Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node58.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:36 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п

Статистика галактик с проявлениями быстрого движения газа

Имеется несколько индикаторов быстрых движений газа в спектрах BCG, очевидно связанных со вспышками сверхновых и ветром от массивных горячих звезд. Наряду с уширением линий возможно также усиление некоторых эмиссионных линий за фронтом ударной волны, например запрещенной линии [OI] $\lambda$6300 Å. Был проведен поиск проявлений сверхновых и звездного ветра по спектрам всех галактик, наблюдавшихся на эшелле-спектрографе 6-м телескопа.

В таблице 3.2 приводятся результаты такого поиска. Видно, что наиболее часто наблюдающимся в этих галактиках признаком быстрого движения газа являются широкие компоненты сильных эмиссионных линий. В противоположность этому WR-особенности (широкие эмиссионные линии NIII/NIV, HeII, CIII/CIV вблизи $\lambda$4650 Å) редко обнаруживаются в спектрах галактик с малым содержанием тяжелых элементов. Ранее такой вывод был получен в работе Masegosa, Moles, & del Olmo (1991) для другой выборки карликовых галактик. Он согласуется с предсказаниями теории эволюции массивных звезд (Maeder & Meynet 1988; Maeder & Meynet 1988). У всех пяти галактик (таблица 3.3), для которых измерены широкие и очень широкие компоненты, не обнаружены WR-особенности. Возможно, в этих галактиках основным механизмом, ответственным за быстрое движение газа, являются взрывы большого количества сверхновых. Однако частота встречаемости таких WR-особенностей может быть занижена из-за трудности обнаружения слабых эмиссионных линий, сильно расширенных вследствие больших скоростей истечения газа.

 
 

Table 3.2: Количество галактик с проявлениями быстрого движения вещества

No.	Индикатор	Количество	% от полного
		галактик	количества
(1)	(2)	(3)	(4)
1.	Усиленная эмиссионная линия [OI] $\lambda$6300 Å
	(I($\lambda$ 6300 Å$\geq$ 0.1 I(H$\beta$))	9	10
2.	Широкие WR особенности вблизи $\lambda$4650 Å	5	6
3.	Широкие компоненты сильных эмиссионных
	линий $H\beta$, $H\alpha$, [OIII] $\lambda$ 4959,5007 Å
	(102-103 км с-1)	26	30
4.	Усиленная эмиссионная линия HeI $\lambda$ 5876 Å
	(I($\lambda$ 5876 Å) $\geq$ 0.15 I(H$\beta$))	8	9
5.	Очень широкие компоненты сильных эмиссионных
	линий (v $\geq 10^3$ км с-1)	4	5

Из таблицы 3.2 следует, что быстрое расширение газа в областях ионизованного водорода в BCG со скоростями в несколько сотен километров в секунду скорее правило, чем исключение. Очевидно, что эффект уширения эмиссионных линий не связан с приемной аппаратурой или условиями наблюдений. В течение одной ночи наблюдений уширенные линии наблюдались в некоторых галактиках и не наблюдались в спектрах других галактик, имеющих сравнимые видимые звездные величины и интенсивности эмиссионных линий. На протяжении всех наблюдений эмиссионные линии ночного неба были узкими без признаков широких крыльев.

 
 

Table 3.3: Параметры высокоскоростного газа, наблюдаемого в линии H$\alpha$

Параметр	Галактика
	0125-065	0305-140	0907+593	1408+551A	1533+574A
FWHM(Å):
Узкая компонента	4.6	4.6	4.9	4.8	4.6
Широкая компонента	9.3	...	13.1	13.0	...
Очень широкая	84.0	64.2	...	...	84.5
Светимость (эрг с-1):
Узкая компонента	$1.3\cdot 10^{40}$	$1.3\cdot 10^{40}$	$5.0\cdot 10^{40}$	$8.0\cdot 10^{41}$	$2.0\cdot 10^{39}$
Широкая компонента	$1.8\cdot 10^{40}$	...	$4.0\cdot 10^{39}$	$2.0\cdot 10^{41}$	...
Очень широкая	$2.7\cdot 10^{39}$	$3.8\cdot 10^{39}$	...	...	$8.5\cdot 10^{38}$
Масса газа(грамм):
Узкая компонента	$7.5\cdot 10^{39}$	$7.5\cdot 10^{39}$	$2.8\cdot 10^{40}$	$4.7\cdot 10^{41}$	$1.2\cdot 10^{39}$
Широкая компонента	$1.0\cdot 10^{40}$	...	$2.2\cdot 10^{39}$	$1.2\cdot 10^{41}$	...
Очень широкая	$1.6\cdot 10^{39}$	$2.2\cdot 10^{39}$	...	...	$5.1\cdot 10^{38}$
Кинетическая энергия (эрг):
Широкая компонента	$4.1\cdot 10^{53}$	...	$8.5\cdot 10^{52}$	$4.4\cdot 10^{54}$	...
Очень широкая	$4.9\cdot 10^{54}$	$2.0\cdot 10^{54}$	...	...	$1.6\cdot 10^{54}$
Количество O7 звезд:
	$3.6\cdot 10^3$	$3.6\cdot 10^3$	$1.4\cdot 10^4$	$2.2\cdot 10^5$	$5.5\cdot 10^2$
Количество сверхновых:
	$5.3\cdot 10^{3}$	$2.0\cdot 10^{3}$	$8.5\cdot 10^{1}$	$4.4\cdot 10^{3}$	$1.6\cdot 10^{3}$

Как правило, в спектрах голубых компактных галактик с областями ионизованного водорода высокого возбуждения уширена линия [NeIII] $\lambda$3868 Å, а также самые сильные линии H$\beta$ $\lambda$ 4861 Å, H$\alpha$ $\lambda$6563 Å, [OIII] $\lambda$ 4959 Å и [OIII] $\lambda$ 5007 Å.

В принципе высокоскоростные движения газа могут быть вызваны различными причинами, например столкновением галактик и приливным взаимодействием. Чтобы сделать разграничение между возможными механизмами уширения эмиссионных линий кроме спектральных данных необходима дополнительная информация, например изображения галактик в широкополосных фильтрах. Не для всех исследуемых галактик такие наблюдения проведены. Однако, например, для галактики Mrk 996 получены ее изображения в фильтрах V и I (Thuan, Izotov, Lipovetsky 1996), которые показывают, что эта галактика имеет правильную сферически-симметричную форму, исключающую гипотезу о приливной природе высокоскоростных движений.

Длины волн широких компонентов линий практически для всех галактик с точностью до 1 Åсовпадают с длинами волн узких компонентов эмиссионных линий. Поэтому наиболее вероятная причина высокоскоростного движения газа -- сверхновые и звездный ветер от массивных звезд.

Проведем анализ основных характеристик высокоскоростного газа в некоторых BCG из изучаемой выборки. В таблица 3.3 приведены данные для высокоскоростного газа, наблюдаемого в отдельных галактиках в линии H$\alpha$ $\lambda$6563 Å. Масса газа и кинетическая энергия для всех газовых компонент рассчитаны в предположении, что все они занимают один и тот же объем со средней электронной концентрацией N_e = 100 см^-3. Тогда масса газа равна:

$$M_g = m_p N_e V = \frac{m_p L(H\alpha) \lambda (H\alpha)}{a_r N_e h c},$$ (3.18)

где m_p = 1.673$\cdot$10^-27 кг -- масса протона, V -- объем, $\lambda(H\alpha)$ = 6.563$\cdot$10^-7 м -- длина волны линии H$\alpha$, h и с -- постоянная Планка и скорость света, a_r -- коэффициент эффективной фоторекомбинации (случай В) (Pequignot, Petitjean, & Boisson 1991):

$$a_r = 10^{-7}\cdot\frac{2.708\cdot t^{-0.648}}{1 + 1.315\cdot t^{0.523}},$$ (3.19)

где a_r выражена в м³ с^-1, t = 10 $^{-4}\cdot$T, T -- температура газа в зоне HII.

Полное количество звезд спектрального класса О7 оценено из светимости узкого компонента линии H$\alpha$. Принято, что поток L_c-квантов от каждой звезды спектрального класса О7 равен 3.6$\cdot$10⁴⁸ с^-1(Thompson 1984). Наконец, полное количество сверхновых рассчитано как отношение кинетической энергии к энергии одной сверхновой, принятой равной 10⁵¹ эрг.

Наши приближенные оценки показывают, что кинетическая энергия высокоскоростного газа в голубых компактных галактиках значительно превосходит энергию отдельных сверхоболочек и сверхпузырей в Галактике и Магеллановых Облаках, и сравнима с кинетической энергией высокоскоростного газа, наблюдаемого в некоторых галактиках со сверхвысокой светимостью в дальнем ИК-диапазоне (Heckman, Armus, & Miley 1990). Кинетической энергии высокоскоростного газа достаточно для удаления из галактики до 10⁸ М$_\odot$ газа в течение вспышки звездообразования. Для карликовых систем, в которых может реализоваться ситуация, когда процесс звездообразования охватывает всю галактику (галактика является одной гигантской областью H II), это может привести к полному разрушению галактики.