3 D- картирование локальной межзвездной среды

1. 3D-картирование локальной межзвездной среды А.В.Моисеев П.А.Тараканов Санкт-Петербургский государственный университет 2006

2. Структура межзвездной среды Schlegel et al., 1998

3. Методы исследования структуры МЗС • Линия 21 см • Молекулярные радиолинии • Межзвездные линии поглощения • Межзвездное покраснение

4. Линия 21 см Атомарный водород в межзвездной среде наблюдается благодаря излучению и поглощению в линии 21 см. Первый обзор в линии 21 см был выполнен в 1954-1957 гг. в Лейденской обсерватории (Нидерланды). Затем в 1960-е гг. последовали обзоры Мэриленд-Грин Бэнк (США) и, для южного неба, Паркс (Австралия). Наблюдаемые параметры (галактические координаты, лучевая скорость) можно связать с расстоянием до объекта и с кривой вращения Галактики. Это позволяет по измеренной лучевой скорости оценить кинематическое расстояние от Солнца до объекта. Метод дает возможность получить распределение нейтрального водорода.

5. Линия 21 см - результаты

6. Радиолинии молекул Детальное исследование спектров межзвездных молекулярных соединений СН, СН+, CN, Н2, СО, ОН, CS, SiO, SO и других позволило выявить существование нового элемента структуры межзвездной среды — молекулярных облаков. В них сосредоточена значи-тельная часть межзвездного вещества. Концентрации молекул могут достигать нескольких тысяч молекул в 1 см-3, а иногда и существенно больше.

7. Межзвездные линии поглощения Метод используется на относительно небольших расстояниях— десятки парсек. Исследуются межзвездные линии поглощения различных ионов углерода, азота, кислорода, кремния, серы — в ультрафиолете; натрия, кальция, железа — в оптике. Относительное содержание этих элементов (по отношению к водороду и гелию) известно достаточно надежно. Линии D1 и D2 натрия (5896А и 5890A) считаются наиболее подходящими для решения данной задачи.

8. Межзвездные линии поглощения - результаты Sfeir D.M. et al. (2003) Основа: наблюдения 456 звезд

9. Межзвездные линии поглощения - результаты Lallement R. et al. (2003) Основа: наблюдения 1005 звезд

10. Избытки цвета звезд Лучевая концентрация частиц NHв направлении на звезду находится по избытку цвета EB-V, определяемому как разность в звездных величинах между показателями цвета B-V исследуемой звезды и близкой звезды того же спектрального класса, не испытывающей покраснения. Корреляция между величинами NH и EB-V NH≈ 5.8 · 1021EB-Vсм -2 (Спитцер и Дженкинс, 1975)

11. Избытки цвета звезд - результаты Knude J. – 1979 Исходные данные Фотометрический обзор 84 площадок неба Объем каждой площадки : ~ 15 кв.градусов Наблюдательный материал : 1130 звезд классов A и F Среднее угловое расстояние между звездами : ~ 1.2 градуса

12. Избытки цвета звезд - результаты Обнаружено около 200 облаков Только для 94 из них были определены размеры Наименьший избыток цвета для облака: 0m.014 Средний избыток цвета: 0m.043(± 0m.028) Ошибка определения избытка цвета: 0m.012 НО: McFadzean A.D. et al. (1983) Разные авторы имеют систематические ошибки в определении избытков цвета до 0m.05.

13. Избытки цвета звезд - продолжение исследований Необходимы: • достаточно точная фотометрия • независимость определения расстояний • большое количество объектов исследования • относительно высокое угловое разрешение • относительно высокая плотность звезд в исследуемой площадке HIPPARCOS!

14. HIPPARCOS: объем выборки Количество звезд в каталоге: 118218 Рукав Ориона Пояс Гулда

15. HIPPARCOS: фотометрические данные

16. HIPPARCOS: фотометрические данные

17. HIPPARCOS: фотометрические данные Точная фотометрия: средняя ошибка ~ 0m.002

18. HIPPARCOS: параллаксы Определение параллаксов РАССТОЯНИЯ

19. HIPPARCOS: параллаксы

20. HIPPARCOS: ошибки определения параллаксов

21. Задачи Основная задача: • Построение карты пространственной структуры локальной межзвездной среды на основе современных данных (HIPPARCOS) Будущие возможности: • Применимость данных с астрометрических спутников (GAIA)

22. GAIA Каталог: 1 миллиард звезд. 340 тыс. до V = 10m 26 млн. до V = 15m 250 млн. до V = 18m 1000 млн. до V = 20m Ошибка параллакса: 4 µas для 10m 11µas для 15m 160µas для 20m

23. GAIA Точность тангенциальных скоростей: 44 млн. звезд ― лучше 0.5 км/с 85 млн. звезд ― лучше 1 км/с 210 млн. звезд ― лучше 3 км/с 300 млн. звезд ― лучше 5 км/с 440 млн. звезд ― лучше 10 км/с Точность лучевых скоростей: 1-10 км/с до V = 16m-17m Фотометрия: до V = 20m в 5-х цветной широкополосной системе; в 11-ти цветной среднеполосной системе

24. GAIA: Расстояния для данной относительной ошибки параллакса

25. Предельная величина и расстояние для звезд с относительной ошибкой параллакса < 10%

26. Входной каталог Предварительная выборка: 96489звезд Граничное значение расстояний: 300 пк Ошибка определения расстояния на 300 пк: ~ 30% Наблюдательный материал : 63364 звезды Среднее угловое расстояние между звездами : ~ 1º Точность показателей цвета: ~ 0m.002

27. Карта избытков цвета в плоскости Галактики

28. Карта избытков цвета в плоскости Галактики

29. Трехмерная карта избытков цвета

30. Результаты • Разработана методика построения пространственной структуры локальной межзвездной среды, позволяющая использовать крупные каталоги, полученные космическими астрометрическими инструментами. • Построены карты распределения избытков цвета звезд, более точные, чем имевшиеся ранее. • Проведено картирование ЛМЗС на базе выборки из основного каталога (звезды спектральных классов B,A,F). Показано, что расширение выборки не приводит к существенным искажениям результата.

31. Основной итог Никаких принципиально новых особенностей структуры ЛМЗС обнаружить не удалось. Однако имеющаяся ранее информация о структуре поглотителей в ЛМЗС подтверждена, а объем данных увеличен примерно в 60 раз. В дальнейшем та же методика может быть применена к данным эксперимента GAIA (и аналогов).