Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node16.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:50 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:35:41 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: р р р с р с р р р с р с р р р с с р р с р с р р рер рере

   
Звезды Вольфа-Райе и их проявление в оптическом диапазоне

Известно около 70 галактик, большинство из которых BCG, которые имеют в своих спектрах широкие эмиссионные особенности, характерные для WR звезд (Allen, Wright & Goss 1976; Kunth & Sargent 1981; Osterbrock & Cohen 1982; Kunth & Joubert 1985; Kunth & Schild 1986; Armus, Heckman & Miley 1988; Conti 1991; Vacca & Conti 1992). Некоторые авторы, как уже отмечалось раньше, называют эти галактики "Вольфа-Райе галактиками" (далее в тексте WR-галактики).

В спектрах этих объектов видны широкие эмиссионные особенности вблизи $\lambda$4650: NIII $\lambda$4640 Å и HeII $\lambda$4686 Å, -- которые появляются благодаря существованию большого количества азотных Вольфа-Райе звезд (WN) (Kunth & Joubert 1985; Kunth & Schild 1986; Vacca & Conti 1992; Schaerer et al. 1997). Линии, принадлежащие углеродным звездам Вольфа-Райе (WC) наблюдаются в спектрах таких галактик гораздо реже: линия CIII $\lambda$4650 Å блендирована небулярной линией [FeIII] $\lambda$4658 Å и поэтому ее трудно идентифицировать, а широкая эмиссионная линия СIV $\lambda$5808 Å найдена только в нескольких ярчайших галактиках. Это может указывать на то, что относительное число WC звезд в них значительно меньше, чем в солнечной окрестности (Vacca & Conti 1992).

Потоки в линии HeII $\lambda$4686 Å могут быть объяснены наличием в этих галактиках 10³-10⁵ звезд WR (Osterbrock & Cohen 1982; Kunth & Schild 1986; Armus et al. 1988), что сравнимо с числом ионизующих O звезд в этих же сверхгигантстких HII областях, как следует из светимости в линии H$\beta$. Эволюционные модели, которые пытаются предсказать соотношения числа звезд WR/O и WC/WR, находят, что эти числа сильно зависят от металличности (Maeder 1990), а большое отношение WR/O, наблюдаемое в BCG, не может быть объяснено моделями с непрерывным звездообразованием. Предсказываемые относительные количества WR звезд в моделях с мгновенной вспышкой звездообразования (Arnault et al. 1989; Krüger et al. 1992; Cerviño & Mas-Hesse 1994; Leitherer & Heckman 1995) более приемлимы, однако даже в них получаемое соотношение WR/O слишком мало для малометалличных галактик.

Как показывает Meynet (1995), результат звездной эволюции должен быть таким (в нашем сегодняшнем понимании этой эволюции), что в большом числе WR-галактик среди WR звезд должны доминировать WC звезды (примерно для 30% WR-галактик с металличностями в диапазоне 1/5 $\leq$ Z/Z$_\odot$ $\leq$ 1), если вспышка звездообразования происходит на временах, сравнимых с временами жизни массивных звезд. А отсутствие наблюдательных доказательств объясняется просто тем, что широкая эмиссионная линия СIV $\lambda$5808 Å более слабая, чем WR бамп на $\sim$ 4650 Å. Действительно, последние наблюдения показывают (Izotov, Thuan & Lipovetsky 1994, 1997), что в 5 из 15 WR-галактик в выборке изучаемых BCG, имеют сильные WC особенности, что хорошо совпадает с предсказываемой величиной 30%.