(ПТ) Определение параметров планетарных туманностей

Определение параметров планетарных
туманностей и химическая эволюция
Галактики
А.Ф.Холтыгин
Санкт-Петербургский
Государственный Университет
Кафедра Астрономии
Баку-Шамахинская обсерватория
декабрь 2012 г.
Содержание
1. Общие сведения о планетарных туманностях (ПТ)
2. Определение параметров планетарных
туманностей
3. Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы
эволюции галактик
4. Химическая эволюция Галактик
5. Проблема расстояний до планетарных туманностей
6. Местная группа галактик
7. Планетарные туманности как индикаторы
химической эволюции
8. Проблема расстояний до планетарных туманностей
9. Заключение. Нерешенные вопросы
Общие
сведения о
планетарных
туманностях
Общие сведения о
планетарных
туманностях
Кольцевая
Туманность M57 (NGC 6720)
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
Находится в созвездии Лира.
Центральная звезда имеет 14-ю
звездную величину
Параметры
туманностей
Средняя Масса туманности составляет
Примерно 0.1 Масс Солнца
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
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
УФ спектры
туманностей
NGC 7009
Образование
туманности
1 стадия: медленный
сверхветер (10-4 масс
Солнца/год, 10 км/с)
T>106
K
X-ray
continuum
2 стадия: быстрый
ветер (10-8 масс
Солнца/год, 2000 км/с)
Модель ISW
(взаимодействующих
звездных ветров) или
модель 2-х ветров.
3 стадия:
расширение
оболочки и ее
ионизация
излучением
Более сложная центральной
звезды (Teff >105 модель 3-х ветров:
K)
T=104 K
ветер красного
гиганта, сверхветер
и ветер от
центральной звезды
Многообразие форм туманностей
NGC 6369
NGC 3132
NGC 6826
Henize 3-401
NGC 6543: сброшенные оболочки
NGC
6543:
гало
R=VT =
[10-20] км/c 
[106 – 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров
ПТ
Образование линий в спектрах туманностей
2-x уровенный атом
n2
Уравнение баланса населенностей
b12n1   A21  a21 n2
b12  ne q12 , a21  ne q21
n2 g 2  ne q21  h12 / kTe

 e

n1 g1  A21  ne q21 
При малых ne << A21/q21
n1
E21  ne n1q12h 12
Стандартное соотношение для
оценки интенсивностей линий в
спектрах объектов низкой плотности
Образование линий в спектрах туманностей
3-x уровенный атом
Уравнения баланса населенностей
ne q12n1   A32  ne q32  n3   A21  ne q21  ne q23  n2 ,

 ne q13 n1  q23 n2    A31  A32  ne q31  q32  n3
Решение уравнений:
ne q12  A31  A32  ne q31  ne q32   ne q13  A32  ne q32 
 n2
 n   A  n q  A  A  n q  n q   n q  A  n q  ,
1
21
e 21
31
32
e 31
e 32
e 23
31
e 31
n
ne q12ne q23  ne  A21  ne q21  ne q23 
3
 
.
 n1  A21  ne q21  A31  A32  ne q31  ne q32   ne q23  A31  ne q31 
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей
линий
I 21  12  q12  A31  
При малых

1
1 

ne << A21/q21

I 32  23  q13  A32  


v0
0
qij    ij (v)vf (v)dv, q ji    ij (v)vf (v)dv,
h 2 ij
 ij (v) 
4 m 2 g i v 2
8.63 10 6
 h ij / kTe
qij 

e
ij
1/ 2
g iTe
8.63 10 6
qij 
ij
1/ 2
g jTe
j
qij
qji
i
ij  ij -эффективная сила столкновения
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
1661
Диагностика неоднородной плазмы
планетарных туманностей
Приближение
малых
флуктуаций
Te=Te(R), ne=ne(R)
R – радиус вектор элементарного
Поток излучения от
элементарного объема dV
FijdV= Fij(Te,ne)dV
объема туманности
Te / Te  1
ne / ne  1
Диагностика неоднородной плазмы: Флуктуации
I ki  Gki (T , n)n 2 dV   Gki (T , n)  F (T , n)dndT
V
I ki  I (1  tt  ts   ss )
0
ki
2
F (T, n) – дифференциальная
парциальная мера эмиссии плазмы:
2
Ne и Te
Gki – излучательная способность плазмы в линии k->i
_ _
 T  (T  T_ ) /_T  1
 n  (n  n) / n  1
 F (T , n)dndT  ne nF dV(T n )
e e
 1  2Q 1 2 
 tt  
Q t 
2
 2 t
 t t , s  s
 tts
  2Q 1 

Q ts
 ts
 t t , s  s
 1  2Q 1 2 
 ss  
Q s 
2
 2 t
 t t , s  s
Определение реальных содержаний элементов
Принцип наибольшего правдоподобия:
P (Te , ne ,  2 ...)  P ( I1 , I 2 , ... I n )  P ( I1 )  P ( I 2 )  ...  P ( I n )
P
P
N
opt
(T e
(I ) 
opt
, ne
1
2 

e
,
opt
, ...)  max
1  I o b s I  2


2 


 
I
Ошибки определения
параметров ПТ
Модель: Интенсивности линий есть нормально
распределенные случайные величины Iobs с
математическими ожиданиями Iobs0 и дисперсиями
 N   I obs I N  N ,   0.01 (opt  IR), 0.03 (UV )
1
2
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
Lg(Ne)
He/H*104
Te/104K
Lg(C/H)+12
t2
f (t )  35 e
2
Lg(N/H)+12
Lg(O/H)+12
0.01t 2
 29 e
2
1  t 2 0.036

 
0.009 
2
=вклады крупномасштабных +
мелкомасштабных флуктуаций
температуры
Звезды
промежуточных и
малых масс –
индикаторы
эволюции
галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
0.8  M/MΘ  8.0
Межзвездное
молекулярное
облако
Звезда главной
последовательности
Красный
гигант или
Звезда АВГ
Звезды меньших масс не
успевают завершить
эволюцию на ГП. Звезды
больших масс становится
сверхновыми
Сброс оболочки и образование
планетарной туманности
Рассеивание планетарной
туманности и образование
белого карлика
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.
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса Спектральн Время
эволюции
(масс
ый тип
до ГП
Солнца)
От ГП до
стадии
Время жизни
Красного
на ГП
Гиганта
5·106 5.5·105
107 1.7·106
30
15
O5
B0
20000
9
5
3
1.5
1.0
0.5
0.1
B2
B5
A0
F2
G2
M0
M7
2·105 2.2·107 2·105
60000
6·105 6.8·107 2·106
3·106 2.4·108 9·106
2·107
5·107
2·108
5·108
2·109 2.8·108
1010 6.8·108
–
3·1010
–
1012
На стадии
красного
гиганта
АВГ
3·105
2·106
-
5·106
2·107
8·107
4·108
109
–
–
2·105
9·105
4·106
1.0·107
1.2·107
-
-
Общий
взгляд на
эволюцию
звезд
12·109 лет
Структура AGB-звезды
I
0.02 R
II
200-300 R
III
10-100 а.е.
Habing & Oloffson 2003
IV
1-10 пк
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) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF): C(t,M)= Ψ(t)Φ(M)
(*)
Звезды  Газ:
τM, M, t, t+ τM, Z=ΣXi 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
τ(M)=1.13·1010M-3+0.6·108M-0.75+1.2·106 yr
(Prantzos, ‘07)
Начальная функция масс: распределение звезд по массам в момент их рождения
N (M , M  M )  N0 f(M) M
N(M,M+ΔM) – число звезд с массами от
M до M+ΔM
N0 – полное число рассматриваемых звезд
f(M) – функция масс
НФМ
Образование
Галактических
подсистем
Формирование галактических подсистем в ходе
притока газа (2 эпизода
выпадения вещества)
Cristina Chiappini,
“The Formation and
Evolution of the Milky
Way”, American
Scientist, 89, 506 (2001)
Two-infall
модель и
сверхновые
Распределение металличности [Fe/H]
долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель
2) Модель с
экспоненциально
убывающим
притоком газа (7 Gyr)
3) Модель с
первоначальным
обогащением
(X0=0.08XSUN для Fe)
Данные для солнечного
цилиндра.
(Prantzos, ‘07)
Проблема
расстояний до
планетарных
туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
–
–
–
–
Cahn & Kaler (1971)
Acker (1978)
Cahn, Kaler, Stranghellini (1992)
Phillips (2004)
R0(known)
GSc = (obtained )
R0
R0(known) = 7.9 ± 0.2 kpc
Новый каталог
исправленных расстояний
до 320 галактических ПТ
ПТ
l
b
Каталог
Число ПТ
<R0>, кпк
GSc
CaKa-71
252
5.8±0.3
1.36
Ac-78
CKS-92
Ph-04
233
277
219
5.4±0.4
1.47
1.40
1.16
Vr ,km/s CaKa71 Ac78 CKS92
IC 4634 0.3 12.2 -33.1
Ph04
5.7±0.4
6.7±0.5
reff
R0
|z|
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
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
ЗВЕЗДЫ
Планетарные
туманности
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
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
Распределение ПТ в плоскостях (X,Y), (X,Z) и (Y,Z)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью
Галактики (z)
z/z0
N(z)e
Z0 = 0.5 кпк
Наблюдательные проявления химической эволюции
dN/dz
dN/dR
– 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: Δt=8Gyr => ΔG=0.005÷0.01 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные
градиенты
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.
Глобальные параметры планетарных туманностей
Галактики и Магеллановых облаков
Тип
I
IIa
<z>
0.23
0.31
<Mcs>
0.686
0.638
[He]
11.21
11.13
[C]
8.32
8.82
[N]
8.96
8.73
[O]
8.63
8.75
IIb
III
IV
Балдж
БМО
ММО
0.56
1.05
1.35
0.56
-
0.617
0.599
0.588
0.614
11.03
10.94
11.06
11.16
11.02
11.10
8.55
8.60
8.64
8.74
8.80
8.98
8.36
7.92
7.98
8.59
7.49
8.08
8.53
8.41
8.22
8.86
8.24
8.30
10.93
10.99
8.39
8.55
7.78
7.97
8.66
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
Galaxy
Model
ПТ и эволюция Галактики
d[O/H]/dR=
-0.017 dex/kpc
IIa
Содержание He, C, N и O в
тонком диске (green) и
балдже (yellow)
II (IIa+IIb)
d[O/H]/dR= -0.031 dex/kpc
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
Недостаток ПТ –
поглощение пыли в
направлении
галактического центра?
Распределение ПТ
в плоскости (Z,Rgal)
Планетарные
туманности в
нашей Галактике
и галактиках
местной группы
Местная
группа
галактик
на северном
небе
Структура локальной
системы
Состав: Млечный путь, M31, M33, БМО,
ММО, и около 40 карликовых галактик
NGC 6822-I
Leo I -dE3
M32 - E2
Наша Галактика и Магеллановы облака
54
Kawata et al., Swinburne Univ.
http://www.atnf.csiro.au/news/press/images/magellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика
d[Ne/H]/dR
(dex/kpc)
ссылка
-0.016±0.017
GSSSD97
CGMJ06
GSSSD97
GS87
CUC04
GSSSD97
M31
d[O/H]/dR
(dex/kpc)
-0.03
M33
-0.012±0.011
M51
-0.046
M81
-0.08
M101
-0.028±0.01
NGC2403
-0.102±0.009
-
Галактика
-0.012
-0.019
Milanova &
Kholtygin 2009
Галактика
(тонкий диск)
-0.03
-
Milanova &
Kholtygin 2009
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: Cedrés et al. 2004, A&A, 422, 511
Планетарные
туманности и
определение
расстояний до
галактик
Планетарные туманности и определение
расстояний до галактик
ПТ могут служить
индикатором расстояния
до близких Галактик
Ярчайшая ПТ в 50-ти
ближайших галактик имеет
постоянную яркость:
L([OIII]λ5007 )= 5·103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007
излучается около 10% полной энергии,
излучаемой туманностью. В линии H - 3-5%.
То есть ПТ высвечивает значительную
часть своей энергии в очень узкой
спектральной области (1-2 Å)
Спектр туманности PN060 в галактике M33
Расстояния до галактик: результаты
Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
TRGB – по наиболее ярким красным
гигантам
SBF – флуктуациям поверхностной
яркости
BBSG – ярчайшим голубым
сверхгигантам
ПТ в галактике M83: красные точки – EPM – по расширяющимся
оболочкам сверхновых
самые слабые, синие – самые яркие
Спасибо за
внимание