 |
Астронет: И. В. Чилингарян/Физический факультет МГУ Спиральная галактика NGC 23. Фотометрия и кинематика http://variable-stars.ru/db/msg/1174663/node2.html |
<< Оглавление | Оглавление | 2. Выбор параметров диска >>
1. Введение
Детальное исследование морфологии, кинематики и динамики спиральных галактик в настоящее время представляет собой одну из наиболее интересных областей астрофизических исследований. Вот уже несколько лет на 6-метровом телескопе САО РАН проводятся наблюдения по программе Vortex, задачей которых является получение двумерных кинематических данных для близких спиральных галактик для последующего анализа с целью определения параметров спирально-вихревой структуры газовых дисков и восстановления динамической картины движения газа в них. К настоящему моменту получены данные для нескольких десятков галактик. Работа посвящена анализу одной из них - NGC 23.
Спиральная галактика NGC 23 отличается активным звездообразованием, в
связи с чем она имеет достаточно большой ультрафиолетовый избыток и
содержится в каталоге Маркаряна (Mk 545). В 1988 году в работе Засова и
др. была опубликована кривая вращения этой галактики, которая сразу
привлекает внимание резким пиком примерно до 280 км/с на расстоянии
около 
от центра и практически горизонтальным участком на уровне
220-240 км/с, простирающимся до предела надежного определения кривой
вращения. Согласно этой работе NGC 23 имеет лучевую скорость центра с
учетом движения Солнца в Галактике около 4750 км/с и, соответственно,
удалена от нас на расстояние 64 Мпк (для 
км/с
Мпк). Таким
образом, масштаб изображения галактики составляет около 300 пк/
.
Галактика имеет довольно сложную морфологию.
Солгасно работе [1], галактика имеет четко выраженную двухрукавную
спиральную структуру в области до 
от центра, а во внешнюю часть
тянется слабое продолжение лишь одной из ветвей. Наличие бара в галактике
ставится под сомнение. Указывается, что в различных источниках (RC3,
работы Сэндиджа) галактика относится к различным типам (SBb и Sb).
Отмечается пик на кривой вращения на расстоянии около от центра.
1.1 Используемые наблюдательные данные
Для исследования кинематических и фотометрических характеристик этой галактики были использованы наблюдательные данные из нескольких источников: полученный на 6-метровом телескопе спектральный куб в линии H
и построенные из него поле лучевых скоростей, изображение
в линии и в континууме около нее; глубокая широкополосная фотометрия в
полосах B, V и R c 1.0-метрового телескопа им. Якоба Каптейна (JKT, La-Palma)
и изображение внутренней части галактики в спектральном
диапазоне с центральной длиной волны около 9000 Å, полученное на
Космическом телескопе им. Хаббла.
Наблюдения на БТА проводились в ночь с 29 на 30 августа 1998 года. При
этом размер изображения звезд -- ширина контура на полувысоте (FWHM) составлял
около 1.5, сканирующий эталон Фабри-Перо работал
в 235 порядке (для линии H), в качестве детектора использовался
ПЗС-приемник размером 1k х 1k в режиме биннинга 2х2 пикселя. Спектральное
разрешение 
составляет величину порядка 2500.
Масштаб изображения 
0.68/px. Куб содержит 24 канала
с расстоянием 1.2Å(=54 км/с). Экспозиция в каждом канале составляла
180 с. Первичная обработка (сборка и линеаризация спектрального куба)
производилась практически сразу после наблюдений, дальнейшая обработка
производилась впоследствии. Для выделения полей скоростей и яркости из
спектрального куба использовался программный пакет ADHOC (Boulistex).
Стоит отметить одну неприятную особенность, присущую наблюдениям с эталоном Фабри-Перо на БТА. Из-за вторичных отражений на изображении отчетливо виден блик, яркость которого составляет несколько процентов от яркости "настоящего" изображения. Обычно объект сдвигают относительно центра интерференционных колец так, чтобы не было перекрытия с бликом, но, к сожалению, в данном случае блик слегка задел западную часть галактики.
При обработке из линеаризованного куба был вырезан фрагмент размером
256х256х24, так как галактика занимает не все поле зрения. Поскольку
изображения в ночь наблюдений составляли около 1.5, то для уменьшения
влияния статистических шумов в каналах при построении поля скоростей
этот фрагмент куба был пространственно (только по X и Y) сглажен
скользящим средним с окном 3х3 пикселя, что практически не ухудшает
пространственного разрешения, зато в три раза уменьшает величину
случайных ошибок, соответствующих пуассоновскому процессу падения квантов
на приемник. В среднем точность единичного определения лучевой скорости
составила 10-15 км/с.
Изображения в широких фильтрах, полученные на JKT, представляют из себя
высококачественные фотометрические данные. Экспозиция была достаточно
большой, чтобы доступными для измерения оказались самые внешние части
галактики. Во время наблюдений, по-видимому, были хорошие атмосферные условия,
так что угловое разрешение на изображениях лучше одной секунды. Масштаб
составляет 0.35/px. Яркая звезда, проецирующаяся на край галактики,
передержана на всех изображениях, что создает небольшие проблемы.
Основным преимуществом этих данных является продолжительное время
накопления, позволяющее исследовать самые внешние, не заметные даже на
Паломарских картах, области галактики.
Изображение, полученное на HST, к сожалению, имеет довольно малое время
накопления (230 секунд) - так что на нем доступны для количественного
анализа только центральные части галактики. Угловое разрешение составляет
0.04, что позволяет очень детально исследовать околоядерную область
галактики. К сожадению, изображение в сете было получено одно, что даже не
позволяет в автоматическом режиме вычистить космические частицы на
ПЗС-кадре. Основным преимуществом данного изображения является очень
высокое, по сравнению с наземными телескопами, угловое разрешение.
Хотя используемые данные обладают рядом недостатков, при совместном анализе они хорошо дополняют друг друга, что позволяет детально исследовать данную галактику. Для фотометрического исследования центральной части галактики применяются данные с HST, для исследовании кинематики -- данные с 6-метрового телескопа, а для построения связи фотометрии и кинематики и детального исследования фотометрии -- данные с JKT.
1.2 Используемые методы
В данной работе применялись методы, основанные на результатах Фурье-анализа, суть которых сводится к разложению в ряд Фурье наблюдательных данных (как фотометрических, так и кинематических) в тонких эллиптических кольцах, являющихся круговыми в плоскости диска галактики с центром в ее фотометрическом ядре. Анализ амплитуды и фазы Фурье-гармоник в зависимости от радиуса дает возможность определить практически все необходимые параметры (ориентацию диска, положение коротации спирального узора, положение линдбладовских резонансов и многие другие параметры спирально-вихревой структуры газового диска галактики). А самое главное - в рамках существующих моделей спиральных галактик Фурье-методы позволяют восстановить 3 компонента вектора скорости, имея в наличии только один - скорость вдоль луча зрения.Аналитическая база Фурье-методов подробно изложена в работах [3,4] поэтому здесь она не излагается. Стоит отметить один момент - способ подсчета Фурье-гармоник для полей с частичным отсутствием данных.
Существует несколько методов подсчета коэффициентов разложения в ряд
Фурье. Метод, обычно применяющийся в аналитических расчетах, когда
коэффициенты находятся путем интегрирования произведения исследуемой
функции и косинуса или синуса на требующемся промежутке, в случае
наличия путых областей (областей отсутствия данных на интервале
разложения) будет давать артифакты [10]. Другой метод,
основанный на вычислении коэффициентов с помощью метода
наименьших квадратов для фиксированного числа гармоник,
оказывается устойчивым к частичной потерям данных [10]. При этом от
ряда Фурье отбрасываются все члены, начиная с 4-го (что согласуется с
представлениями о двухрукавных спиралях [3,4]), а коэффициенты низших
гармоник (0-3) вычисляются минизацией 
. В программном пакете
"Vortex" и его модификациях реализован последний метод.
Он устойчиво работает для данных с заполненностью выше 20% [10].
В случаях, когда высшие гармоники играют существенную роль, возможен
подсчет коэффициентов Фурье с 0-го по 9-й с помощью МНК.
В случаях, когда заполненность данных очень низка, что мы имеем для
поля скоростей NGC 23 на расстояниях болше от центра, необходимо
применять сглаживание коэффициентов с помощью их значений в соседних
кольцах. При этом предполагается относительно гладкое поведение
амплитуды и фазы вычисляемых гармоник. При этом безусловно теряется
пространственное разрешение, но зато вычисляются коэффициенты гармоник
в тех областях, где без сглаживания оно практически невозможно.
К тому же сглаживание позволяет более точно производить, к примеру,
численное дифференцирование кривой вращения для определения положения
резонансов спиральной структуры. Во внутренних частях галактик, где
кривые вращения обычно имеют наибольший градиент, сглаживание
лучше не проводить, так как оно может сильно испортить картину, хотя бы
при численном дифференцировании. В центральных областях лучевые
скорости определяются надежно, так как там часто имеется сильная
эмиссия (либо не определяются вообще, если мы имеем дело с активным
ядром и спектральный куб в разрешенной линии которая будет слишком
широка, либо эмиссия в данной линии там отсутствует, что зачастую имеет
дело, когда используется H).
Практически весь анализ данных проводился с помощью программного пакета "Vortex" [3], предназначенного для восстановления трехмерных векторов скоростей, и его модификациях, написанном в среде RSI IDL. С его помощью были получены практически все иллюстрации в данной работе. Единственной модификацией пакета является добавление метода подсчета сразу 10 Фурье-гармоник (с 0-й по 9-ю, см. выше).
Для тонкого анализа трехмерных
данных и ручной "чистки" полей скоростей также в среде RSI IDL
был написан программный пакет cig_cube. Он позволяет в удобной форме
просматривать трехмерные данные (спектральные кубы) совместно с полем
скоростей и полем яркости (аналогично visu3 из пакета ADHOC).
В нем существует возможность
увидеть профиль спектральной линии из куба, на который наложены
полученные значения лучевой скорости в данном пикселе и в соседних
пикселях. Текущее значение лучевой скорости можно изменить (это полезно
в случае многокомпонентных и ассиметричных профилей). С помощью данного
программного пакета была произведена коррекция лучевых скоростей в
областях сложных профилей спектральной линии H --
где методы, используемые в пакете ADHOC для галактики NGC 23 дают сбой.
<< Оглавление | Оглавление | 2. Выбор параметров диска >>