Фотометрические исследования близких галактик тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ



г; -Л- / / /Х/^

/

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ НАУЧНЬЙ ЦЕНТР СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РАН

На правах рукописи

ГЕОРГИЕВ Цветан Борисов

УЖ 324.7:520.82

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ БЛИЗКИХ ГАЛАКТИК

01.03.02 -- астрооизика, радиоастрономия

диссертация на соискание ученой степени доктора Физико-математических наук

Яижный Архыз — 1996

СОДЕРЖАНИЕ

стр.

ВВЕДЕНИЕ..............................................................................................................4

ГЛАВА 1. МЕТОДИКА НАБЛЮДЕНИЙ И ОБРАБОТКИ ИЗОБРАЖЕНИЙ ....................33

§1.1. Постановка залами ..............................................................................33

91.2. Фотометрия...........................................................................34

§1.3. Цифровая обработка изображении........................................39

§1.4. Быстрые алгоритмы цифровой обработки изображении ................42

§1.5. Звезлная Фотометрия в разрешающихся галактиках ....................49

§1. 6. Основные результаты..........................................................................54

ГЛАВА 2. ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ СТРУКТУР БЛИЗКИХ ГАЛАКТИК ... 55

§2.1. Постановка залами....................................................................55

§2.2. фотометрическое исследование галактики М 31 ..........................55

§2.3. Морфология центральной части галактики М 81 ..........................62

§2.4. Распределение молодых звезл и газа в галактике М 33 ..........68

§2.5. UBV.....Фотометрия кандидатов в'ассоциации галактики М 51 ... 70

§2.6. ПЗС-Фотометрия 120 спиральных галактик,

видимых с ребра ..................................................................................75

§2.7. Выводы ........................................................................78

ГЛАВА 3. ЗВЕЗДНАЯ ФОТОМЕТРИЯ В БЛИЗКИХ ГАЛАКТИКАХ ...................SO

§3.1. Постановка задачи........................................................80

§3. 2. Ярчаишие звезды и расстояния до галактик группы М 81 . . . . 82

©3. 3.. Кандидаты в шаровые скопления в галактиках

комплекса М 81-1С 342 ................................... 87

ФЗ.4. ПЗС-Фотометрия звезд и расстояния иррегулярных галактик §3. 5. Выводы..................................................Ю1

ГЛАВА 4. МНОГОМЕРНЬЕ МЕТОПЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ............102

4.1. Постановка задачи........................................Ю2

4.2. Методы, основанные на третичных индикаторах расстояний ...103 4. 3. Ярчайшие звезды в галактиках как индикаторы расстояния . . . НО 4. 4. функция светимости голубых звезд как индикатор расстояния 133 4. 5. Выводы...................................................149

ЗАКЛЮЧЕНИЕ....................................................131

ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА..........................-.............156

СПИСОК ПУБ ЛИК АЛИЙ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ И ЛИЧНЬЙ ВКЛАД АВТОРА. . . . 166

ПРИЛОЖЕНИЕ 1. ПЗС-из оображения

20 карликовых иррегулярных галактик .............171

ПРИЛОЖЕНИЕ 2. Диаграммы цвет-величина

20 карликовых иррегулярных галактик .............192

ПРИЛОЖЕНИЕ 3. Функции светимости ярчаиших голубых звезд

38 галактик поздних типов........................203

ВВЕДЕНИЕ

Ак туальность проблемы. В ближайшей Вселенной доминирует Местное сверхскопление — сплюснутое крупномасштабное образование галактик повышенной плотности, впервые исследованное Вокулером С19531). Среди его членов подавляющее большинство составляют галактики поздних типов -- спиральные и иррегулярные, у которых ясно видны свидетельства продолжающегося зведообразования. В этих галактиках наблюдаются голубые и красные сверхгиганты, звездные ассоциации, комплексы голубых звезд, НИ области и т.д. Для более массивных галактик поздних типов также характерны спиральные структуры повышенной концентрации молодых объектов.

Важнейшие наблюдателыные характеристики галактики — ее струк -тура, звездное население, цвет, химический состав, количество газа и т.д., зависят от интенсивности и истории звездообразования. В свою очередь интенсивность звездообразования определяется рядом Факторов, среди которых выделяются плотность газа и процессы, приводящие к его сжатию. По-видимому, изучение процесса звездообразования — одного из самых грандиозных процессов б природе, стоит в числе важнейших задач астрономии.

Изучение близкой Вселенной и ее компонентов — групп и комплексов галактик весьма важно для понимания строения и эволюции галактик, их систем и Вселенной в целом. Отметим, что наиболее дискуссионной проблемой современной астрономии Си, может быть, науки о неживой природе в целом!) является несоответствие между сравнительно небольшим возрастом Вселенной, оцененным с помощью константы Хаббла и большим возрастом старейших из известных объектов Вселенной — звезд шаровых скоплений. Однако, оценка значения константы Хаббла лрямеишим образом зависит от надежности методов определения расстоянии во Вселенной. Определение расстоянии до галактик является первоочередной проблемой и с другой точки зрения — при изучении энергетики любого объекта или процесса ошибка в оценке расстояния в 2 раза приводит к ошибке в оценке потока излучения в 4 раза.

Исследования последних 10-15 лет привели к улучшению точности традиционного метода для определения расстояния до галактики

позднего типа с помошью ее ярчаиших звезд, весьма подходящего для массового определения расстоянии до близких галактик. Накопление наблюдательных данных для большого числа галактик привело к существенному улучшению и методов для определения расстоянии, основанных на видимых размерах и величинах галактик определенных типов. Были обнаружены зависимости Фабер-Джексона С19763 и Талли-фишера C1977D, при применении которых стандартное значение оценки пекулярной скорости галактик на расстояниях порядка ЮО Млк составляет примерно О. 25 от величины Хаббловскои скорости. Это привело к обнаружению крупномасштабных анизотропных течении галактик, изучение которых в свою очередь потребовало более точных методов определения расстояния.

Очевидно, что усовершенствование методов определения расстояния и определение расстоянии до нескольких тысяч галактик, с целью анализа трехмерной структуры и поля пекулярных скоростей Местного сверхскопления, является одной из важнейших задач современной наблюдательной астрономии.

Основные задачи работы. Автор исследовал структуры и проявления зведообразования в близких спиральных галактиках типа Sb СМ 31, М 813 и типа S с СМ 33, М 512), которые в совокупности достаточно полно отражают свойства больших галактик поздних типов. При исследовании этих галактик, для исключения влияния качества наблюдения, использовался как однородный наблюдательный материал, так и полученный на разных телескопах. Основными задачами являлись проведение крупномасштабной Фотометрии и исследование морфологии галактик М 31 и М 81, сравнение звездных ассоциации галактик М 33 и М 51.

При исследовании близких спиральных галактик, видимых с ребра, ставилась задача получения их Фотометрических и морфологических параметров. Поскольку эти объекты являются представителями гомогенной выборки галактик поздних типов, их размеры и величины, с учетом ширины линии HI, являются весьма хорошими инидикаторани расстояния.

Автор проводил фотометрию ярчаиших звезд в близких галактиках поздних типов. При исследовании комплекса галактик М 81 — 1С 342 по пластинкам 6-м телескопа основной задачей являлось определение расстоянии галактик на базе Фотометрии их ярчаиших звезд и канди-

датов в звездные скопления. При ПЗС-Фотометрии звезд изолированных карликовых галактик строились диаграммы цвет-величина и определялись расстояния до галактик при помощи их ярчаиших звезд.

В процессе фотометрических исследовании улучшалась методика наблюдении и обработки цифровых изображении. Было необходимо усовершенствовать методы поверхностной Фотометрии и реализовать быстрые алгоритмы для обработки больших наборов ПЗС-изображении. Весьма важно было также создание подходящей методики для Фотометрии звездных и звездоподобных объектов в густонаселенных полях разрешающихся галактик.

При исследовании и калибровке методов определения расстояний в близкои Вселенной основной задачей для автора являлось использование большего числа наблюдаемых параметров галактик и исследование возможностей многомерных калибровок в каждом конкретном случае. Дальнейшее развитие метода ярчаиших звезд потребовало очередного пересмотра существующего наблюдательного материала, с упором на новеишие ПЗС-обзоры близких галактик.

Среди недостатков метода ярчаиших звезд выделяется Факт использования всего трех ярчаиших красных и голубых звезд. Поэтому основной задачей автора в этой области являлось повышение надежности метода ярчаиших звезд на базе увеличения числа используемых звезд. Это означало создание метода для определения расстоянии на базе Функции светимости ярчаиших голубых звезд в галактиках поздних типов, что, в свою очередь, потребовало разработки более совершенной методики для построения Функции светимости.

Краткое содержание работы. Диссертация имеет наблюдательный характер. Для удобства в изложения отдельно рассматриваются методические результаты, исследования структур и проявления звездообразования в галактиках, исследования ярчаиших звезд и кандидатов в звездные скопления в галактиках, а также многомерные методы для определения расстоянии до галактик.

В первой главе диссертации описана методика наблюдении и обработки цифровых изображении, разработанная в процессе проводимых исследовании.

В ©1.1 дана постановка задачи повышения эффективности наблюдения и разработки методики для получения Фотометрической и морфологической инФорамации с помошью цифровой обработки панорамных

из ображении.

§1.2 посвешен работам по исследованию астрозмульсии и повышению их эффективной чувствительности, которые проводились в Национально и астрономической обсерватории Болгарской академии наук на г. Рожен.

Описан усовершенствованный Фотометр, с которым строились Фотометрические разрезы галактик и проводилась звездная Фотометрия по Шмидт-пластинкам. Приведена методика микроденситонетрического анализа свойств астрозмульсии. После сканирования и компьютерной обработки данных получаются характеристическая кривая, кривая микрошума и кривая контраста, на базе которых выводятся сглаженные кривые квантовой эффективности эмульсии и отношения сигнал/шум.

Отмечены и результаты поиска оптимального времени проявления астрозмульсии ZU21 с проявителем MWP--2. Описаны возможности для увеличения эффективной чувствительности астрозмульсии при Фотографическом наблюдении в условиях наиболее низкой освещенности С в и-лучах2> с помощью переделанной фотовспышки или предэкспозиции без Фильтра. Реализованы 4 метода гиперсенсибилизации, которые оптимизированы с помощью созданной методики для анализа астрозмульсии. Два из методов применялись впервые.

В §1.3 приводится общая информация о пакетах программ для обработки панорамных изображений, разработанных автором.

Основной целью первой версии пакета, базированной на использовании микроденситометра Joyce-Loebl и мини-ЭВМ PDP 11-34, было обеспечение поверхностной Фотометрии фотографических изображении галактик в Роженскои обсерватории. В процедуры пакета, написанные на алгоритмическом языке FORTRAN IV-PLÜS, входили линеаризация фотографических изображении, набор пространственных, амплитудных и масштабных преобразовании, сглаживание, медианная Фильтрация, а также построение изофотных карт и разных типов профилей изображения .

Вторая версия пакета фортрановских программ, являющаяся результатом пересмотра и расширения первой, была создана в Специальной Астрофизической Обсерватории ССАОЗ на базе мини-ЭВМ ROBOTRON СМ-1630 с графической станцией. Был лобавлен набор процедур для обработки ПЗС-из ображений, при этом во всех случаях автор старался применять быстрые алгоритмы для обработки изображений. Основной целью второй версии пакета было обеспечение обработки ПЗС-изо-

бражении спиральных галактик, видимых с ребра Câ2.6D.

Третья версия пакета программ предназначена для персональных компьютеров. Она написана на алгоритмическом языке Mikrosoft С 5.1, в виде расширения пакета PC VISTA. Разработка проводилась на Рожене и в CAO. Была реализована методика, которая применялась в первой и второй версии пакета программ. Кроме того.в третьей версии добавлены программы, обеспечивающие звездную Фотометрию. В качестве примера в §1.3 приводится типичная последовательность процедур обработки ПЗС-изображении, в которую входят подготовка темновых и плоские полей, предварительная обработка кадров объекта, определение коэффициентов цветовой системы, Фотометрия протяженных объектов и звездная Фотометрия .

В Ô1.4 рассматриваются быстрые алогритмы, позволяющие решать специфические проблемы обработки больших астрономических изображении. Тексты программ опубликованы.

Лля построения морфологических Функции изображения протяженного объекта Сзависимости яркости, эллиптичности, позиционного угла и т. п. от радиуса или большой полуоси изображения!) вводится система изофотных уровней, разделяющая диапазон яркостей изображения на одинаковые по высоте пласты. Для каждого пласта изображения применяется метод двумерных моментов распределения, с помощью которого определяются объем, центроид, большая полуось, отношение полуосей, позиционный угол и другие параметры. Применение подходящего алгоритма позволяет проводить вычисления сразу для 100 и более пластов, в режиме последовательного одноразового доступа к элементам изображения. Метод реализован впервые. Он использовался при исследовании 120 спиральных галактик, видимых с ребра С©2.63.

Медианная Фильтрация -- весьма полезный нелинейный метод, который применяется для выявления космических частиц и звезд в случаях больших градиентов и в густонаселенных звездных полях. Метод очень полезен для определения истинных центров звездных изображении, которые, в случаях больших градиентов Фона, могут быть смещены на 1-2 пиксела. С помощью медианной Фильтрации можно получить остаточное изображение кадра, которое является разницей между оригиналом и результатом медианного сглаживания. В третьей версии пакета программ реализована программа MEDFIL, основанная на самом быстром из известных алгоритмов определения медианы. Программа ведет обработку с круглым окном, в режиме последовательного одноразового

доступа к строкам кадра. Обработка кадра с размером 300x500 пикселов с окном сглаживания размером 61 пиксел на компьютере IBM 486 DX 66 MHz занимает около 30 секунд.

В отличие от медианнои Фильтрации, метод сглаживания кадра с помощью скользящей поверхности третьей или пятой степени, является линейным. Он может подавлять микрошум изображения, сохраняя центральные пики звездных изображении. Симметрия задачи позволяет применение быстрого алгоритма. Он реализуется с помощью двухмерной свертки кадра с ядром, коэффициенты которого рассчитаны заранее. Сверточное сглаживание, соответствующее скользящей поверхности третьей или пятой степени, сохраняет разрешение кадра. В пакете программ автора, в программе SMOOTH, впервые реализован соответствующий быстрый алгоритм. Программа ведет обработку с круглым окном, в режиме последовательного одноразового доступа к строкам кадра. При прочих равных условиях и с окном сглживания 10-15 пикселов, програма SMOOTH работает примерно с такой же скоростью, как и программа MEDFIL..

Среди методов повышения разрешения изображения своими достоинствами выделяется итеративный метод Ричардсона-Люси. Автор реализовал ускоренный вариант метода, при котором улучшенное изображение 1(п+1) вычисляется только с помощью текущего изображения I(п) и ядра свертки С, являющихся моделью передаточной Функции изображения:

I С п+1 ) - ( ( I (п )/ ( I (n ) ¡КС) *С) . I (п ) . Здесь меяение С/2) и умножение С.) выполняются поточечно, а "*" означает операцию двумерной свертки. Повышение разрешения кадра в полтора раза обычно достигается после 4-6 итерации. Для компьютера и изображения, указанных в качестве примера для медианнои Фильтрации, реализованная версия метода Ричардеона-Люси считает одну итерацию в рамках 10 минут.

В ©1.5 описана реализация обобщенного метода апертурнои Фотометрии, применяемого для исследовании разрешающихся на звезды галактик .

Звездную Фотометрию оцифрованных изображении можно проводить с помощью интегрирования изображения звезды над фоном и внутри круглой апертуры Сапертурная Фотометрия!) или на базе сравнения изображения с моделью передаточной Функции системы атмосфера-оптика-приемник С F'SF-Фотометрия^. Исходя из специфики задачи фото-

метрии звезд и звездоподобных объектов в галактиках поздних типов автор реализовал метод звездной Фотометрии, являющийся обобщением метода апертурнои Фотометрии. В нем используется кривая роста инструментальной звездной величины изображения С КРЗ внутри применяемой апертуры, фотометрия основана на сравнении КР изображения с КР изолированных звездных изображении, как в случаях апертурнои Фотометрии и PSF-Фотометрии. При методе КР оценка звездной величины делается как бы на базе Фотометрии с нес