Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node68.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:50 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: comet tail |
Изучение фотометрических и спектрофотометрических свойств
протяженных гало низкой поверхностной яркости
вокруг областей звездообразования в BCG's очень важно
для понимания эволюционного статуса этих галактик (раздел 1.3.6).
Для SBS 0335-052 Thuan, Izotov, & Lipovetsky (1997),
получив V и I изображения на HST,
обнаружили протяженное гало низкой поверхностной яркости
14
в ЮВ-СЗ направлении.
Показатель цвета (V-I)0 этого гало на большом расстоянии
(r>2
или 520 пс) от центра галактики, где находятся
звездные скопления, почти постоянен и равен 0.0
(V-I)0
0.2,
что совпадает с показателями цвета A-звезд. Однако, обнаружив газовые филаменты и арки
в протяженном гало SBS 0335-052, эти авторы предположили газовую природу
этого компонента, что явилось еще одним аргументом в пользу эволюционной
молодости галактики.
Для проверки природы этого диффузного подстилающего компонента использовались R и I изображения, полученные на телескопе 3.5-метра обсерватории Калар Альто. Для проверки качества данных сравнивалась суммарная I величина, а также распределение поверхностной яркости в фильтре I для этих данных и для данных, полученных на HST. Различие суммарной величины I составило 0.05 mag на изофоте 25 mag/arcsec2, что говорит о хорошем совпадении. Получившиеся значения для показателя цвета (R-I) лежат в области -0.6 - 0.0 mag. Из моделей Leitherer & Heckman (1995) (V-I) = 0.0 и (R-I) = 0.0 для мгновенной вспышки звездообразования с возрастом log t = 6.5, и 0.60 и 0.30 для возраста log t = 8.0 (время t в годах). Сравнение этих показателей цвета с наблюдаемыми показывает несостоятельность предположения о чисто звездном происхождении диффузной компоненты.
Излучение звезд от SBS 0335-052 "загрязнено" излучением сильных эмиссионных линий
и континуальным излучением ионизованного газа. В фильтре V происходит
значительное увеличение потока из-за излучения в линии [OIII] 5007,
которая имеет эквивалентную ширину
500Å.
В фильтре R доминирует линия H
с эквивалентной шириной
1000Å. Только фильтр I свободен от
сильных эмиссионных линий, но в нем становится важным учет добавки в
континуум за счет свободно-свободных и свободно-связанных переходов.
Эмиссионные линии также наблюдаются в области протяженного гало,
вне центральных 4 кпс.
Используя результаты широкополосных фотометрических наблюдений,
можно попытаться ответить на вопрос: можно ли (V-I) и (R-I) показатели
цвета протяженной оболочки SBS 0335-052 объяснить исключительно излучением от газа?
При заданной электронной температуре непрерывное излучение
ионизованного газа, состоящего из водорода и гелия,
есть функция интенсивности линии H
,
обилия гелия
и длины волны (Aller 1984). Были посчитаны UBVRI показатели цвета для
случая излучения ионизованным газом.
Определение нуль-пунктов для всех фильтров производилось по спектру
Веги (Castelli & Kurucz 1994). Было найдено, что нуль-пункты для HST
фильтров F569W (V) и F791W (I),
используемых в работе Thuan, Izotov, & Lipovetsky (1997),
отличаются от нуль-пунктов для фильтров V и I, типичные кривые для
которых были взяты из Bessel (1990), только на -0.03 и +0.01
звездной величины соответственно. Поэтому можно сравнивать наблюдения,
полученные на HST и в обсерватории Калар Альто.
Показатель | Наблюдения | Излучение | Мгновенная вспышка | ||||
цвета | ионизованного газа | звездообразованияa | |||||
Ib | IIc | IIId | log t = 6.5 | log t = 8.0 | |||
U-B .................... | ... | -1.3 | -1.1 | -0.9 | -1.3 | 0.0 | |
B-V .................... | ... | 0.4 | 0.5 | 0.5 | -0.1 | 0.4 | |
R-I ...................... | -0.5![]() |
0.2 | -0.1 | -0.4 | 0.0 | 0.3 | |
V-I ...................... | 0.0![]() |
0.5 | 0.2 | -0.1 | -0.1 | 0.7 | |
a Leitherer & Heckman 1995. | |||||||
b Показатели цвета газового континуума при Te=20000K. | |||||||
c Показатели цвета для Модели I с EW(H![]() ![]() ![]() |
|||||||
d Показатели цвета для Модели I с EW(H![]() ![]() ![]() |
|||||||
e Thuan, Izotov & Lipovetsky 1997. |
В таблице 3.6 сравниваются наблюдаемые показатели цвета
протяженного гало с показателями цвета, определенными из моделей излучения
ионизованного газа при отсутствии пыли и электронной температуре Te=20000K.
В моделях использовались данные об излучении в континууме для водорода и
гелия из Aller (1984) и два значения
наблюдаемых эквивалентных ширин H
- 170Å (модель II
в таблице 3.6) и 350Å (модель III),
которые типичны для внешнего гало. При расчетах учитывались все сильные
эмиссионные линии, наблюдаемые интенсивности которых брались
относительно линии H
.
Модельные вычисления находятся в хорошем соответствии с наблюдаемыми
показателями цвета (R-I) и (V-I), следовательно ионизованный газ при
температуре Te=20000K вносит значительный вклад в излучение от
протяженного гало.
Однако, модель чисто газового излучения не проходит из-за того, что
наблюдаемые эквивалентные ширины линии H
в протяженной оболочке
не превышают значения 350Å, при среднем значении около 250Å,
тогда как рекомбинационная теория (случай В) при Te=20000K
дает величину
800Å (Aller 1984), т.е. в
3 раза больше.
Если предположить, что различие между наблюдаемыми и теоретическими
эквивалентными ширинами эмиссионной линии H
в протяженной оболочке
объясняется дополнительным вкладом света от звезд, тогда
2/3
излучения в континууме вблизи H
имеют звездное происхождение.
Наблюдательные данные разрешают оценить верхний предел массы звезд,
требуемых для создания наблюдаемого излучения от протяженного гало.
В таблице 3.6 приведены предсказываемые показатели цвета
газового континуума без эмиссионных линий для Te=20000K (Модель I).
Исключая (U-B), эти показатели цвета сильно похожи на синтезированные
показатели цвета
звездных скоплений в моделях мгновенной вспышки звездообразования
с возрастом log t = 8.0,
а это значит, что отношение интенсивностей звездного и газового континуумов
во всей V полосе такое же, как вблизи H.
Видимая V величина внешней оболочки с радиусом r>3
равна
17.3, а следовательно ее абсолютная величина
-16 mag.
Для объяснения наблюдаемого света протяженной оболочки для случая
мгновенной вспышки звездообразования с возрастом log t =8.0,
при солпитеровской начальной функции масс с нижним пределом масс
1M
,
необходимо преобразовать в звезды
107M
газа
(Leitherer & Heckman 1995). Эта масса значительно меньше полной массы
галактики, но сравнима с массой газа преобразованной в звезды в
центральной части SBS 0335-052 в течение последней вспышки звездообразования,
как следует из Thuan, Izotov, & Lipovetsky (1997).
Поэтому нельзя исключить вероятность
того, что некоторая часть излучения от протяженного гало исходит от
звезд, сформировавшихся в течение предыдущего эпизода звездообразования
108 лет назад. Если предположить, что после образования этих
звезд, они имели случайные движения порядка
10 км с-1,
то можно объяснить наблюдаемый размер области протяженного гало
низкой поверхностной яркости.
Чтобы выбрать, какая из моделей протяженного гало правильна: 1) излучение
ионизованного газа в галактике с возрастом 107 лет, где эквивалентные
ширины водородных линий изменены с фактором 2-3 по неизвестной причине;
или 2) суммарное излучение от звезд и ионизованного газа в галактике с
возрастом
108 лет -- необходимо сравнить наблюдаемый (U-B)показатель цвета с предсказаниями различных моделей. При наличии звездной
компоненты (log t = 8.0) показатель цвета (U-B) будет значительно
краснее, чем в случае
просто излучения ионизованного газа (таблица 3.6).