Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://jet.sao.ru/hq/ssl/IRAS23304/node4.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Tue Oct 2 00:37:23 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п п |
Детально метод моделирования распределения энергии изложен в работе Щербы и др. (1997), мы лишь кратко укажем основные особенности метода.
Моделирование распределения энергии выполнено путем решения для
набора частот уравнения переноса в
сферически-симметричной газо-пылевой оболочке
с учетом распределения частиц по размерам и квантовых эффектов
нагрева для небольших пылинок.
Поскольку источник IRAS23304 относится к типу обогащенных углеродом
(Омонт и др., 1995), в ходе моделирования мы предположили,
что пыль состоит из полициклических ароматических гидрокарбонатов
(PAH) (детальные свойства пылинок с размерами a=5-10 описаны в работе Щербы и др. (1997)), из аморфных углеродных
частиц с размерами
(типа AC по Рулье и Мартину
(1991)) и из пылинок с размерами от 10 до 50Å, коэффициент поглощения
на которых получен усреднением непрозрачностей для PAH и AC по следующей
формуле:
где f=1 для a=10 и
f=0 для a=50
.
Указанный способ описания непрозрачности пыли позволяет использовать непрерывное распределение пылинок по размерам и заполнить пробел между углеродосодержащими циклическими молекулами и малыми углеродными частицами.
Параметры модели даны в табл.2, где приняты следующие
обозначения:
(L/) - светимость центральной звезды в долях
светимости Солнца; d - расстояние до объекта;
-
внешний радиус системы;
- скорость расширения оболочки;
(горячая пылевая оболочка) - внутренний радиус
горячей пылевой оболочки;
[
(горячая пылевая оболочка)] -
среднее значение температуры пылинок на внутреннем радиусе
горячей пылевой оболочки;
(горячая пылевая оболочка) -
закон изменения плотности газа от радиуса r в горячей пылевой оболочке;
- темп потери массы на стадии post-AGB;
(главная оболочка) - внутренний радиус
главной оболочки;
[
(главная
оболочка)] - среднее значение температуры пылинок на внутреннем радиусе
главной оболочки;
(главная оболочка) -
закон изменения плотности газа от радиуса r в главной оболочке;
,
-
минимальный и максимальный темп потери массы на стадии AGB;
,
- минимальный и максимальный радиусы
пылинок; p - параметр степенного закона распределения пылинок по размерам;
- время расширения оболочки после ухода с AGB;
- полная масса пыли в оболочках.
Более подробную информацию об алгоритме моделирования можно
найти в работе Щербы и др.(1997).
Эмпирическая функция непрозрачности задана следующим образом.
Полоса на длине волны 21мкм аппроксимирована гауссианой с
параметрами (центральная длина волны 20.6мкм, ширина полосы 1.5мкм),
определенными в результате моделирования для источника IRAS07134+1005,
в спектре которого эта деталь имеет максимальную
интенсивность по сравнению с другими источниками.
Для лучшего согласия интенсивность полосы была увеличена на 10%
по отношению к ее интенсивности в случае IRAS07134+1005.
Для полосы на длине волны 30мкм мы использовали сумму полугауссиан равной
интенсивности и различной ширины. Сначала это было выполнено для
объекта IRAS22272+5435, полученные при этом параметры следующие:
ширина для коротковолновой компоненты мкм,
для длинноволновой -
мкм, а центральная
длина волны составляет
мкм (Щерба и др., 1997).
В случае источника IRAS23304 мы увеличили интенсивность
этой полосы на 20% и увеличили
до 13мкм.
Затем для создания эмпирической функции непрозрачности сумма
профилей полос на 21 и 30мкм была добавлена к кривой поглощения
аморфного углерода.
На рис.2 сплошная линия показывает результат решения
уравнения переноса с учетом эффектов квантового нагрева для частиц PAH
(принятые параметры приведены в табл.2). Наилучшее согласие
получено для эффективной температуры звезды 5700K, в то время как из
спектральной классификации G2Ia (Хривнак, 1995) следует значение
.Отметим, что в предположении
мы можем объяснить
только данные, искаженные покраснением.
На рис.2 штриховая линия в интервале от 18 до 48мкм указывает
уровень континуума. Принимая этот континуум и протяженность полосы
21мкм от 18 до 22мкм, а полосы 30мкм - от 22 до 48мкм, мы
оценили, что поток в полосе 21мкм составляет примерно 5.3%
от полного ИК-потока
( для длин волн от 5 до 300мкм в предположении,
что расстояние до источника 1кпк), а поток в полосе 30мкм
- примерно 26.5% от полного ИК-излучения.
На рис.2 приведены следующие наблюдательные данные: два
набора фотометрических данных Хривнака и Квока (1991) в УФ- и
видимом диапазоне (заполненные кружки и квадраты),
результаты фотометрических наблюдений Хривнака и Квока (1991) в
ближнем ИК-диапазоне (заполненные кружки) и измерения в
ИК-полосах (заполненные квадраты); для сравнения заполненными
треугольниками нанесены данные Гарсиа-Ларио и др. (1990); измеренные на
IRAS потоки в полосах 12, 25 и 60мкм нанесены
заполненными кружками. Исправленные за покраснение эти же
наблюдения даны открытыми значками. Кроме того, в области длин волн
от 10 до 50мкм тонкой сплошной линией нанесен спектр, полученный на
Kuiper Airborne Observatory (Омонт и др., 1995), дополненный
результатами наблюдений, полученными со спектрометром
низкого разрешения (LRS) спутника IRAS.
Здесь также представлены два ряда фотометрических данных (в
полосах от В до М), исправленные за межзвездное поглощение в
соответствии со средним законом Карделли и др. (1989) в
предположении, что полное поглощение V составляет от 1.5 до 2.5
(на рисунке представлены минимальное и максимальное
значения в каждой полосе). Эти оценки поглощения могут быть
получены из работы (Некель, Кларе, 1980).
Важно подчеркнуть, что значение эффективной температуры
IRAS23304 , полученное методом моделирования
распределения энергии в оптическом и ИК-спектрах источника, хорошо
согласуется с независимым определением температуры
, выполненным нами по степени возбуждения линий
нейтрального железа.