Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node14.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:50 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:31:27 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: m 103

Определение обилий химических элементов и содержания первичного гелия

Простота структуры областей ионизованного водорода в BCG (сферическая симметрия и малые плотности) позволяет достаточно просто, по наблюдаемым интенсивностям эмиссионных линий, определить такие важные величины, как электронная температура T_e, электронная концентрация N_eи ионные концентрации различных химических элементов. При определении содержания того или иного химического элемента по ионным концетрациям, поскольку в оптическом спектре наблюдаются далеко не все состояния ионизации этого элемента, которые к тому же располагаются в разных частях области HII, имеющих разные температуры и электронные концентрации, учитывается наблюдаемая ионизационная структура области HII и вводятся коррекционные множители, учитывающие ненаблюдаемые состояния ионизации. При этом используются сетки моделей для сферически симметричных HII областей с однородным химическим составом и плотностью (Stasinska 1990). Более подробно о методике расчетов химических обилий смотрите Изотов (1991), Izotov, Thuan & Lipovetsky (1994), Thuan, Izotov & Lipovetsky, (1995), Izotov, Thuan & Lipovetsky (1997).

Из теоретических исследований известно, что кислород, видимый в спектрах HII областей -- это первичный элемент, производимый массивными звездами с M$\geq$10M$_\odot$. Другие элементы $\alpha$-процесса, такие как неон, аргон и сера, также видимые в спектрах HII областей, тоже должны быть первичными. Следовательно, их отношения Ne/O, S/O и Ar/O не должны зависеть от O/H, что и показывают исследования Vigroux, Stasinska & Comte (1987), Garnett (1989), Thuan, Izotov & Lipovetsky (1995), Izotov, Thuan & Lipovetsky (1997).

Ситуация с азотом более сложная. Спектральные наблюдения для спиральных галактик (Z $\sim$ Z$_\odot$) показывают, что отношение N/O в них растет с ростом O/H (Pagel & Edmunds 1981; Torres-Peimbert, Peimbert & Fierro 1989; Vila-Costas & Edmunds 1993). Это обозначает, что большая часть азота в этих галактиках производится как вторичный элемент CNO-цикла. Но для малометалличных галактик спектральные наблюдения показывают, что отношение N/O является константой и не зависит от O/H (Lequeux et al. 1979; Kunth & Sargent 1983; Campbell, Terlevich & Melnick 1986; Thuan, Izotov & Lipovetsky 1995), и это обозначает, что азот является, в основном, первичным элементом, когда O/H мало.

Из теории нуклеосинтеза в модели Большого взрыва, начальное содержание гелия Y_p, зависящее от числа нейтрино и времени жизни нейтрона, должно быть не меньше 0.236. Поскольку часть малометалличных BCG, возможно, испытывают первую вспышку звездообразования, и следовательно содержат мало гелия, произведенного звездами, а высокая степень ионизации в их HII областях позволяет предположить, что корректирующий множитель для неионизованного гелия мал, то с помощью этих галактик можно получить надежную оценку обилия первичного гелия Y_p путем линейной экстраполяции соотношения между содержанием гелия и обилием кислорода O/H к величине O/H=0 (Peimbert & Torres-Peimbert 1974, 1976). Pagel, Terlevich & Melnik (1986) предложили использовать для этого определения также корреляцию между содержанием гелия Y и N/H. Было сделано много попыток определения Y_p с ипользованием как зависимости Y от O/H, так и Y от N/H для разных выборок BCG. Для детального ознакомления смотрите Izotov, Thuan & Lipovetsky (1994, 1997). Несмотря на все видимые преимущества использования BCG для такого определения, проблема оказывается достаточно сложной также и методически. По результатам наблюдений 45 HII областей в BCG низкой металличности Izotov, Thuan & Lipovetsky (1997), Izotov & Thuan (1997a, 1997b) определили содержание $Y_p = 0.243\pm0.003$ для обоих регрессий Y-O/H и Y-N/H. На сегодняшний день это, видимо, является наиболее точным определением, при котором учитывались и анализировались многочисленные систематические эффекты, влияющие на точное определение: использование различных наборов атомных данных, влияние подстилающей звездной абсорбции на интенсивности линий HeI, температурные флуктуации в зоне HII, влияние звездного ветра WR звезд. Определенное значение лежит в рамках модели Большого взрыва с числом нейтрино N$_\nu$=3 и временем полураспада нейтрона $\tau_n$ = 887 сек. Считавшееся до этого верным значение $Y_p = 0.230 \pm 0.003$, полученное и отстаиваемое в работах Olive & Steigman (1995), Olive, Skillman & Steigman (1997) является заниженным, видимо из-за использования этими авторами данных для СЗ компонента экстремально малометалличной галактики I Zw 18, имеющего сильную абсорбционную компоненту эмиссионных линий HeI, что приводит к неверному определению обилия гелия (Izotov & Thuan 1997a, 1997b).