|
по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу |
<< 6. Другие примеры популяционного | Оглавление | 6.2. Активные галактические ядра >>
6.1. Звездные популяции и спектральные исследования
История ПС звездных популяций началась в начале 70-х гг. (ранние ссылки и краткое историческое введение см. в [4]).
Исторически эмпирический популяционный синтез появился
раньше эволюционного. Сегодня оба этих метода
активно используются. Больше сведений об эволюционном
популяционном синтезе вы сможете получить в работе
[4] и приведенных в ней ссылках. Эмпирический популяционный синтез подробно описан
в [2]. Оба метода обсуждаются
в [1].
Создание обоих методов было вызвано потребностями решения одной и той же задачи: вывести свойства звездного населения (возраст, химсостав и пр.) на основе интегрального спектра галактики (обратная задача, получение спектра галактики на основе ее звездных популяций, также возможна). Эмпирический популяционный синтез основывается на разложении спектра галактики на известные спектры различных звездных популяций. Решение этой задачи - нахождение линейной комбинации звездных спектров, которые лучше всего описывают интегральный спектр галактики (очень часто при такой аппроксимации используются сведения об эквивалентных ширинах спектральных линий). Главной проблемой данного метода является вырождение разложения, приводящее к появлению свободных параметров и неуникальности разложений. Например, изменение металличности изменяет спектр звездной популяции таким же образом, как и изменение ее возраста: увеличение металличности и увеличение возраста делают спектр популяции более красным (обсуждение этого вопроса см. в [27]).
Для эволюционного ПС необходимы следующие составные части:
- начальная функция масс;
- темп или история звездообразования;
- начальный химсостав и темп химического обогащения среды.
Основные проблемы здесь связаны с недостаточным пониманием стадий звездной эволюции (в первую очередь стадий после главной последовательности) [3]. Также присутствует вырождение зависимости от начальной функции масс: например, изменение доли массивных звезд дает такой же спектральный эффект, как и изменение возраста популяции в целом (эта проблема возникает при определении возраста звездных популяций со вспышками звездообразования, см. обсуждение в [28]).
Оба метода используют одинаковую входную информацию. В случае эволюционного ПС это спектры звезд в зависимости от химического состава, поверхностной силы тяжести и эффективной температуры. Для эмпирического ПС входные данные содержат спектры типичных звездных популяций, например интегральный спектр группы звезд с одинаковыми возрастами и начальным химическим составом. Комбинируя спектры групп с разными возрастами, в этом методе пытаются аппроксимировать наблюдаемый спектр галактики.
Долгое время ПС нормальных звезд проводился без учета наличия в них двойных систем. Только в конце 90-х некоторые группы авторов начали включать двойные в свои модели (см. [29], в том числе ссылки). Последние результаты, касающиеся данного вопроса, читатель найдет в работе [30] и обзоре [31].
Все авторы, исследовавшие влияние двойных систем на интегральный спектр в оптическом диапазоне, пришли к выводу, что эта роль очень велика. Например, маломассивные звезды Вольфа-Райе (гелиевые звезды) могут образовываться только в двойных системах (массивные Вольф-Райе звезды могут возникать и из самых массивных одиночных звезд при наличии предельно сильного звездного ветра).
Другая специфическая проблема связана с галактиками с высоким темпом звездообразования [32]. Моделирование недавних вспышек звездообразования является сложной проблемой по следующим причинам:
- сложность расчета интегральных спектров из-за наличия большого числа массивных звезд;
- звезды во вспышке не рождаются одновременно, и эта неопределенность переносится в возрасты звезд;
- неоднородность межзвездной среды и наличие в ней пыли.
Детальное исследование определения возрастов молодых вспышек
звездообразования приведено в [28]. Используемая в
данной работе модель состоит из одиночной звездной популяции,
дополненной несколькими вспышками звездообразования. Для
определения возрастов отдельных вспышек используются ширины
спектральных линий (или других особенностей). Например, для
выделения самых молодых вспышек звездообразования
(
4 млн лет) используются небулярные эмиссионные линии и
ультрафиолетовые линии, связанные со звездным ветром.
Примеры определения возрастов звездных популяций старых систем и
ссылки на более ранние работы читатель найдет в [27].
В ней авторы применили модель единой звездной популяции к
галактике M32 (спутнику Туманности Андромеды) и получили согласие
с наблюдениями при ее возрасте, равном 6.5 млрд лет и
солнечном химсоставе.
В работе [33] эволюционный ПС был использован для
получения такой важной характеристики галактики, как отношение
массы к светимости (
). Эта величина широко используется при
оценке массы галактики по ее светимости в некотором диапазоне.
<< 6. Другие примеры популяционного | Оглавление | 6.2. Активные галактические ядра >>
|
Публикации с ключевыми словами:
двойные звезды - релятивистские объекты
Публикации со словами: двойные звезды - релятивистские объекты | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
