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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

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

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59

Спасибо за

внимание

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21
• Slide 22
• Slide 23
• Slide 24
• Slide 25
• Slide 26
• Slide 27
• Slide 28
• Slide 29
• Slide 30
• Slide 31
• Slide 32
• Slide 33
• Slide 34
• Slide 35
• Slide 36
• Slide 37
• Slide 38
• Slide 39
• Slide 40
• Slide 41
• Slide 42
• Slide 43
• Slide 44
• Slide 45
• Slide 46
• Slide 47
• Slide 48
• Slide 49
• Slide 50
• Slide 51
• Slide 52
• Slide 53
• Slide 54
• Slide 55
• Slide 56
• Slide 57
• Slide 58
• Slide 59