Химическая эволюция системы галактических планетарных туманностей

Оглавление
1 Ввсдепис 4
1.1 Общая характеристика работы............................................................... 4
1.1.1 Актуальность проблемы.............................................................. о
1.1.2 Цель работы ...".................................................................. 6
1.1.3 Научная новизна.................................................................... 7
1.1.4 Теоретическая и практическая ценность.............................................. 7
1.1.5 Апробация работы................................................................... 8
1.1.6 Публикации по теме диссертации..................................................... 8
1.1.7 Краткое содержание диссертации.................................................... 10
1.1.8 Результаты, выносимые на защиту................................................... 11
1.2 Характеристика объектов исследования..................................................... 12
1.2.1 Звезды малых и промежуточных масс. Образование планетарных туманностей . ... 12
1.2.2 Планетарные туманности............................................................ 14
1.2.3 Физические параметры ПТ............................................................23
2 Моделирование спектров и диагностика плазмы планетарных туманностей 27
2.1 Механизмы образования линий в газовых туманностях.........................................27
2.1.1 Рекомбинационный механизм. Парциальная мера эмиссии плазмы.........................27
2.1.2 Возбуждение линий электронным ударом (столкновительный механизм)...................29
2.1.3 Эффективные коэффициенты рекомбинации и столкновитсльного возбуждении ... 33
2.2 Интенсивности линий в спектрах туманностей................................................34
2.2.1 Влияние флуктуаций температуры и плотности па интенсивности линий .................36
2.3 Модели туманностей........................................................................38
2.3.1 Стохастическая модель туманности ..................................................38
2.3.2 Задача диагностики ПТ..............................................................40
2.4 Процедура определения параметров туманностей .............................................41
2.5 Моделирование ошибок определения параметров ПТ............................................44
2.6 Заключение............................................................................... 48
3 Химический состав галактических и внегалактических ПТ 50
3.1 Определение параметров галактических планетарных туманностей..............................50
3.2 Содержание элементов в туманностях....................................................... 51
3.2.1 Содержание гелия...................................................................51
3.2.2 Проблема углерода................................................................. 51
3.2.3 Сравнение с результатами других авторов........................................... 54
3.3 Интернет-сайт «Химическая и динамическая эволюция нашей Галактики и галактик Местной группы» 54
3.4 Заключение.............................................................................•. 58
4 Эволюция содержаний элементов в ансамбле планетарных туманностей 59
4.1 Система галактических планетарных туманностей.............................................60
4.2 Зависимость содержаний элементов в туманностях от массы их центральных звезд........60
4.3 Синтетические модели эволюции звезд и изменения содержаний элементов в ансамбле ПТ . 65
4.3.1 Синтетические модели эволюции звезд .............................................. 65
4.3.2 Содержания С, N и О в системе ПТ в функции масс звезд-предшествснников ПТ . . 67
4.3.3 Эволюция содержания N6 и С1 в ансамбле ПТ......................................... 70
2
4.3.4 Сравнение относительных содержаний С, N и О и ансамбле ПТ с рассчитанными в
синтетических моделях эволюции звезд малых и промежуточных масс............... 71
4.4 Функция распределения масс центральных звезд гуманностей............................. 73
4.5 Заключение........................................................................... 78
5 Эволюционные изменения химического состава ансамбля ПТ в галактических подсистемах, Галактике и Магеллановых облаках 79
5.1 Ансамбль планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков.................... 79
5.1.1 Планетарные туманности Галактики.............................................. 79
5.1.2 Туманности Магеллановых облаков............................................... 85
5.2 Эволюция градиентов содержания элементов............................................. 86
5.2.1 Радиальные и вертикальные градиенты............................................86
5.2.2 Зависимость градиента содержания элементов от массы центральных звезд туманностей ............................................................................. 87
5.3 Химическая эволюция Галактики........................................................ 91
5.3.1 Эволюция содержания элементов в различных областях Галактики................ 92
5.3.2 Сравнение с современными моделями химической эволюции Галактики с учетом динамических эффектов ................................................................ 96
5.4 Туманности с экстремально низким содержанием элементов............................... 99
5.5 Заключение...........................................................................103
Литература 104
А Параметры планетарных туманностей 110
В Значимость коэффициента корреляции 113
С Интенсивности рекомбинационных линий гелия в спектрах галактических ПТ 116
Ю Интенсивности рекомбинационной линии СП Л 4267 А в спектрах ПТ 122
Глава 1
Введение
1.1 Общая характеристика работы
Понимание эволюции нашей Галактики является ключом к исследованию эволюции других звездных систем. Для исследования се эволюции целесообразно выбрать такие галактические объекты, которые находятся в разных подсистемах Галактики и при этом являются достаточно яркими, чтобы их можно было изучать даже в том случае, если эти объекты находятся на больших расстояниях от Солнца. К таким объектам несомненно относятся галактические планетарные туманности (ПТ), которые, являясь весьма яркими объектами, видны на значительных расстояниях от Солнца и занимают достаточно большую долю объема Галактики [129].
Образование ПТ является одной из стадий эволюции большинства звезд Галактики, так как их предшественниками являются звезды малых и промежуточных масс с массами на главной последователь!юсти в интервале от М < 1М© до М ~ 8М0.
Достаточно точные расчеты содержаний некоторых химических элементов в ПТ дают возможность оценить выход как легких элементов (таких, как углерод и азот) у маломассивных звезд, так и более -тяжелых (таких, как кислород, сера и неон), образующихся в результате реакций нуклеосинтеза в массивных звездах. Первая группа элементов подвержена изменениям в ходе эволюции звезды-предшественника ПТ, в то время как вторая отражает условия в межзвездной среде в момент образования центральной звезды.
У ПТ наблюдаются значительные различия не только в содержаниях химических элементов, но и в их пространственном распределении, кинематических свойствах, а также, что особенно интересно для наблюдательного исследования эволюции звезд Галактики, в массах их центральных звезд и звезд-предшественников туманностей. Тем самым изучение эволюции ансамбля галактических ПТ позволяет существенно продвинуться в исследовании эволюции нашей Галактики.
Л
Исследование химической эволюции ансамбля галактических ПТ является главной целью настоящей диссертационной работы. Одним из важных этапов данного исследования и составной частью диссертации является создание однородного набора физических параметров и содержаний химических элементов в ПТ нашей Галактики. Планетарные туманности являются яркими объектами, поэтому они уверенно отождествляются не только в нашей Галактике, но и в других звездных системах. Для внегалактических ПТ получены высококачественные спектры, что делает возможным надежное определение их химического состава и позволяет использовать ПТ для анализа химической эволюции других галактик. Одной из задач настоящего исследования в данной области является сравнительный анализ химической эволюции ПТ нашей Галактики и Магеллановых облаков.
1.1.1 Актуальность проблемы
Химическая эволюция Галактики регулируется звездообразованием, потерей звездами вещества, истечением газа из их атмосфер и обменом веществом между галактическими подсистемами и зависит от химического состава вещества, вовлеченного в эти процессы. Образование планетарной туманности оказывает прямое влияние на химическую эволюцию Галактики, поскольку сопровождается потерей значительной доли массы звезды на конечных этапах ее жизни, когда завершаются процессы ядерного горения. При этом межзвездная среда обогащается тяжелыми элементами - продуктами ядер-ных реакций в звезде.
Важными наблюдательными тестами моделей химической эволюции Галактики является сравнение модельных скоростей изменения содержаний химических элементов в зависимости от расстояния до центра Галактики или до галактической плоскости (градиентов содержаний элементов) с определяемыми из анализа наблюдений галактических объектов. Весьма удобно использовать для получения таких тестов галактические ПТ, так как они видны на больших расстояниях и для них достаточно надежно определяются содержания элементов. Большой интервал возможных возрастов звозд-предшествеиников туманностей позволяет при определении градиентов химического состава проследить изменения химического состава межзвездной среды Галактики на протяжении значительной части ее эволюции.
Однако интерпретация наблюдательных данных и их теоретическое истолкование затрудняется тем, что остаются нерешенными такие проблемы, как получение надежной шкалы расстояний до галактических ПТ и пока еще существующие значительные ошибки определения содержаний химических элементов в них. Использование новых наблюдений в ультрафиолетовом
5
(УФ) и инфракрасном (ИК) диапазонах, выполненных в последние годы со спутников HST, FUSE. ISO, Spitzer, даст возможность увеличить точность определения содержания этих элементов.
Таким образом, можно сделать вывод, что решение одной из важнейших проблем астрофизики — изучение химической эволюции Галактики — невозможно в полной мере без исследования свойств газовых туманностей. Тем самым актуальность темы диссертации, посвященной детальному изучению химической эволюции ансамбля планетарных туманностей нашей Галактики, представляется несомненной.
Современные наблюдения ПТ с использованием больших наземных телескопов и внеземных космических обсерваторий позволяют получать качественные спектры и определять химический состав ПТ и в ближайших к нам галактиках. Сравнение полученных содержаний с найденными для нашей Галактики может служить ключом к пониманию сходства и различий в химической эволюции нашей Галактики, галактик Местной группы и более далеких звездных систем, что также является одной из весьма актуальных задач астрофизики.
1.1.2 Цель работы
Целью настоящей работы является исследование свойств и химической эволюции ансамбля галактических ПТ и туманностей Магеллановых облаков на основе анализа их физических свойств.
Для достижения цели диссертационной работы решаются следующие задачи:
• моделирование спектров туманностей и определение параметров моделей, в том числе содержаний элементов в туманностях;
• составление однородного каталога параметров ПТ и содержаний химических элементов в них с использованием как полученных в настоящей работе параметров, так и литературных данных;
• исследование эволюции химического состава ансамбля ПТ путем сравнения с синтетическими моделями эволюции звезд малых и промежуточных масс. Анализ зависимости содержаний элементов от масс центральных звезд галактических ПТ и построение функции масс ядер туманностей;
• определение градиентов содержания химических элементов в Галактике как из анализа всего ансамбля галактических ПТ, так и для выборок туманностей с различными возрастами их звезд-прсдшествснников;
б
• исследование эволюции содержания элементов в различных областях Галактики в сравнении с современными моделями химической эволюции Галактики. Сравнительный анализ химического состава туманностей нашей Галактики и ПТ Магеллановых облаков;
• изучение ПТ с экстремально низкими содержаниями С, N, О и более тяжелых элементов.
1.1.3 Научная новизна
Впервые оценены ошибки определения параметров туманностей и содержаний в них химических элементов, связанные с неточностями наблюдаемых интенсивностей линий. Построены функции распределения ошибок параметров туманностей. Исследована функция распределения ошибок параметра среднеквадратичных температурных флуктуаций t2 при его определении из анализа спектра туманности NGC 7027. Показано возможное присутствие двух компонентов функции распределения, первый из которых соответствует вкладу крупномасштабных, второй — мелкомасштабных вариаций температуры в туманности.
Исследована зависимость содержаний элементов от масс центральных звезд галактических ПТ и показана статистическая значимость корреляций содержаний и масс звезд-предшественников ПТ. Получено соотношение, связывающее содержание элементов в туманностях с массами их центральных звезд, которое использовано для построения функции масс ядер планетарных туманностей.
Из анализа содержаний элементов различных подсистем Галактики сделан вывод о сходстве объектов балджа Галактики с туманностями типа II в классификации Пеймберта, а туманностей Магеллановых облаков — с объектами гало Галактики.
1.1.4 Теоретическая и практическая ценность
Рассчитанные автором диссертации содержания Но, С, N и О для более чем 120 ПТ на основе модернизированной стохастической модели туманностей, учитывающей существование флуктуаций температуры и плотности газа туманностей, могут быть использованы для проверки теорий эволюции звезд малых и промежуточных масс, а также изучения химической эволюции Галактики.
Проведенные расчеты содержаний Не, С, N и О, а также данные, полученные из литературы, в том числе галактоцентрические расстояния и содержания Не, С, N, О, Ne, CI, Ar и S, вошли в каталог параметров туманностей,
7
который может быть использован в различных астрофизических исследованиях.
Градиенты содержаний химических элементов галактических ПТ, определенные в данной работе, могут служит!» при тестировании моделей химической эволюции Галактики.
Полученное автором диссертации соотношение, связывающее содержание элементов в туманностях с массами их центральных звезд, может быть использовано для построения функции масс ядер планетарных туманностей.
1.1.5 Апробация работы
Основные результаты диссертации доклады вал игл» на семинарах Астрономического института СПбГУ, а также на следующих международных и всероссийских конференциях и симпозиумах:
1. 1-ая Всероссийская астрономическая конференция, Санкт-Петербург, С-12 августа 2001 г.
2. 11-ая Всероссийская астрономическая конференция, Москва, 3-8 июня 2004 г.
3. Международная конференция «Астрономия-2005. Проблемы и Перспективы», Москва, 1-0 июня 2005 г.
4. Генеральная ассамблея МАС XXVI, Прага, 14-25 августа 2006 г.
5. Ш-я Всероссийская астрономическая конференция, Казань, 17-22 сентября 2007 г.
6. Всероссийская конференция «Ультрафиолетовая Вселенная», Москва,
19-20 мая 2008 г.
7. Международная научная конференция «Астрономия и астрофизика начала XXI века», Москва, 1-5 июля 2008 г.
1.1.6 Публикации по теме диссертации
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:
1. Ю.В.Лунёва, А.Ф.Холтыгин, Химическая эволюция системы планетарных туманностей Галактики, в сб. Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2001, Санкт-Петербург, Тезисы докладов, с. 115 (2001)
2. Ю.В.Лунёва, А.Ф.Холтыгин, Химическая эволюция системы галактических планетарных туманностей, Астрофизика, 45, с. 451-463 (2002)
8
3. Ю.В.Миланова, Л.Ф.Холтыгин, Зависимость содержания элементов в планетарных туманностях от массы их центральных звезд, в сб. Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004, Москва, Тезисы докладов, с. 118 (2004)
4. Ю.В.Миланова, Л.Ф.Холтыгин, Эволюция содержаний элементов в планетарных туманностях, Письма в Астрон.ж, 32, N8, с. 618-628 (200G)
5. Yu.V.Milanova, A.F.Kholtygin, AGB Stars: Testing Carbon Loss Via The. Ultraviolet Lines, The Ultraviolet Universe: Stars from Birth to Death, JD04 of 26th meeting of the IAU, Prague, #1 (2006)
6. A.F.Kholtygin, Yu.V.Milanova, Planetary Nebulae: A Probe Of The Galaxies Evolution Up To The Hubble Time, Galaxy Evolution Across the Hubble Time, IAU Symposium 235, Prague, #225 (2006)
7. Ю.В.Миланова, Л.Ф.Холтыгин, Химическая эволюция апелмбля галактических планетарных туманностей, Труды Всероссийской Астрономической конференции ВАК-2007, Казань, с. 364 (2007)
8. А.Ф.Холтмгин, Ю.В.Миланова, Ансамбль планетар)1ых тпума-нпостей Галактики и Магеллановых облаков, Международная научная конференция «Астрономия и астрофизика начала XXI века», Москва, Тезисы докладов, с. 101 (2008)
Все работы написаны в соавторстве. В работах (1) и (2) диссертанту принадлежат расчеты градиентов содержания элементов и обсуждение результатов. В статьях (3) и (4) диссертанту частично принадлежи'!’ постановка задачи и выполнение всех расчечов, соотношение, связывающее содержания рассматриваемых элементов в планетарных туманностях с массами их центральных звезд, построение функции масс ядер туманностей. В работе (5) — расчет и сравнение модельных содержаний углерода с полученными из наблюдений для выборки галактических планетарных туманностей в зависимости от массы звезды-предшественника туманности. В публикациях (6) и (7) — составление и дальнейшая поддержка каталога параметров 'гуманностей, расчеты градиентов содержания элементов, обсуждение и интерпретация результатов. В публикации (8) диссертанту принадлежит моделирование ошибок определения параметров ПТ, создание Интернет-каталога параметров ПТ, а также частично — интерпретация результатов расчетов.
9
1.1.7 Краткое содержание диссертации
Работа состоит из пяти глав, списка цитируемой литературы (103 названия), 4 приложений, списка иллюстраций (34 названия) и списка таблиц (21 название). Общий объем диссертации — 129 страниц.
Во введении (первая глава диссертации) показана актуальность проблемы, цель исследования и постановка задачи. Представлены основные результаты диссертации и положения, выносимые на защиту. Показаны их научная новизна и практическая ценность. Дана характеристика исследуемых объектов. Описаны их эволюция, физические параметры ПТ и методы их определения. Изложены основные сведения о химическом составе и спектрах туманностей нашей и других галактик. Приведено сравнение содержаний элементов в различных галактических системах.
Во второй главе описаны различные подходы к моделированию туманностей, определена задача диагностики ПТ. Предложена процедура определения параметров туманностей. Особое внимание уделено анализу ошибок в определении параметров Г1Т.
В третьей главе исследуются спектры и химический состав планетарных туманностей. Построена стохастическая модель туманностей, на основании которой определено содержание Не, С, N и О с учетом флуктуаций температуры в туманностях.
В четвертой главе исследована зависимость физических параметров туманностей от массы и возраста звезд-предшественников туманностей.
В пятой главе исследуются свойства ансамбля ПТ Галактики и Магеллановых облаков. Найденные нами содержания Не, С, N и О использованы для определения градиентов содержания элементов в Галактике и исследования зависимости градиентов от возраста ядер ПТ.
В заключениях к главам приводятся основные результаты и выводы диссертации.
В Приложении А приведены полученные в диссертации параметры галактических ПТ. Методика расчета коэффициента корреляции и его количественного критерия значимости описана в Приложении В. Рассчитанные интенсивности рекомбинационных линий гелия и рекомбинационной линии СП Л 4267 А в галактических ПТ даны в Приложениях С и Б, соответственно.
10