Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node59.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:39 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п |
Широкие компоненты сильных эмиссионных линий хорошо видны в ряде спектров галактик,
наблюдавшихся на MMT (рис. 3.1).
Присутствуют как широкие компоненты линий [OIII]
4959, 5007
(у трех их приведенных спектров), так и широкие компоненты линий H
и H
в спектре галактики 1851+695.
Подобные спектральные особенности наблюдались также и у
других галактик (раздел 1.3.2). Общее свойство таких
компонент -- это их большие ширины (FWZI
40-50 Å),
соответствующие движению газа с амплитудой скорости
2000-3000 км с-1.
Естественно пытаться объяснить образование этих компонент (как уже отмечалось в
предыдущем разделе) в связи с мощным звездным ветром и взрывами сверхновых
в этих галактиках. Несомненно то, что наблюдаемые ширины широких компонент линий
согласуются со скоростями звездного ветра звезд WR и Of, и соответствуют также
типичным скоростям молодых остатков сверхновых.
Эти широкие компоненты весьма слабы (20-30 % от уровня континуума)
и обнаружены только у экстремально сильных,
узких эмиссионных линий. Для доказательства того, что они вызваны не инструментальными
эффектами, в нашем случае, спектр галактики 0911+472, наблюдавшейся в эту же ночь,
приведен на рис. 3.1. В случае инструментальных эффектов
широкие компоненты наблюдались бы у всех узких эмиссионных линий с некоторым
пороговым значением потока. В приведенных же спектрах они видны в спектрах более
слабых галактик и отсутствут в спектре более яркой.
Небулярные линии | Wolf-Rayet | ||||
Галактика | H![]() |
H![]() |
Широкая [OIII] | HeII | CIV |
Узкая | Широкая | ![]() |
![]() |
![]() |
|
1256+351 .......... | 5.8![]() |
... | 5.0![]() |
3.2![]() |
1.8![]() |
1408+551A ....... | 6.3![]() |
... | 1.0![]() |
3.9![]() |
2.3![]() |
1851+695 .......... | 1.4![]() |
3.5![]() |
1.0![]() |
... | ... |
a Светимости даны в эрг с-1 и исправлены за апертуру и межзвездное поглощение. |
У исследуемых галактик широкие компоненты присутствуют у разных эмиссионных линий.
В спектрах галактик 1256+351 и 1408+551А присутствуют широкие компоненты
линий [OIII]
4959, 5007 и широкие линии звезд WR.
В спектре же галактики 1851+695, где нет широких линий звезд WR,
широкие компоненты присутствуют как у [OIII]
4959, 5007,
так и у линий H
и H
.
Светимости этих линий в эрг с-1, исправленные за апертуру и межзвездное
поглощение, приведены в таблице 3.4.
Подобные особенности наблюдались в спектре галактики NGC 2363 (Roy et al. 1992),
хотя Gonzáles et al. (1994) обнаружили позднее слабый WR бамп на длине волны
4650 Å. Однако, NGC 2363 имеет большее обилие по-сравнению с галактикой
1851+695.
![]() |
Другая интересная особенность, общая для всех приведенных здесь галактик с широкими компонентами сильных эмиссионных линий, это большой пространственный размер областей формирования широких компонент. Roy et al. (1992) заметили, что широкие компоненты у узких линий в спектре NGC 2363 присутствуют до расстояния 250 пc от центра HII области. В нашем случае этот размер много больше: для галактики 1256+351 область излучения WR расположена в центре области HII и имеет радиус 100 пс, а широкая компонента линий [OIII] наблюдается до расстояний 600 пс (смотри рис. 3.2). Для 1408+551А пространственное разрешение недостаточно, чтобы сделать определенное заключение, но видно, что радиус областей формирования широких компонент линий больше 1 кпс. В 1851+695 область формирования широких компонент линий имеет радиус 1 кпс. Более того, из рисунка видно, что градиент поверхностной яркости в широких компонентах узких эмиссионных линий меньше, чем градиент поверхностной яркости в узких небулярных линиях. Из этого следует, что условия возбуждения или распределения плотности для узких и широких компонент должны отличаться.
Реальные причины образования таких малоконтрастных широких компонент у сильных эмиссионных линий остаются неясными. Roy et al. (1992) рассмотрели некоторые механизмы уширения небулярных линий: звездный ветер, Томпсоновское рассеяние горячим газом, остатки сверхновых и расширяющиеся сверхоболочки. Все рассмотренные механизмы, по заключению этих авторов, имеют определенные проблемы.
Отсутствие широких компонент у узких водородных линий в спектрах галактик
1256+351 и 1408+551А возможно из-за эволюции звезд WR. Так как эти звезды
имеют малое содержание водорода, а наблюдаемые широкие компоненты,
возможно, образуются в расширяющемся газе, который разлетается от WR звезд и/или
от сверхновых, являющихся следующей стадией эволюции WR звезд.
Для галактики 1851+695 все по другому. Отсутствие звезд WR может объясняться
ее малой металличностью.
Kunth & Schild (1986) показали, что эмиссионные линии WR звезд не наблюдаются
у галактик с обилием кислорода 12 + log(O/H) < 7.9. При этих металличностях
только наиболее массивные звезды (
)
проходят WR фазу
(Maeder 1990; Maeder 1991). Поэтому широкие эмиссионные линии WR в галактиках
малой металличности должны быть слабыми и наблюдаться только малое
время (<106 лет; Arnault et al. 1989; Krüger et al. 1992;
Cerviño & Mas-Hesse 1994; Leitherer & Heckman 1995).
Вследствии этого наиболее вероятным механизмом уширения сильных и узких
линий водорода и запрещенных линий кислорода является Допплер-эффект
в оболочках остатков сверхновых,
чьими предшественниками не являются звезды на стадии WR, и/или богатый
водородом звездный ветер от звезд Of. В частности, узкая эмиссионная линия
NIII
4640 (таблица 15 Приложения .1)
часто наблюдается в спектрах Of звезд.
Если предположить, что широкие компоненты водородных линий в галактике
1851+695 имеют рекомбинационную природу, тогда отношение светимостей
широкой и узкой компонент дает приблизительное соотношение звездной массы
к массе межзвездной среды, ионизованной этими звездами.
По расчетам, для O звезд, это соотношение лишь несколько процентов.
Близкое значение ( 3%) получается и для отношения
светимостей широкой и узкой компонент линии H
галактики 1851+695.
Типичная электронная плотность газа в HII областях
равна 100 см-3 и тогда масса водорода, вовлеченного в быстрые движения,
определенная из потока широкой компоненты линии H
,
равна
3
10
.
В предположении, что весь этот газ был выброшен из массивных звезд
в результате взрывов сверхновых и/или звездным ветром,
получаем, что
104 O-звезд требуется для получения наблюдаемой
светимости широкой компоненты линии H
.
Из полученной массы быстро-движущегося газа и скорости движения
1500 км с-1, можно определить кинетическую энергию
расширяющегося газа в этой галактике, примерно равную 1055 эрг.
Отсюда, предполагая что энергия одной сверхновой равна
1051эрг, необходимо примерно 104 сверхновых, чтобы объяснить кинетическую
энергию наблюдаемого высокоскоростного газа.