Звезда становятся красным гигантом

А.Ф.Холтыгин Санкт-Петербургский Государственный Университет Кафедра

Астрономии

Баку-Шамахинская обсерватория декабрь 2012 г.

Определение параметров планетарных туманностей и химическая эволюция Галактики

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

Общие сведения о планетарных туманностях

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

Скорость расширения туманности - 20-40 км/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 0.015 до 0.15 пк и более

Средняя Масса туманности составляет Примерно 0.1 Масс Солнца

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 0.03 радиусов Солнца

В нашей Галактике, состоящей из 200 миллиардов звёзд, известно свыше 1500 планетарных туманностей

Параметры туманностей

NGC 7009

УФ спектры туманностей

Образование туманности

Более сложная - модель 3-х ветров: ветер красного гиганта, сверхветер и ветер от центральной звезды

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)

Многообразие форм туманностей

NGC 6543: сброшенные оболочки

NGC 6543: гало

R=V?T = [10-20] км/c ? [106 – 107] лет = 10-100 пк

Определение параметров ПТ

2-x уровенный атом

При малых ne << A21/q21

Образование линий в спектрах туманностей

Уравнение баланса населенностей

Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности

Решение уравнений:

3-x уровенный атом

Образование линий в спектрах туманностей

Уравнения баланса населенностей

Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий

-Эффективная сила столкновения

При малых ne << A21/q21

Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal & Keenan 1999) (сплошная линия).

Схемы уровней OIII NII

Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей

Приближение малых флуктуаций

Te=Te(R), ne=ne(R)

FijdV= Fij(Te,ne)dV

R – радиус вектор элементарного объема туманности

Поток излучения от элементарного объема dV

Диагностика неоднородной плазмы: Флуктуации Ne и Te

?F (T, n) – дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы:

Gki – излучательная способ-ность плазмы в линии k->i

Принцип наибольшего правдоподобия:

Определение реальных содержаний элементов

Ошибки определения параметров ПТ

Модель: Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs0 и дисперсиями

По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий {Iobs} определяются N=1000 случайных величин – параметров туманностей (Te, Ne, t2, химсостав …) и строятся их функции распределения

t2

=Вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры

Lg(Ne)

Te/104K

He/H*104

Lg(C/H)+12

Lg(N/H)+12

Lg(O/H)+12

Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы эволюции галактик

Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ

Если есть какая-то характеристика звезды не меняется за время эволюции звезды (или меняется известным образом), то ее современное значение говорит о значении этой характеристики во время образования звезды.

Сброс оболочки и образование планетарной туманности

Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика

Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП. Звезды больших масс становится сверхновыми

Звезда главной последовательности

Времена различных стадий эволюции звезд (лет)

Авг

30

O5

5·106

3·105

-

15

B0

107

2·106

-

9

B2

2.2·107

5·106

2·105

9·105

5

B5

6.8·107

2·107

3

A0

2.4·108

8·107

4·106

1.5

F2

2·109

4·108

1.0

G2

1010

109

0.5

M0

3·1010

–

0.1

M7

1012

–

20000

5.5·105

60000

1.7·106

2·105

2·105

6·105

2·106

3·106

9·106

2·107

2.8·108

1.0·107

5·107

6.8·108

1.2·107

2·108

–

-

5·108

–

-

Масса (масс Солнца)

Спектральный тип

Время эволюции до ГП

От ГП до стадии Красного Гиганта

На стадии красного гиганта

Время жизни на ГП

Общий взгляд на эволюцию звезд

Структура AGB-звезды

Habing & Oloffson 2003

Химическая эволюция Галактик

Модели химической эволюции

Простая модель Первичное необогащенное вещ-во: XH~0.75, XHe~0.25 + ничтожное кол-во D, 3He и 7Li Газ ? Звезды: СЗО (SFR) ?(t) + НФМ (IMF) ?(M) Функция ЗО (SCF): C(t,M)= ?(t)?(M) (*) Звезды ? Газ: ?M, M, t, t+ ?M, Z=?Xi для 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

Возраст звезд

?(M)=1.13?1010M-3+0.6?108M-0.75+1.2?106 yr (Prantzos, ‘07)

N(M,M+

M) – число звезд с массами от M до M+?M N0 – полное число рассматриваемых звезд f(m) – функция масс

Начальная функция масс: распределение звезд по массам в момент их рождения

Нфм

Cristina Chiappini, “The Formation and Evolution of the Milky Way”,

American Scientist, 89, 506 (2001)

Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)

Образование Галактических подсистем

Two-infall модель и сверхновые

Распределение металличности [Fe/H] долгоживущих звезд

1)Замкнутая модель 2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr) Модель с первоначальным обогащением (X0=0.08XSUN для Fe) Данные для солнечного цилиндра.

(Prantzos, ‘07)

Проблема расстояний до планетарных туманностей

Орбиты звезд в Галактике

ПТ l b vr ,km/s caka71 ac78 CKS92 ph04 reff 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

Перенормировка расстояний до ПТ

Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ

Cahn & Kaler (1971) Acker (1978) Cahn, Kaler, Stranghellini (1992) Phillips (2004)

Каталог

<R0>, кпк

GSc

CaKa-71

252

1.36

Ac-78

233

1.47

CKS-92

277

1.40

Ph-04

219

1.16

Число ПТ

5.8±0.3

5.4±0.4

5.7±0.4

6.7±0.5

35

Планетарные туманности как индикаторы химической эволюции Галактики

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

Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики

Планетарные туманности

Структура нашей Галактики

COBE-DIRBE map

APOD, 4.01.2005

Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)

http://www.space-art.co.uk/html/galaxies/fgalaxies2.html?milkyway

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

Z0 = 0.5 кпк

Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)

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

Уплощение градиента содержания

Maciel et.al., 2005: ?t=8Gyr => ?G=0.005?0.01 dex kpc-1 Gyr-1

Вертикальные градиенты O/H: расхождения с моделью ХЭ

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.

Вертикальные градиенты

Тип

<z>

<Mcs>

[He]

[C]

[N]

[O]

I

0.23

0.686

11.21

8.32

8.96

8.63

IIa

0.31

0.638

11.13

8.82

8.73

8.75

IIb

0.56

0.617

11.03

8.55

8.36

8.53

III

1.05

0.599

10.94

8.60

7.92

8.41

IV

1.35

0.588

11.06

8.64

7.98

8.22

Балдж

0.56

0.614

11.16

8.74

8.59

8.86

Бмо

-

11.02

8.80

7.49

8.24

Ммо

-

11.10

8.98

8.08

8.30

Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков

10.93

8.39

7.78

8.66

10.99

8.55

7.97

8.87

Asplund et.al. (2005)

Grevesse, Noels (1996)

Природа балджа Галактики

ПТ балджа (каталог)

Критерии отбора: |l|<10o, |b|<8°, F (5Ghz)?100mJy, Rg<2 кпк

? 2 kpc

Градиент содержания О/H для тонкого диска и балджа

Содержание He, C, N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)

Galaxy Model

d[O/H]/dR= -0.017 dex/kpc

d[O/H]/dR= -0.031 dex/kpc

ПТ и эволюция Галактики

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] в красных гигантах балджа Галактики

Распределение ПТ балджа по z

Распределение ПТ в плоскости (Z,Rgal)

Недостаток ПТ – поглощение пыли в направлении галактического центра?

Планетарные туманности в нашей Галактике и галактиках местной группы

Местная группа галактик

На северном небе

Структура локальной системы

Leo I -dE3

Состав: Млечный путь, M31, M33, БМО, ММО, и около 40 карликовых галактик

M32 - E2

NGC 6822-I

Наша Галактика и Магеллановы облака

http://www.atnf.csiro.au/news/press/images/magellanic_pi

Kawata et al., Swinburne Univ.

54

-0

03

-

-

GSSSD97

-0.016±0.017

CGMJ06

-

GSSSD97

-

GS87

-

CUC04

-

GSSSD97

Галактика

-0.019

Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик

d[O/H]/dR (dex/kpc)

d[Ne/H]/dR (dex/kpc)

Ссылка

M31

-0.03

M33

-0.012±0.011

M51

-0.046

M81

-0.08

M101

-0.028±0.01

NGC2403

-0.102±0.009

-0.012

Milanova & Kholtygin 2009

Галактика (тонкий диск)

Milanova & Kholtygin 2009

Галактика

GSSSD97: Garnett et al. 1997, ApJ, 489, 63 CGMJ06: Crockett et al. 2006, ApJ, 637, 741 GS87: Garnett et al. 1987, ApJ, 317, 82 CUC04: Cedr?s et al. 2004, A&A, 422, 511

Планетарные туманности и определение расстояний до галактик

Планетарные туманности и определение расстояний до галактик

В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]?5007 излучается около 10% полной энергии, излучаемой туманностью. В линии H? - 3-5%.

Ярчайшая ПТ в 50-ти ближайших галактик имеет постоянную яркость: L([OIII]?5007 )= 5·103 L?

Спектр туманности PN060 в галактике M33

То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 ?)

ПТ могут служить индикатором расстояния до близких Галактик

Расстояния до галактик: результаты

TRGB – по наиболее ярким красным гигантам SBF – флуктуациям поверхностной яркости BBSG – ярчайшим голубым сверхгигантам EPM – по расширяющимся оболочкам сверхновых

ПТ в галактике M83: красные точки – самые слабые, синие – самые яркие

Изображение галактики M83 в линии [OIII]?5007

Спасибо за внимание