Пространственная фотометрия галактики NGC 2930

Кузнецов А., 10 класс

2012 г.

Введение

В 1925 г. американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по их формам, внешнему виду. Более поздние классификации галактик придерживаются схемы, предложенной Хабблом. [1]
Эллиптические галактики. Они составляют четвертую часть от общего числа галактик и обозначаются буквой Е. На фотографиях они похожи на шар или эллипс. В зависимости от вытянутости эллипса галактике присваивается класс от 0 до 7. Галактики класса Е0 выглядят шарообразными, а галактики Е7 – как сильно вытянутый эллипс. Цвет у эллиптических галактик имеет красноватый оттенок, так как состоят они преимущественно из старых звезд. Межзвездного газа в таких системах почти нет. По общему виду эллиптические галактики похожи на шаровые звездные скопления, но только очень большие.
Спиральные галактики. К этому классу относится половина всех галактик. По внешнему виду они напоминают двояковыпуклую линзу. При этом толщина спиральной галактики в десятки раз меньше ее диаметра. На их фотографиях виден спиральный узор в виде двух или более (до десятка) закрученных в одну сторону спиральных ветвей или рукавов, выходящих из центра галактики.
На фоне диска галактик рукава выделяются по яркости, так как в них находится много массивных и ярких звезд, а также ярких газовых туманностей. Большинство звезд концентрируется к плоскости симметрии, называемой плоскостью галактики, образуя диск. Чем моложе звезды, тем сильнее они концентрируются к галактической плоскости. В центральной части диска находится утолщение – балдж, переходящий на больших расстояниях в гало галактики. Гало состоит из старых звезд и шаровых скоплений, которые образуют сферическую систему и не тяготеют к плоскости галактики. Самые внешние области галактик называют коронами.
В спиральных галактиках много межзвездного газа – до 15% от их общей массы. Много в них и молодых звезд, образовавшихся совсем недавно по сравнению с возрастом самих галактик. Примерно у половины спиральных галактик в центральной части на фотографиях видна почти прямая перемычка, называемая баром.
Обозначают спиральные галактики буквой S. Галактики с яркой, протяженной центральной частью и слабо развитыми спиральными ветвями относятся к классу Sa. Если же спирали более мощные и четкие, а центр менее выделяется, то галактике присваивается индекс Sc. Промежуточный класс обозначается Sb. Если у галактики имеется центральная перемычка-бар, то к обозначению добавляется буква В, например, SBb.
Неправильные галактики. К этому классу относят остальные 5% галактик, не попавших в предыдущие. Для них характерна неправильная, клочковатая форма, возможны зачатки спиральных ветвей. Газа в таких объектах очень много – до половины от общей массы. Неправильные галактики имеют обозначение Ir.

Параметры NGC 2930

Наблюдения

Галактика NGC 2930 наблюдалась 3 февраля 2011 г. на Гавайском телескопе Фолкеса.

Были получены изображения в фильтрах R, G, B со временем экспонирования по 240 сек. в каждом. Рис. 1.

Рис. 1. NGC 2930

Обработка наблюдений

Обработка наблюдений осуществлялась в программе IRIS [3]

В
V
R
Рис. 2. Изофоты галактики в разных фильтрах

Рис. 3. Направление профилей, по которым определялся диаметр галактики

Рис. 4. Профиль по оси а в фильтре B

Масштаб изображения составляет 1024 pix = 4’.6

Таблица 1. Результаты измерения размеров галактики

Фильтр
В
V
R
Изофоты
Профиль
Изофоты
Профиль
Изофоты
Профиль
Оси
a
b
a
b
a
b
a
b
a
b
a
b
Pix
170
110
170
100
165
100
175
120
185
135
190
125
Угловые минуты (‘)
0,76
0,49
0,61
0,85
Анализируя результаты измерения размеров NGC 2930 приведенные в таблице 1, видим, что максимальный диаметр прослеживается в фильтре R и составляет 0’,85 x 0’,61. Это несколько больше каталожных данных [3]. Однако так как полученные результаты основаны на наблюдениях более крупного телескопа, то соответственно нам и удалось проследить периферию NGC 2930.
Используя эти данные, определим размеры галактики в парсеках.

Определение линейных размеров NGC 2930

V = H * r , [5]

где H - постоянная Хаббла 75 км/(с * Мпк);
V - лучевая скорость галактики 7382 км/с;
r - расстояние до галактики в пк.
Расстояние, полученное таким образом, составляет 98,43 Мпк.

Зная расстояние, найдем размеры галактики по формуле

D = r * d / 206265,

d - размер в секундах;
D - размер в парсеках;
206265 - число секунд в радиане.

Из таблицы 1 получаем, что максимальные угловые размеры галактики равны 0',8 x 0',6 отсюда линейные размеры 22.9 x 17.2 Кпк.

Для сравнения диаметр нашей Галактики составляет 30 килопарсек.
Отдельно исследуем яркие образования галактики, отмеченные цифрами на рис. 5.

Рис. 5. Профиль по горячим точкам

Рис. 6. Профиль NGC 2930 в 3 фильтрах

Анализируя результаты пространственной фотометрии приведенной на рис. 6 хорошо видно, что области отмеченные цифрами 1 и 3 имеют явный избыток излучения в синим фильтре. Совершенно непонятно, где в этой галактике ядро. Несомненно, область под номером 3 самая яркая, однако находится она достаточно далеко от центра галактики.

Рис. 7. Профиль по горячим точкам не вошедшие в обработку ранее

Рис. 8. Профиль, прошедший через точки 5, 2 и 4

На рисунке 8 видно, что самом яркой областью является пятно под номером 4. У него же и наблюдается избыток излучения в синим фильтре.
На основе этих данных можно сделать вывод, что точки 3 и 4 являются не только самыми яркими областями NGC 2930, но они и могут быть областями активного звездообразования, находящимися в центре галактики, что не свойственно для нормальных звездных систем.
Определим какое же пятно из ярких является самым яркими. Для этого измерим профиль, проходящий через эти области (рис. 9).

Рис. 9. Профиль, проходящий через самые яркие области NGC 2930

Рис. 10. Фотометрический профиль точек 3 и 4

Итак, на основе результатов измерений приведенных на рис. 10, можно сделать вывод, что самой яркой областью NGC 2930 с избытком излучения в фильтре В является точка под номером 4.
Не совпадение результатов для области 3 при сравнении рис. 6 и 10 можно отнести к тому, что данная область является вытянутой, а профили проходили через нее под разными углами.

Заключение

Анализируя изофоты NGC 2930 видно, что явно прослеживается только одна спиральная ветвь.
При наличии нескольких ярких областей вблизи центра галактики невозможно ни одну из них принять за ядро.
Самое яркое образование имеет избыток излучения в синим фильтре, что не свойственно для спиральных галактик.
Отсюда можно сделать вывод, что NGC 2930 – это остаток от когда-либо слившихся 2 или более галактик. Как следствие отсутствие симметричных спиральных ветвей и явно выраженного ядра. Как следствие столкновений – присутствие ярких компактных областей, в которых, по всей видимости, идет активное звездообразование.

Используемые источники

1. Д. Бизяев. Какие бывают галактики. «Звездочет», № 11, 1996 г.
2. Атлас неба. http://astrosurf.org/astropc/
3. NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/nph-objsearch?objname=NGC+2930&extend=no&hconst=73&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1&out_csys=Equatorial&out_equinox=J2000.0&obj_sort=RA+or+Longitude&of=pre_text&zv_breaker=30000.0&list_limit=5&img_stamp=YES
4. IRIS. V5.55. http://www.astrosurf.com/buil
5. Е. П. Левитан. Астрономия. Учебник для 11 класса. 1998 г.
Hosted by uCoz