А.Ф.Холтыгин Санкт-Петербургский Государственный Университет Кафедра Астрономии

1. Определение параметров планетарных туманностей и химическая эволюция Галактики А.Ф.ХолтыгинСанкт-Петербургский Государственный УниверситетКафедра Астрономии Баку-Шамахинская обсерватория декабрь 2012 г.

2. Содержание • Общие сведения о планетарных туманностях (ПТ) • Определение параметров планетарных туманностей • Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы эволюции галактик • Химическая эволюция Галактик • Проблема расстояний до планетарных туманностей • Местная группа галактик • Планетарные туманности как индикаторы химической эволюции • Проблема расстояний до планетарных туманностей • Заключение. Нерешенные вопросы

3. Общие сведения о планетарных туманностях

4. Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720) Находится в созвездии Лира. Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину Общие сведения о планетарных туманностях Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс 0.8 M < M < 0.8 M • Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП • Звезды больших масс становится сверхновыми

5. Средняя Масса туманности составляет Примерно 0.1 Масс Солнца Параметры туманностей Скорость расширения туманности -20-40км/с По мере расширения оболочка становится разреженней, её свечение ослабевает, и, в конце концов она становится невидимой. Длительность жизни туманности в наблюдаемой фазе - около 20 000 лет. За это время их линейные радиусы возрастают в среднем от 0.015до 0.15 пк и более Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральных классов. Непрерывные спектры ядер близки к спектру абсолютно чёрного тела. Температуры ядер обычно составляют 50-100 тыс. К.За время существования туманности линейные радиусы ядра убывают от 10 до 0.03радиусов Солнца В нашей Галактике, состоящей из 200 миллиардов звёзд, известно свыше 1500 планетарных туманностей

6. NGC 7009 УФ спектры туманностей

7. T>106 K X-ray continuum T=104 K Образование туманности Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров. 1 стадия: медленный сверхветер (10-4 масс Солнца/год, 10 км/с) 2 стадия: быстрый ветер (10-8 масс Солнца/год, 2000 км/с) 3 стадия: расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff >105 K) Более сложная - модель 3-х ветров: ветер красного гиганта, сверхветер и ветер от центральной звезды

8. NGC 6826 NGC 6369 NGC 3132 Henize 3-401 Многообразие форм туманностей

9. NGC 6543: сброшенные оболочки

10. NGC 6543: гало R=VT = [10-20] км/c  [106 – 107]лет= 10-100 пк

11. Определение параметров ПТ

12. Образование линий в спектрах туманностей n2 n1 Уравнение баланса населенностей 2-x уровенный атом При малых ne<< A21/q21 Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности

13. Образование линий в спектрах туманностей Уравнения баланса населенностей 3-x уровенный атом Решение уравнений:

14. j qij qji i Силы столкновений и утончение отношенияинтенсивностей линий При малых ne<< A21/q21 -эффективная сила столкновения Сравнение экспериментальныхсечений переходаN1+N2иона O2+(Niimura2002) (жирные точки) с результатами расчетовметодом сильной связи (Aggarwal & Keenan1999) (сплошная линия).

15. Схемы уровней OIII NII 1661

16. Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей Приближение малых флуктуаций Te=Te(R), ne=ne(R) R – радиус вектор элементарного объема туманности Поток излучения от элементарного объема dV FijdV= Fij(Te,ne)dV

17. Диагностика неоднородной плазмы: Флуктуации Neи Te Gki– излучательная способ-ность плазмы в линии k->i F (T, n) – дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы:

18. NGC 7027 Определение реальных содержаний элементов Принцип наибольшего правдоподобия:

19. Ошибки определения параметров ПТ Модель: Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величиныIobsсматематическими ожиданиямиIobs0и дисперсиями По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностейлиний {Iobs} определяются N=1000 случайных величин – параметров туманностей (Te, Ne, t2, химсостав …) и строятся их функции распределения

20. Lg(Ne) Te/104K He/H*104 Lg(C/H)+12 t2 =вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры Lg(N/H)+12 Lg(O/H)+12

21. Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы эволюции галактик

22. Межзвездное молекулярное облако Красный гигант или Звезда АВГ Звезды малых и промежуточных масс какМАШИНЫ ВРЕМЕНИ Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП. Звезды больших масс становится сверхновыми Звезда главной последовательности Сброс оболочки и образование планетарной туманности Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика Если есть какая-то характеристика звездыне меняется за время эволюции звезды (или меняется известным образом), то ее современное значение говорит о значении этой характеристики во время образования звезды.

23. Времена различных стадий эволюции звезд (лет)

24. 12·109 лет Общий взгляд на эволюцию звезд

25. I II III IV 0.02R 200-300R 10-100 а.е. 1-10пк Habing & Oloffson 2003 Структура AGB-звезды

26. Химическая эволюция Галактик

27. Моделихимической эволюции Простая модель Первичное необогащенное вещ-во: XH~0.75, XHe~0.25 + ничтожное кол-во D, 3He и 7Li Газ Звезды: СЗО (SFR)Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M) Функция ЗО (SCF): C(t,M)= Ψ(t)Φ(M) (*) Звезды  Газ: τM, M, t, t+ τM, Z=ΣXiдля всех элементов тяжелее He Замкнутость системы (infall, outflow) ХС звезд соответствует ХС МЗС, из которой они образовались (IMA) Приближение «мгновенной циклической переработки» (IRA) В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели

28. Возраст звезд τ(M)=1.13·1010M-3+0.6·108M-0.75+1.2·106 yr (Prantzos, ‘07)

29. НФМ Начальная функция масс:распределение звезд по массам в момент их рождения N(M,M+ΔM)– число звезд с массами от M до M+ΔM N0– полное число рассматриваемых звезд f(M) – функция масс

30. Образование Галактических подсистем Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества) Cristina Chiappini, “The Formation and Evolution ofthe Milky Way”, American Scientist, 89, 506 (2001)

31. Two-infall модель и сверхновые

32. Распределение металличности [Fe/H]долгоживущих звезд • 1)Замкнутая модель • 2) Модель с • экспоненциально • убывающим • притоком газа (7 Gyr) • Модель с • первоначальным • обогащением • (X0=0.08XSUNдля Fe) • Данные для солнечного • цилиндра. (Prantzos, ‘07)

33. Проблема расстояний до планетарных туманностей

34. Орбиты звезд в Галактике

35. Перенормировка расстояний до ПТ 35 Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактическихПТ ПТl b Vr ,km/sCaKa71 Ac78 CKS92 Ph04reff R0|z| IC 4634 0.3 12.2 -33.1 5.17 4.32 3.88 - 4.46 3.54 0.94 SwSt 1 1.5 -6.7 -18.6 - 4.70 1.92 - 3.31 4.61 0.39 IC 4776 2.0 -13.4 18.9 - 5.19 - - 5.19 2.86 1.20 • Cahn & Kaler (1971) • Acker (1978) • Cahn, Kaler, Stranghellini (1992) • Phillips (2004)

36. Планетарные туманности как индикаторы химической эволюции Галактики

37. Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики Планетарные туманности (ПТ) занимают достаточную долю объема Галактики наблюдаются значительные различия в содержании химических элементов различия в пространственном распределении и кинематических свойствах различия в массах их центральных звезд

38. Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики Планетарные туманности

39. Структура нашей Галактики COBE-DIRBE map Наша Галактика сбоку(Mateucchi 2008) APOD, 4.01.2005 http://www.space-art.co.uk/html/galaxies/fgalaxies2.html?milkyway

40. Распределение ПТ в плоскостях (X,Y), (X,Z) и (Y,Z)

41. Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z) Z0 = 0.5 кпк

42. dN/dz dN/dR Наблюдательные проявления химической эволюции – радиальные (dN(Rz)/dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)/dz) :[X/H] = lg(n(X)/n(H)) – lg(n(X)/n(H))SUN,где X – любой элемент

43. Уплощение градиента содержания Maciel et.al., 2005: Δt=8Gyr => ΔG=0.005÷0.01 dex kpc-1 Gyr-1

44. Вертикальные градиенты O/H: расхождения с моделью ХЭ Вертикальные градиенты Модель:Allen et.al. (1998) Расчеты среднего содержания: Lunyova&Kholtygin (2002) Отношения содержания O/H. Сплошная линия – все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbert,’78). Пунктир – ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс). Кружки – данные расчетов содержания [O/H] для ПТ типов I+II+III, треугольники – для ПТ типов II+III.

45. Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков

46. Природа балджа Галактики

47. ПТ балджа (каталог) Критерии отбора: |l|<10o, |b|<8°, F (5Ghz)≤100mJy, Rg<2 кпк  2 kpc

48. Градиент содержанияО/Hдля тонкого диска и балджа IIa II (IIa+IIb) Galaxy Model ПТ и эволюция Галактики d[O/H]/dR= -0.017 dex/kpc Содержание He, C, N и O втонком диске (green) ибалдже (yellow) d[O/H]/dR=-0.031 dex/kpc

49. Сравнение содержания [O/Fe] в объектах балджа Исправление за конденсацию Fe на пылинках После исправления солнечного содержания Fe Chiappini et. al, 2009: [O/Fe] vs. [Fe/H] вкрасных гигантахбалджа Галактики

50. Распределение ПТ балджа по z Недостаток ПТ – поглощение пыли в направлении галактического центра? Распределение ПТ в плоскости(Z,Rgal)