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
Поисковые слова: п п п п п

Самые массивные звезды и природа небулярной линии HeII $\lambda$4686

Сильная небулярная эмиссионная линия HeII $\lambda$4686 наблюдается во многих спектрах BCG с относительной интенсивностью до 3-5% от интенсивности линии H$\beta$ (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 $\lambda$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 $\lambda$4686 для молодых вспышек звездообразования. Для металличностей 1/5Z$_\odot$$\leq$Z$\leq$Z$_\odot$ он предсказал сильную небулярную эмиссионную линию HeII, благодаря значительной фракции WC звезд. Его предсказания интенсивности линии HeII (обычно I(HeII)/I(H$\beta$) $\sim$ 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 V_shock$\sim$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 $\lambda$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 $\sim$4000.