Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Телескоп и методика наблюдений 7
1. Телескоп и наблюдательный материал 7
2. Калибровка и стандартизация спектрограмм 13
3. Учет атмосферной экстинкции 25
Глава II. Выбор исследуемых звезд и обработка полученных спектрограмм 28
1. Выбор исследуемых звезд 28
2. Дисперсионная и характеристические кривые 29
3. Определение синих абсолютных епектрофотомет-рических градиентов 32
4. Определение распределения энергии в спектрах исследуемых звезд 33
Глава III. Результаты спектрофотометрического исследования ОВ-звезд 36
1. Определение избытков цвета 36
2. Определение расстояний 40
3. Распределение энергии в спектрах 41
Глава ІV. Пространственное распределение ОВ-звезд и поглощающей материи 66
1. Область звездной ассоциации Сер 0В2 66
2. Область вокруг звезды Р Суд 68
3. Область звездной ассоциации Per OBI 79
3аключение 84
Приложение 86
Литература 110
- Калибровка и стандартизация спектрограмм
- Определение распределения энергии в спектрах исследуемых звезд
- Распределение энергии в спектрах
- Область звездной ассоциации Per OBI
Введение к работе
Открытие В.А.Амбарцумяном (1947) звездных ассоциаций, как очагов звездообразования в Галактике, имело важное значение для разработки новых представлений о возникновении и эволюции звезд и звездных систем. Уже в пионерских работах В.А.Амбарцу-мяна (1947, 1949, І950) на основе исследования звездных ассоциаций, в частности представления о динамической неустойчивости этих систем, были установлены следующие важные закономерности звездообразовательного процесса в Галактике: I.Образование звезд продолжается и в настоящее время. 2.Звезды образуются группами и 3.Темпы возникновения звезд в ассоциациях достаточны для объяснения образования всех звезд плоской и промежуточной подсистем Галактики в течение ее жизни.
Имеются веские основания допустить, что в звездных ассоциациях встречаются звезды разных поколений (Амбарцумян,1957), то есть звезды в этих системах тоже рождаются разновременно.
Представление о динамической неустойчивости звездных ассоциаций привело В.А.Амбарцумяна (1949) к выводу о расширении этих систем со средней скоростью порядка 5-Ю км/сек. Это теоретическое предсказание в дальнейшем было подтверждено на основе наблюдений собственных движений в работах Блаау (1953), Маркаряна (1953), Странда (1958) и многих других.
Мирзоян и Мнацаканян (1970), определив распределение пространственных скоростей звезд в синтетической ассоциации, на основе радиальных скоростей О-В звезд, полностью подтвердили вывод о расширении ОВ-ассоциаций.
Первые работы по изучению звездных ассоциаций послужили
началом многочисленных исследований в этой области, выполненных как в Бюракане, так и в других обсерваториях СССР и других стран.
Изучение пространственного распределения ОВ-ассоциаций показало, что они расположены вдоль спиральных рукавов около плоскости Галактики (Беккер, 1950). Блаау (1964) показал, что часть близких ОВ-ассоциаций состоит из нескольких подгрупп ОБ-звезд и что более старые подгруппы имеют наибольшие размеры.
Многочисленные радионаблюдения в области молекулярных линий (Лада и др., 1976, Сарджент, 1977, Кутнер и др., 1977, Элмегрин и др., 1976, Лада, 1976) показали, что молодые звезды расположены вблизи вытянутых параллельно плоскости Галактики молекулярных облаков.
Наиболее полная библиография исследований, посвященных звездным ассоциациям, содержится в каталогах звездных скоплений и ассоциаций Альтера и др. (1970) и Утрехта и др. (1981).
Нашей целью не являлся обзор всей обширной литературы по изучению звездных ассоциаций, поэтому в дальнейшем мы будем упоминать только те исследования, которые имеют непосредственное отношение к нашей работе.
Настоящая работа посвящена исследованию крупномасштабной структуры поглощающей материи и распределению ОБ-звезд в направлении звездных ассоциаций Р««" 0BI, Сэд OBI, Су| ОВЗ, С^з 0В8, Суд 0В9 и Сер 0В2.
В первой главе описывается телескоп, калибровка и стандартизация спектрограмм и учет атмосферной экстинкции.
Во второй главе излагается вйбор исследуемых звезд, способы построения дисперсионной и характеристических кривых, методика определения синих (4000-4800 А) абсолютных спектрофотометрических
градиентов и распределения энергии исследуемых звезд.
В третьей главе приводятся основные результаты настоящей работы: синие градиенты - *fb , избытки цветов Ев_у ( Д^к ), вычисленные по избыткам градиентов, и расстояния в парсеках 402 исследованных ОВ-звезд. Показано удовлетворительное согласие полученных избытков цвета - Eb„v (*fM) с Ea_v , определенных Хилтнером (1956) и Бланко и др. (1968) из фотоэлектрических наблюдений.
Побочным результатом настоящей работы явилось определение относительного распределения энергии в спектрах 406 ОВ-звезд. В этой главе приведены некоторые данные об этих звездах, а также сравнение полученных нами распределений энергии в спектрах исследованных ОВ-звезд с распределениями энергии, приведенныгли в сводном каталоге Никонова и Терез (1976).
В четвертой главе приводятся результаты анализа полученных в главе III данных.
Построив гистограммы зависимости количества звезд J* от расстояния и графики зависимости покраснение (поглощение) Ee_v - расстояние г в направлении исследованных звездных систем, мы с их помощью определили распределения ОВ-звезд и поглощающей материи, а также расстояния сгущений ОВ-звезд (ОВ-ассоциаций). Анализ полученных данных привел к следующим выводам:
Распределение поглощающей материи в исследуемых направлениях повторяет распределение ОВ-звезд.
В направлении исследованной области вокруг звезды существует ранее неизвестное сгущение ОВ-звезд (ОВ-ассоциация).
3. Вокруг звезд h и X Per- существуют два независимых сгущения ОВ-звезд, взаимное расстояние которых на порядок превышает их размеры.
В заключении резюмированы основные результаты настоящей работы.
В приложении приведены списки использованных пластинок и относительных (в области длин волн 4000-4800 А) распределений энергии в спектрах 406 исследованных ОВ-звезд.
Калибровка и стандартизация спектрограмм
Открытие В.А.Амбарцумяном (1947) звездных ассоциаций, как очагов звездообразования в Галактике, имело важное значение для разработки новых представлений о возникновении и эволюции звезд и звездных систем. Уже в пионерских работах В.А.Амбарцу-мяна (1947, 1949, І950) на основе исследования звездных ассоциаций, в частности представления о динамической неустойчивости этих систем, были установлены следующие важные закономерности звездообразовательного процесса в Галактике: I.Образование звезд продолжается и в настоящее время. 2.Звезды образуются группами и 3.Темпы возникновения звезд в ассоциациях достаточны для объяснения образования всех звезд плоской и промежуточной подсистем Галактики в течение ее жизни.
Имеются веские основания допустить, что в звездных ассоциациях встречаются звезды разных поколений (Амбарцумян,1957), то есть звезды в этих системах тоже рождаются разновременно.
Представление о динамической неустойчивости звездных ассоциаций привело В.А.Амбарцумяна (1949) к выводу о расширении этих систем со средней скоростью порядка 5-Ю км/сек. Это теоретическое предсказание в дальнейшем было подтверждено на основе наблюдений собственных движений в работах Блаау (1953), Маркаряна (1953), Странда (1958) и многих других.
Мирзоян и Мнацаканян (1970), определив распределение пространственных скоростей звезд в синтетической ассоциации, на основе радиальных скоростей О-В звезд, полностью подтвердили вывод о расширении ОВ-ассоциаций. Первые работы по изучению звездных ассоциаций послужили началом многочисленных исследований в этой области, выполненных как в Бюракане, так и в других обсерваториях СССР и других стран. Изучение пространственного распределения ОВ-ассоциаций показало, что они расположены вдоль спиральных рукавов около плоскости Галактики (Беккер, 1950). Блаау (1964) показал, что часть близких ОВ-ассоциаций состоит из нескольких подгрупп ОБ-звезд и что более старые подгруппы имеют наибольшие размеры. Многочисленные радионаблюдения в области молекулярных линий (Лада и др., 1976, Сарджент, 1977, Кутнер и др., 1977, Элмегрин и др., 1976, Лада, 1976) показали, что молодые звезды расположены вблизи вытянутых параллельно плоскости Галактики молекулярных облаков. Наиболее полная библиография исследований, посвященных звездным ассоциациям, содержится в каталогах звездных скоплений и ассоциаций Альтера и др. (1970) и Утрехта и др. (1981). Нашей целью не являлся обзор всей обширной литературы по изучению звездных ассоциаций, поэтому в дальнейшем мы будем упоминать только те исследования, которые имеют непосредственное отношение к нашей работе. Настоящая работа посвящена исследованию крупномасштабной структуры поглощающей материи и распределению ОБ-звезд в направлении звездных ассоциаций Р««" 0BI, Сэд OBI, Су ОВЗ, С з 0В8, Суд 0В9 и Сер 0В2. В первой главе описывается телескоп, калибровка и стандартизация спектрограмм и учет атмосферной экстинкции. Во второй главе излагается вйбор исследуемых звезд, способы построения дисперсионной и характеристических кривых, методика определения синих (4000-4800 А) абсолютных спектрофотометрических - 5 градиентов и распределения энергии исследуемых звезд. В третьей главе приводятся основные результаты настоящей работы: синие градиенты - fb , избытки цветов Ев_у ( Д к ), вычисленные по избыткам градиентов, и расстояния в парсеках 402 исследованных ОВ-звезд. Показано удовлетворительное согласие полученных избытков цвета - Eb„v ( fM) с Ea_v , определенных Хилтнером (1956) и Бланко и др. (1968) из фотоэлектрических наблюдений. Побочным результатом настоящей работы явилось определение относительного распределения энергии в спектрах 406 ОВ-звезд. В этой главе приведены некоторые данные об этих звездах, а также сравнение полученных нами распределений энергии в спектрах исследованных ОВ-звезд с распределениями энергии, приведенныгли в сводном каталоге Никонова и Терез (1976). В четвертой главе приводятся результаты анализа полученных в главе III данных. Построив гистограммы зависимости количества звезд J от расстояния и графики зависимости покраснение (поглощение) Ee_v - расстояние г в направлении исследованных звездных систем, мы с их помощью определили распределения ОВ-звезд и поглощающей материи, а также расстояния сгущений ОВ-звезд (ОВ-ассоциаций). Анализ полученных данных привел к следующим выводам: 1. Распределение поглощающей материи в исследуемых направлениях повторяет распределение ОВ-звезд.
Определение распределения энергии в спектрах исследуемых звезд
Дифференцировав уравнение (3) по П и используя уравнение ( 3 ) определим ход обратной дисперсии на спектрограммах, полученных нами с использованием 4призмы:
Дисперсионная кривая (3) вполне удовлетворяет поставленной задаче. Среднеквадратическая ошибка определения Л по формуле (3), по одиннадцати измерениям линиям Н» -Нту и К Call равна +1.2 А.
Все спектрограммы нами были обработаны на двухлучевом саморегистрирующем микрофотометре ИФ0-45І Бюраканской астрофизической обсерватории. Микрофотометрические записи проводились при размерах щели 2x0.5 мм, с увеличением в 50 раз. Скорость регистрации спектрограмм 100 мм/мин давала высокую степень точности (повторяемости) записей. На полученных на микрофотометре ИФ0-45І микрофотометрических записях исследуемых и стандартных звезд с помощью формулы (з) были отмечены девять точек, с интервалом д]/ = 0.05, в области обратных длин волн, 2.10, У . 2.50 (табл.5). Затем на этих записях были определены логарифмы плотностей почернения j непрерывного спектра исследуемых звезд.
Построенные в трех следующих точках: ІД. = 2.20, 2.35 и 2.50 характеристические кривые совпадали в пределах точности фотографических наблюдений и были усреднены для каждой серии. Эти усредненные характеристические кривые и были использованы для дальнейшей обработки полученного наблюдательного материала.
Для определения синих абсолютных спектрофотометрических градиентов исследуемых звезд, во всех упомянутых точках, с помощью характеристических кривых определялись логарифмы потоков 3 &-, , которые затем нормировались в точке Уу =2.35: Эта нормировка позволяла усреднять результаты трех наблюдений одной серии. Затем определялись следующие разности: характеризующие (по одной серии) относительное распределение г) энергии в спектрах исследуемых звезд в логарифмической шкале . Проводив по точкам І/ Ч\% I (прямую линию, способом наименьших квадратов, или графическим способом (эти два способа практически давали одни и те же результаты), по ее наклону; определялись относительные спектрофотометрические градиенты Д4 =-2.303 "П Наконец, синие абсолютные спектрофотометрические градиенты исследуемых звезд определялись с помощью I Yft) т " синего абсо-лютного спектрофотометрического градиента стандартной звезды х Редукция за атмосферное поглощение ничтожно мала (см. гл.1,3) (табл.4) по очевидной формуле: Процедура определения спектрофотометрических градиентов подробно описана в работе Мирзояна (1951). В табл.8, 9 и 10 (глава III) в пятом столбце приведены определенные намірі средние по всем сериям, синие абсолютные спектрофотометрические градиенты - исследованных звезд для областей ассоциации Per- OBI, вокруг звезды и ассоциации Слр 0В2, соответственно. По найденным из измерений значениям плотности почернения в ранее выбранных точках (длинах волн) табл.5, с помощью характеристической кривой были определены величины логарифмов интен-сивностей Vjn$A , которые для простоты обозначим ц у исследуемых и звезд сравнения. В этом выражении АХ. =АС Р»У. , где М - ширина измерительной щели микрофотометра в мм, bv L - обратная дисперсия объективной призмы телескопа на ; мм длине волны Л; по формуле (4), к - увеличение микрообъек-тива микрофотометра (20 раз), a z - зенитное расстояние в момент наблюдения. Все измерения проводились относительно потока на длине волны Л , = 4255 А, т.е. были определены величины /р для исследуемых и стандартных звезд, а затем соответствующие разности логарифмов относительных интенсивностей:
Распределение энергии в спектрах
В этом случае довольно уверенно можно выделить два сгущения 0В-звезд: близкое, на расстоянии около 500 пс и далекое, на расстоянии около 1500 пс. Причем, зависимость ( Ea»v у ) ясно показывает, что далекое сгущение ОВ-звезд находится за близким: последнее проектируется на первое сгущение. Об этом свидетельствует сильное возрастание поглощения при переходе от первого ко второму сгущению. При этом локализация двух сгущений ОВ-звезд на диаграмме зависимости (b-v з If ) может рассматриваться как определенное свидетельство того, что распределение поглощающей материи имеет тенденцию повторять распределение ОВ-звезд. Именно, поглощающая материя сосредоточена в основном в тех объемах пространства, где наблюдаются ОВ-звезды.
Расстояние далекого сгущения ОВ-звезд (1500 пс) практически совпадает с принятым в литературе расстоянием (1800 пс) ассоциации Оуз 0ВІ (Хемфри, 1978). Линейный диаметр в проекции этого сгущения ОВ-звезд на небесную сферу, определенный по его угловому диаметру (рис.2, стр.10) и расстоянию, по порядку величины равен около 100 пс, а его наблюдаемая вытянутость по лучу зрения составляет около 1000 пс. Как и в случае ассоциации Сер 0В2, из-за больших ошибок определения расстояний ОВ-звезд, она на порядок величины превышает линейный диаметр в проекции.
Как видно на рис.22 за г- 2000 пс дальнейшее увеличение расстояния не приводит к возрастанию покраснения. В то же время наблюдается большой разброс значений величин E -v на местах сгущений ОВ-звезд. Это означает, что и в этом случае поглощение света целиком происходит на местах сгущений ОВ-звезд.
На рис.23 графически представлена зависимость ( fcB-v , ) для ОВ-звезд, расположенных в центральной части ассоциации 0BI (рис.2, стр.10).
По сравнению с графиком, построенным для всех ОВ-звезд в направлении ассоциации С з 0BI (нижняя часть рис.22), на рис.23 отсутствуют все, относительно далекие ( г 2000 пс), но менее покрасневшие ОВ-звезды. Следовательно, в направлении ассоциации Суз 0BI поглощающее вещество сильно сконцентрировано к центру системы, что исключает возможность наблюдения далеких ( !г 2000 пс) звезд в направлении центра ассоциации: далекие ОВ-звезды наблюдаются лишь далеко от центра системы, где меньше поглощение.
Таким образом, рассмотрение распределений ОВ-звезд и поглощающей материи в направлении ассоциации -у% 0ВІ дает основание допускать, что в этом направлении кроме известной ассоциации Суд 0BI, расположенной на расстоянии около 1500 пс, находится еще одно, неизвестное до сих пор сгущение ОВ-звезд (на расстоянии около 500 пс), которое проектируется на ассоциацию с з Ж. При этом поглощение света ОВ-звезд и в указанном направлении производится в основном в объемах, занимаемых этими звездами.
Направление ассоциации с33 ОВЗ. На рис.24, аналогичном рис.21, приведены гистограмма {Ж , V ) и график зависимости ( &b-v , г ), построенные для ОВ-звезд в направлении ассоциации Суз ОВЗ. Как видно на рис.24, в этом направлении тоже уверенно можно выделить два сгущения ОВ-звезд на средних расстояниях 500 и 1300 пс. Две дальние группы ОВ-звезд из-за своей малочисленности не дают достаточных оснований предполагать существование обособленных сгущений ОВ-звезд.
Нечетко выделяется также ассоциация С ОВЗ (Хемфри, 1978), которая по звездному составу и дальности (2300 пс) совпадает с третьей малочисленной группой ОВ-звезд рис.24.
Линейный диаметр в проекции второго сгущения ОВ-звезд на небесную сферу, определенный по его угловому диаметру (рис.2, стр.10) и расстоянию (рис.24), по порядку величины равен около 100 пс, а его наблюдаемая вытянутость по лучу зрения составляет около 1000 пс.
Как видно на рис.24, за 2000 пс дальнейшее увеличение расстояния не приводит к возрастанию покраснения. В то же время наблюдается большой разброс значений величин Eu_v на местах сгущений ОВ-звезд. Это опять свидетельствует в пользу того, что и в этом случае поглощение происходит в местах сгущений ОВ-звезд.
Таким образом, рассмотрение распределений ОВ-звезд и поглощающей материи в направлении ассоциации C-yg ОВЗ приводит нас к выводу, что в этом направлении существуют, по крайней мере, два сгущения ОВ-звезд на расстояниях 500 и 1300 пс, и в наблюдаемом направлении поглощение света происходит в объемах, занимаемых ОВ-звездами.
Область звездной ассоциации Per OBI
У большинства из 86 исследованных нами ОВ-звезд неоднократно измерены лучевые скорости (каталог Абта и Бигса, 1972). У 46 ОВ-звезд (26 близкого и 20 далекого сгущений, соответственно) эти измерения достаточно однозначны. Средняя лучевая скорость близкого сгущения, определенная по 26 выбранным ОВ-звездам, составляет -39 км/с (с дисперсией скоростей О =+13км/с), а средняя лучевая скорость далекого сгущения, определенная по 20 выбранным ОВ-звездам, -46 км/с ( У =+17 юл/с). Большой разброс значений скоростей приводит к мысли о расширении этих систем. Так как далекое сгущение ОВ-звезд приближается к нам с большей скоростью, -46 км/с, чем близкое, -39 км/с, то очевидно, что они приближаются друг к другу со скоростью около 7 км/с.
Факт приближения друг к другу этих сгущений ОВ-звезд можно рассматривать как дополнительный довод в пользу их независимости.
На рис.29 представлена зависимость ( Hu_v, ґ ) для ОВ-звезд центральной (отделенной пунктиром на рис.1, стр.9) части ассоциации Pef OBI. На нем отсутствуют далекие, со слабым покраснением звезды, которые видны на рис.28 (три звезды, отмеченные треугольником на рис.29, находятся на краю отмеченной на рис.1 (стр.9) пунктиром центральной части ассоциации Р«г 0ВІ. По всей вероятности, они видны только по краям сильно уплотняющегося к центру ассоциации Per OBI поглощающего облака. Наличие его подтверждается и большим разбросом значений величин в местах сгущений ОВ-звезд.
Таким образом, в направлении ассоциации Per OBI, по-видимому, существуют два независимых сгущения ОВ-звезд, на расстояниях около 1300 и 2300 пс соответственно, которые находятся внутри поглощающих пылевых образований.
Основными результатами настоящей работы являются: 1. Определение на однородном наблюдательном материале синих (4000-4800 А) абсолютных спектрофотометрических градиен тов - Че избытков цвета Еа-у в системе U V (по избыткам синих спектрофотометрических градиентов) и расстояний 402 0В звезд ( V 6-І! ) в направлениях звездных ассоциаций Per QBI, в области вокруг звезды Р СУЗ и С&Р 0В2. Сравнение полученных нами избытков цветов Eu_v с величинами В .у , полученными другими авторами из фотоэлектрических наблюдений для некоторых ОВ-звезд, показало, что согласие мевду ними удовлетворительное. 2. Обнаружение в направлении исследованной области вокруг звезды ранее неизвестного сгущения (ассоциации) 0В звезд на расстоянии около 500 пс. Анализ полученных расстояний и покраснений цвета 277 0В-звезд в направлении области вокруг звезды Р c yg показал, что кроме известных ранее ассоциаций С\ $ OBI, ОВЗ, Сэд 0В8 и Суд 0В9 в этом направлении существует еще одно сгущение (ассоциация) ОВ-звезд, на среднем расстоянии около 500 пс. 3. Обнаружение в направлении ассоциации Per OBI двух не зависимых сгущений (ассоциаций) ОВ-звезд на расстояниях 1300 и 2300 пс. Исследование пространственного распределения ОВ-звезд и поглощающей материи в направлении ассоциации Per OBI показало, что в этом направлении существуют, по-видимому, два сгущения (ассоциации) OB-звезд на расстояниях около 1300 и 2300 пс. Анализ видимых V величин (с учетом поглощения) и лучевых скоростей (из каталога Абта и Бигса, 1972) исследованных 0В-звезд подтверждает этот вывод. При весьма вероятном отождествлении ядер этих сгущений со скоплениями вокруг звезд h и X Per следует допустить, что они удалены друг от друга на расстояние около 1000 пс. 4. Определение средних расстояний как ранее известных, так и обнаруженных в этой работе сгущений (ассоциаций) ОВ-звезд. 5. Обнаружение концентрации поглощающей материи в объемах сгущений (ассоциаций) ОВ-звезд во всех исследованных случаях. Полученные результаты свидетельствуют о том, что распределение поглощающей материи в исследованных направлениях имеет тенденцию повторения распределения ОВ-звезд. 6. Обнаружение очень плотных поглощающих свет облаков в направлении центральных областей звездных ассоциаций Per- 0BI и 0ВІ. 7. Определение относительного распределения энергии в спектрах 406 ОВ-звезд ( V 6-IIm ) в диапазоне длин волн 4000-4800 А. Автор благодарен своему научному руководителю О.А.Мельникову за постановку задачи, неослабевающее внимание и безмерную доброту при выполнении настоящей работы, почти до ее завершения. Автор благодарен соавторам совместных работ старшим научным сотрудникам Р.Х.Оганесяну и К.Г.Гаспаряну, а также С.М.Карапе-тяну, сотрудникам Отдела физики звезд и туманностей Бюраканскрй астрофизической обсерватории и всем коллегам, которые принимали участие в обсуждениях настоящей работы.
