Эмиссионные линии водорода в спектрах нестационарных астрофизических объектов

• Автор: Катышева, Наталья Андреевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Ленинград
• Количество страниц: 130 c. : ил

ГЛАВА I. Относительные интенсивности водородных линий для случая ударных возбуждений и ионизаций

§ I . Система уравнений стационарности

§ 2 . Алгоритм решения

§ 3 . Относительные интенсивности водородных линий

§ 4 . Степень ионизации газа

Глава II. Физические условия в эмиссионных областях активных галактик и квазаров

§ I . Относительные интенсивности линий Loc и Hot

в спектрах СГ и КЗО

§ 2 . Теоретические отношения ИЬП/НЮ

§ 3 . Отношение I(U/HL^

§ 4 . Отношение [ (ЯУКН^

§ 5 . Влияние фотоионизаций на образование эмиссионного спектра
Глава III..Энергетический баланс эмиссионных облаков
еейфертовских галактик и квазаров
§ I . Постановка задачи
§ 2 . Мэханизмы нагрева и охлаждения электронного газа
§ 3. Уравнение энергетического равновесия. Результаты
вычислений
§ 4 . Размеры излучающих облаков и эффективность
светового давления
Глава IV. Бальмеровские декременты звезд типа Т Тельца
§ I. Модели эмиссионных областей звезд типа
Т Тельца
§ 2. Бальмеровские декременты холодных звезд
типа Т Тельца
§ 3. Сравнительный анализ бальмеровских декрементов звезд типа Т Тельца спектральных классов
05-К5 и К5-М5
ЗАКЛШЕНИЕ
ПРИЛОЖЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА
- 4 -
Теоретический анализ эмиссионных линий водорода, присутствующих в спектрах многих астрофизических объектов, относится к числу классических задач астрофизики и проводился многими авторами.
Первыми, подвергшимися рассмотрению, объектами были газовые туманности, отличающиеся крайней простотой физических условий: малыми концентрациями вещества (10^ - Ю^см“3) и излучения (коэффициент ДИЛЮЦИИ излучения V/сг _ Ю~*4) # В этом
случае система уравнений стационарности для атома водорода состоит из линейных алгебраических уравнений, так как основными процессами являются фотоионизации атомов водорода под действием излучения звезды, рекомбинации и последующие многокаскадные переходы на нижние уровни, которые идут практически не прерываясь [ 1-6].
У подавляющего большинства объектов с яркими линиями (звезды типа Вольфа-Райе, Р Лебедя, Т Тельца, Ве-звезды, квазары, сейфертовские галактики и т.п.) плотности вещества и излучения в эмиссионных областях гораздо выше, чем у газовых туманностей, вследствие этого система уравнений стационарности сильно усложняется, причем к ней добавляется система интегро-диф-ференциальных уравнений переноса излучения в линиях.
Наблюдения показывают (см. например, [ 7 ] ), однако, что зачастую в областях образования эмиссионных линий существуют крупномасштабные дифференциальные движения газа со скоростями, в десятки раз превышающими тепловую скорость атомов. Теория свечения таких сред была разработана В.В.Соболевым [в, 9 ]
- 50 ~
Глава III
ЭНЕРГЕТИЧЕСКИЙ БАЛАНС ЭМИССИОННЫХ ОБЛАКОВ СЕЙФЕРТОВСКИХ ГАЛАКТИК И КВАЗАРОВ
§ I. Постановка задачи
Анализ относительных интенсивностей водородных линий, проведенный в предыдущей главе показал, что эмиссионные облака СГ иЮО являются оптически толстыми не только в линиях лайма-нов ской и более высоких серий, но за лаймановским пределом ( >, 10 ) и, следовательно, ионизация и тепловой баланс
облака определяется не - излучением ядер, а их жестким ультрафиолетовым и рентгеновским излучением [125]
Тепловое равновесие газовых облаков СГ и КЗО было предметом исследований ряда авторов (Кван и Кролик [105 ] , Гордон и др. [ 114] , Вейшейт и др. [125] ). Так в [ 105 ] считалось, что нагрев электронного газа происходит в результате фотоионизаций Н1, НеП и более тяжелых элементов, а охлаждение - в результате ударных ионизаций и возбуждений атомов водорода,гелия, кислорода, углерода и железа. В работе [ 125] делалось предположение о получении энергии газом в результате столкновений с быстрыми электронами, и о потере ее при ударных возбуждениях и ионизациях атомов водорода, железа и магния. В [Ю5, 125] было показано, что в глубоких слоях облаков (при 10) электронная температура практически постоянна и равна примерно
к^-г-кА.
Авторы работ [105,125] рассматривали неподвижный слой газа, и поэтому уравнение переноса, теплового баланса и ионизационного равновесия решалось в каждой точке слоя. Однако, как уже отмечалось в главе 2, для облаков СГ и КЗО характерны