих звёзд (S 235 A-N и S 235 A-S) вместе с окружающей их туманностью. Видны характерные для эмиссионной туманности линии – бальмеровские линии водорода, и запрещённые линии [N II] 6548, 6583, [S II] 6716, 6713 и [O II] 7319, 7320, 7331 – обе звезды и сама туманность. Все запрещённые линии блендируются на полученных в режиме длинной щели спектрах из-за низкого спектрального разрешения, но они хорошо отделены на спектрах из многощелевого блока.

4.1.1 Туманность S 235 A Электронная плотность была определена по линиям [S II] 6716, 6731 для трёх расположений щелей многощелевого блока (рис. 2.1). Результаты показаны на рис. 4.2, и говорят о том, что электронная плотность постоянная по всем измеренным положениям в туманности, с средним значениям 1300 см3. Как обсуждалось в паГлава 4. Результаты Рис. 4.1: Двухмерный спектр S 235 A, получен в режиме длинной щели. Намечены звёзды S 235 A-S, S 235 A-N и спектральные детали.

Рис. 4.2: Электронная плотность в зависимости от положения вдоль щели для трёх расположений щелей, намеченных на рис. 2.1. Среднее значение (1300 см3 показано штриховой линией.

Глава 4. Результаты Рис. 4.3: Степень экстинкции в полосе V в S 235 A вдоль длинной щели.

раграфе 3.3, эти результаты слабо зависят от предполагаемой температуры 10 000 К (см. рис 3.4). Средняя выведенная электронная плотность составляет 950 и 1650 см для заданной температуры 5000 и 20 000 К, соответственно. В этих расчётах покраснение не было учтено, поскольку длины волн этих спектральных линий близки друг к другу.

Степень покраснения в S 235 A была установлена посредством измерений линий H и H по методу, изложенному в параграфе 3.2. Вместе эти линии наблюдались только с длинной щелью, поскольку более высокое разрешение в наблюдениях с многощелевым блоком привело к уменьшению наблюдаемого диапазона (6000-6900 A).

Кроме того, процесс затрудняется тем, что линия H (6563 A) частично блендируется с линиями [N II] (6548 и 6583 на спектрах, полученных с длинной щелью.

Вклад линий [N II] был вычтен используя вышеизложенную методику (параграф 3.1). Выведенная экстинкция в цвете V в зависимости от положения вдоль длинной щели показана на рис. 4.3.

Как видно на рис. 4.3 значение экстинкции (и соответственно, степень покраснения) в туманности вдоль щели заметно изменяется. Можно выделить два района: от положения -15 до 0 AV составляет примерно 5.5 звёздных величин, от 0 до + – примерно 7 звёздных величин, хотя погрешности определения велики. Основным источником погрешности является значение интегральной интенсивности линии H, которая относительно слаба во втором районе. Расположение районов с различным Глава 4. Результаты Рис. 4.4: Интегральная интенсивность в линии H в зависимости от положения вдоль длинной щели без учёта покраснения (a) и с учётом покраснения (b).

покраснением соответствует положению тёмной полосы на изображении туманности в оптическом диапазоне, то есть изображение туманности искажается наличием поглощающего вещества. Оценка AV 5.5 соответствует оценкам покраснения для наименее погружённых звёзд-членов скопления (Крушинский В. В., частное сообщение).

На рис. 4.4 показаны распределения интегральной интенсивности в линии H без учёта покраснения (верхний график) и с учётом покраснения (нижний график).

Покраснение было учтено в каждой точке с использованием приведённых на рис. 4. значений AV. Следует отметить, что на рис. 4.4b наблюдается пик повышенной яркости H около положения звезды S 235 A-S, что может говорить о том, что сама звезда излучает в этой линии.

4.1.2 Звёзды S 235 A-S и S 235 A-N Спектры звёзд S 235 A-S (спектральное разрешение – 5 и S 235 A-N (спекA) тральное разрешение – 10 A) показаны на рис 4.5. На обоих спектрах видна линия He I 6678 в поглощении, что означает спектральный класс раньше, чем A0 [9], и звезда относительно массивная. Других абсорбционных линий не видно, чем затрудняется спектральная классификация этих звёзд. Из-за того, что обе звезды сильно Глава 4. Результаты Рис. 4.5: Спектры звёзд S 235 A-N (низкого разрешения, вверх) и S 235 A-S (среднего разрешения, вниз). Штриховыми линиями намечены неотождествлённые эмиссионные детали в спектре S 235 A-S.

покрасневшие и линий в синей области не видно, более детальный анализ лучше всего проводить при наблюдениях в инфракрасном диапазоне.

Множество эмиссионных линий на спектре S 235 A-S (штриховые линии, рис. 4.5) и видимый повышенный уровень излучения в H около этой звезды (рис. 4.4b) указывает на то, что аккреционные процессы происходят вокруг этой звезды. Такое представление совместимо с тем, что эта звезда недавно образовалась.

В оптическом диапазоне объект S 235 B представляет собой туманность размером 20. Первоначальные спектральные наблюдения в оптическом диапазоне, представлены в работе 1975 г. Глушкова и др. [7], показали нетипичный для эмиссионной туманности профиль эмиссионной линии H. В этой туманности линия H характеризуется асимметричностью, двумя пиками и большой шириной (200-400 км с1 ).

Между тем в оптических изображениях этот объект напоминает компактный район H II, и в работах Глушкова и др. предполагается именно такая природа туманности.

Были получены три спектра данного объекта. Расположения щели в режимах длинной щели и многощелевого блока показаны на рис. 2.1. Спектральный диапазон Глава 4. Результаты Таблица 4.1: Найденные в спектре S 235 B спектральные детали. Знак обозначает слабые линии.

Глава 4. Результаты Рис. 4.6: Профили интегральных интенсивностей эмиссионной линии H (толстая сплошная линия) и абсорбционной линии He I 6678 (тонкая сплошная линия) вдоль длинной щели для S 235 B. Излучение в континууме, интерполированное на длине волны H, показано толстой штриховой линией. Все линии приведены к одинаковой относительной интенсивности.

составляет 3800-7200 с разрешением 10 для полученной с длинной щелью спекA A тра а 6000-6900 A с разрешением 5 для спектра из режима многощелевого блока.

Для спектра из инструмента НЭС диапазон составляет 6200-6700 с разрешением 0.1 Спектры низкого и среднего разрешения показаны на рис. 4.8. Найденные спектральные детали перечислены в таблице 4.1.

4.2.1 Туманность S 235 B Профили интегральных интенсивностей линий He I 6678 (в поглощении) и H (в эмиссии) показаны на рис. 4.6 вместе с излучением в континууме. Наличие абсорбционной линии He I в туманности является неоспоримым признаком того, что излучение туманности представляет собой по крайней мере частично отражённый свет звезды, так как эта линия может образоваться только в фотосфере звезды. Профили линии He I и излучения в континууме очень близки друг к другу. Это означает, что большая часть излучения в континууме имеет звёздное происхождения и отражается в туманности. Такой же феномен наблюдается в других туманностях с отражательным компонентом, например линия He II 4686 наблюдается в поглощении в Глава 4. Результаты Рис. 4.7: Профили H для разных апертур, каждая размером 5 10. Центральное изображение – контуры данных ИФП на 6562 Диапазон по скоростям составляет -300 - 300 км сек1, верхний предел интенсивности указан в правых верхних углах (нижний предел всегда 0).

туманности Ориона [20].

Форма профиля интегральной интенсивности линии H не отличается от формы профиля излучения в континууме, интерполированного на длине волны H из соседних длин волн. Это обозначает, что излучение в H порождается звездой, а не туманностью, и протяжённый компонент возникает за счёт отражения. К тому же, наблюдения в режиме ИФП (рис. 4.7) показывают, что форма профиля H в зависимости от лучевой скорости не зависит от положения в туманности – скорость пика поглощения и отношение двух эмиссионных пиков постоянные по всей туманности. Таким образом, туманность S 235 B – чисто отражательная, без собственного излучения.

Интенсивность отражательного компонента по сравнению с прямым компонентом, как видно на рис. 4.6), достаточно велика. Это указывает на то, что прямой компонент сильно покрасневший, вероятно за счёт наличия околозвёздного диска с высоким углом наклона относительно луча зрения. Это предположение поддерживается высокой визуальной экстинкцией AV 8 12 звёздных величин, выведенной в работе Felli и др. [3].

Глава 4. Результаты Рис. 4.8: Спектр низкого и среднего (выделенная область) разрешения S 235 B.

4.2.2 Звезда S 235 B Звезда S 235 B является сильно покрасневшим объектом, без ярких спектральных деталей в синем диапазоне, что затрудняет определение её спектрального класса. Спектральный класс звезды был определён как B1V путём сравнения спектра S 235 B (звезда и туманность, рис. 4.8) со звёздами, входящими в атлас звёзд типа B с эмиссионными линиями (Be) [11], на основе наличия линий Fe II 5018 и 5169 в эмиссии, линий He I 5876 и Na I 5890/96 (дублет) в поглощении и отсутствия других заметных спектральных деталей. Звезда в атласе, которая лучше всего удовлетворяет этим критериям – HD 200120 с классом B1V.

Спектральный класс звезды, её расположение в районе активного звёздообразования, наличие окружающей туманности означают, что S 235 B удовлетворяет первоначальным критериям звёзд типа Be Хербига (HBe) (Herbig [8]). Кроме того, новым критерием для звёзд типа Ae и Be Хербига (HAeBe) становится избыток инфракрасных цветов, возникающий за счёт космической пыли в околозвёздной оболочке или аккреционном диске [24]. Избыток цветов H и K для объекта S 235 B по данным обзора 2MASS составляет E(H K) = 1.04 в фотометрической системы Bessell и Brett [1], где истинный цвет звезды B1V на главной последовательности взят из работы Kenyon и Hartmann [12]. Классификация S 235 B как звезды HBe также поддерживается наличием эмиссионных линий Fe II на длинах волн 5018 и Глава 4. Результаты Рис. 4.9: Эшелле-спектр линии H. Штриховой линией показан уровень 10% максимальной интенсивности, где ширина составляет 400 км сек1.

5169 (мультиплет 42) и на 6318 и 6384 которые могут наблюдаться у звёзд HAeBe [9, 16]. Запрещённые линии [O I] 6300, 6363, которые видны на спектре низкого разрешения S 235 B (рис. 4.8, выделенная область), тоже часто наблюдаются у звёзд HAeBe. Например, в работе Vieira и др. [23], запрещённые линии ([O I] или [S II]) найдены в 54% звёзд типа B (и в 30% звёзд типа A) из 131 возможной звезды HAeBe.

Форма спектрального профиля S 235 B (рис. 4.9) входит в класс III в схеме, приведённой в работе Reipurth и др. [21], т.е. имеются два пика, и интенсивность вторичного пика меньше половины интенсивности первичного пика. Такая форма характерна для аккреционных процессов [17], и обзоры показывают, что примерно 20% звёзд HAeBe относятся к этому классу эмиссионного профиля H [21, 23]. Более того, в работе Manoj и др. [15] выведена корреляция эквивалентной ширины с возрастом для звёзд HAeBe – чем больше эквивалентная ширина, тем моложе звезда. Для выборки из 43 звёзд с эквивалентной шириной, превышающей 20 большинство объектов (84%) имеет возраст меньше трёх миллионов лет. Эквивалентная ширина S 235 B на спектре низкого разрешения составляет 250 что соответствует ещё более раннему возрасту звезды.

Глава Обсуждение результатов Запрещённые линии [N II], [S II] и [O I] на спектре S 235 A убедительно указывают, что эта туманность действительно является зоной ионизованного водорода. По радионаблюдениям Krassner и др. [13], ионизация может быть обусловлена звездой класса B0 или более раннего. При этом источник (или источники) ионизации пока не отождествлён, однако положение S 235 A-N совпадает с центром изображения эмиссии в радиоконтинууме [3]. Таким образом, можно предполагать, что зона H II S 235 A образовалась за счёт излучения от этой звезды. Кроме того, наличие линии He I 6678 на спектрах звёзд S 235 A-S и S 235 A-N является указанием на то, что спектральный класс обеих звёзд более ранний, чем A0, и что обе звезды вероятно сравнительно массивные.

Обе звезды сильно покрасневшие, отсутствие спектральных деталей в поглощении препятствует определению спектрального класса этих звёзд по оптическим данным. При наблюдениях Krassner и др. [13] в полосе K видно диффузное излучение вокруг обеих звёзд, что говорит о присутствии нагретой космической пыли в околозвёздной оболочке или аккреционном диске. Если речь идёт об аккреционном диске, тогда в спектре ожидаются линии в эмиссии, в том числе и бальмеровские линии водорода.

Различать звёздное излучение в бальмеровских линиях от небулярного для звёзд на фоне туманности дело непростое. В изображениях ИФП форма профиля H для звезды S 235 A-N не отличается от соответствующей формы для туманности, и звезды S 235 A-S вообще не видно на фоне яркого небулярного излучения. Однако если учесть эффекты покраснения, то в профиле интегральной интенсивности линии H Глава 5. Обсуждение результатов в зависимости от положения вдоль щели образуется пик повышенного излучения около положения S 235 A-S (рис. 4.4b). Такое возможно за счёт поглощающего вещества, но богатое множество эмиссионных линий в спектре этой звезды указывает на то, что S 235 A-S – аккрецирующая звезда. Из-за измерительной погрешности трудно сделать такой вывод о звезде S 235 A-N на основе рис. 4.4b, но отсутствие других эмиссионных линий в её спектре говорит о том, что аккреционные процессы в этом объекте уже не значительны, и что повышенный уровень инфракрасного излучения около этой звезды возникает за счёт околозвёздной оболочки или остатков аккреционного диска.

По линиям [S II] 6716, 6731 электронная плотность была определена в зависимости от положения вдоль щелей для трёх разных частей туманности S 235 A.

Электронная плотность в основном не меняется, и средняя электронная плотность ne 1300 см3 хорошо согласуется с полученным из радионаблюдений на 2.7 ГГц значением ne 1600 см3 [13]. Эти результаты весьма отличаются от результатов Глушкова и др. [6], кто нашли по тем же линиям [S II], что электронная плотность меняется по туманности от 3 103 до 2 104 см3. Но следует подчеркнуть, что метод определения физических параметров по запрещённым линиям достаточно хорошо развивался с тех пор, и представленные в данной работе результаты более точные.

На основании внешнего вида туманности в оптическом диапазоне S 235 A Глушков и др. [6] первоначально предполагали, что туманность разделена на три части, причём каждая часть имеет свой источник ионизации. Наблюдения данной и предыдущих работ показывают, что эта зона H II представляет собой единый односвязный объект. Наблюдения в других диапазонах также поддерживают эту точку зрения, что хорошо видно при наблюдениях в полосе K [3]. Кроме того, исследование распределения экстинкции в зависимости от положения вдоль длинной щели подтверждает, что степень покраснения в данном объекте действительно сильно зависит от положения и, соответственно, тёмные волокна на изображении обусловлены поглощающим веществом.

Таким образом, предполагается следующая предварительная картина устройства и развития S 235 A, которую можно уточнить наблюдениями в инфракрасном диапазоне. Массивная звезда S 235 A-N образовалась на северном краю молекулярного облака. С окончанием фазы аккреции (остатки родительского вещества проявляются как повышенный уровень эмиссии в полосе K) от звезды стало исходить достаточно много квантов, способных ионизировать окружающее вещество, и S 235 A-N создаГлава 5. Обсуждение результатов ла вокруг себя зону H II. Расширение зоны инициирует дальнейшее образование звёзд, в том числе и звезды S 235 A-S, находящейся на краю туманности. Эта звезда S 235 A-S ещё очень молодая и аккреционные процессы активно продолжаются в настоящее время.

Такое предположение об истории и структуре района S 235 A пока не может быть однозначно обосновано, но является вполне разумным, если обобщить все полученные к настоящему времени результаты. Из-за большой степени покраснения в этом районе, для уточнения заключений о природе и эволюции объекта, требуются наблюдения в инфракрасном диапазоне, которые помогут установить наличие и статус аккреционных дисков и провести надёжную спектральную классификацию образовавшихся звёзд.

На основе анализа спектров низкого и среднего разрешения звезда S 235 B была классифицирована как B1V. Её местоположение в области активного звёздообразования, наличие близко расположенной туманности S 235 B, бальмеровские эмиссионные линии в звёздном спектре и большой инфракрасный избыток H K определяют её как звезду типа HBe. Кроме того, наблюдения с интерферометром Фабри-Перо и пространственное распределение интегральной интенсивности в линиях H, He I 6678 и в континууме показывают, что туманность чисто отражательная и освещающим источником является звезда S 235 B.

Спектральный класс B1V означает, что S 235 B принадлежит к типу редких звёзд, а именно к звёздам HBe ранних спектральных классов. Из выборки 131 звезды типа HAeBe в работе Vieira и др. [23] только 18 объектов являются звёздами класса не позднее B1, при этом для 8 из этих звёзд классификация ненадёжная. Блеск S 235 B в полосе V оценивается в 17.5 величин на основе спектра низкого разрешения. Таким образом, S 235 B намного слабее, чем все объекты в списках Hernndez и др. [9] и Vieira и др. [23], такие слабые объекты были исключены по критериям отбора. Данная работа показывает, что такие слабые аккрецирующие объекты могут быть хорошо изучены при помощи больших современных телескопов.

На рис. 4.6 в профилях H и He I 6678 около положения -5 видны небольшие отклонения от случая отражения изотропно излучающего объекта. Объяснением этого могут являться геометрические эффекты – от разных точек отражательной “плоскости” отражаются изображения диска и звезды, видимые под разными углаГлава 5. Обсуждение результатов ми. Таким образом, относительные интенсивности линий H (из диска) и He I (от звезды) меняются в зависимости от угла зрения. Этим также можно объяснить различные формы профилей в данных ИФП (рис. 4.7).

Хотя переменность этого источника пока не подтверждена, значительные изменения формы профиля линии H наблюдались в достаточно многих звёздах HAeBe.

Из 22 звёзд HAeBe в работе Vieira и др. [23], которые многократно наблюдались в течение девяти лет, 13 показали изменения в профилях H. В случае S 235 B, такие изменения распространялись бы в течение нескольких месяцев до расстояний 10-20 000 АЕ. Долгосрочные наблюдения при таких изменениях позволили бы подробно исследовать структуру окружения звезды.

5.3 Область S 235 A-B Как установлено в предыдущих работах, область S 235 A-B содержит скопление молодых звёзд, погружённых в родительское молекулярное облако [3]. В работе Крушинского и др. [27] исследования в оптическом диапазоне показали, что в целом скопление состоит из маломассивных звёзд классов F и G. При этом данная работа показывает, что на краях скопления расположены три массивных звезды.

Других столь массивных звёзд в скоплении пока не зафиксировано, что означает, что традиционное представление об образовании звёзд в центре сжимающегося и фрагментирующегося родительского облака не может объяснить расположение массивных звёзд в этом скоплении. Таким образом, образование массивных звёзд в этом скоплении происходит по другому сценарию.

В представленном в параграфе 5.1 сценарии о S 235 A, звезда S 235 A-N инициирует образование звёзд на границе зоны ионизованного водорода, в том числе и образование массивной звезды S 235 A-S. Радионаблюдения молекулярного водорода (рис. 1.1) показывают взаимодействие с родительским молекулярном облаком, расположенным между туманностей S 235 A и S 235 B [3]. С другой стороны не видно, что звезда S 235 B инициирует образование звёзд поблизости себя в этом комплексе, и наблюдения в радио-, инфракрасном и оптическом диапазонах указывают на то, что никакого взаимодействия между объектом S 235 B и родительским молекулярном облаком нет.

Заключение Главными результатами представленной работы следует считать следующие положения:

1. Определена электронная плотность в зависимости от положения вдоль щели для трёх различных расположений щелей в эмиссионной туманности S 235 A.

Плотность не существенно меняется по туманности, и среднее значение составляет 1300 см3.

2. На основе наличия спектральной линии He I 6678 в поглощении в спектрах S 235 A-S и S 235 A-N делается вывод, что обе звезды принадлежат к ранним спектральным классам.

3. Главной ионизирующей звездой туманности S 235 A является S 235 A-N. Звезда S 235 A-S образовалась за счёт инициирующих процессов, вызванных звездой S 235 A-N, и вероятно окружена аккреционным диском.

4. Фрагментированный вид туманности S 235 A в оптических изображениях обусловлен поглощающим веществом. Туманность представляет собой единый односвязный объект.

5. Туманность S 235 B является чисто отражательной, без собственного излучения. Освещающим источником является звезда S 235 B.

6. Звезда S 235 B относится к типу HBe и окружена аккреционным диском.

Звезда классифицирована как B1V и значительно моложе, чем 3 106 лет.

7. Традиционное представление об образовании звёзд в центре сжимающегося родительского облака не может объяснить расположение массивных звёзд в этом скоплении.

Благодарности Автор сердечно благодарит Соболева А. М. за непоколебимую поддержку во всём, в том числе и в научных исследованиях, представленных в данной работе. Кроме того, автор благодарен van Boekel R. за множество полезных дискуссий по поводу объекта S 235 B, которые обусловили успешное завершение исследования этого объекта в оптическом диапазоне. Большое спасибо Телегину И. А. и Храмцовой М. С.

за проверку русского языка.

Автор благодарит уважаемых рецензентов за прочтение данной работы, и выражает отдельную благодарность всему коллективу кафедры Астрономии и геодезии УрГУ. Благодаря им в течение двух лет автор много познавал как в учебном плане, так и в жизненном. Спасибо – it’s been real.

Литература [1] M. S. Bessell и J. M. Brett. JHKLM photometry - Standard systems, passbands, and intrinsic colors. Publications of the Astronomical Society of the Pacic, 100:

1134–1151, сент., 1988 г.

[2] J. H. Bieging, P. A. Boley, W. B. Latter, и A. G. G. M. Tielens. A Search for Temperature and Density Variations in NGC 7027 with the Hubble Space Telescope.

Astrophysical Journal, 676:390–401, март, 2008 г.

[3] M. Felli, L. Testi, R. Valdettaro, и J.-J. Wang. Star formation in the S 235 A-B complex. Astronomy and Astrophysics, 320:594–604, апр., 1997 г.

[4] M. Felli, F. Massi, A. Navarrini, R. Neri, R. Cesaroni, и T. Jenness. New light on the S235A-B star forming region. Astronomy and Astrophysics, 420:553–569, июнь, [5] M. Felli, F. Massi, M. Robberto, и R. Cesaroni. New signposts of massive star formation in the S235A-B region. Astronomy and Astrophysics, 453:911–922, июль, [6] Y. I. Glushkov, E. K. Denisyuk, и Z. V. Karyagina. Spectrophotometric studies of galactic nebulae. IX. Unusual new compact H II region in the neighbourhood of M 1-82 (Sh 235). Astronomicheskij Tsirkulyar, 839:1–3, 1974 г.

[7] Y. I. Glushkov, E. K. Denisyuk, и Z. V. Karyagina. Young stellar clusters in diuse nebulae. Astronomy and Astrophysics, 39:481–485, март, 1975 г.

[8] G. H. Herbig. The Spectra of Be- and Ae-TYPE Stars Associated with Nebulosity.

Astrophysical Journal, Supplement, 4:337–368, март, 1960 г.

[9] J. Hernndez, N. Calvet, C. Briceo, L. Hartmann, и P. Berlind. Spectral Analysis and Classication of Herbig Ae/Be Stars. Astronomical Journal, 127:1682–1701, март, 2004 г.

Литература [10] K.-W. Hodapp. A K’ imaging survey of molecular outow sources. Astrophysical Journal, Supplement, 94:615–649, окт., 1994 г.

Observatory, 1979, 1979 г.

[12] S. J. Kenyon и L. Hartmann. Pre-Main-Sequence Evolution in the Taurus-Auriga Molecular Cloud. Astrophysical Journal, Supplement, 101:117–171, нояб., 1995 г.

[13] J. Krassner, J. L. Pipher, и S. Sharpless. Optical, radio, and infrared observations of compact H II regions. III - The nebula S235A. Astronomy and Astrophysics, 77:

302–308, авг., 1979 г.

[14] J. Krassner, J. L. Pipher, S. Sharpless, и T. Herter. Radio, infrared, and optical observations of compact H II regions. IV - The nebula S235B. Astronomy and Astrophysics, 109:223–227, май, 1982 г.

[15] P. Manoj, H. C. Bhatt, G. Maheswar, и S. Muneer. Evolution of Emission-Line Activity in Intermediate-Mass Young Stars. Astrophysical Journal, 653:657–674, дек., 2006 г.

[16] A. B. Meinel, A. F. Aveni, и M. W. Stockton. Catalog of emission lines in astrophysical objects. Tucson, Optical Sciences Center and Steward Observatory, University of Arizona, 1968 г.

[17] J. Muzerolle, L. Hillenbrand, N. Calvet, C. Briceo, и L. Hartmann. Accretion in Young Stellar/Substellar Objects. Astrophysical Journal, 592:266–281, июль, 2003 г.

[18] J. B. Oke. Faint spectrophotometric standard stars. Astronomical Journal, 99:1621– 1631, май, 1990 г.

[19] D. E. Osterbrock и G. J. Ferland. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei. Sausalito, CA: University Science Books, 2006 г.

[20] M. Peimbert и D. W. Goldsmith. On the 4686 He II line intensity in H II regions and the cosmic ray ux. Astronomy and Astrophysics, 19:398–404, июль, 1972 г.

[21] B. Reipurth, A. Pedrosa, и M. T. V. T. Lago. H emission in pre-main sequence stars. I. an atlas of line proles. Astronomy and Astrophysics, Supplement, 120:

229–256, дек., 1996 г.

Литература [22] R. A. Shaw и R. J. Dufour. The FIVEL Nebular Modelling Package in STSDAS.

Astronomical Data Analysis Software and Systems III, D. R. Crabtree, R. J. Hanisch, и J. Barnes, ред., том 61, Astronomical Society of the Pacic Conference Series, стр.

327–330, 1994 г.

[23] S. L. A. Vieira, W. J. B. Corradi, S. H. P. Alencar, L. T. S. Mendes, C. A. O. Torres, G. R. Quast, M. M. Guimares, и L. da Silva. Investigation of 131 Herbig Ae/Be Candidate Stars. Astronomical Journal, 126:2971–2987, дек., 2003 г.

[24] L. B. F. M. Waters и C. Waelkens. Herbig Ae/Be Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36:233–266, 1998 г.

[25] В. Л. Афанасьев и А. В. Моисеев. Универсальный редуктор светосилы 6-м телескопа SCORPIO. Письма в астрономический журнал, 31:214–225, март, [26] П. Э. Боли, А. М. Соболев, А. В. Моисеев, и М. В. Юшкин. Результаты спектроскопических наблюдений молодого звёздного объекта S235B на 6-м телескопе БТА САО РАН. Физика космоса: Труды 38-й Международной студенческой научной конференции, П. Е. Захарова, ред., том 38, стр. 338, 2009 г.

[27] В. В. Крушинский, А. М. Соболев, С. Н. Додонов, и А. В. Моисеев. Спектральная классификация звёзд погруженных скоплений по наблюдениям в диапазоне 6000-7000 Физика космоса: Труды 37-й Международной студенческой научA.

ной конференции, П. Е. Захарова, ред., том 37, стр. 260, 2008 г.

Приложение A Заявки по наблюдениям A.1 Длинная щель и ИФП (07.09.2007) Название программы: Физические и кинематические параметры зон H II в области звёздообразования в S235A/B Краткое содержание программы: Предполагаются наблюдения зон H II при помощи интерферометра Фабри-Перо в линиях ионизованной серы и кислорода для определения кинематической структуры зон H II и оценки энергетики истечений. Для исследования пространственного распределения физических параметров зон H II предполагается провести спектроскопию с длинной щелью.

Основной заявитель: Боли Пол Эндрю Со-заявители: Соболев А. М., Крушинский В. В., Моисеев А. В.

Статус заявки: single Количество ночей: 4, фазы Луны: grey Тип программы: block Периоды наблюдений:

оптимальный: январь-февраль допустимый: январь-март Вариант наблюдений:

Приложение A. Заявки по наблюдениям Дополнительная информация: гризмы VPHG1200G и VPHG1800R.

Научное обоснование предлагаемой заявки:

Район S235A/B характеризуется наличием энергичных истечений из молодых звёздных объектов. Эти истечения наблюдаются во всех областях спектра от радио до оптики. Энергетика и структура истечений в молекулярных радиолиниях исследовалась ранее [Felli, Massi, 2006]. При этом характеристики ионизованной компоненты истечений и их взаимодействия с молекулярными истечениями в данный момент практически не исследованы. Пробные наблюдения с короткими экспозициями, выполненные на 6-м телескопе (по согласованию с А.В. Моисеевым), показали, что в районе S235A/B присутствуют объекты с высокой дисперсией скоростей (больше 70 км/с), дающие яркое излучение в линиях водорода, ионизованной серы и азота. Наблюдения со сканирующим интерферометром Фабри-Перо в линиях [S II] 6716 и [O III] 5007 позволят исследовать кинематическую структуру ионизованной компоненты истечений и создать основу для исследования физических параметров в зонах H II. Спектры требуются для определения энергетики истечений, поскольку для этого требуется построение зависимости массы истекающего вещества от скорости.

Для точного определения физических параметров требуются данные о линиях [S II] 6312, 6716, 6731 (электронная плотность) и [O III] 4363, 4959, (электронная температура). Получить данные о всех указанных линиях при помощи интерферометра Фабри-Перо в данный момент невозможно. Поэтому пространственное распределение физических параметров зон H II предполагается изучить на основе многочисленных спектров, полученных с длинной щелью. Данные по сере и кислороду также уточнят возможности и необходимость будущих наблюдений S235A/B для определения физических параметров.

Обоснование использования 6-м телескопа и метода наблюдений:

6-м телескоп является единственным на территории России инструментом, сочетающим большую апертуру и уникальное оборудование, позволяющее провести подобные наблюдения.

Приложение A. Заявки по наблюдениям A.2 Эшелле-спектрограф (28.02.2007) Название программы: Относительные движения О-звёзд и газа в ранних комплексах звёздообразования.

Краткое содержание программы: Предполагается получение спектров высокого разрешения О-звёзд, инициирующих звёздообразование в комплексах зон ионизованного водорода S231- S235 и S255- S257. Данные будут использованы для определения лучевых скоростей звёзд с целью изучения относительного движения звёзд и газа.

Основной заявитель: Соболев Андрей Михайлович Со-заявители: Крушинский В. В., Горда С. Ю.

Статус заявки: short Количество ночей: 7, фазы Луны: any Тип программы: block Периоды наблюдений:

оптимальный: ноябрь-декабрь допустимый: октябрь-декабрь Вариант наблюдений:

Требуемое отношение с/ш 40- Дополнительная информация: необходимо применение резателя изображения Научное обоснование предлагаемой заявки:

В последнее время исследование процессов индуцированного звёздообразования стало одним из приоритетных направлений в астрономии. Найдены многочисленные примеры того, что расширение областей ионизованного водорода вокруг О-звёзд индуцирует звёздообразование вследствие сжатия и нагрева Приложение A. Заявки по наблюдениям окружающих газо-пылевых сгустков. Проведены и проводятся наблюдения молекулярных радиолиний, позволяющие исследовать кинематику молекулярного вещества на границах зон H II, определить, с какими скоростями движется звёздообразующий газ. В большинстве случаев установлено, что звёздообразование происходит преимущественно с одной стороны от зоны H II. В чём заключается причина этого явления - неизвестно. Вероятно это связано с движением звезды, образующей зону H II, относительно молекулярного вещества, из которого образуются молодые звёзды. В настоящее время скорости звёзд, образующих зоны H II, относительно окружающего их вещества неизвестны. В данной заявке планируется измерить скорости О-звёзд, инициирующих звёздообразование в комплексах зон ионизованного водорода S231- S235 и S255- S257.

Крупномасштабное распределение скоростей молекулярного вещества в соответствующих гигантских молекулярных облаках хорошо известно и детали его будут определяться в процессе наблюдений на 20-метровом радиотелескопе в Онсала (выделено время). Наблюдения различных звёзд, входящих в комплексы зон H II, позволит также подойти к решению другой важной задачи: насколько отличаются скорости О-звёзд, образовавшихся из газа одного молекулярного облака с довольно малой дисперсией скоростей (3-5 км/с), значительно меньшей, чем дисперсия скоростей молодых звёзд. Таким образом, наблюдения скоростей О-звёзд комплексов позволят решить как проблемы, связанные с эффективностью звёздообразования, так и проблемы, связанные с происхождением дисперсии скоростей и турбулизацией составляющих Галактики.

Обоснование использования 6-м телескопа и метода наблюдений:

Требуется измерить лучевые скорости О-звёзд 11-14.5 величины в V с точностью около 1 км/с. Задача усложняется тем, что интересующие нас звёзды находятся в областях с сильным поглощением и имеют большие скорости вращения. Для надёжного измерения необходимо высокое отношение сигнал/шум и большое число линий. Получение спектров высокого разрешения интересующих нас звёзд возможно только на эшелле-спектрографах, установленных на телескопах диаметром 5 и более метров. На территории России и стран СНГ подобная аппаратура имеется только в САО.

Наблюдаемые объекты программы:

Приложение A. Заявки по наблюдениям Принимались ли заявка ранее? Краткая результатов:

Заявка подаётся впервые.

Результаты наблюдений авторов на 6-м телескопе по другим программам за последние 3 года (отчет, публикации):

1. С.Ю.Горда, Ю.Ю.Балега, Е.А.Плужник, З.У.Шхагошева; Параметры видимой относительной орбиты третьего тела в системе SZ Cam ; АЖ; в печати 2. S.Yu.Gorda,Yu.Yu.Balega, E.A.Pluzhnik,Z.U.Shkhagosheva; VISUAL ORBIT OF THE THIRD BODY ON THE ECLIPSING BINARY SZ CAM; Astronomical and Astrophysical Transactions; в печати A.3 Многощелевой блок (28.02.2007) Название программы: Изучение звёздного состава молодых звёздных скоплений Приложение A. Заявки по наблюдениям в Sh2-235.

Краткое содержание программы: Предполагается фотометрия и получение спектров звёзд молодых звёздных скоплений, находящихся в области звёздообразования Sh2-235. Выбор объектов осуществлялся по данным обзора 2MASS и DSS. Мы предполагаем наблюдать четыре скопления, каждое из которых помещается в площадку размерами 3х6 угловых минут. В каждой из площадок выделены звёзды в диапазонах звёздных величин 18-19, 19-20, 20-21 в фильтре R. Количество звёзд в каждом диапазоне яркостей велико (около 30), поэтому есть возможность выбрать конфигурации для одновременного получения нескольких спектров в режиме multislit. Для звёзд из каждого диапазона яркостей необходима своя расстановка щелей. Не предполагается получать спектры всех членов скоплений, а лишь значимого количества звёзд различных категорий, отличающихся яркостью и цветовыми характеристиками. Мы предполагаем, что для объектов 20-21 величины в цвете R время накопления составит 20 минут при разрешении 10 А. Каждое скопление предполагается наблюдать дважды с различными гризмами - VPHG550r и VPHG550g. Это позволит перекрыть весь необходимый диапазон спектра. Данные будут использованы для проведения спектральной классификации звёзд, выделения членов скопления, определения их возраста, поглощения в туманности и расстояния до неё.

Основной заявитель: Локтин Александр Васильевич Со-заявители: Соболев А. М., Крушинский В. В., Моисеев А. В., Henning Th.

Статус заявки: short Количество ночей: 6, фазы Луны: dark Тип программы: block Периоды наблюдений:

оптимальный: ноябрь-декабрь допустимый: октябрь-декабрь Вариант наблюдений:

Приложение A. Заявки по наблюдениям Требуемое отношение с/ш Научное обоснование предлагаемой заявки:

В последнее время особое внимание привлекают исследования звёздных скоплений, находящихся на самых ранних стадиях своего образования и глубоко погружённых в молекулярное облако, из которого они образовались (далее будем называть их ИК скоплениями). Это связано с тем, что обзоры неба в инфракрасной области (2MASS, MSX, GLIMPSE) позволили обнаружить большое количество таких объектов и предоставили данные для их фотометрии в широких полосах (J, H, K, цвета IRAC: 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 мкм). Известно, что изучение рассеянных звёздных скоплений и шаровых скоплений является основой исследования звёздной эволюции и структуры Галактики, поскольку оно позволяет проводить определение таких важных параметров как расстояние и возраст.

Аналогично скоплениям, излучающим в основном в оптическом диапазоне, ИК скопления также представляют собой группировки звёзд, образовавшихся примерно в одно время и находящихся на примерно одинаковом расстоянии от наблюдателя. Как отмечалось, объекты эти многочисленны, наблюдаются на больших расстояниях и представляют богатейший материал для исследования процессов звёздообразования и структуры Галактики. К сожалению, на данном этапе возрасты ИК скоплений и расстояния до них пока не могут быть уверенно определены, поскольку в отличие от оптических собратьев, звёздный состав этих объектов практически не изучен, что мешает построению теоретических последовательностей и зависимостей. При этом звёздный состав ИК скоплений может существенно отличаться от оптических скоплений, поскольку процентов ИК скоплений разрушается в ходе их динамической эволюции. Это придаёт особую важность спектроскопическим исследованиям звёзд ИК скоплений - единственному надёжному способу определения спектральных классов погружённых (т.е. сильно покрасневших) звёзд. При этом методика классификации звёзд по инфракрасной части спектра не вполне отработана и проведение классификации по излучению объектов в оптике представляет большой интеПриложение A. Заявки по наблюдениям рес. Наблюдения областей ИК скоплений в оптическом диапазоне (B, V, R) при помощи телескопа-робота диаметром 2 метра в рамках проекта "Faulkes telescopes"и анализ паломарского атласа показали: звёзды ИК звёздных скоплений, расположенных в районе звёздообразования S235 (видимая в оптике область H II), достаточны ярки в красной области оптического диапазона и доступны для спектроскопии на 6-метровом телескопе. В этой заявке впервые предлагается провести исследование звёздного состава (спектральную классификацию) ИК скоплений, глубоко погружённых в родительское облако. С этой целью планируется проведение спектроскопии звёзд в диапазоне 3700 - А со спектральным разрешением порядка 10 А. Данное разрешение является достаточным для проведения спектральной классификации и изучения спектральных особенностей звёзд скоплений, глубоко погружённых в родительское облако. Использование SCORPIO в режиме многощелевой спектроскопии позволит получить спектры большого числа звёзд для проведения статистических исследований, необходимых для определения параметров звёздных скоплений.

Спектроскопические исследования звёзд ИК скоплений на 6-метровом телескопе будут поддержаны высокоточными наблюдениями в инфракрасной области при помощи прибора SINFONI (полосы J, H, K) и наблюдениями излучения пыли в диапазоне 1.2 мм на 30-метровом радиотелескопе IRAM (заявки направляются). В настоящее время заканчивается проведение фотометрии звёзд скоплений по результатам наблюдений спутника Spitzer в цветах IRAC: 3.6, 4.5, 5.8, 8.0 мкм. Параметры родительских облаков будут изучены по наблюдениям в молекулярных радиолиниях (выделено время для проведения наблюдений на 100-метровом радиотелескопе в Эффельсберге и 20-метровом радиотелескопе в Онсала). Таким образом, спектроскопия звёзд ИК скоплений в районе S235 представляет собой центральную часть многодиапазонного комплексного проекта, направленного на построение основ исследования звёздной эволюции и структуры Галактики по наблюдениям объектов из обширного класса ИК скоплений.

Обоснование использования 6-м телескопа и метода наблюдений:

Требуется получить спектры большого количества звёзд 18-21 величины. Для выполнения этой задачи требуется телескоп с диаметром не менее 4-5 метров и многощелевой спектрограф. На территории России только в САО есть необходимая аппаратура. Получение спектров в одном диапазоне и расстановка щелей займут около 3 часов для каждого скопления. Таким образом, за ночь Приложение A. Заявки по наблюдениям можно получить информацию об 1-2 скоплениях. Для изучения всех скоплений в двух диапазонах потребуется 6 ночей.

Наблюдаемые объекты программы:

Принимались ли заявка ранее? Краткая результатов:

Заявка подаётся впервые.

Результаты наблюдений авторов на 6-м телескопе по другим программам за последние 3 года (отчет, публикации):

Приложение B Описание обработки Аннотация Обработка спектральных наблюдений является одной из важнейших задач в астрономии. В данной работе впервые описывается применение американского набора программ для обработки астрономических данных IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) на кафедре астрономии и геодезии Уральского государственного университета к спектральным данным из российского телескопа БТА САО РАН на северном Кавказе. Этот документ является не только описанием работы, сделанной в качестве выполнения практики по учебному плану автора, но и гидом для тех, кого интересуют возможности применения системы IRAF к своим данным.

B.1 Введение Зона H II S235 и его окружения представляют собой звёзды, вокруг которых найдены туманности с отражательным и эмиссионными характерами. Наблюдения этого района были проведены с целью определения физических параметров (электронной температуры и электронной плотности) для подготовки магистерской диссертации в духе предыдущих работ Bieging и др. [2], Osterbrock и Ferland [19].

Для обработки спектральных наблюдений этого района, была использована американская система обработки IRAF, поскольку автор хорошо с ней знаком. Данная система пока не очень распространена в сферах астрономической работы Российской Федерации, поэтому желательно ознакомить с ней местных астрономов. В этой работе описывается процесс обработки спектральных данных в более качественном виде, но при этом список литературы полон и должен обеспечивать всю нужную Приложение B. Описание обработки информацию о системе IRAF.

B.2 Наблюдения Все наблюдения были проведены на шестиметровом телескопе БТА САО РАН на северном Кавказе Российской Федерации в январе 2008 года. Использовалась длинная щель инструмента SCORPIO [25] с гризмой VPHG550G.

Прежде всего снималось 10 кадров bias с нулевой экспозицией. Потом для каждого направления были получены 2 кадра спектра калибрационной лампы, 2 кадра плоского поля, и 3 отдельных кадра спектра. Объекты и времена экспозиции показаны в таблице B.1.

B.3 Обработка данных Для этих данных стандартная обработка была проведена при помощи пакета twodspec (двухмерная спектроскопия). Основной процесс обработки состоит из следующих этапов – вычитание нулевого кадра, калибровка дисперсионной оси, применение плоского поля, калибровка потока, собрание нескольких изображений объекта в одно, потом вычитание неба. Этот процесс немного отличается от стандартного тем, что плоское поля применяется после преобразования дисперсионной оси. Об этом будет сказано позже.

B.3.1 Нулевой кадр Нулевой кадр был создан из 10 отдельных кадров bias и является медианой исходных изображений. Никаких неожиданных эффектов не было. Среднее значение Приложение B. Описание обработки нулевого кадра составляет 99.85±0.76, т. е. распределение значений пикселов вполне узкое. Результирующий кадр показан на рисунке B.1.

B.3.2 Калибровка дисперсионной оси Во всех изображениях присутствует значительное искажение по спектральной оси. Это заметно, если смотреть на любой кадр калибрационной лампы (рис. B.2).

Чтобы исправить это, необходимо отождествить спектральные линии в кадре лампы.

Таким образом можно определить преобразование по дисперсионной оси, которое превращает произвольную исходную систему координат в линейную ортогональную систему.

Калибрационные линии были опознаны через команду identify вдоль центральной строки кадра лампы. Потом те же линии были найдены во всем кадре посредством команды reidentify. Искомое приближение, через которое можно преобразить искаженную систему в линейную, нашлось командой tcoords. Использовались многочлены Чебышёва шестого порядка в качестве аппроксимирующей функции. Потом это преобразование применялось ко всем изображениям данного направления через команду transform. Такой процесс даёт спрямлённые изображения, пример показан на рисунке B.3.

B.3.3 Плоское поле Как уже было замечено, плоское поле было применено после калибровки дисперсионной оси. Такой нетрадиционный порядок даёт гораздо более чисто нормированные плоские поля в случае сильно искажённых изображений. Чтобы создать нормированное плоское поле (рис. B.5) из спрямлённого плоского поля (рис. B.4), была использована команда response, которая сглаживает плоское поле по вертикальной (в этом случае) оси, потом делит исходное плоское поле на его сглажённую версию. Потом, все наблюдения были поделены на их соответствующее нормированное плоское поле.

B.3.4 Калибровка потока Чтобы определить каковому значению потока соответствует значение одного или иного пиксела в настоящих единицах, необходимо наблюдать источник известного потока. Для этого были проведены наблюдения спектрального стандарта Feige [18].

Приложение B. Описание обработки Рис. B.1: Нулевой кадр. Комбинация 10 кадров.

Рис. B.2: Спектр лампы до преобразования. Видно значительное кривое искажение.

Рис. B.3: Спектр лампы после применения спрямляющего преобразования.

Приложение B. Описание обработки Приложение B. Описание обработки Чтобы правильно сравнить наблюдения в других угловых высотах, необходимо рассчитать массу воздуха. Это делается командой setairmass, которая читает координаты обсерватории, направление объекта и время снимка из заголовка FITS.

В этих данных дата была записана в виде, отличающемся от принятого в изображениях FITS (YYYY-MM-DD vs. YYYY-DD-MM), поэтому пришлось её исправить, используя команду hedit.

Сравнение между нашими наблюдениями стандарта Feige 110 и опубликованными данными было сделано с помощью команд standard и sensfunc. Команда sensfunc строит функцию чувствительности прибора к абсолютному потоку в разных длинах волны из исходной информации о наблюдениях и известных данных, обработанной командой standard. Эта функция описывает зависимость между наблюдённым потоком и абсолютным потоком. Результирующая функция чувствительности показывается на рисунке B.6. Она применяется к наблюдениям посредством команды calibrate.

B.3.5 Собрание изображений Последним этапом обработки является сбор отдельных изображений одного объекта в одно изображение. Каждый объект снимался трижды по 900 секунд. При таких экспозициях количество космических лучей достаточно большое. Отдельные кадры были собраны через команду imcombine, где результирующие значения пикселов являются медианой исходных значений, что исключает космические лучи из расчётов. После сбора, изображения являются полностью обработанными. Обработанные спектры для объектов в таблице B.1 показаны на рисунке B.7.

B.3.6 Вычитание неба Как и при всех снятых на Земле оптических данных, в спектрах присутствует излучение и поглощение земной атмосферой. Его необходимо вычесть перед анализом данных. Вычитание проводится следующим образом: выбираются апертуры сверху и снизу объекта, где всё излучение – атмосферное. На каждой длине волны определяются параметры функции низкого порядка, которая адекватно описывает поведение неба вдоль пространственной оси. Пример показан на рис. B.8.

Приложение B. Описание обработки Рис. B.7: Обработанные спектры. Сверху донизу– S235 3star, S235 Nebula, S235A, S235B.

Приложение B. Описание обработки Рис. B.8: Вычитание неба для объекта S235B. Вверху - спектр с небом. Апертуры для приближения неба показаны в областях 1 и 2. Внизу - спектр без неба.

B.4 Пример команд Пример команд обработки наблюдений S235A показывается внизу. Здесь файлы означены следующим образом: наблюдения – s5*.ts; нулевой кадр – zero.ts; снимок калибрационной лампы – s5310712.ts; снимки кварцевой лампы – s5310713.ts, s5310714.ts; плоское поле – at.ts; нормированное плоское поле – response.ts;

функция чувствительности – sens.ts; последнее собранное изображение – combined.ts.

Вычесть нулевой кадр из всех наблюдений.

imarith s5*.fits - zero.fits s5*.fits Отождествить спектральные линии, рассчитать преобразование и применить его к наблюдениям.

identify s5310712.fits reidentify s5310712.fits s5310712.fits verbose+ interactive+ fitcoords s5310712.fits transform s5*.fits s5*.fits s Собрать отдельные снимки кварцевой лампы и создать нормированное плоское поле. Потом поделить все наблюдения на нормированное плоское поле.

imcombine s5310713.fits,s5310714.fits flat.fits Приложение B. Описание обработки response flat.fits flat.fits response.fits imarith s5*.fits / response.fits s5*.fits Исправить дату, рассчитать массу воздуха, и применить функцию чувствительности.

hedit s5*.fits DATE-OBS 2008-01- setairmass s5*.fits calibrate s5310709.fits,s5310710.fits,s5310711.fits s5310709.fits,s5310710.fits,s5310711.fits sensitivity=sens.fits Собрать изображения с методом исключения minmax.

imcombine s5310709.fits,s5310710.fits,s5310711.fits combined.fits reject=minmax B.5 Заключение Применение американского набора программ для обработки IRAF к данным российского телескопа САО и развитие самого процесса успешно завершились, что привели к качественным результатам, которые могут быть использованы для анализа данных объектов в качестве написания магистерской диссертации. Дальше, такая работа должна быть полезна для тех, кто не знаком с американской системой обработки, но желает её использовать.



 


Похожие работы:

«ISSN 0371–679 Московский ордена Ленина, ордена Октябрьской революции и ордена Трудового Красного Знамени Государственный университет им. М.В. Ломоносова ТРУДЫ ГОСУДАРСТВЕННОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ИНСТИТУТА им. П.К. ШТЕРНБЕРГА ТОМ LXXVIII ТЕЗИСЫ ДОКЛАДОВ Восьмого съезда Астрономического Общества и Международного симпозиума АСТРОНОМИЯ – 2005: СОСТОЯНИЕ И ПЕРСПЕКТИВЫ РАЗВИТИЯ К 250–летию Московского Государственного университета им. М.В. Ломоносова (1755–2005) Москва УДК Труды Государственного...»

«издается с 1994 года.. ОкТЯбрь 2012 ИДЕИ СОВЕТЫ ПУТЕШЕСТВИЯ w w w. v o y a g e m a g a z i n e. r u программа-минимум Голубая кровь арт стамбула главная тема гастрономические пу тешес твия -отели на практике -кварталы -маршруты спорный момент: как быть со сварливым попу тчиком помощь юрис та: арест за границей 16+ география номера в е л и ко б р ита н и я | и з ра и л ь | ита л и я | к ита й | н и де рл а н ды | оа Э | с и н га п у р | та и л а н д | т у р ци я с л о в о р е д а к т о ра...»

«Genre sci_math Author Info Леонард Млодинов (Не)совершенная случайность. Как случай управляет нашей жизнью В книге (Не)совершенная случайность. Как случай управляет нашей жизнью Млодинов запросто знакомит всех желающих с теорией вероятностей, теорией случайных блужданий, научной и прикладной статистикой, историей развития этих всепроникающих теорий, а также с тем, какое значение случай, закономерность и неизбежная путаница между ними имеют в нашей повседневной жизни. Эта книга — отличный способ...»

«Уильям Дойл Наоми Морияма Японки не стареют и не толстеют MCat78 http://www.litres.ru/pages/biblio_book/?art=154999 Японки не стареют и не толстеют: АСТ, АСТ Москва, Хранитель; 2007 ISBN 5-17-039650-3, 5-9713-4378-5, 5-9762-2317-6, 978-985-16-0256-4 Оригинал: NaomiMoriyama, “Japanese Women Don't Get Old or Fat” Перевод: А. Б. Богданова Аннотация Японки – самые стройные женщины в мире. Японки ничего не знают об ожирении. Японки в тридцать выглядят на восемнадцать, а в сорок – на двадцать пять....»

«FB2:, 26 March 2011, version 1.0 UUID: AEF0AF17-671C-4C7A-89AE-9D0BD47C28C2 PDF: fb2pdf-j.20111230, 13.01.2012 Александр Розов Пингвины над Ямайкой (Драйв Астарты #1) Содержание Александр Розов Драйв Астарты. Книга 1. Пингвины над Ямайкой. 1. Очень хороший взрыв и Сердце Африки. 2. Китайская разведка. Социология и астрономия. 3. Француз, китаец и канак. 4. Парад парадоксов. Принуждение к свободе. 5. День стабильного Лабысла. 6. Город Табак и океанийский католицизм. 7. Подводные атоллы,...»

«Занимательные вопросы по астрономии и не только А. М. Романов Москва Издательство МЦНМО 2005 УДК 52 (07) ББК 22.6 Р69 А. М. Романов. Р69 Занимательные вопросы по астрономии и не только. — М.: МЦНМО, 2005. — 415 с.: ил. — ISBN 5–94057–177–8. Сборник занимательных вопросов по астрономии. К некоторым вопросам приводятся ответы и подробные комментарии. Книга написана в научно-популярном стиле, бльшая часть будет понятна учащимся старших и средних классов. о Для школьников и всех тех, кто...»

«Протестантская этика и дух капитализма М. Вебер, 1905 http://filosof.historic.ru/books/item/f00/s00/z0000297/index.shtml Часть 1 ПРЕДВАРИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ** Современный человек, дитя европейской культуры, не-избежно и с полным основанием рассматривает универ-сально-исторические проблемы с вполне определенной точки зрения. Его интересует прежде всего следующий вопрос: какое сцепление обстоятельств привело к тому, что именно на Западе, и только здесь, возникли такие явления культуры, которые...»

«www.NetBook.perm.ru Научно-образовательный мультимедиа портал АРТУР УИГГИНС, ЧАРЛЬЗ УИНН ПЯТЬ НЕРЕШЕННЫХ ПРОБЛЕМ НАУКИ Рисунки Сидни Харриса Уиггинс А., Уинн Ч. THE FIVE BIGGEST UNSOLVED PROBLEMS IN SCIENCE ARTHUR W. WIGGINS CHARLES M. WYNN With Cartoon Commentary by Sidney Harris John Wiley & Sons, Inc. Книга рассказывает о крупнейших проблемах астрономии, физики, химии, биологии и геологии, над которыми сейчас работают ученые. Авторы рассматривают открытия, приведшие к этим проблемам,...»

«4. В поэме Медный всадник А. С. Пушкин так описывает наводнение XXXV Турнир имени М. В. Ломоносова 30 сентября 2012 года 1824 года, характерное для Санкт-Петербурга: Конкурс по астрономии и наукам о Земле Из предложенных 7 заданий рекомендуется выбрать самые интересные Нева вздувалась и ревела, (1–2 задания для 8 класса и младше, 2–3 для 9–11 классов). Перечень Котлом клокоча и клубясь, вопросов в каждом задании можно использовать как план единого ответа, И вдруг, как зверь остервенясь, а можно...»

«УДК 133.52 ББК86.42 С14 Галина Волжина При рода Черной Луны в свете современной оккультной астрологии М: САНТОС, 2008, 272 с. ISBN 978-5-9900678-3-7 Книга известного российского астролога Галины Николаевны Волжиной При­ рода Черной Луны в свете современной оккультной астрологии написана на базе более чем двенадцатилетнего исследования. Данная работа справедливо может претендовать на звание наиболее полной и разносторонней. Автор попытался не только найти, но и обосновать ответы на самые спорные...»

«ЭЛЕКТРОННОЕ НАУЧНОЕ ИЗДАНИЕ ТЕХНОЛОГИИ XXI ВЕКА В ПИЩЕВОЙ, ПЕРЕРАБАТЫВАЮЩЕЙ И ЛЕГКОЙ ПРОМЫШЛЕННОСТИ Аннотации статей № 7 (2013) Abstracts of articles № 7 (2013) СОДЕРЖАНИЕ РАЗДЕЛ 1. ТЕХНОЛОГИЯ ПИЩЕВОЙ И ПЕРЕРАБАТЫВАЮЩЕЙ ПРОМЫШЛЕННОСТИ Васюкова А. Т., Пучкова В. Ф. Жилина Т. С., Использование сухих 1. функциональных смесей в технологиях хлебобулочных изделий В статье раскрывается проблема низкого качества хлебобулочных изделий на современном гастрономическом рынке, предлагаются пути...»

«Питер Акройд: Ньютон Питер Акройд Ньютон Питер Акройд Исаак Ньютон. Биография: Издательство КоЛибри, Азбука-Аттикус; Москва; 2011; ISBN 978-5-389-01754-2 Перевод: Алексей Капанадзе 2 Питер Акройд: Ньютон Аннотация Книги поэта и прозаика англичанина Питера Акройда (р. 1949) популярны во всем мире. Он – автор более четырех десятков книг. Значительное место в его творчестве занимают биографии, а один из любимых героев писателя – великий Исаак Ньютон, мыслитель, физик, астроном и математик, чей...»

«АКАДЕМИЯ НАУК СССР ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ИНСТИТУТ И СТОРИИ ЕСТЕСТВОЗНАНИЯ И ТЕХНИКИ Л ЕН И Н ГРА Д С К И Й ОТДЕЛ НЕКОТОРЫЕ ПРОБЛЕМЫ ИСТОРИИ АНТИЧНОЙ НАУКИ Сборник научных работ Ленинград, 1989 Некоторые проблемы истории античной науки. Л., 1989. Ответственные редакторы: д. и. н. А. И. Зайцев, к. т. н. Б. И. Козлов. Редактор-составитель: к. и. н. Л. Я. Жмудь. Сборник содержит работы по основным направлениям развития научной мысли в античную эпоху, проблемам взаимосвязи науки с...»

«ТОМСКИЙ Г ОСУД АРСТВЕННЫ Й П ЕД АГОГИЧ ЕСКИЙ У НИВЕРСИТ ЕТ НАУЧНАЯ БИБЛИО ТЕКА БИБЛИО ГРАФИЧ ЕСКИЙ ИН ФО РМАЦИО ННЫ Й ЦЕ НТР Инфор мац ионны й бю ллетень новы х поступлений  №3, 2008 г. 1           Информационный   бюллетень   отражает   новые   поступления   книг   в   Научную  библиотеку ТГПУ с 30 июня по 10 октября 2008 г.           Каждая  библиографическая запись содержит основные сведения о книге: автор,  название, шифр книги, количество экземпляров и место хранения.           Обращаем  ...»

«ВЕТЧИННИЦА RHP–M01 РУКОВОДСТВО ПО ЭКСПЛУАТАЦИИ ПРОФЕССИОНАЛ НА ВАШЕЙ КУХНЕ! Ветчинница RHP-M01 1 КОРПУС И СЪЕМНЫЕ ДЕТАЛИ ИЗ НЕРЖАВЕЮЩЕЙ СТАЛИ ВЫБОР 3-Х РАЗНЫХ ОБЪЕМОВ ГОТОВОГО ПРОДУКТА REDMOND 2 Во всем мире все более актуальной становится тенденция здорового питания и возврат к традиционной кухне. Компания REDMOND разработала уникальный прибор — ветчинницу REDMOND RHP-M01, которая позволит вам самостоятельно готовить домашние рулеты, колбасы, буженину и другие мясные деликатесы. Отныне на...»

«Annotation В занимательной и доступной форме автор вводит читателя в удивительный мир микробиологии. Вы узнаете об истории открытия микроорганизмов и их жизнедеятельности. О том, что известно современной науке о морфологии, методах обнаружения, культивирования и хранения микробов, об их роли в поддержании жизни на нашей планете. О перспективах разработок новых технологий, применение которых может сыграть важную роль в решении многих глобальных проблем, стоящих перед человечеством. Книга...»

«Гастрономическая культура глобализирующегося общества - проблемы и перспективы Пища — это базовая телесно-коммуникативная практика, формирующая антропные характеристики человека и обеспечивающая ему единство связи со всей реальностью. Проблематика гастрономической культуры в целом, но особенно ее сегодняшнего состояния является одной из наименее исследованных для современного культурфилософского дискурса. Культурологические и философские исследования, касающиеся процессов, происходящих в...»

«МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ РЯЗАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ С.А. ЕСЕНИНА А.К.МУРТАЗОВ ENGLISH – RUSSIAN ASTRONOMICAL DICTIONARY About 9.000 terms АНГЛО-РУССКИЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ СЛОВАРЬ Около 9 000 терминов РЯЗАНЬ-2010 Рецензенты: доктор физико-математических наук, профессор МГУ А.С. Расторгуев доктор филологических наук, профессор МГУ Л.А. Манерко А.К. Муртазов Русско-английский астрономический словарь. – Рязань.: 2010, 180 с. Словарь является переизданием...»

«Введение Рентгеновская и гамма-астрономия изучает свойства и поведение вещества в условиях, которые невозможно создать в лабораториях, — при экстремально высоких температурах, под действием сверхсильных гравитационных и магнитных полей. Объектами изучения являются взрывы и остатки сверхновых, релятивистские компактные объекты (нейтронные звезды, черные дыры, белые карлики), аннигиляция антивещества, свечение межзвездной среды из-за ее бомбардировки космическими лучами высоких энергий и т.д....»

«№3(5) 2012 Гастрономические развлечения Арбуз Обыкновенный Кухонные гаджеты Гастрономическая коллекция аксессуаров Специальные предложения Новинки десертного меню Старинные фонтаны Рима Персона номера Мигель Мика Ньютон Мила Нитич 1 №3(5) 2012 Ателье персонального комфорта Восхищение комфортом! Салоны мягкой мебели mbel&zeit г. Донецк Диваны mbel&zeit* созданы, чтобы восхищать! МЦ Интерио ТЦ Империя мебели пр-т. Ильича, 19В пр-т. Б. Хмельницкого, 67В Эксклюзивные натуральные материалы в...»






 
© 2014 www.kniga.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Книги, пособия, учебники, издания, публикации»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.