АФХолтыгинСанкт-Петербургский
Государственный УниверситетКафедра Астрономии
Определение параметров планетарных туманностей и
химическая эволюция Галактики
Баку-Шамахинская обсерваториядекабрь 2012 г
Содержание1 Общие сведения о планетарных туманностях (ПТ)2 Определение параметров планетарных
туманностей3 Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик4 Химическая эволюция Галактик5 Проблема расстояний до планетарных туманностей6 Местная группа галактик7 Планетарные туманности как индикаторы
химической эволюции8 Проблема расстояний до планетарных туманностей9 Заключение Нерешенные вопросы
Общие сведения о планетарн
ых туманностя
х
Общие сведения о планетарных туманностях
Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720)
Находится в созвездии Лира Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину
Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс
08 M lt M lt 08 M
bullЗвезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП
bullЗвезды больших масс становится сверхновыми
Средняя Масса туманности составляетСредняя Масса туманности составляетПримерно Примерно 0101 Масс Солнца Масс Солнца
Скорость расширения туманности -Скорость расширения туманности - 20-4020-40 кмскмс
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 0015 до 015 пк и более
Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральныхклассов 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 003 радиусов Солнца
В нашей Галактике состоящей из 200 миллиардов звёзд известно свыше 1500 планетарных туманностей
Параметры туманностей
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Содержание1 Общие сведения о планетарных туманностях (ПТ)2 Определение параметров планетарных
туманностей3 Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик4 Химическая эволюция Галактик5 Проблема расстояний до планетарных туманностей6 Местная группа галактик7 Планетарные туманности как индикаторы
химической эволюции8 Проблема расстояний до планетарных туманностей9 Заключение Нерешенные вопросы
Общие сведения о планетарн
ых туманностя
х
Общие сведения о планетарных туманностях
Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720)
Находится в созвездии Лира Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину
Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс
08 M lt M lt 08 M
bullЗвезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП
bullЗвезды больших масс становится сверхновыми
Средняя Масса туманности составляетСредняя Масса туманности составляетПримерно Примерно 0101 Масс Солнца Масс Солнца
Скорость расширения туманности -Скорость расширения туманности - 20-4020-40 кмскмс
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 0015 до 015 пк и более
Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральныхклассов 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 003 радиусов Солнца
В нашей Галактике состоящей из 200 миллиардов звёзд известно свыше 1500 планетарных туманностей
Параметры туманностей
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Общие сведения о планетарн
ых туманностя
х
Общие сведения о планетарных туманностях
Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720)
Находится в созвездии Лира Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину
Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс
08 M lt M lt 08 M
bullЗвезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП
bullЗвезды больших масс становится сверхновыми
Средняя Масса туманности составляетСредняя Масса туманности составляетПримерно Примерно 0101 Масс Солнца Масс Солнца
Скорость расширения туманности -Скорость расширения туманности - 20-4020-40 кмскмс
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 0015 до 015 пк и более
Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральныхклассов 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 003 радиусов Солнца
В нашей Галактике состоящей из 200 миллиардов звёзд известно свыше 1500 планетарных туманностей
Параметры туманностей
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Общие сведения о планетарных туманностях
Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720)
Находится в созвездии Лира Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину
Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс
08 M lt M lt 08 M
bullЗвезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП
bullЗвезды больших масс становится сверхновыми
Средняя Масса туманности составляетСредняя Масса туманности составляетПримерно Примерно 0101 Масс Солнца Масс Солнца
Скорость расширения туманности -Скорость расширения туманности - 20-4020-40 кмскмс
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 0015 до 015 пк и более
Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральныхклассов 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 003 радиусов Солнца
В нашей Галактике состоящей из 200 миллиардов звёзд известно свыше 1500 планетарных туманностей
Параметры туманностей
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Средняя Масса туманности составляетСредняя Масса туманности составляетПримерно Примерно 0101 Масс Солнца Масс Солнца
Скорость расширения туманности -Скорость расширения туманности - 20-4020-40 кмскмс
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 0015 до 015 пк и более
Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральныхклассов 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 003 радиусов Солнца
В нашей Галактике состоящей из 200 миллиардов звёзд известно свыше 1500 планетарных туманностей
Параметры туманностей
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
NGC 7009NGC 7009УФ спектры туманностей
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Образование туманности
1 стадия медленный сверхветер (10-4 масс Солнцагод 10 кмс)
2 стадия быстрый ветер (10-8 масс Солнцагод 2000 кмс)
3 стадия расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (Teff gt105 K)
X-ray continuum
Tgt106 K
T=104 K
Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров
Более сложная - модель 3-х ветров ветер красного гиганта сверхветер и ветер от центральной звезды
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Многообразие форм туманностейNGC 6369
NGC 6826
NGC 3132 Henize 3-401
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
NGC 6543 сброшенные оболочки
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
NGC 6543 гало
R=VT =
[10-20] кмc
[106 ndash 107] лет =
10-100 пк
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Определение
параметров ПТ
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
2-x уровенный атом
Образование линий в спектрах туманностей
22121112 naAnb n2
n1
Уравнение баланса населенностей
21211212 qnaqnb ee ekTh
e
e eqnA
qn
g
g
n
n
2121
21
1
2
1
2 12
1212121 hqnnE eПри малых ne ltlt A21q21
Стандартное соотношение для оценки интенсивностей линий в спектрах объектов низкой плотности
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
3-x уровенный атомОбразование линий в спектрах туманностей
332313231223113
223212133232112
nqqnAAnqnqn
nqnqnAnqnAnqn
ee
eeee
Уравнения баланса населенностей
Решение уравнений
313123323132312121
2321212312
1
3
313123323132312121
3232133231323112
1
2
qnAqnqnqnAAqnA
qnqnAnqnqn
n
nqnAqnqnqnAAqnA
qnAqnqnqnAAqn
n
n
eeeee
eeeee
eeeee
eeeee
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий
При малых ne ltlt A21q21
32
31
13
12
23
12
32
21 11A
A
q
q
I
I
Сравнение экспериментальных сечений перехода N1+N2 иона O2+ (Niimura 2002) (жирные точки) с результатами расчетов методом сильной связи (Aggarwal amp Keenan 1999) (сплошная линия)
22
2
4)(
vgm
hv
i
ijij
ij
ej
ijTg
q
21
610638
eij kThij
ei
ij eTg
q
21
610638
j
i
qjiqij
ijij -эффективная сила столкновения
0
)()()()(0
dvvvfvqdvvvfvq ijji
v
ijij
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Схемы уровней OIII NII
1661
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей
Приближение малых флуктуаций
FijdV= Fij(Tene)dV
Поток излучения от элементарного объема dV
Te=Te(R) ne=ne(R)
R ndash радиус вектор элементарного объема туманности
1
1
ee
ee
nn
TT
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Диагностика неоднородной плазмы Флуктуации Флуктуации N Nee ии T Tee
F (T n) ndash дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы
sstt
tt tQt
Q
212
2
2
1
sstt
tts tsQst
Q
12
sstt
ss sQt
Q
212
2
2
1
1)(__
TTTT1)(
__
nnnn
dndTnTnTGdVnnTGI Fki
V
kiki )()()( 2
)1( 220 sststtkiki II
)()(eenTFeF dVnndndTnT
Gki ndash излучательная способ-
ность плазмы в линии k-gti
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Определение реальных содержаний элементовОпределение реальных содержаний элементов
)()()()( 2121 nn IPIPIPIIIP )( 2ee nTP
Принцип наибольшего правдоподобия
max)( optopt
e
opt
e nTP 2
2
1
2
1)( eP
IIN obs
I
I
NG
C 7
02
7
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Ошибки определения параметров ПТ
Модель Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины Iobs с математическими ожиданиями Iobs
0 и дисперсиями
)(030)(01021
UVIRoptII NNobsN
По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий Iobs определяются N=1000 случайных величин ndash параметров туманностей (Te Ne t2 химсостав hellip) и строятся их функции распределения
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
HeH104 Lg(CH)+12
Lg(NH)+12 Lg(OH)+12
Lg(Ne) Te104K
t2
2
00900360
2
10102
22
2935)(
tt eetf
=вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Звезды промежуточных и малых масс ndash индикаторы
эволюции галактик
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ
Межзвездное молекулярное облако
Звезда главной последовательности
Красный гигант илиЗвезда АВГ
Сброс оболочки и образование планетарной туманности
Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика
80MM08 Θ
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
Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Времена различных стадий эволюции звезд (лет)
Масса (масс
Солнца)
Спектральный тип
Время эволюции
до ГПВремя жизни
на ГП
От ГП до стадии
Красного Гиганта
На стадии красного гиганта
30 O5 20000 5middot106 55middot105 3middot105
15 B0 60000 107 17middot106 2middot106
9 B2 2middot105 22middot107 2middot105 5middot106
5 B5 6middot105 68middot107 2middot106 2middot107
3 A0 3middot106 24middot108 9middot106 8middot107
15 F2 2middot107 2middot109 28middot108 4middot108
10 G2 5middot107 1010 68middot108 109
05 M0 2middot108 3middot1010 ndash ndash
01 M7 5middot108 1012 ndash ndash
АВГ
-
-
2middot105
9middot105
4middot106
10middot107
12middot107
-
-
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Общий взгляд на эволюцию звезд
12middot109 лет
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Структура AGB-звезды Habing amp Oloffson 2003
I II III IV002 R 200-300 R 10-100 ае 1-10 пк
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Химическая эволюция Галактик
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Простая модель
Первичное необогащенное вещ-во
XH~075 XHe~025 + ничтожное кол-во D 3He и 7Li
Газ Звезды
СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M)
Функция ЗО (SCF) C(tM)= 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 laquoмгновенной циклической переработкиraquo (IRA)
В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели
Модели химической эволюции
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Возраст звезд
τ(M)=1131010M-3+06108M-075+12106 yr(Prantzos lsquo07)
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
НФМНачальная функция масс распределение звезд по массам в момент их рождения
MNMMMN f(M)0)( N(MM+ΔM) ndash число звезд с массами от M до M+ΔMN0 ndash полное число рассматриваемых звездf(M) ndash функция масс
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Образование Галактических
подсистем
Формирование галакти-ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества)
Cristina ChiappinildquoThe Formation and Evolution of the Milky Wayrdquo American Scientist 89 506 (2001)
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Two-infall модель и
сверхновые
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Распределение металличности [FeH]долгоживущих звезд
1)Замкнутая модель2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr)3) Модель спервоначальнымобогащением (X0=008XSUN для Fe)
Данные для солнечногоцилиндра
(Prantzos lsquo07)
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Проблема расстояний до планетарных туманностей
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Орбиты звезд в Галактике
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Перенормировка расстояний до ПТ
35
ndash Cahn amp Kaler (1971)ndash Acker (1978)ndash Cahn Kaler Stranghellini
(1992)ndash Phillips (2004)
Каталог Число ПТ ltR0gt кпк GSc
CaKa-71 252 58plusmn03 136Ac-78 233 54plusmn04 147CKS-92 277 57plusmn04 140Ph-04 219 67plusmn05 116
Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ
kpc 02790
0
0
plusmn=R
RR
=G
(known)
)(obtained
(known)
Sc
ПТ l b Vr kms CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 reff R0 |z|
IC 4634 03 122 -331 517 432 388 - 446 354 094
SwSt 1 15 -67 -186 - 470 192 - 331 461 039
IC 4776 20 -134 189 - 519 - - 519 286 120
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Планетарные туманности как
индикаторы химической эволюции Галактики
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики
Планетарные туманности (ПТ)занимают достаточную долю объема Галактикинаблюдаются значительные различия в содержании химических элементовразличия в пространственном распределении и кинематических свойствахразличия в массах их центральных звезд
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики
ЗВЕЗДЫ
МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА
Планетарные туманности
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Структура нашей Галактики
Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008)
COBE-DIRBE map
httpwwwspace-artcoukhtmlgalaxiesfgalaxies2htmlmilkywayAPOD 4012005
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Распределение ПТ в плоскостях (XY) (XZ) и (YZ)
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z)
0)( zzezN
Z0 = 05 кпк
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
dNdz
dNdR
Наблюдательные проявления химической эволюции
ndash радиальные (dN(Rz)dRz) и вертикальные градиенты (dN(z)dz) [XH] = lg(n(X)n(H)) ndash lg(n(X)n(H))SUN где X ndash любой элемент
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Уплощение градиента содержания
Maciel etal 2005 Δt=8Gyr =gt ΔG=0005divide001 dex kpc-1 Gyr-1
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Вертикальные градиенты OH расхождения с моделью ХЭ
Модель Allen etal (1998)Расчеты среднего содержания LunyovaampKholtygin (2002)
Отношения содержания OH Сплошная линия ndash все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbertrsquo78)Пунктир ndash ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс)Кружки ndash данные расчетов содержания [OH] для ПТ типов I+II+III треугольники ndash для ПТ типов II+III
Вертикальные градиенты
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
Тип ltzgt ltMcsgt [He] [C] [N] [O]
I 023 0686 1121 832 896 863
IIa 031 0638 1113 882 873 875
IIb 056 0617 1103 855 836 853
III 105 0599 1094 860 792 841
IV 135 0588 1106 864 798 822
Балдж 056 0614 1116 874 859 886
БМО - 1102 880 749 824
ММО - 1110 898 808 830Asplund etal (2005) 1093 839 778 866Grevesse Noels (1996) 1099 855 797 887
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Природа балджа Галакти
ки
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
ПТ балджа (каталог)ПТ балджа (каталог)Критерии отбора |l|lt10o |b|lt8deg F (5Ghz)le100mJy Rglt2 кпк
2 kpc
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Galaxy Model
Градиент содержания ОH для тонкого диска и балджа
d[OH]dR=-0017 dexkpc
d[OH]dR= -0031 dexkpc
IIa
II (IIa+IIb)
ПТ и эволюция Галактики
Содержание He C N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Chiappini et al 2009 [OFe] vs [FeH] в красных гигантах балджа Галактики
После исправления солнечного содержания Fe
Сравнение содержанияСравнение содержания [OFe] [OFe] в объектах балджа в объектах балджа Исправление за конденсациюИсправление за конденсацию Fe Fe на пылинкахна пылинках
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Распределение ПТ балджа по Распределение ПТ балджа по zz
Недостаток ПТ ndash поглощение пыли в направлении галактического центра
Распределение ПТ в плоскости (ZRgal)
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
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
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Наша Галактика и Магеллановы облака
54
Kawata et al Swinburne Univ
httpwwwatnfcsiroaunewspressimagesmagellanic_pi
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик
галактика d[OH]dR(dexkpc)
d[NeH]dR(dexkpc)
ссылка
M31 -003 - GSSSD97
M33 -0012plusmn0011 -0016plusmn0017 CGMJ06
M51 -0046 - GSSSD97
M81 -008 - GS87
M101 -0028plusmn001 - CUC04
NGC2403 -0102plusmn0009 - GSSSD97
Галактика -0012 -0019 Milanova amp Kholtygin 2009
GSSSD97 Garnett et al 1997 ApJ 489 63CGMJ06 Crockett et al 2006 ApJ 637 741GS87 Garnett et al 1987 ApJ 317 82CUC04 Cedreacutes et al 2004 AampA 422 511
Галактика(тонкий диск) -003 - Milanova amp
Kholtygin 2009
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
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 )= 5middot103 LΘ
В линии [OIII](4959+5007) = [OIII]λ5007 излучается около 10 полной энергии излучаемой туманностью В линии H - 3-5
Спектр туманности PN060 в галактике M33
То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Aring)
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Расстояния до галактик результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007
ПТ в галактике M83 красные точки ndash самые слабые синие ndash самые яркие
TRGB ndash по наиболее ярким красным гигантамSBF ndash флуктуациям поверхностной яркостиBBSG ndash ярчайшим голубым сверхгигантам EPM ndash по расширяющимся оболочкам сверхновых
Спасибо за
внимание
Спасибо за
внимание