NGC 6907

Результаты наблюдений галактики NGC 6907

Автор: Шилов Александр Евгеньевич, учащийся 11 класса СДДЮТ

U = 365 нм; 55 сек.	B = 440 нм; 25 сек.	V = 550 нм; 25 сек.
R = 640 нм; 31 сек.	I = 790 нм; 37 сек.	Таблица 1. Изображения спиральной галактики NGC 6907 были получены 11 октября 2006 г. на Австралийском телескопе Фолкеса. Снимки сделаны в 5 фильтрах в интервале от 11:20:42 до 11:28:11 по всемирному времени. Экваториальные координаты NGC 6907: α = 20^h 25^m 06^s δ = -24° 49' 00".

Рис. 1. Это спиральная галактика с двумя сильно выраженными рукавами.

Также можно заметить центральное образование - балдж. На северо-восточном рукаве NGC 6907 видна проекция небольшой спиральной галактики NGC 6908.

Для исследования было выделено несколько областей (рис. 1). Среди них: Под цифрами 1, 2, 3, 4, 5 - предполагаемые места звездообразования. Буквой "Я" обозначено ядро галактики, а также исследовалась галактика NGC 6908.

Звезды сравнения отмечены как 1* и 2* . Для первой звезды звездная величина составляет в фильтрах R = 16^m,7 и в B = 17^m,7; для второй R = 17^m,4 и в B = 18^m,1.

Определение расстояния до NGC 6907 и оценка её размеров

V = H * r ,

где H - постоянная Хаббла 75 км/(с*Мпк);
V - лучевая скорость галактики 3182 км/с;
r - расстояние до галактики.

Расстояние полученное таким образом составляет 42,43 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 угловые размеры галактики равны 3',4 x 2',6 отсюда линейные размеры 42 x 32 Кпк. Данные размеры характерны для спиральных галактик. Так для сравнения размер нашей Галактики составляет 30 килопарсек.

Определение размеров измеряемых областей

Определение размеров объектов проводилось с помощью программы Tele Auto. Для этого были построены профили каждой из выбранных областей галактики. Эти профили показывают распределение интенсивности излучения (рис. 2).

Известно, что размер кадра составляет 4',6 или 276'', а в пикселях 1024. Составляем пропорцию и выводим формулу:

X / L = 276'' / 1024,

где X - искомые размеры объекта в cекундах дуги;
L - размеры объекта в пикселях;
276'' - размеры поля;
1024 - размеры поля в пикселях.

Как и при любых измерениях возникают неточности, которые надо учитывать. Для учета погрешности в определении яркости был введен условный нуль-уровень, относительно которого шумы будут расположены симметрично. Соответственно за ошибку принималась высота шумов над нуль-уровнем. За погрешность определения размеров была принята средняя ширина одного всплеска шумов.

Значения размеров объектов для синего (В) фильтра сведены в таблице № 2.

Обозначения:

Ind и Ind1 - координаты начала и конца объекта на графике;
D - размеры объекта в '';
D пк - размеры объекта в парсеках;
δ - погрешность определения размеров в %.

Пространственное распределение интенсивности излучения в галактике

Рис. 3. Изофоты получены со снимка сложенного во всех 5 фильтрах.

Рассмотрим распределение интенсивности излучения в целом по галактике NGC 6907. Для этого были построены изофоты (рис. 3) данной галактики. По аналогии с изотермами и изобарами на изофоте 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. Выбранные области для исследования на данной изофоте можно идентифицировать, как объекты, имеющие сложное строение.

Определение интенсивности излучения отдельно выбранных частей галактики

Для измерения использовалась программа IRIS, с помощью которой можно определить интенсивность излучения источника в относительных единицах. Принцип работы таков: проводим несколько замеров для каждой области; за действующее значение интенсивности принимаем среднее арифметическое. И так для каждого фильтра. Результаты с указанием точности представлены в таблице 3.

Таблица 3. Интенсивность излучения источников в фильтре B.

Обозначения в колонке "Точность измерения":

s - средняя квадратичная погрешность ряда измерений
Δ - абсолютная погрешность среднего арифметического равная ;
где n количество измерений;
ε - относительная погрешность, равная отношению Δ к среднему арифметическому, выражена в %.

Далее необходимо учесть фон неба. Для этого из интенсивности объекта вычитаем интенсивность фона. Абсолютная погрешность при этом растет: Δ = Δ 1 + Δ 2.

Чтобы показать распределение интенсивности по спектру были построены графики разности между звездами сравнения и выбранной областью (рис. 4, 5, 6). На них указана погрешность измерения, которая складывается из абсолютной погрешности объекта, фона и звезды сравнения.

Рис. 4. График разностей интенсивности излучения между ядром галактики NGC 6907 и звездами сравнения.

Синяя ветвь графика (рис. 4) - разность интенсивности между 1* и ядром.

Красная ветвь - между 2* и ядром.

Синяя ветвь выше, так как первая звезда ярче.

Обе ветви графика находятся в отрицательной части.

Это означает, что звезды излучают слабее, чем ядро во всех фильтрах.

Причем можно увидеть, что разность увеличивается при переходе от U к I.

А так как обе звезды сравнения красные (показатель цвета B - R > 0), то можно сказать, что ядро также красное.

Определим звездную величину ядра.

По формуле Погсона lg E1 / E2 = 0,4 (m2 - m1) m1 = m2 - 0,4 lg E1 / E2.

Примем, что m1 - звездная величина ядра; m2 - звездная величина звезды сравнения; E1 / E2 - соответственно соотношение их интенсивностей.

Таблица 4. Звездная величина ядра NGC 6907 в двух фильтрах и показатель цвета.

Для большей точности получим звездную величину ядра путем сравнении с первой звездой, со второй, а также определим её значение с помощью программы TeleAuto.

Измерения проведены в двух фильтрах B и R (таблица 4).

Видно, что предположение на основе графика, что B - R > 0 подтвердилось.

Рис. 5. График разностей интенсивности излучения между галактикой NGC 6908 и звездами сравнения.

Различия звездных величин полученных разными способами вызваны особенностями программы Iris, с помощью которой были определены интенсивности звезд сравнения и ядра. Зная расстояние до галактики (42,43 Мпк) можно оценить абсолютную звездную величину ядра: M = m + 5 - 5lgD , где D - расстояние до галактики в парсеках; m - видимая звездная величина (m = 16); M = -17,14.

Получив M можно оценить светимость ядра в светимостях Солнца: L = 2,512 ^4,8-M = 6*10⁸ L_Солнца. Для сравнения светимость всей галактики равна: L = 2,6*10¹⁰ L_Солнца.

По своей форме данный график (рис. 5) схож с предыдущим. Но можно заметить, что излучает NGC 6908 намного слабее, чем ядро NGC 6907. При этом тенденция к увеличению разности интенсивности при переходе в красную часть спектра сохраняется. То есть галактика NGC 6908 также является красной и показатель цвета B - R для нее больше нуля.

Рис. 6. График разностей интенсивности излучения между первой областью звездообразования и звездами сравнения.

От предыдущих данный график отличается тем, что одна из ветвей (для 1-ой звезды) полностью за исключением фильтра U находится в положительной части. Это означает, что первая звезда сравнения значительно ярче выбранной области. Также можно утверждать, что данная область более синяя, чем звезда, так как разность увеличивается при переходе в красную часть спектра. Но для второй звезды наблюдается совершенно обратное: она слабее. Четкой зависимости проследить нельзя, но видно, что происходит уменьшение Δ I от U к B и дальше она остается примерно на одном уровне.

Графики для остальных областей имеют схожую форму, то есть распределение интенсивности по фильтрам идентичное. Из этого можно сделать вывод, что все выбранные области принадлежат галактике NGC 6907, и не являются звездами или проекциями других объектов (как NGC 6908). Также из этого следует, что они имеют одинаковую природу и, скорее всего, являются областями звездообразования.

Рис. 7. Изображение полученно путем сложения снимков во всех 5 фильрах.

Фильтр U	Фильтр В
Фильтр V	Фильтр R
Фильтр I	Фильтры B + V + R

Снимки для сравнения, полученные другими наблюдателями на других телескопах

Телескоп Schmidt.

Диаметр зеркала: 120 см .

Длина волны: IIIaJ, 4680A.

Поле: 6.0 x 6.0.

Разрешение: 1".7.

Телескоп CTIO.

Диаметр зеркала: 1.5 м.

Длина волны: H, 65um.

Поле: 4.2 x 4.6.

Сверхновая 2004bv

открыта 24 мая 2004 г.

Ее координаты:

α = 20^h 25^m 06^s.34;

δ = -24° 48' 53".7.

Или на 3".8 к западу и

на 20".7 к югу от центра.

Тип Ia.

Дата год, месяц, число	Блеск m
2004 05 24	15.6
2004 05 25	15.3
2004 05 26	14.4
2004 05 29	14.0
2004 06 04	13.9
2004 06 09	14.0
2004 06 13	13.9
2004 06 16	14.2
2004 06 20	14.2
2004 07 16	15.5
2004 07 25	15.9
2004 08 05	16.4
2004 08 06	16.3
2004 08 09	16.3
2004 09 12	17.6

Телескоп LCO. Диаметр зеркала: 2.5 м.

Длина волны: 103aO+GG38, 4050A.

Источник: http://nedwww.ipac.caltech.edu/

Атлас высокого разрешения IRAS взаимодействующих галактик

Сверхновая SN2008fq

Открыта 15 сентября 2008 г. в NGC 6907 сотрудниками Ликской обсерватории.

Ее координаты:

R.A. = 20h 25m 06s.19;
Decl. = -24° 48' 27".6.

Или на 5".5 к западу и на 4".6 к северу от ядра галактики.

Блеск во время открытия составил 15m.5

Тип II.

SN1984V. 29 мая 1984 г. R.A. = 20h 25m.1; Decl. = -24o 48'. Или на 50W и 20S. Блеск = 15m.0