Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Метод анализа данных инфракрасных наблюдений . 15
1.1. Модель пыли 16
1.1.1. Состав пыли 18
1.1.2. Распределение пылинок по размерам 20
1.1.3. Межзвездное поле излучения 26
1.1.4. Температура пыли 27
1.1.5. Оптические свойства пыли 30
1.1.6. Синтетические спектры 36
1.1.7. Альтернативные модели 38
1.2. Инфракрасные наблюдения 39
1.2.1. Космические проекты Spitzer и Herschel 41
1.2.2. Наблюдаемые величины и теоретические расчеты . 44
1.3. Сопоставление моделей и наблюдательных данных пыли . 45
1.4. Заключение 48
Глава 2. Связь химического состава и свойств пылевого компонента комплексов HII 51
2.1. Выборка объектов 53
2.2. Методика измерения и оценки параметров комплексов НИ по наблюдательным данным 54
2.2.1. Апертурная фотометрия 54
2.2.2. Металличность 57
2.2.3. Параметры пылевого компонента 59
2.3. Результаты и их интерпретация 61
2.3.1. Соотношения между параметрами пыли, поля излучения и металличностью 61
2.3.2. Эволюция ПАУ 68
2.4. Заключение 71
Глава 3. Исследование комплексов HII в инфракрасном и оптическом диапазонах в контексте эволюции ПАУ 74
3.1. Информация о наблюдательных данных 77
3.1.1. Выборка объектов 77
3.1.2. Спектральные наблюдения 79
3.1.3. Свойства излучения ПАУ 82
3.2. Физические параметры комплексов НИ 84
3.2.1. Содержание ПАУ 84
3.2.2. Металличность 85
3.2.3. Возрасты комплексов НИ 87
3.2.4. Свойства поля излучения 90
3.3. Анализ результатов измерений 96
3.3.1. Соотношения между различными параметрами 96
3.3.2. Обсуждение полученных соотношений 102
3.4. Заключение 104
Глава 4. Исследование галактики Holmberg II 107
4.1. Информация о галактике Holmberg II и параметрах изучаемых комплексов НИ 109
4.2. Сопоставление параметров комплексов НИ 114
4.3. Обсуждение результатов 123
4.4. Заключение 128
Заключение 130
Список литературы 135
- Межзвездное поле излучения
- Методика измерения и оценки параметров комплексов НИ по наблюдательным данным
- Физические параметры комплексов НИ
- Сопоставление параметров комплексов НИ
Межзвездное поле излучения
Достижения современной техники позволили накопить значительный объем наблюдательных данных в инфракрасном диапазоне. За последние десятилетия реализованы как крупные наземные, так и космические проекты, нацеленные на изучение пылевой составляющей межзвездной среды в нашей и других галактиках. Для описания накопленного материала активно используются различные модели пыли. Эта глава посвящена описанию модели пыли, инструментов инфракрасного диапазона, результаты наблюдений на которых использованы в диссертации, и методу сравнения наблюдений и теоретических расчетов.
Одной из широко используемых моделей пыли является модель, предложенная в работе [3] и развитая далее в [1]. Следует отметить, что эта модель, несмотря на свою распространенность, не является уникальной; существует целый ряд других моделей [4, 5]. Однако в диссертации за основу взята именно модель [1], далее для краткости обозначаемая DL07, поэтому ниже она будет описана более подробно.
Среди большого количества существующих на сегодняшний день моделей пыли выделяются две основные модели, на которые опираются подавляющее число исследований. Первой из них является модель MRN (сокращение от фамилий авторов - Матис, Рампл, Нордсик), опубликованная в работе [6], которую можно назвать классической. Хотя результат этой работы уже давно модифицирован и уточнен, это простое описание использовалось на протяжении десятилетий в разных исследованиях и для некоторых приблизительных оценок применяется по сей день, что говорит о важности и универсальности предложенной модели.
Данное распределение пылинок по размерам было сформулировано, ис ходя из наблюдений поглощения звездного света в диффузной среде, имевшихся на момент публикации. Учитывались такие ключевые свойства поглощения пыли, как широкие полосы поглощения на 9.7 и 18 мкм, которые соответствуют колебательным модам в силикатах, и горб на 2175 A, который был описан с помощью маленьких графитовых пылинок [7, 8]. Форма пылинок считалась сферической. Согласно этой модели пылинки имеют степенное распределение по размерам (как для силикатных, так и для графитовых пылинок): _ = CnHa"3-5, amin а атах, (1.1) где 2min = 50 A и атах = 0.25 мкм, dn/da — концентрация пылинок в единичном интервале размеров, пц — плотность ядер водорода (как в атомах, так и в молекулах), С нормировочный множитель. В работе [9] были вычислены диэлектрические функции для силикатов и графитов и получены значения нормировочных множителей С = 10"2513 см2-5 для графитов и С = 10-2511 см2-5 для силикатов.
Дальнейшие наблюдения пыли как в поглощении, так и в излучении указали на недостаточность описанного классического распределения. Возникла необходимость изменить представление о распределении пылинок по размерам, чтобы объяснить накопленный наблюдательный материал. Для создания модели, которая бы полнее описывала пыль в межзвездной среде, необходимо учитывать не только размеры пылинок, но и состав, заряд, форму, а также рассчитывать температуру пылинок и их оптические свойства. Ниже мы описываем перечисленные свойства пыли и методы их измерения или расчета. 1.1.1. Состав пыли
В отличие от исследований различных материалов, проводимых на Земле, изучение межзвездной пыли не дает однозначных ответов. В действительности, можно строить гипотезы о том, из каких материалов состоит космическая пыль, основываясь на астрономических наблюдениях, но проверить их непосредственно в лаборатории невозможно, кроме единичных случаев, когда предполагаемое межзвездное вещество было доставлено на Землю в составе метеорита или космическим аппаратом. В идеальном случае спектроскопические методы позволили бы нам идентифицировать вещества, из которых состоит пыль, а также вычислить их пропорциональный вклад. Но такой подход практически недоступен для объектов с размерами космических пылинок, потому что поглощение в оптике и УФ-диапазоне по большей части происходит в континууме, а наблюдаемые спектральные особенности слишком широки для точной идентификации. Однако мы можем предположить вероятный состав пыли, поскольку знаем, какие элементы наиболее распространены в межзвездной среде, какие из них могут быть деплицированы и т.д.
Исследования показывают, что содержание различных элементов в межзвездной среде в целом подобно их содержанию в солнечной атмосфере. Самый распространенный элемент, безусловно, водород. Он может входить в состав пыли, но имеет в ней очень малую массовую долю. Следующий по обилию элемент, гелий, является инертным газом. Поэтому в качестве наиболее вероятных компонентов пыли рассматриваются менее распространенные, но и эффективно конденсируемые элементы: углерод (C), кислород (O), магний (Mg), кремний (Si), сера (S) и железо (Fe). Наблюдения показывают, что в межзвездной среде газофазное содержание С, Mg, Si, Fe очень низко по сравнению с солнечным [10].
Методика измерения и оценки параметров комплексов НИ по наблюдательным данным
Хотя большая часть пыли нагревается общим диффузным полем излучения, есть также пыль, которая локализована вблизи ярких звезд с более интенсивным полем излучения (к примеру, вблизи звезд ранних спектральных классов), нагревается до более высоких температур и создает дополнительный вклад в излучение, особенно на коротких длинах волн. Чтобы учесть эту горячую пыль, в модели DL07 вводится параметр 7, который характеризует массовую долю пыли, нагреваемую более мощным полем излучения. Таким образом, суммарное поле излучения состоит из двух компонентов — общей диффузной составляющей, характеризуемой величиной интенсивности Umin, и поля ярких областей, распределение интенсивности в которых описывается степенным законом с индексом а и пределами Um[n и Umax. На основе исследования большой выборки галактик в работе [34] был сделан вывод, что наблюдения достаточно точно описываются, если зафиксировать параметры а = 2 и Umax = 106. В диссертации для параметров а и Umax используются именно эти значения.
Каждая пылинка имеет собственную температуру, зависящую от условий, в которых она находится, состава и размера. Температура является ме рой внутренней энергии частицы, которая может изменяться при поглощении или излучении фотонов и при неупругих столкновениях с атомами или молекулами. В обычной диффузной среде пыль нагревается фотонами звездного поля излучения, и в диссертации будет учитываться только такой вид нагрева. В плотных облаках в процессе нагрева пыли могут доминировать неупругие столкновения, но для более разреженных сред ими можно пренебречь.
При расчете температуры важно учитывать размер частицы. Большие пылинки с радиусом 250 A имеют довольно низкую температуру ( 10-20 K). Процессы столкновения или испускания отдельного фотона не приводят к заметному изменению внутренней энергии такой пылинки. Однако, чем меньше пылинка, тем более такие процессы становятся значимыми. Мелкие пылинки могут нагреваться единичными фотонами и мгновенно увеличивать свою внутреннюю энергию при их поглощении.
Темп нагрева крупной пылинки может быть выражен следующим образом: ( ) = \cuvQ&hs{v)Tia 2 dv, (1.10) V (It J abs где uv представляет собой плотность энергии нагревающего поля излучения, с — скорость света, Qabsna2 — сечение поглощения для пылинки с радиусом а на частоте v. Пылинка остывает за счет излучения в дальней инфракрасной области. Темп остывания находится по формуле: dE Bv{Td)Q&bii{u) a2du, (1.11) dt где Bv(Td) функция Планка для пылинки с температурой Td. Равновесная температура пылинки (Т) с радиусом а находится из уравнения баланса, то есть из равенства темпов нагрева и остывания: [ Qabs(a, X)cuxd\ = [ Qabs(a, А)4тгВА(Т)d\ (1.12) Рис. 1.4. Температурная история графитовой пылинки с радиусом 100 A.
К мелким пылинкам такой подход неприменим, и для них нами используется описание, в котором учитывается стохастическая природа нагрева. Идея о нагреве очень мелких пылинок (ОМП) единичными фотонами была впервые высказана Гринбергом в работе [35] еще до появления первых наблюдений, указывающих, что такой процесс должен происходить в межзвездной среде. Сейчас эта идея широко применяется как для теоретических расчетов, так и для интерпретации наблюдений.
Итак, отдельный фотон может нагреть частицу до температуры в несколько сотен кельвинов. Нужно отметить, что низкоэнергетичные фотоны не приводят к значительным флуктуациям температуры, тогда как ультрафиолетовые и более энергетичные фотоны воздействуют на пылинки существенно. Внутренняя энергия сначала резко увеличивается, а затем достаточно быстро уменьшается. На рис. 1.4 показана температурная история графитовой пылинки с радиусом 100 A, нагреваемой полем мММР83. Видно, что за время - 105 с (около суток) происходит несколько событий поглощения фотонов и, соответственно, быстрого нагрева и более плавного, но также быстрого, охлаждения. Разумеется, в этом случае нужно говорить не об одном значении температуры для всех однотипных пылинок, а о распределении по температурам (dP/dT). Чем меньше пылинка, тем шире диапазон температур, до которых она может нагреваться. Для вычисления температур мелких пылинок нашей группой при участии соискателя разработана программа, результаты которой описаны в работе [36]. Кроме того, соискателем с помощью данной программы выполнены расчеты, и создана сетка распределений температур для пылинок всех типов (силикатов, графитов и ПАУ) в широком диапазоне размеров (от amin = 3.6 A до атах = 250 A) и полей (U от 0.1 до 10000). Распределения температур для нескольких размеров пылинок и значений интенсивностей приведены на рис. 1.5. Видно, что при увеличении размера пылинки распределение постепенно сужается и, наконец, превращается в ( -функцию, тогда как увеличение интенсивности поля ведет к смещению распределения в сторону более высоких температур, то есть к возрастанию средней температуры пылинок.
Данная программа основана на подходе, принятом в работе [37]. События столкновения пылинки с фотонами генерируются с помощью метода Монте-Карло, на каждом этапе решается уравнение мгновенного баланса, с помощью которого находится изменение температуры для определенной пылинки в конкретный момент времени, вызванное фотоном с конкретной частотой. Такой подход необходим для объяснения излучения в ближнем и среднем ИК-диапазонах. Выполненные расчеты будут использованы далее в диссертации.
Физические параметры комплексов НИ
Техническая новизна работы: Разработаны и исследованы высоконадёжные СЛД с центральной длиной волны в диапазоне 660-690 нм, превосходящие по выходной мощности существующие аналоги. Разработаны и исследованы СЛД на основе ОКРС диапазона 800 - 900 нм с колоколообразной формой спектра. В этих приборах толщина активных слоёв, длины активных каналов и рабочие режимы были выбраны таким образом, чтобы вклад в суперлюминесценцию давали квантовые переходы только из основной подзоны энергетического спектра. При этом с ростом тока инжекции ширина спектра сильно увеличивается в отличие от СЛД на основе «объёмных» двухсторонних гетероструктур (ДГС), в которых ширина спектра слабо зависит от уровня накачки. Использование различных составов активных слоёв позволило разработать серию СЛД-модулей с различными центральными длинами волн в указанном спектральном диапазоне и выходными мощностями от единиц до десятков мВт. По ширине спектра эти приборы превосходят существующие аналоги. Форма спектра излучения, близкая к гауссовой, позволяет получить АКФ с минимальными искажениями центрального пика, что, в свою очередь, улучшает соотношение сигнал-шум при применении этих СЛД в интерференционных системах.
Разработаны и исследованы СЛД, обладающие рекордно широким спектром порядка 100 нм при центральной длине волны около 830 нм, на основе ОКРС со сверхтонким активным слоем.
На основе разработанных СЛД созданы два типа двухканальных комбинированных источников излучения «ближайшего» ИК - диапазона с шириной спектра около 100 нм и 200 нм. Приборы первого типа, в отличие от существующих аналогов, обладают колоколообразной формой спектра и АКФ, практически не содержащей «пьедестала», что является неоспоримым преимуществом для ряда практических применений, в частности для ОКТ. Прибор второго типа обладает рекордной для приборов данного класса длиной когерентности излучения и крайне низкой чувствительностью к оптической обратной связи.
Разработаны и исследованы 4 типа пространственно-одномодовых СЛД с различными центральными длинами волн (790 нм, 840 нм, 960 нм и 1060 нм), обладающих непрерывной выходной оптической мощностью до 100 мВт. Разработаны миниатюрные высоконадёжные светоизлучающие модули на их основе, превосходящие по выходной мощности существующие аналоги в 1,5-2 раза.
Разработана новая модель ПОУ-модуля бегущей волны на основе (InGaAs) двухслойной квантоворазмерной структуры (ДКРС) с полосой оптического усиления шириной порядка 100 нм, с центральной длиной волны 1060 нм. По основным техническим характеристикам этот ПОУ превосходит существующие аналоги.
Использование разработанного ПОУ в кольцевом оптоволоконном резонаторе позволило усовершенствовать ранее выпускавшуюся модель перестраиваемого лазера, в котором были применены менее эффективный ПОУ и линейная схема внешнего резонатора.
Диссертационная работа состоит из введения, трёх глав, заключения, приложения и списка литературы.
На защиту выносятся следующие положения:
1. Исследованы и разработаны СЛД с центральными длинами волн в диапазоне 660-690 нм и мощностью из ОВС более 10 мВт, обладающие сроком службы более 20000 часов.
2. Исследованы СЛД диапазона 800-900 нм на основе ОКРС с колоколообразной формой спектра. Разработаны светоизлучающие модули с шириной спектра до 60 нм при мощностях до 32 мВт из ОВС. Использование различных составов активных слоёв позволило изменять центральную длину волны излучения. Разработаны четыре типа приборов с центральными длинами волн 810 нм, 840 нм, 860 нм и 880 нм. Форма спектра излучения, близкая к гауссовой, обеспечивает АКФ с минимальными искажениями центрального пика, что радикально улучшает соотношение сигнал-шум при различных применениях. 3. Исследованы СЛД с центральной длиной волны излучения 830 нм, обладающие сверхшироким спектром. Получена мощность около 2 мВт из ОВС при ширине спектра более 100 нм.
4. На основе разработанных СЛД создан новый комбинированный источник света – BroadLighter D-860-G. Спектр излучения прибора имеет колоколообразную форму с шириной до 100 нм при выходной оптической мощности 5-20 мВт из ОВС.
5. На основе новых и ранее разработанных СЛД создан новый комбинированный источник света – BroadLighter D-880-MP. Спектр излучения прибора имеет ширину до 200 нм, выходная оптическая мощность составляет около 1,5 мВт из ОВС. Его важным достоинством является крайне низкая чувствительность к оптической обратной связи
6. Разработаны и исследованы пространственно-одномодовые СЛД с центральными длинами волн 790 нм, 840 нм, 960 нм и 1060 нм и непрерывной выходной оптической мощностью до 100 мВт.
7. Разработана новая модель ПОУ-модуля бегущей волны, на основе гетероструктур с двумя квантоворазмерными активными слоями состава (InGa)As с полосой оптического усиления шириной около 100 нм (диапазон: 1010 -1110 нм) и «чистым» коэффициентом усиления (из ОВС в ОВС) около 25 дБ.
8. С использованием вышеуказанного ПОУ-модуля была усовершенствованна ранее выпускаемая модель перестраиваемого лазера BroadSweeper-1060, в котором были использованы менее эффективный ПОУ и линейная схема внешнего резонатора. Диапазон спектральной перестройки и выходная оптическая мощность увеличены в 1,5 и 4 раза соответственно.
Сопоставление параметров комплексов НИ
На сегодняшний день с большой степенью вероятности установлено, что ПАУ являются одним из компонентов межзвездной среды как в нашей Галактике, так и в других галактиках. Наряду с ОМП эмиссия ПАУ доминирует в ближней и средней ИК-областях (2-20 мкм), внося значительный вклад в общую инфракрасную светимость галактики [57]. Как уже говорилось в Главе 1, нагрев ПАУ происходит стохастически, и для возбуждения частицы (ПАУ или ОМП) необходим УФ-фотон. Следовательно, излучение ПАУ связано с УФ-полем, поэтому его часто рассматривают в качестве индикатора звездообразования [60-62]. Однако установить такую связь намного сложнее, чем казалось сначала, потому что помимо возбуждения ПАУ, УФ-фотоны также разрушают эти частицы, и в средах с жестким/интенсивным полем УФ-излучения эмиссия ПАУ может быть ослаблена, тогда как процесс звездообразования может быть достаточно интенсивным.
Помимо связи излучения ПАУ с темпом звездообразования была также обнаружена связь их содержания с металличностью галактики [34, 57, 63-66]. Галактики можно условно разделить на две группы по значению металлич-ности 12 + log(0/H) « 8.1, выше которого доля ПАУ в общей массе пыли (то есть, дрдн) высока, а при более низких значениях металличности величина ФАН заметно снижается. До сих пор исследователи не пришли к однозначному объяснению этого разделения. На данный момент рассматривается два основных сценария. Согласно одному из них, «конструктивному», ПАУ менее эффективно формируются в галактиках с низкой металличностью [67]. Такой сценарий, возможно, имеет основания с точки зрения теории химической эво люции галактики и эволюции звезд. Если ПАУ синтезируются в атмосферах звезд асимптотической ветви гигантов (АВГ), богатых углеродом [68], то их производство зависит от отношения углерода к кислороду, которое само может быть чувствительно к металличности. Согласно другому сценарию, «деструктивному», в низкометалличных средах более эффективно происходит разрушение ПАУ, возможно, в связи с более интенсивным полем излучения [64, 69] или более сильными ударными волнами от вспышек сверхновых [70]. Однако ни один из этих сценариев не может полностью описать наблюдаемую картину. Необходимы более детальные исследования вопроса о содержании ПАУ и факторов, которые влияют на разрушение и формирование ПАУ в средах с разной металличностью.
Исследование этих вопросов напрямую связано с развитием инфракрасной техники. Наблюдательные данные, полученные на инструментах IRAC и MIPS телескопа Spitzer, позволили определить содержание ПАУ по отношению к общей массе пыли во внегалактических объектах [34]. Для подавляющего числа галактик из-за низкого разрешения на 160 мкм ( 38") была доступна только интегральная фотометрия. Апертурная фотометрия отдельных комплексов HII была возможна только для Большого [71] и Малого [56] Магеллановых Облаков, галактики M101 [72] и немногих других [73]. Одной из попыток провести исследование на масштабе более мелком, чем целая галактика, стала работа [74], авторы которой провели поверхностную фотометрию галактик из выборки SINGS [54] и установили, что корреляция «содержание ПАУ-металличность» сохраняется при переходе к более мелким масштабам. В диссертации выполнена работа по изучению содержания ПАУ и других параметров среды на масштабах отдельных комплексов HII с помощью телескопа Herschel (инструмент PACS), который обладает лучшим по сравнению со Spitzer разрешением в длинноволновой области (70 и 160 мкм) и потому успешно дополняет измерения, полученные на инструментах IRAC и MIPS (Spitzer). В этой главе описано данное исследование, включая технические детали (методика апертурной фотометрии, оценка металличности и др.) и интерпретацию полученных результатов.
2.1. Выборка объектов
Для данного исследования нами были отобраны 24 галактики, для которых в открытом доступе имеются наблюдательные данные как с телескопа Spitzer, так и с телескопа Herschel. Все эти галактики принадлежат большому обзору SINGS [54], проведенному на телескопе Spitzer. Для большинства из них наблюдения на телескопе Herschel проводились в рамках обзора KINGFISH [75]. Для трех галактик (NGC 2403, NGC 6822, NGC 5194) наблюдения выполнялись по программам других проектов. В таблице 2.1 приводится список галактик и краткая информация о них: название, морфологический тип (взяты из работы [76]), идентификационный номер наблюдательной заявки на телескопе Herschel, число исследуемых комплексов HII в данной галактике, ссылки на работы, по которым эти комплексы были идентифицированы, и, наконец, разрешение для конкретной галактики в кпк, которое может быть достигнуто с помощью инструмента PACS на 160 мкм.
Инфракрасные фотометрические данные с телескопа Spitzer на длинах волн 3.6, 4.5, 5.8, 8.0, 24 мкм были взяты в обработанном виде из открытого архива SINGS1. Данные с инструмента PACS на длинах волн 70 и 160 мкм взяты из архива телескопа Herschel2 на стадии обработки «Level 1», полученной с помощью автоматизированного программного обеспечения версии 6.1.1. Дальнейшая обработка выполнялась соискателем самостоятельно при использовании программы SCANAMORPHOS [77].
