Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node67.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:47 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п

   
Пространственное распределение обилия кислорода

  

Figure: a) Распределение вдоль щели в СЗ-ЮВ направлении относительной интенсивности линий [OIII]$\lambda$4363, [OIII]$\lambda$5007 и HeII $\lambda$4686 и коэффициента экстинкции C(H$\beta$). За нулевую точку принят максимум распределения потока в континууме вдоль щели. СЗ слева, 1'' = 261 пс. Видно значительное поглощение в ярчайшей части галактики, которое совпадает с распределением пыли, обнаруженным Thuan, Izotov & Lipovetsky (1996) на V и I изображениях, полученных на HST. b) Распределение вдоль щели T_e и обилия кислорода 12 + log(O/H) для SBS 0335-052. Для сравнения точками нарисовано распределение обилия кислорода для I Zw 18 (Martin 1996). Несмотря на то, что обилия кислорода для SBS 0335-052 и I Zw 18 практически одинаковы, размер HII области в SBS 0335-052 в несколько раз больше, благодаря более мощной вспышке звездообразования.

Существование большого числа массивных звезд в центральной части SBS 0335-052 подразумевает, что обогащение ионизованного газа тяжелыми элементами происходит на короткой временной шкале $\sim$ 10⁶-10⁷ лет, сравнимой со временем жизни массивных звезд. Сценарий самообогащения гигантской HII области был предложен Kunth & Sargent (1986a), которые предположили, что новые тяжелые элементы, поставляемые звездным ветром и взрывами сверхновых II типа, вначале перемешиваются исключительно с ионизованным газом в HII области, а дальнейшее перемешивание с холодным газом происходит в течение долгой межвспышечной фазы. Roy & Kunth (1995) проанализировали различные механизмы перемешивания межзвездной среды и нашли, что ионизованный газ хорошо перемешивается благодаря неустойчивостям Рэлея-Тейлора и Кельвина-Гельмгольца на временном интервале 1.5$\times$10⁶ лет внутри области размером 100 пс. Martin (1996) изучила распределение обилия кислорода внутри центральных 530 пс галактики I Zw 18, где наблюдалась запрещенная линия [OIII] $\lambda$4363, и обнаружила, что обилие кислорода внутри центральных 530 пс С-З HII области этой галактики является, практически, постоянным и равно 12 + log (O/H) = 7.1 - 7.3. Перемешивание недавно синтезированных элементов на пространственных масштабах $\sim$900 пс и временной шкале $\sim$15-27$\cdot$10⁶она объясняет динамикой расширяющейся оболочки, которую она обнаружила в данной галактике.

Эмиссионная линия [OIII]$\lambda$4363 в SBS 0335-052 наблюдается в области 3.6 кпс. Это позволяет измерить обилие кислорода и изучить процессы перемешивания в области в 7 раз больше, чем в I Zw 18. На рис. 3.7a приведены относительные интенсивности линий [OIII]$\lambda$4363, [OIII]$\lambda$5007 и HeII $\lambda$4686, скорректированные за межзвездное поглощение, и распределение коэффициента экстинкции C(H$\beta$) в центральной области SBS 0335-052 размером 3 кпс в направлении СЗ-ЮВ. За нулевую точку принят максимум распределения потока в континууме. Thuan, Izotov & Lipovetsky (1997) обнаружили шесть голубых звездных скоплений в области от -250 пс до 250 пс в этой шкале. На рисунке виден значительный коэффициент экстинкции в центральных 3 $^{\prime \prime }$ = $\sim$ 800 пс, совпадающий с красной областью, обнаруженной Thuan, Izotov & Lipovetsky (1997). Поэтому предположение этих авторов о том, что красный показатель цвета обусловлен наличием пыли, кажется верным. Однако, полученные значения коэффициента экстинкции C(H$\beta$) = 0.2 - 0.3 меньше величин, определенных Melnick, Heydari-Malayeri & Leisy (1992) (0.56 для узла А). Максимальная величина C(H$\beta$)=0.27 эквивалентна покраснению E(B-V) = 0.18.

На рис. 3.7b показано распределение электронной температуры T_e и обилия кислорода 12 + log(O/H) в центральных 3 кпс SBS 0335-052. Для сравнения приведено распределение обилия кислорода для I Zw 18 (Martin 1996). В ярчайшей части SBS 0335-052 размером 1 кпс температура практически постоянна и лежит в области T_e= 18500 - 20000 K. В этой области обилие кислорода тоже почти постоянно и лежит в очень узкой области 12 + log (O/H) = 7.30 - 7.35. Это постоянство обилия кислорода обозначает, что перемешивание богатых кислородом остатков взрывов сверхновых с межзвездной средой происходит очень быстро, за $\sim$10⁶ лет. Распределение T_e в направлении СЗ имеет несколько скачков. Дисперсия T_e $\sim$5000K и обусловлена, в основном, ошибками измерения из-за малой интенсивности эмиссионных линий на расстояниях больше 1 кпс от центра. Однако, возможно, что некоторая часть разброса измерений T_eможет быть объяснена продвижением ударных волн в направлении СЗ. На HST изображениях SBS 0335-052 видны вытянутые структуры и сверхпузыри ионизованного газа в этом направлении (Thuan, Izotov & Lipovetsky 1996).

Некоторая дисперсия обилия кислорода в СЗ направлении может быть объяснена неполным перемешиванием на расстояниях больших 1 кпс. Виден небольшой градиент обилия кислорода (12 + log (O/H) $\sim$7.1 на расстоянии 2 кпс от центра, что в 1.5 раза меньше начальной величины). Малый градиент обилия кислорода, найденный для SBS 0335-052 внутри зоны 3 кпс, свидетельствует в пользу быстрого перемешивания ионизованного газа благодаря турбулентным движениям в направлении ЮВ-СЗ. Однако, для эффективного перемешивания на таких шкалах, надо принять величину характерной турбулентной скорости равной $\sim$10³ км с^-1. Величины скоростей порядка 10³ км с^-1 были обнаружены в нескольких карликовых галактиках (Roy et al. 1992, Skillman & Kennicutt 1993 и раздел 3.4 данной диссертации).