Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node17.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:50 1999 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:31:31 2012 Кодировка: koi8-r |
Сильная небулярная эмиссионная линия HeII 4686 наблюдается во
многих спектрах BCG с относительной интенсивностью до
3-5% от интенсивности линии H
(Skillman & Kennicutt 1993;
Campbell, Terlevich & Melnick 1986; Terlevich et al. 1991;
Izotov, Thuan & Lipovetsky 1994, 1997; Izotov et al. 1996),
что на несколько порядков величины больше теоретических величин,
предсказанных в фотоионизационных моделях HII областей.
Bergeron (1977) предположила, что линия HeII в карликовых галактиках с
эмиссионными линиями может возникать в атмосферах Of звезд.
Garnett et al. (1991), наблюдая туманности в ближайших карликовых галактиках
с сильной узкой эмиссионной линией HeII
4686, проверили
несколько возможных возбуждающих механизмов и пришли к заключению,
что поле излучения в областях звездообразования более жесткое
(имеется большее количество высокоэнергетичных квантов), чем
предполагалось ранее. Самые горячие звезды главной последовательности
имеют температуры, не превышающие 60000K (Campbell 1988) и плоскопараллельные
не LTE модели атмосфер для таких звезд производят ионизирующих фотонов
для He+ примерно на четыре порядка меньше требуемой величины
(Garnett et al. 1991). С другой стороны, модели эволюции массивных звезд,
включающие в себя потерю массы, предсказывают, что большинство массивных
звезд эволюционируют к большим эффективным температурам и становятся
звездами Вольфа-Райе. Schaerer & de Koter (1996) рассчитали
не LTE модели атмосфер звезд с учетом бланкетирования линий и звездного ветра
и получили, что поток в HeII континууме увеличился на 2-3 порядка
по-сравнению с плоскопараллельными не LTE моделями атмосфер и на 3-6 порядков
по-сравнению с плоскопараллельными LTE моделями атмосфер.
Учтя эти расчеты, Schaerer (1996) рассчитал небулярную и Вольфа-Райе
интенсивности эмиссионной линии HeII
4686 для молодых
вспышек звездообразования.
Для металличностей 1/5Z
Z
Z
он предсказал
сильную небулярную эмиссионную линию HeII, благодаря значительной фракции
WC звезд. Его предсказания интенсивности линии HeII
(обычно I(HeII)/I(H
)
0.01 - 0.025) согласуются с наблюдающимися
интенсивностями этой линии в Вольфа-Райе галактиках.
Однако, этот механизм не подходит для малометалличных
голубых компактных галактик, потому что в случае малых металличностей
эффективность звездного ветра низка, что видно по отсутствию широких
Вольфа-Райе эмиссионных линий в их спектрах.
Garnett et al. (1991) предлагал несколько других механизмов для появления
такой сильной линии HeII в спектрах. Один из этих механизмов -- это
возбуждение HeII линии ударными волнами с высвечиванием, что может происходить
при определенных условиях в гигантских HII областях.
Интенсивность HeII линии, в этом случае, наиболее сильно чувствительна
к скорости ударной волны, достигая максимума при Vshock
120 км с-1и быстро спадая при увеличении скорости. Еще один механизм, обсуждаемый
Garnett et al. (1991) -- это фотоионизация HII области рентгеновским
излучением от массивных рентгеновских двойных звезд.
Izotov et al. (1997) при изучении галактики SBS 0335-052 получили,
что центры распределений континуума и линии HeII 4686
в этой галактике совпадают и
сдвинуты относительно распределений других эмиссионных линий.
Они предположили, что один из возможных механизмов возбуждения HeII это
жесткое излучение горячих звезд, которые ушли с главной последовательности.
Так как в спектре SBS 0335-052 не обнаружены WR особенности, то ионизация
может производиться массивными рентгеновскими двойными звездами.
Они оценили количество рентгеновских двойных звезд,
требуемых для производства наблюдаемой светимости как
4000.