NGC 4981

Многоцветная фотометрия галактик NGC 4981

Выполнил: учащийся 11 класса Лицея Авиационного Профиля Макрушен Александр

Данные наблюдений галактики NGC 4981

Изучаемой галактикой была NGC 4981 с координатами α =13^h 08 ^m 49^s; δ = -6° 46' 39".

Изображения были получены 16 февраля 2007 года на австралийском телескопе. Мы получили четыре изображения в фильтрах: B, V, R, I с экспозицией в 300 секунд.

Эта галактика относится к спиральным разросшимся галактикам с перемычкой (SABc). Лучевая скорость для данной галактики составляет 1680 км/с. Блеск галактики 12.1^m.

Данная галактика NGC 4981 для изучения была выбрана не случайно. В январе 2007 года в ней вспыхнула сверхновая звезда SN2007С. Сверхновые звезды представляют большой интерес для изучения, как ученых, так и астрономов любителей.

Рис. 1. NGC 4981

Обработка данных

Рис. 2. Изображение галактики в фильтре «I». Белыми линиями показаны фотометрические профили

Для обработки полученных изображений мы воспользовались компьютерной программой «Iris».

Мы сделали NE-SW и SE-NW фотометрические профили галактики во всех фильтрах.

В галактике NGC 4981 сделаны фотометрические профили сверхновой SN 2007С и шести звезд сравнения.

Рис. 3. SE-NW фотометрический профиль галактики в фильтре I; 1 – ядро, 2 – сверхновая

Рис. 4. NE-SW фотометрический профиль галактики в фильтре В.

На графиках показаны интенсивность излучения в относительных единицах (вертикальная ось) и координата в пикселях (горизонтальная ось).

Изофоты

Рассмотрим распределение интенсивности излучения в целом по галактике NGC 4981. Для этого были построены изофоты данной галактики. По аналогии с изотермами и изобарами на изофотах точки с одинаковой яркостью соединяются друг с другом. При её построении задается некоторое минимальное и максимальное значение яркости, а также шаг.

Темные области - это области, где яркость меньше заданного минимального значения. То, что большая часть галактики изображена в виде точек, а не линиями означает, что их интенсивность находится в пределах одного шага. Выбранная нами галактика имеет сложное строение и однородное ядро.

В	V
R	I

Рис. 5. Изофоты в различных фильтрах.

Определение размеров галактики и ее ядра

Находить размеры галактики и ее ядра мы решили двумя способами:

1) по фотометрическим профилям изображения галактики;

2) по фотометрическим профилям изофот галактики.

Обработав полученные графики фотометрических профилей, мы составили две первоначальных таблицы размеров ядра и самой галактики в пикселях. Для нахождения размеров объектов в секундах дуги мы воспользовались формулой:

L = 276" * А / 2048,

где L – размер объекта в секундах дуги, А - размер объекта в пикселях,

276" - размер кадра в секундах дуги, 2048 - размер кадра в пикселях.

Определение расстояния до NGC 4981 и ее размеров

Для определения расстояние до галактики воспользуемся законом Хаббла:

V = H * r ,

где H - постоянная Хаббла 75 км/(с*Мпк);

V - лучевая скорость галактики 1680 км/с;

r - расстояние до галактики.

Расстояние полученное таким образом составляет 37,3 Мпк.

Зная расстояние, найдем размеры галактики по формуле

D = r * d / 206265,

где r - расстояние до галактики;

d - размер в секундах;

D - размер в парсеках;

206265 - число секунд в радиане.

Известно, что средние угловые размеры галактики равны 45,95” x 37.09“ отсюда линейные размеры 8.3 x 6,7 Кпк. Данные размеры характерны для спиральных галактик. Так для сравнения размер нашей Галактики составляет 30 кпк.

Определение блеска сверхновой и ядра галактики по графикам

Рис. 6. Изображение галактики в фильтре «R»; 1-6 - звезды сравнения; SN2007C -сверхновая.

Для определения блеска ядра галактики и блеска сверхновой в фильтрах B и R мы по фотометрическим профилям нашли интенсивность излучения с учетом фона каждой из звезд сравнения.

Зная блеск этих звезд, мы составили таблицу для каждого фильтра и построили графики зависимости.

Таблица № 1. Фильтр B

№ звезды	1	2	3	4	5	6
Интенсивность	519	438	137	113	80	70
Блеск	16,2^m	16,8^m	18,3^m	18,6^m	18,7^m	19,2^m

Рис. 7. График зависимости интенсивности излучения от блеска в фильтре В, где точки на графике: с - сверхновая, я – ядро.

Зная что интенсивность излучения ядра галактики в фильтре В составляет 516, то блеск ядра16,25^m, а интенсивность излучения сверхновой в фильтре B составляет 123 – её блеск 18,4^m.

Таблица № 2. Фильтр R

№ звезды	1	2	3	4	5	6
Интенсивность	9197	5705	849	488	359	226
Блеск	14,2^m	14,6^m	17,4^m	17,7^m	18,4^m	18,7^m

Рис. 8. График зависимости интенсивности излучения от блеска в фильтре R, где точки на графике: с - сверхновая, я – ядро.

Зная что интенсивность излучения ядра галактики в фильтре R составляет 5131, то блеск ядра 14,9^m, а интенсивность излучения сверхновой в фильтре R составляет 1408 – её блеск 17^m.

Определение блеска сверхновой с помощью апертурных измерении

В компьютерной программе «Iris» мы провели так же апертурные измерения блеска сверхновой. Для этого мы использовали апертурные кольца радиусами 8, 12 и 20 пикселей, что соответствует 1,1 1,6 2,7 секунд дуги. Размер самого маленького апертурного кольца выбран так, чтобы самая яркая звезда не выходила за его границы, а два следующих кольца захватывали близлежащий фон. Мы в компьютерной программе «Iris» задали блеск звезд сравнения, а потом провели измерения блеска сверхновой и составили таблицы для фильтров B и R.

Рис. 9. Апертурные кольца вокруг звезды сравнения.

Выводы:

В результате обработки изображений галактики NGC 4981 были найдены:

расстояние до галактики по закону Хаббла. Оно составляет 37,3 Мпк;
размер галактики двумя способами. Средние значения размера составляют 8.3 x 6,7 Кпк.

Построены графики зависимости блеска от интенсивности ее излучения. По этим графикам найдены: блеск ядра в фильтре B он составил 16,25^m, а в фильтре R = 14,9^m.

Был так же определен блеск сверхновой двумя способами:

блеск сверхновой на графиках зависимости составляет 18,6^m в фильтре В и 17,1^mв фильтре R;
блеск сверхновой по апертурным измерениям составляет 18,4^mв фильтре В и 17^m в фильтре R,
были проведены сравнения с международными измерениями

Рис. 10. График блеска сверхновой; где точки R и B(FT) это значения блеска, полученные нами.

Как можно судить по графику, измерения проведены с хорошей точностью. Из-за малого количества наблюдений этой сверхновой данные, полученные нами, помогают построить поле точную кривую блеска сверхновой.