Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. Относительные интенсивности водородных линий для случая ударных возбуждений и ионизации
I . Система уравнений стационарности 12
2 . Алгоритм решения 18
3 . Относительные интенсивности водородных линий... 22
4 . Степень ионизации газа 26
ГЛАВА П. Физические условия в эмиссионных областях активных галактик и квазаров
I Относительные интенсивности линий Loc и Нос в спектрах СГ и КЗО 31
2 Теоретические отношения НЬсЛ/нЮ 38
3 Отношение UD/JiLji) 41
4 Отношение UPuVlfflf) 44
5 Влияние фотоионизаций на образование эмиссионного спектра 46
ГЛАВА Ш.,Энергетический баланс эмиссионных облаков сейфертовских галактик и квазаров
I Постановка задачи 50
2 Мэханизмы нагрева и охлаждения электронного газа 53
3. Уравнение энергетического равновесия. Результаты вычислений 55
4 Размеры излучающих облаков и эффективность светового давления 67
ГЛАВА ІУ. Бальмеровские декременты звезд типа Т Тельца
І. Модели эмиссионных областей звезд типа Т Тельца 73
2. Бальмеровские декременты холодных звезд типа Т Тельца 76
3. Сравнительный анализ бальмеровских декрементов звезд типа Т Тельца спектральных классов Q5-K5 и К5-№ 81
ЗАКЛШЕНИЕ 87
ПРИЛОЖЕНИЕ 90
ЛИТЕРАТУРА 112
- Система уравнений стационарности
- Относительные интенсивности линий Loc и Нос в спектрах СГ и КЗО
- Постановка задачи
- Модели эмиссионных областей звезд типа Т Тельца
Система уравнений стационарности
Система уравнений стационарности для атома водорода при учете всех существенных процессов заселения и опустошения уровней имеет вид.
В (1)-(3) приняты следующие обозначения: 1еи I - концентрация электронов и протонов, JVL - населенность і -го уровня, Жк., fyic, В,а - эйнштейновские коэффициенты вероятностей переходов, fin - средняя плотность излучения в линии ut, (LlK/ - коэффициент ударного взаимодействия, Цц и Qc - коэффициенты ударной ионизации и тройной рекомбинации на і -ый уровень соответственно, Віс- коэффициент фотоионизации с I -го уровня, и,наконец, Ц и Dci- коэффициенты спонтанной и вынужденной рекомбинаций на і -ый уровень, W - коэффициент дилюции излучения.
К сожалению, для коэффициентов ударных переходов и ионизации существуют лишь полуэмпирические формулы. (При дальнейших расчетах будут использованы значения коэффициентов, вычисленные в работе Р.Е.Гершберга и Э.Э.Шноля [ I6j).
Относительные интенсивности линий Loc и Нос в спектрах СГ и КЗО
В спектрах квазаров и сейфертовских галактик 1-го типа присутствуют чрезвычайно широкие (I000-I000O км/с) эмиссионные линии водорода, углерода, магния и других элементов. Вплоть до недавнего времени наблюдали, в зависимости от красного смещения этих объектов, либо линии бальмеровской серии водорода, либо ультрафиолетовую часть спектра с линией и . На основании анализа этих линий строились модели эмиссионных областей СГ и КЗО. Вследствие огромных светимостей этих объектов - 10 -Ю4 эрг/с для квазаров и Ю43-Ю45 ЭРГ/С Д AeP сейфертовских галактик [52] обычно предполагалось, что ультрафиолетовое излучение ядер должно играть основную роль в формировании их эмиссионных спектров (см., например, обзоры Коллин-Суффрин [бз] и Девидсона и Нетзера [ 37,38] ). Однако, предлагаемые модели эмиссионных областей, построенные либо по наблюдаемому б.д. (Бакал и Козлов-ски [54,55] Нетзер [56,58] ), либо по ультрафиолетовым линиям (Девидсон [58,59] , Мак Алпайн [60J, Болдуин и Нетзер [бі]), предсказывали отношение линий и и Н равное приблизительно 13-25, т.е. "рекомбинационному" отношению, получаемому для газовых туманностей (Остерброк [ 62 ] ).
В 1977году Дж.Болдуин [Зб] построил "композиционный11 спектр "типичного11 квазара и показал, что отношение J (Lot)/ I (Het) I» т.е. на порядок меньше "рекомбинационного".
Вскоре этот результат был подтвержден прямыми наблюдениями СГ и КЗО в разных диапазонах длин волн (Давидсен и др. [ 63 ] , Пейд-жел f 64 j , By [41 ] ,Боксенберг и др. [ 65]). К настоящему времени отношение К 1 )/1 (Hot), обозначаемое обычно просто "L /H "» известно для большого числа СГ и КЗО (см.табл.2).
Как оказалось, подобное малое отношение " L / Н " характерно также и для солнечных вспышек и хромосферы (Зирин [94], Кенфилд и Пьеттэ [ 95 ] ).
Проблема малых отношений " Lcc/H " послужила толчком к пересмотру существовавших до этого фотоионизационных моделей ядер СГ и КЗО и стимулировала исследования, посвященные образованию линий в условиях неравновесной оптически толстой плазмы и объясняющие малые наблюдаемые отношения n LA/H ".
Почти все работы, в.которых исследуется вопрос об отношении интенсивностей первых линий лаймановской и бальмеровской серий, можно разбить на три группы: работы, объясняющие "аномальность" этого отношения I) наличием пыли в областях образования эмиссионных линий или во внешней околоквазарной оболочке; 2) деактивациями второго уровня атома водорода электронными ударами; 3) фотоионизациями с возбужденных уровней под действием излучения ядра.
Постановка задачи
Анализ относительных интенсивностей водородных линий, проведенный в предыдущей главе показал, что эмиссионные облака СГ иЮО являются оптически толстыми не только в линиях лайма новской и более высоких серий, но за лаймановским пределом о ( tLc 10е) и, следовательно, ионизация и тепловой баланс облака определяется не Lc - излучением ядер, а их жестким ультрафиолетовым и рентгеновским излучением [125] .
Тепловое равновесие газовых облаков СГ и КЗО было предметом исследований ряда авторов (Кван и Кролик [Юб] , Гордон и др. [П4] , Вейшейт и др. [I25J ). Так в [Юб] считалось, что нагрев электронного газа происходит в результате фотоиони-заций НІ, НеП и более тяжелых элементов, а охлаждение - в результате ударных ионизации и возбуждений атомов водорода,гелия, кислорода, углерода и железа. В работе [ 125J делалось предположение о получении энергии газом в результате столкновений с быстрыми электронами, и о потере ее при ударных возбуждениях и ионизациях атомов водорода, железа и магния. В [105, 125] было показано, что в глубоких слоях облаков (при fLc 10) электронная температура практически постоянна и равна примерно 1( -2-10%.
Авторы работ [105,125] рассматривали неподвижный слой газа, и поэтому уравнение переноса, теплового баланса и ионизационного равновесия решалось в каждой точке слоя. Однако, как уже отмечалось в главе 2, для облаков СГ и КЗО характерны внутренние движения, которые необходимо учитывать при решении вопроса об энергетическом равновесии газовых облаков. Гордон и др. [П4] учитывали существование градиентов скорости в среде при исследовании теплового баланса, однако, энергетические члены в их работе учтены весьма грубо: например, нагрев газа осуществляется в результате фотоионизаций атомов водорода.
Рассмотрим основные процессы, приводящие к нагреву и охлаждению газа. Нагрев электронного газа происходит в результате фотоионизаций водорода, гелия и других элементов под действием излучения центрального источника. Так как при 1, I излуче-ние ядра СГ и КЗО за границей серии Лаймана поглощается в тонком слое на поверхности газового облака, обращенной к ядру, то оно играет малую роль в тепловом балансе внутренних слоев. Поскольку сечение фотоионизации атома водорода убывает с частотой как ( \)/Р, ) , где - частота ионизации с основного уровня, то частота ионизующего излучения, на которой облако становится прозрачным ( TL (\ ) i ) равна J0- Т .
При 1L в Ю3 значению \)с соответствует энергия кванта 0 100 эв. Это означает, что основную роль в нагреве центральных слоев облака играют фотоионизация гелия - второго по распространенности элемента после водорода. Потенциал ионизации Не П равен 54,4 эв, т.е. близок к указанной выше пороговой энергии проникающих в глубь облака квантов. Хотя энергия ионизации Неї (24,6 эв) значительно меньше Ео, вклад Неї в нагрев облака может оказаться существенным вследствие более медленного убывания сечения фотоионизации с частотой ( V [44 ] ).
Как уже подчеркивалось выше, распределение энергии в спектрах ядер СГ и КЗО подчиняется степенному закону г , при среднем значении показателя степени « { [iOIJ. Поэтому доля энергии квантов с частотами v v0 довольно значительна.
Основная часть энергии электронного газа расходуется на ионизацию и возбуждение атомов водорода электронными ударами. Когда газ непрозрачен в линиях не только лаймановской, но и субординатных серий, эта часть энергетических потерь трудней всего поддается строгому учету, поскольку для ее определения необходимо решить сложную нелинейную систему уравнений стационарности. В свою очередь, для этого необходимо знать электронную температуру газа, т.е. решить уравнение теплового баланса. Задачи такого рода довольно трудоемки при их практической реализации и решаются с применением метода последовательных приближений. Тем не менее эту трудность можно преодолеть, воспользовавшись следующим простым примером. Зададим три параметра ле , I е и J iz , тем самым фиксируя наиболее сложную часть энергетических потерь на возбуждение и ионизацию атомов водорода электронными ударами. Так как в задаче есть еще один свободный параметр-расстояние X от ядра до эмиссионных облаков, то, составив уравнение теплового баланса, определяем из него то значение Ъ, на котором реализуется заданное значение электронной температуры.
Модели эмиссионных областей звезд типа Т Тельца
Звезды типа Т Тельца относятся к обширному классу орионо-вых переменных-звезд, связанных с туманностями (см., например, Холопов _2Ij ) и отличающихся неправильной переменностью блеска. Изучение звезд собственно Т Тельца началось с работы Джоя [149] , получившего первые спектры звезды Т Тельца, и было продолжено В.А.Амбарцумяном, Г.Аро, Г.Хербигом, П.Н.Холоповым, Ф.Хойлом и другими исследователями. В.А.Амбарцумян [19,20] , открывший Т-ассоциации и установивший, что они, наряду с ОВ-ассоциациями являются областями звездообразования в Галактике, первым указал на молодость этих звезд.
В 1962году Г.Хербиг [ 150] обосновал критерий выделения звезд в класс Т Тельца исключительно по спектральным признакам:
1) звездному спектру Ge"Me,"
2) ярким линиям водорода, гелия, железа, однократно ионизированного кальция, запрещенным линиям кислорода, серы;
3) обязательному наличию эмиссий ге I А 4063 и 4132 А ;
4) сильной линии поглощения Ltl/l 6707 А;
5) вуалированию линий поглощения непрерывной эмиссией.
В целом эмиссионный спектр звезд типа Т Тельца напоминает спектр солнечной хромосферы. Ультрафиолетовые исследования на спутнике IUE показали, что в спектрах сильны также линии СІУ А 1549 A, SiiV J 1393, 1402 А , JUg Я 2798 А (Аппензелер и др. [151J , Имхофф и Джиампапа { 152 ] ).
В настоящее время существует три группы моделей эмиссионных областей звезд типа Т Тельца: модели хромосферного типа (Дюмон и др. [ 25 J , Гершберг и Лууд [18 J , Гершберг и Петров [ 26 ] ), в которых предполагается образование эмисссионного спектра в плотном газе вблизи поверхности звезды; концепции звездного ветра (Кухи [27] % Вилсон [153,154] . Бисноватый-Коган и Ламзин [ 28,155,156] ) и аккреции вещества из остатков прот озвездного облака на поверхность звезды (Ульрих [31 ] ). Шследний тип движений предполагается у звезд типа У У Ориона, обладающих обратными профилями линий типа Р Лебедя (Уокер [30 J, Кухи [I57J ). Обсуждению этих моделей посвящен обзор Р.Ульриха [158}.
В связи с указанной неоднозначностью, важное значение имеет определение параметров излучающего газа путем тщательного анализа основных эмиссионных линий и, прежде всего, бальмеров-ской серии водорода. Для этого необходимо произвести подробные расчеты относительных интенсивностей водородных линий для различных механизмов возбуждения и ионизации атомов водорода и исследовать зависимость б.д. от физических параметров излучающего газа.
Первые попытки такого рода были предприняты Т.Киллером [159 J и И.Г.Колесником [160 J , рассматривавшими влияние на водородный рекомбинационный спектр непрерывного излучения звезды с Т = 5000 К. И.Г.Колесник [ 160] пришел к выводу о необходимости учета движений при интерпретации относительных интенсивностей линий звезд типа Т Тельца, так как оптически толстая неподвижная оболочка не может дать наблюдаемый б.д.. Т.Киллер [ I59J произвел расчеты б.д. на основе вероятностного метода В.В.Соболева [8,9] и показал, что оболочка должна быть достаточно плотной ( Jtfe I0I0CM-3).
