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: ngc 3372 |
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 Te, электронная концентрация Neи 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 M10M
.
Другие элементы
-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
Z
)
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 Yp, 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 Yp 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 Yp 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
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
=3 и временем полураспада нейтрона
= 887 сек.
Считавшееся до этого верным значение
,
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).