Химическая эволюция системы галактических планетарных туманностей

• Автор: Миланова, Юлия Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 129 с. : ил.

Оглавление
1 Введение

1.1 Общая характеристика работы

1.1.1 Актуальность проблемы

1.1.2 Цель работы .'

1.1.3 Научная новизна

1.1.4 Теоретическая и практическая ценность

1.1.5 Апробация работы

1.1.6 Публикации по теме диссертации

1.1.7 Краткое содержание диссертации

1.1.8 Результаты, выносимые на защиту

1.2 Характеристика объектов исследования
1.2.1 Звезды малых и промежуточных масс. Образование планетарных туманностей
1.2.2 Планетарные туманности
1.2.3 Физические параметры ПТ
2 Моделирование спектров и диагностика плазмы планетарных туманностей
2.1 Механизмы образования линий в газовых туманностях
2.1.1 Рекомбинационный механизм. Парциальная мера эмиссии плазмы
2.1.2 Возбуждение линий электронным ударом (столкновительный механизм)
2.1.3 Эффективные коэффициенты рекомбинации и столкновительного возбуждения
2.2 Интенсивности линий в спектрах туманностей
2.2.1 Влияние флуктуаций температуры и плотности иа интенсивности линий
2.3 Модели туманностей
2.3.1 Стохастическая модель туманности
2.3.2 Задача диагностики ПТ
2.4 Процедура определения параметров туманностей
2.5 Моделирование ошибок определения параметров ПТ
2.6 Заключение
3 Химический состав галактических и внегалактических ПТ
3.1 Определение параметров галактических планетарных туманностей
3.2 Содержание элементов в туманностях
3.2.1 Содержание гелия
3.2.2 Проблема углерода
3.2.3 Сравнение с результатами других авторов
3.3 Интернет-сайт «Химическая и динамическая эволюция нашей Галактики и галактик Местной группы»
3.4 Заключение
4 Эволюция содержаний элементов в ансамбле планетарных туманностей
4.1 Система галактических планетарных туманностей
4.2 Зависимость содержаний элементов в туманностях от массы их центральных звезд
4.3 Синтетические модели эволюции звезд и изменения содержаний элементов в ансамбле ПТ
4.3.1 Синтетические модели эволюции звезд
4.3.2 Содержания С, N и О в системе ПТ в функции масс звезд-нредшественников ПТ
4.3.3 Эволюция содержания Ие и С1 в ансамбле ПТ

4.3.4 Сравнение относительных содержаний С, N и О в ансамбле ПТ с рассчитанными в
синтетических моделях эволюции звезд малых и промежуточных масс
4.4 Функция распределения масс центральных звезд туманностей
4.5 Заключение
5 Эволюционные изменения химического состава ансамбля ПТ в галактических подсистемах, Галактике и Магеллановых облаках
5.1 Ансамбль планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков
5.1.1 Планетарные туманности Галактики
5.1.2 Туманности Магеллановых облаков
5.2 Эволюция градиентов содержания элементов
5.2.1 Радиальные и вертикальные градиенты
5.2.2 Зависимость градиента содержания элементов от массы центральных звезд туманностей
5.3 Химическая эволюция Галактики
5.3.1 Эволюция содержания элементов в различных областях Галактики
5.3.2 Сравнение с современными моделями химической эволюции Галактики с учетом динамических эффектов
5.4 Туманности с экстремально низким содержанием элементов
5.5 Заключение
Литература
А Параметры планетарных туманностей
В Значимость коэффициента корреляции
С Интенсивности рекомбинационных линий гелия в спектрах галактических ПТ
И Интенсивности рекомбинационной линии СП Л 4267 А в спектрах ПТ
Гл£1Вс1
Введение
1.1 Общая характеристика работы
Понимание эволюции нашей Галактики является ключом к исследованию эволюции других звездных систем. Для исследования ее эволюции целесообразно выбрать такие галактические объекты, которые находятся в разных подсистемах Галактики и при этом являются достаточно яркими, чтобы их можно было изучать даже в том случае, если эти объекты находятся на больших расстояниях от Солнца. К таким объектам несомненно относятся галактические планетарные туманности (ПТ), которые, являясь весьма яркими объектами, видны на значительных расстояниях от Солнца и занимают достаточно большую долю объема Галактики [129].
Образование ПТ является одной из стадий эволюции большинства звезд Галактики, так как их предшественниками являются звезды малых и промежуточных масс с массами на главной последовательности в интервале от М < 1 Ме до М ~ 8 М0.
Достаточно точные расчеты содержаний некоторых химических элементов в ПТ дают возможность оценить выход как легких элементов (таких, как углерод и азот) у маломассивных звезд, так и более тяжелых (таких, как кислород, сера и неон), образующихся в результате реакций нуклеосинтеза в массивных звездах. Первая группа элементов подвержена изменениям в ходе эволюции звезды-предшественника ПТ, в то время как вторая отражает условия в межзвездной среде в момент образования центральной звезды.
У ПТ наблюдаются значительные различия не только в содержаниях химических элементов, по и в их пространственном распределении, кинематических свойствах, а также, что особенно интересно для наблюдательного исследования эволюции звезд Галактики, в массах их центральных звезд и звезд-предшественников туманностей. Тем самым изучение эволюции ансамбля галактических ПТ позволяет существенно продвинуться в исследовании эволюции нашей Галактики.

отношением:
Здесь еы — коэффициент излучения в линии /с —> г. Интегрирование выполняется по полному объему V плазмы, излучающей в данной линии. Величина /хр(Тв,пе) — дифференциальная парциальная мера эмиссии, определяемая соотношением /1г(Те,пе)с1пес1Те — пепРс1У(тепе), гДе сфгеПе) — элементарный объем плазмы, электронная температура в котором находится в интервале (Те, Те + с1Те), а электронная концентрация — в промежутке (пе) пе + с1пе). Величина п¥ = п(Хр) — концентрация иона X,., возбуждение (или рекомбинация) которою приводят к излучению в линии к —у г. Для столкновительных линий ХР = Хп+, тогда как для рекомбинационных линий ХР = Хп+1+.
Эффективный коэффициент образования линии определяется следующим соотношением [4]:
Здесь Пк — населенность уровня к, А,ы — вероятность перехода к —> г.
Величины Тех и Т‘1 — соответственно, минимальное и максимальное значения электронной температуры в объеме, занимаемом ионом Х"+. Значения п. и п2е — то же, но для электронной концентрации. Значения полных энергий, излучаемых туманностью в линиях, могут быть использованы для нахождения отношений потоков в соответствующих линиях спектров туманностей (исправленных за межзвездное поглощение).
Используя понятие дифференциальной парциальной меры эмиссии иона ХР, определим полную парциальную меру эмиссии:
Средние по объему туманности, излучающему в рассматриваемых линиях, значения параметров Те и пе
4тгеы = пкАыНщк = пепттеьщк
(2.22)
Т; п;

(2.23)

(2.24)