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: uv

   
Природа протяженного гало низкой поверхностной яркости в галактике SBS 0335-052

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 $\sim$ 14 $^{\prime \prime }$ в ЮВ-СЗ направлении. Показатель цвета (V-I)₀ этого гало на большом расстоянии (r>2 $^{\prime \prime }$ или 520 пс) от центра галактики, где находятся звездные скопления, почти постоянен и равен 0.0$\leq$(V-I)₀$\leq$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] $\lambda$5007, которая имеет эквивалентную ширину $\sim$500Å. В фильтре R доминирует линия H$\alpha$с эквивалентной шириной $\sim$1000Å. Только фильтр I свободен от сильных эмиссионных линий, но в нем становится важным учет добавки в континуум за счет свободно-свободных и свободно-связанных переходов. Эмиссионные линии также наблюдаются в области протяженного гало, вне центральных 4 кпс. Используя результаты широкополосных фотометрических наблюдений, можно попытаться ответить на вопрос: можно ли (V-I) и (R-I) показатели цвета протяженной оболочки SBS 0335-052 объяснить исключительно излучением от газа? При заданной электронной температуре непрерывное излучение ионизованного газа, состоящего из водорода и гелия, есть функция интенсивности линии H$\beta$, 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.

 
 

Table 3.6: Наблюдаемые и теоретические показатели цвета для протяженного гало низкой поверхностной яркости.

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$\div$0.0	0.2	-0.1	-0.4		0.0	0.3
V-I ......................	0.0$\div$0.2e	0.5	0.2	-0.1		-0.1	0.7
a Leitherer & Heckman 1995.
b Показатели цвета газового континуума при Te=20000K.
c Показатели цвета для Модели I с EW(H$\beta$)=170Å и I([OIII]$\lambda$4959)/I(H$\beta$) = 0.6.
d Показатели цвета для Модели I с EW(H$\beta$)=350Å и I([OIII]$\lambda$4959)/I(H$\beta$) = 0.6.
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 T_e=20000K. В моделях использовались данные об излучении в континууме для водорода и гелия из Aller (1984) и два значения наблюдаемых эквивалентных ширин H$\beta$ - 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$\beta$. Модельные вычисления находятся в хорошем соответствии с наблюдаемыми показателями цвета (R-I) и (V-I), следовательно ионизованный газ при температуре T_e=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$\beta$ в протяженной оболочке не превышают значения 350Å, при среднем значении около 250Å, тогда как рекомбинационная теория (случай В) при T_e=20000K дает величину $\sim$ 800Å (Aller 1984), т.е. в $\sim$ 3 раза больше. Если предположить, что различие между наблюдаемыми и теоретическими эквивалентными ширинами эмиссионной линии H$\beta$ в протяженной оболочке объясняется дополнительным вкладом света от звезд, тогда $\sim$2/3 излучения в континууме вблизи H$\beta$ 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 T_e=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$\beta$. Видимая V величина внешней оболочки с радиусом r>3 $^{\prime \prime }$ равна $\sim$ 17.3, а следовательно ее абсолютная величина $\sim$ -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$_\odot$, необходимо преобразовать в звезды $\sim$ 10⁷M$_\odot$ 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 $\sim$ 10⁸ лет назад. Если предположить, что после образования этих звезд, они имели случайные движения порядка $\sim$ 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 $\sim$2-3 по неизвестной причине; или 2) суммарное излучение от звезд и ионизованного газа в галактике с возрастом $\sim$ 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).