Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node60.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999
Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:41 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 п п п

Выводы

Анализ спектральных данных для выборки 100 голубых компактных галактик из Первого и Второго Бюраканского обзоров, полученных с умеренным разрешением (1.5-3 Å) на 6-м телескопе САО РАН, показывает, что для значительной доли галактик (30% от общего числа) имеются проявления высокоскоростных движений газа, обнаруженные в виде широких и очень широких компонентов ярких эмиссионных линий, широких WR-особенностей, а также усиления ряда линий. Скорости газа достигают 1500 км с^-1 (по измерению очень широкого компонента). Масса такого газа составляет до 10-20% от общей массы ионизированного газа, что в сочетании с его скоростями, превышающими параболические скорости для карликовых галактик, приводит к заключению о возможности потери значительного количества массы галактикой. Недавние наблюдения BCG NGC 1705 подтвердили существование истечения вещества (Meurer et al. 1992).

Из детального анализа спектров нескольких галактик, полученных на телескопе MMT, можно предположить, что широкие малоконтрастные компоненты ярких эмиссионных линий могут образовываться в результате комбинированного эффекта большого количества сверхновых и/или WR звезд. Размер областей формирования широких компонент больше 1 кпс, а распределение поверхностной яркости в этих широких компонентах отличается от распределения яркости узких компонент, что говорит о том, что условия возбуждения или распределения плотности для этих областей должны отличаться. Широкие малоконтрастные компоненты ярких эмиссионных линий водорода присутствуют только у галактики с наименьшей металличностью (Z = 0.089 Z$_\odot$), у которой не обнаружены широкие WR-особенности. В противоположность этому, у галактик с сильными WR-особенностями (Z $\geq$ 0.14 Z$_\odot$) не обнаружены широкие компоненты водородных линий. Можно предположить, что это вызвано разницей в эволюции массивных звезд с разной металличностью.