УДК 524.37-54
ЭВОЛЮЦИЯ ОБОЛОЧЕК ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ
И РАССТОЯНИЕ ДО НИХ
© 2014 г. В. В. Головатый*, А. В. Демчына
Львовский национальный университет им. Ивана Франко, Львов, Украина Поступила в редакцию 11.11.2013 г.; принята в печать 17.03.2014 г.
Обсуждаются эволюционные особености выявленной формы радиального распределения плотности газа в оболочках 12 галактических планетарных туманностей. Найдена эволюционная зависимость максимума плотности газа n(r)max от радиуса ионизованной части туманности rc. Определена масса ионизованного газа Mí/Mq в оболочках этих туманностей. Найдена зависимость Mí/Mq от радиуса туманности. Показано, что значение Mí/Mq в результате эволюции туманности меняется примерно в 275 раз от 0.0038Mq для "молодых" туманностей (IC 5117) до 1.O5M0 для "старых" туманностей (NGC 7293). Найдены расстояния до туманностей, основанные на расчетах фотоионизационных моделей их свечения. Показано, что они хорошо согласуются с соответствующими данными Малькова, найденными независимым способом, а также с расстоянием до планетарной туманности K648, находящейся в галактическом звездном скоплении M15.
DOI: 10.7868/S0004629914100053
1. ВВЕДЕНИЕ
При исследовании планетарных туманностей (ПТ) обычно предполагается, что небулярный газ практически равномерно заполняет их оболочки с внешним радиусом тоиь и внутренним Тт. На самом деле распределение плотности газа в их оболочке является неодинаковым по всему радиусу туманности, а имеет хорошо выраженный максимум. В работе [1] было найдено радиальное распределение плотности газа п(т) в оболочках 12 ПТ, основанное на анализе их наблюдаемых карт изофот в линиях Ha, Hв или в радиоконтинууме. Отбирались только те туманности, у которых биполярность выражена не очень сильно. Оказалось, что оболочка ПТ представляет собой протяженную структуру, плотность газа в пределах которой меняется почти на порядок. Было найдено соответствующее ап-проксимационное выражение, описывающее такое распределение плотности газа:
n(r) =
ж2 (1 + 3.üe-1'2x)
A
(х2 - 1)2 + 0.36rc-0A3x2 rc2
см
-3
(1)
где тс — расстояние от центра туманности до максимума плотности газа и(т)шзх и принято х = = т/тс. Значение параметра А для оболочки каждой ПТ определено методом наименьших квадратов по форме распределения плотности газа, и оно находится в интервале 1.2—2.4 для изученных нами
E-mail: vholovatyy@gmail.com
туманностей. Индивидуальные значения А приведены далее в колонке 9 табл. 1. В действительности, интервал значений А может быть больше [ 1].
Очевидно достоинство формулы (1) состоит в том, что она позволяет более подробно описать не только радиальное распределение плотности газа п(т) в оболочке конкретной ПТ, но также изучить эволюцию распределения со временем. Таким образом, использование для моделирования свечения ПТ представления ее оболочки в виде сферы, частично заполненной газом примерно одинаковой вдоль радиуса плотности, может привести к большим ошибкам. Это обстоятельство позволяет несколько иначе взглянуть на проблему эволюции большинства оболочек ПТ и, возможно, пересмотреть некоторые вопросы определения физических характеристик туманностей, а также расстояния до них. Частично это сделано в работах [2—9], в которых были определены физические и эволюционные параметры галактических ПТ. Ниже излагаются результаты подробного исследования эволюционных особенностей оболочек ПТ с целью определения росстояний до них.
2. РАДИАЛЬНОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ПЛОТНОСТИ ГАЗА В ОБОЛОЧКАХ ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ
Как было показано в работе [1], изученные нами туманности практически полностю охватывают эволюционную последовательность оболочек
Таблица 1. Эволюционные параметры планетарных туманностей
Название ПТ г in, ПК Г с, ПК T'out ПК та(г)4„> см д П(Г)тах' см д <r)ouV см д lg пе (см-3) А А*
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
1С 5117 0.0015 0.0034 0.011 38470 94500 63470 4.76 2.38 2.4
BD+30 0.0026 0.0065 0.018 7730 26000 16780 4.06 1.81 0.34
1С 418 0.0043 0.010 0.022 3850 12550 9090 3.92 1.72 0.9
NGC 7009 0.0053 0.012 0.024 2470 8000 6110 3.64 1.46 1.1
1С 3568 0.0058 0.016 0.036 742 4300 2640 3.49 1.20 1.8
NGC 3242 0.0060 0.022 0.035 324 3750 3040 3.56 1.68 2.2
NGC 2392 0.0065 0.027 0.038 115 1800 1660 3.17 1.17 1.4
NGC 2022 0.0150 0.050 0.090 96 1160 73 3.26 1.99 1.6
NGC 6804 0.0170 0.060 0.130 45 660 30 2.64 1.51 1.0
NGC2610 0.0200 0.122 0.147 37 255 24 2.27 1.74 1.6
NGC 1514 0.0250 0.135 0.188 4 225 17 2.48 1.83 2.1
NGC 7293 0.0790 0.270 0.540 3 67 20 1.83 1.62 1.7
галактических ПТ. Необходимые данные, отражающие эту последовательность, собраны в табл. 1, где приведены название туманности (колонка 1), значение внутреннего радиуса оболочки rin (колонка 2), центрального радиуса rc, соответствующего максимуму плотности газа (колонка 3), и внешнего радиуса rout (колонка 4), а также значения n(r)in (колонка 5), максимальной плотности газа n(r)max (колонка 6) и n(r)out (колонка 7). Из таблицы видно, что форма распределения n(r) в оболочках туманностей, величины их радиусов и соответствующие значения n(r)max хорошо отражают эволюционную последовательность реальных ПТ. Для "молодых" ПТ характерны большая плотность газа n(r)max и сравнительно небольшая геометрическая толщина оболочки Ar = rout — rin. По мере "старения" туманности величина n(r)max уменьшается, а толщина увеличивается.
Следует отметить, что значение rin определяется неуверенно. Это значит, что оболочка ПТ с внутренней стороны либо имеет реальный "обрыв" плотности газа, либо же разрешающая способность используемых карт изофот не позволяет определить rin более точно. Величина rout определяется более уверенно. В этом случае rout = = (2—3)rc и тогда отношение rout/rin ~ 7.5 для всех ПТ. Таким образом, радиальная плотность газа n(r) в оболочке туманности меняется примерно на порядок, а в процессе эволюции ПТ — примерно на 3 порядка. Тогда становится понятным, почему
электронная концентрация пе, найденная по интен-сивностям разных запрещенных линий в оболочке одной туманности, сильно различается.
На рис. 1 показана зависимость п(г)тах от гс, линейная аппроксимация которой запишется как
^ п(г)тах = -1.577(±0.056) ^ Гс + (2) + 0.917(±0.092),
или
lg rc = —0.626(±0.022) lg n(r)max +
(3)
+ 0.555(±0, 077)
с коэффициентом корреляции гсог = -0.997. Мы считаем, что величина п(г), наряду с наблюдаемым потоком излучения Г(И^) от туманности и ее угловым радиусом р, может быть использована в качестве дополнительного параметра для изучения физических условий в ПТ, в том числе для определения расстояния Б до них. Следует отметить, что она справедлива только для ПТ, у которых параметр А ~ 1.6, что соответствует темпу потери массы ядра М ~ 10_5 М&/год при скорости расширения у^ ~ 15 км/с.
К сожалению, непосредственно из наблюдений ПТ значение п(г)тах или гс определить невозможно. Однако для этой цели можно использовать зависимость п(г)тах от электронной концентрации пе([011,0111]) в зоне свечения запрещенных линий [011] и [0111] в ПТ. Небулярные и авроральные линии этих ионов наблюдаются во
Рис. 1. Зависимость ^ п(гг)тш1 от ^ гс для 12 планетарных туманностей.
всех туманностях и их интенсивности позволяют уверенно определить значение nе([OП,OШ]). Для этой цели мы использовали разработанную нами программу DIAGN [10], которая позволяет так называемым методом "пересечения кривых" равных отношений интенсивностей линий А4363/А4959 + + БОО^т] и А3727/А7325 + 7330^^, уверенно определить nе([OП,OШ]). Найденные таким образом значения nе([OП,OШ]) для выбранных туманностей приведены в колонке 8 табл. 1, а зависимость п(г) от nе([OП,OПI]) (коэффициент корреляции Тсог = 0.997) запишется как
^п(т)шш = 1.08(±0.039) х (4)
х ^ne([OII,OШ]) - 0.174(±0.132).
Как упоминалось выше, в уравнение (1) входит параметр А, значение которого для выбранных туманностей равно ~1.6, но для других ПТ оно не известно. Данный параметр указывает на то, что соотношение п(т)шш ~ гс определяется эволюционными треками ядер конкретных туманностей. Это видно из рис. 1, на котором также показаны аналогичные зависимости для А = 1 (нижняя прямая) и А = 10 (верхняя прямая). Они были найдены из расчета сетки фотоионизационных моделей свечения ПТ для эволюционных треков ядер с массой 0.598М© и 0.644М© (см. разд. 4). На этом рисунке светлые кружки соответствуют треку 0.598М©, крестики — треку 0.644М© для обоих значений А, а темные кружки отражают зависимость п(т)шз& от гс для выбранных нами ПТ и А ~ ~ 1.6. Данные корреляции хорошо иллюстрируют
пропорциональную зависимость от параметра А, величину которого более точно определяют эволюционные треки конкретных ядер ПТ.
Из уравнения (1) следует, что максимум плотности газа п(т)шш в выбранных ПТ связан с радиусом гс (при х = 1) выражением
п(т)Ш№ = 5.16АГ"1-577. (5)
Учитывая связь п(т)шш с ne([OII,OШ]), параметр А можно найти из зависимости поверхностной радиояркости 56.63 от гс:
^^6.63 = 7.59 х 10"22г"186, (6)
где значения £6.63 выбранных нами ПТ на частоте 6.63 ГГц взято из [11], а расстояние гс выражено в парсеках. Таким образом, для оценки А* имеем
А* ~ 1.86 х 10"19пе^И^т])1.08; £6"03845 (7)
соответствующие значения А* приведены в колонке 10 табл. 1. Как видно, эти значения А* не сильно отличаются от значений А (колонка 9 табл. 1), найденных в работе [1]. Этой оценки параметра А вполне достаточно для нашей задачи, тем более что неточность этого параметра (см. разд. 4) практически не влияет на точность определения расстояния Б.
3. МАССА ИОНИЗОВАННОГО ГАЗА В ОБОЛОЧКАХ ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ
Важным параметром, характеризующим эволюцию оболочки ПТ, является масса ионизованного
lg(M/M0)
-2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 ^ гс (пк)
Рис. 2. Зависимость /М©) от ^ гс для 12 планетарных туманностей.
газа Ыг, особенно ее возможное эволюционное изменение. При определении Ыг оболочки обычно предполагается (см., например, [12]), что ионизованный водород и гелий равномерно заполняют оболочку ПТ одинаковой плотности газа п(т) с внешним радиусом т^ и внутренним ггп. Любого типа неоднородности плотности газа учитывались так называемым фактором заполнен
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.