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: запрещенные спектральные линии

Широкие компоненты сильных эмиссионных линий

Широкие компоненты сильных эмиссионных линий хорошо видны в ряде спектров галактик, наблюдавшихся на MMT (рис. 3.1). Присутствуют как широкие компоненты линий [OIII] $\lambda\lambda$4959, 5007 (у трех их приведенных спектров), так и широкие компоненты линий H$\alpha$ и H$\beta$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 $\approx$ 40-50 Å), соответствующие движению газа с амплитудой скорости $v \approx$ 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 ($\leq$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.

 
 

Table 3.4: Светимости эмиссионных линий^a

	Небулярные линии			Wolf-Rayet
Галактика	H$\beta$	H$\beta$	Широкая [OIII]	HeII	CIV
	Узкая	Широкая	$\lambda$4959+5007	$\lambda$4686	$\lambda$5808
1256+351 ..........	5.8$\times$1039	...	5.0$\times$1038	3.2$\times$1038	1.8$\times$1038
1408+551A .......	6.3$\times$1041	...	1.0$\times$1041	3.9$\times$1040	2.3$\times$1040
1851+695 ..........	1.4$\times$1041	3.5$\times$1039	1.0$\times$1040	...	...
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] $\lambda\lambda$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] $\lambda\lambda$4959, 5007, так и у линий H$\alpha$ и H$\beta$. 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 $\lambda$4650 Å. Однако, NGC 2363 имеет большее обилие по-сравнению с галактикой 1851+695.

  

Figure: Поверхностное распределение яркости у трех галактик вдоль щели в узких линиях H$\beta$ $\lambda$4861 и [OIII] $\lambda$4959+5007 ( непрерывные линии), в широких компонентах этих линий ( прерывистые линии) и в WR линиях NIII $\lambda$4640+$\lambda$HeII 4686 ( точками). Пространственный масштаб 0 $.\!\!^{\prime\prime}$6. В спектре галактики 1256+351 градиент поверхностной яркости в широких компонентах узких эмиссионных линий меньше, чем градиент поверхностной яркости в узких небулярных линиях. WR эмиссия в 1256+351 и в 1408+551А излучается только из центральных частей HII областей.

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 ( $M \geq 10^2 M_\odot$) 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 $\lambda$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 ($\sim$ 3%) получается и для отношения светимостей широкой и узкой компонент линии H$\beta$ 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$\beta$, равна 3 $\times$ 10 $^5 M_\odot$. В предположении, что весь этот газ был выброшен из массивных звезд в результате взрывов сверхновых и/или звездным ветром, получаем, что $\approx$10⁴ O-звезд требуется для получения наблюдаемой светимости широкой компоненты линии H$\beta$. Из полученной массы быстро-движущегося газа и скорости движения $v \approx$ 1500 км с^-1, можно определить кинетическую энергию расширяющегося газа в этой галактике, примерно равную 10⁵⁵ эрг. Отсюда, предполагая что энергия одной сверхновой равна $\sim$ 10⁵¹эрг, необходимо примерно 10⁴ сверхновых, чтобы объяснить кинетическую энергию наблюдаемого высокоскоростного газа.