Масивні зірки в галактиках з активним зореутворенням і їхня взаємодія з міжзоряним середовищем

Відкрито декілька нових ліній, які ніколи раніше не ототожнювались в WR галактиках, в першу чергу NIIIl4512 і SiIIIl4565, які належать зіркам WN7-WN8. В ряді спектрів спостерігались лінії HeI/NIIl5047, характерні для зірок WN9-WN10; лінії NIIl4620,5720-40, що належать пізнім WNL зіркам; лінія CIIIl5696, що характеризує пізні WC зірки (WC7-WC9), а в деяких спектрах - емісійна лінія CIIl4267, яку спостерігали раніше тільки в планетарних туманностях і класифікували як [WC10]-[WC12]. Вперше ідентифіковані лінії є одним з найбільш вагомих результатів, оскільки із теорії еволюції масивних зірок випливає, що пізніх WC зірок не може бути в WR галактиках з металічністю меншою за сонячну.

Число WR зірок в інтегральних спектрах галактик оцінювалось із абсолютної світності окремих ліній або широких WR особливостей, знаючи із спостережень найближчих WR зірок абсолютну світність однієї зірки в цих лініях, в той час, як число О зірок одержано по світності лінії Hв після врахування вкладу в неї WR зірок (як “реперна” використана зірка О7V). Для порівняння з моделями необхідно знати загальну кількість ОV зірок. Для цього використана величина h=N'O7V/NOV, як функція віку спалаху зореутворення. Емісія в Hв звичайно простягається далеко за межі скупчення О і WR зірок. Тому для коректного визначення повної кількості О зірок нами запропоновано і використано метод корекції за величину потоку в Hв, що не спостерігається - за так званий ефект апертури. Із повних потоків в широких WR особливостях були виключені також потоки в вузьких небулярних лініях [FeIII]l4658, HeIIl4686, [ArIV]+HeIl4712 і [ArIV]l4740 з допомогою програми SPLOT в IRAF. Для визначення кількості WNL зірок попередньо необхідно врахувати вклад WCE зірок в голубу WR особливість. Запропонована нова методика визначення кількості WNL зірок по лініям, що раніше не спостерігались в WR галактиках (NIIIl4512 і SiIIIl4565), відкриває перспективи для більш надійного тестування моделей еволюції масивних зірок тому, що ці лінії не блендуються іншими лініями WR зірок, а також сильними небулярними лініями, як у випадку голубої WR особливості.

Відкриття WR зірок в I Zw 18 (Z¤/50) і SBS 0335-052 (Z¤/40) означає, що світність WR особливості не зменшується до нуля зі зменшенням металічності, як це витікає з теорії. Ми одержали загальний тренд зменшення світності голубої WR особливості зі зменшенням металічності, але світність голубої WR особливості стає приблизно постійною для 12+log(O/H)<7.9 (в нашій вибірці знайдено 7 WR галактик з такою металічністю).

Показано, що доля WR зірок по відношенню до всіх масивних зірок N(WR)/N(O+WR) збільшується зі збільшенням вмісту кисню, що добре узгоджується з моделями ЕПС. Практично всі галактики нашої вибірки розташовані нижче лінії максимально можливих значень N(WR)/N(O+WR) для даної металічності, що узгоджується з моделями миттєвого спалаху зореутворення. Дисперсія точок обумовлена в першу чергу не помилками, а сильною залежністю відносної кількості WR зірок від часу, а також ймовірною подовженістю спалаху зореутворення. Всі наші об'єкти розташовані між двома теоретичними кривими, які описують два граничні випадки зореутворення - миттєвий спалах, коли всі зірки утворюються одночасно, і неперервне зореутворення.

Оскільки WR зірки - це сильно проеволюціонувавші нащадки масивних зірок і тільки найбільш масивні зірки після стадії WN стають WC зірками, відношення N(WC)/N(WN) особливо чутливе до еволюційного сценарію і параметрів спалаху зореутворення (ПФМ, подовженості спалаху зореутворення). Одержана нами залежність N(WC)/N(WN) від металічності значно відрізняється від аналогічної залежності, одержаної в роботі [56] з статистики індивідуальних WR зірок в МГГ, як в області найменших металічностей, так і в області екстремально високих металічностей. Ми запропонували декілька механізмів пояснення одержаних відмінностей, але, ймовірніше, основним механізмом - є миттєва природа спалаху зореутворення в ГКГ, на відміну від роботи [56], в якій залежність N(WC)/N(WN) від металічності можна вважати емпіричною залежністю для подовженого зореутворення, оскільки результати роботи [56] одержані як середні по великій кількості областей зореутворення в кожній галактиці. Всі наші значення N(WC)/N(WN) (крім галактики I Zw 18) добре співпадають з результатами моделей миттєвого спалаху зореутворення. Для I Zw 18 різниця між спостережними даними для N(WC)/N(WN)=0.28 і результатами моделей ~0.09 є значною, оскільки і в розрахунках моделей, і в розрахунках спостережень використовуються однакові значення світності для окремих WR зірок, а відношення N(WC)/N(WN) не залежить від ефекта апертури. Таким чином, для галактики I Zw 18, що має екстремально низьку металічністю, кількість WN зірок, наявність WC зірок, а також відношення N(WC)/N(WN) не співпадають з теоретичними і вимагають удосконалення теорії.

Знайдено добре загальне узгодження спостережних даних (залежності кількості WR зірок, еквівалентних ширин голубої EW(l4650) і червоної EW(l5808) WR особливостей від віку спалаху зореутворення) з еволюційними популяційними моделями з посиленим вітром WR зірок і ПФМ Солпітера для всіх галактик з металічністю Z>0.002. Узгодженість набагато гірша для галактик з найменшою металічністю. Оцінки, одержані зі спостережень, набагато більші теоретичних, найбільш ймовірно із-за того, що властивості WCE зірок при низьких металічностях відрізняються від властивостей таких зірок в нашій Галактиці і галактиках Місцевої Групи. Світності одиночної WCE зірки в лініях CIVl4658 і CIVl5808 при низьких металічностях повинні бути в ~(2-4) рази більші, ніж прийнято в останніх моделях. Згідно з теорією WR зірки в тісних подвійних системах на пізніх фазах миттєвого спалаху зореутверення також можуть мати більші еквівалентні ширини голубої і червоної WR особливостей.

В ~50% вибірки ГКГ і WR галактик була знайдена сильна небулярна лінія іонізованого гелію HeIIl4686Е. Її інтенсивність на декілька порядків більша теоретичного значення, одержаного з фотоіонізаційних моделей, і потребує присутності іонізуючого випромінювання з довжиною хвилі l<228Е. Були запропоновані різні механізми пояснення наявності більш жорсткого, ніж вважалося раніше, поля випромінювання в областях зореутворення: від фотоіонізації гарячими дуже масивними зірками з масами Mі120M¤ до фотоіонізації ренгенівськими подвійними зірками, а також WC зірками на ранніх WR фазах спалаху зореутворення. Деяка частина протиріч була знята в останніх моделях, де використані не-ЛТР моделі атмосфер, а також враховані ефекти бленкетування і зоряного вітру (врахування цих ефектів призводить до збільшення I(HeIIl4686) на 3-6 порядків). Але для молодих областей зореутворення з t<3 млн.років інтенсивності лінії HeIIl4686, одержані з останніх моделей все ще набагато нижчі спостережних. Для дослідження можливих механізмів, що відповідають за емісійну небулярну лінію HeIIl4686, нами була створена вибірка 30 HII галактик з лінією HeIIl4686. Тільки 18 із них (~60%) є WR галактиками і, до того ж, на залежності інтенсивностей і еквівалентних ширин лінії HeIIl4686 від віку спалаху зореутворення, галактики з WR зірками і без WR зірок мають однаковий розподіл. Це означає, що WR зірки не є єдиним джерелом виникнення небулярної лінії HeIIl4686 в областях зореутворення, інші механізми, такі, як ударні хвилі, можуть також відігравати важливу роль, особливо на пізніх стадіях еволюції спалаху зореутворення. З повної вибірки ГКГ небулярна лінія HeIIl4686 не знайдена в жодній галактиці з вмістом важких елементів 12+log(O/H)>8.13. Це протирічить тому, що було одержано з моделей ЕПС в роботі [59], в якій одержані великі значення I(HeIIl4686)/I(Hв) (в межах 0.05-0.10) якраз для металічностей ZіZ¤. Таким чином, зоряні моделі для великих металічностей завищують число фотонів з l<228Е, ?кі відповідають за іонізацію He+, і ці моделі потребують удосконалення.

Розділ 4. Населення масивних зірок і початкова функція мас в галактиках з металічністю, що вища за сонячну. Для розуміння природи активності галактик з областями зореутворення важливо мати надійні дані для масивних зірок - їхню еволюцію, відносну кількість у порівнянні до менш масивних зірок, тобто початкову функцію мас. В попередніх розділах основні результати одержані для галактик з активним зореутворенням, які маєть низьку металічність. Цікаво також дослідити масивне населення в іншому граничному випадку - в галактиках з металічністю, що набагато перевищує сонячну. Властивості і еволюція одиночних масивних зірок великої металічності і їхня ПФМ також мало вивчені до цього часу. Оскільки з оптичного небулярного спектру можна одержати тільки сумарну кількість всіх масивних зірок, ми використовуємо також прямий аналіз відносно слабких зоряних ліній в інтегральних спектрах WR галактик. Особливий інтерес в багатих важкими елементами галактиках викликає дослідження верхньої частини ПФМ, визначення верхньої межі ПФМ, а також нахилу ПФМ.

Були відібрані 5 WR галактик, які в основному є компактними центральними областями галактик з активним зореутворенням з металічністю до ~3 разів більше сонячної. В інтегральних спектрах цих галактик знайдені зоряні емісійні і абсорбційні особливості, емісійні лінії WR зірок, в тому числі абсорбційні особливості TiOl6250,7200Е, CaIIl3933Е, NaIl5889Е, (FeI+BaII+CaI)l6495Е. Наявність смуг TiO свідчить про ймовірну присутність молодих надгігантів спектральних класів ~К3 або більш пізніх з віком t~(7-10) млн.років. Спостереження на 4-м телескопі з великим відношенням сигнал/шум ~100 дозволили ідентифікувати велику кількість окремих ліній WR зірок і зробити оцінки кількості WR зірок різних підтипів різними методами. В найбільш детально дослідженій галактиці Mrk 309 знайдені як WNL, так і WCE, і WCL зірки. Значення N(WC)/N(WN)~(0.4-1.1), одержані для вибірки галактик з великими металічностями, співпадають з даними [56] N(WC)/N(WN)~(0.9-1.0), одержаними для галактик МГГ з великими металічностями. Населення WR зірок в Mrk 309 по абсолютній кількості є одним з найбільш багаточисельних серед відомих до цього часу (~10000 зірок). Крім досліджених нами галактик відомі тільки кілька галактик з такою ж великою кількістю WR зірок.

Еквівалентні ширини і інтенсивності WR особливостей для галактик з великою металічністю не описуються моделями з миттєвим спалахом зореутворення в рамках “стандартної” моделі: з нахилом ПФМ a=2.35 і Mup~(60-100)M¤ для зірок з Mі5M¤. Для “стандартної” моделі з миттєвим спалахом зореутворення це може бути показником дефіциту WR зірок з масою більше (21-25)M¤. Але більш природньо прийняти припущення про деяку подовженість спалаху зореутворення. Відношення інтенсивностей ліній HeIl5876/Hв є індикатором Mup і для даної вибірки дає значення Mup>30M¤. Одержані зі спостережень значення EW(Hв)~(200-300)Е дають обмеження на верхню межу мас Mup~(35-50)M¤. Присутність у всіх галактиках вибірки великої кількості WR зірок свідчить про верхню межу мас Mup>50M¤. Одночасна присутність в спектрах ліній WR зірок і молекулярних смуг TiO, що належать червоним надгігантам, вказує на подовженість спалаху зореутворення, тим самим виключаючи більш крутий нахил ПФМ, при якому для узгодження спостережних і теоретичних еквівалентних ширин WR особливостей необхідно зменшити тривалість спалаху зореутворення. Параметри WR особливостей, присутність різних типів WR зірок одночасно з червоними надгігантами, а також параметри небулярного газу добре узгоджуються в сценарії подовженого спалаху зореутворення з Dt~(4-10) млн.років і віком ~(7-15) млн.років з стандартною ПФМ. Цей вік одержано з порівняння EW(Hв) з модельними розрахунками для подовженого спалаху зореутворення. Моделі з подовженим спалахом зореутворення також добре відтворюють спостережний розподіл енергії в інтегральних спектрах галактик (РЕС). При моделюванні РЕС екстинкція C(Hв)star, яка впливає на зоряний континум, розглядається, як вільний параметр, а екстинкція для газу одержана з Бальмеровського декремента. Одержана різниця між почервонінням в напрямку на газ і зірки DE(B-V)=(0.15-0.36) з середнім значенням DAV=1.3±0.1.

Розділ 5. Визначення віку голубих компактних галактик. Розділ присвячено визначенню віку ГКГ за допомогою спектральних і фотометричних спостережень і порівняння їх з результатами еволюційного популяційного синтезу. З часу їх відкриття ГКГ вважались системами, що не проеволюціонували, системами, що переживають зараз одну із своїх перших спалахів зореутворення. Ці уявлення базувалися на голубих інтегральних кольорах ГКГ, дефіциті важких елементів в порівнянні з сонячним і великій кількості нейтрального водню. Подальші зусилля багатьох досдідників, що вивчали багатокольорові характеристики ГКГ [55, 57] привели їх до висновку, що основна частина ГКГ (>95%), крім молодих областей зореутворення, містить також протяжну дифузну підложку зоряного населення низької поверхневої яскравості червоних кольорів, які відповідають пізнім К і М зіркам. І тільки у малої кількості ГКГ з екстремально низьким вмістом важких елементів (<0.1% відомих ГКГ) формування галактик, ймовірно, не скінчилось повністю в ранню космологічну епоху, але продовжується і тепер. Таким чином, ГКГ з низьким вмістом важких елементів і великою кількістю газу, у яких зовнішні області також мають голубі кольори, все ще залишаються претендентами бути локальними двійниками первинних галактик на великих червоних зміщеннях.

Показана необхідність врахування змінного газового випромінюваня від гіганських HII областей в ГКГ, що оточують центральне зоряне іонізуюче скупчення або надскупчення зірок. Газове випромінювання вносить значний додаток до зоряної підложки, змінюючи кольори. Лінії випромінюваня туманності і газовий континум необхідно відняти до того, як проводити аналіз кольорів, порівнюючи їх з модельними кольорами зоряного населення відповідного віку. Міжзоряне поглинання також дуже змінює кольори. Найбільш яскраві HII області в досліджених нами ГКГ (SBS 0335-052, I Zw 18, SBS 0940+544, Mrk 59, Mrk 71) мають домінуюче молоде зоряне населення. Голубий континум і великі еквівалентні ширини емісійних ліній Hв (EW(Hв)~(150ч500)Е) ?казують на те, що вік областей зореутворення не перевищує ~4 млн.років. На прикладі яскравих HII областей в ГКГ Mrk 59 і Mrk 71 показано, що старе зоряне населення, якщо воно є взагалі, подавлено сильною емісією молодих зірок і іонізованого газу. Тому, значно більші можливості для знаходження ймовірного старого зоряного населення з'являються при дослідженні протяжної підложки зовнішніх частин галактик, де внесок газового випромінювання набагато менший.

На прикладі ГКГ SBS 0940+544 продемонстровані різні методи визначення віку галактик, в першу чергу два методи, що дуже мало залежать від екстинкції: 1) метод, що базується на еквівалентних ширинах небулярних Бальмеровських емісійних ліній і 2) метод, що базується на еквівалентних ширинах зоряних ліній поглинання Бальмеровської серії. Спектри безпрецедентно високої якості одержані на 10-м телескопі Кек II та 4.5-м телескопі ММТ (США). Оскільки оцінка віку будь-якими методами залежить від прийнятої історії зореутворення в галактиці, ми розглянули різні сценарії зореутворення: миттєвий спалах зореутворення, подовжене зореутворення і неперервне зореутворення з постійним та змінним темпом. При узгодженні як віку, так і екстинкції, одержаних різними методами, можна більш надійно оцінити вік ГКГ.

В припущенні HII області, обмеженої іонізацією, та при відсутності поглинання пилом, найбільш яскраві водневі рекомбінаційні емісійні лінії Hб і Hв дозволяють зробити оцінку віку молодого зоряного населення до того часу, поки пізні О і ранні В зірки все ще присутні. З використанням коду галактичної еволюції PEGASE.2 із роботи [50] розрахована еволюція еквівалентних ширин Hб і Hв з часом, в припущенні миттєвого спалаху зореутворення для масової долі важких елементів від 1/10 до 1/50 від сонячної. Код базується на ізохронах з роботи [46] і моделях зоряних атмосфер [54]. Еквівалентні ширини емісійних ліній Hб і Hв, виправлені за екстинкцію (коефіціент екстінкції С(Hв) одержано з відношення потоків Hб до Hв) відповідають віку між 10 млн. і 20 млн. років для різних областей в галактиці SBS 0940+544. Досліджені стохастичні ефекти в розподілі зірок різних мас на початковій функції мас, що задана аналітично. Ці ефекти можуть впливати на надійність оцінки віку у випадку малої заселеності масивного краю ПФМ, коли газ в області зореутворення може бути іонізований однією або кількома О зірками, замість багаточисельного населення В зірок. З визначеної зі спостережень кількості іонізуючих фотонів Лайманівського континуму знайдена повна маса іонізуючого скупчення (104ч105)M¤, що згідно з роботою [48] свідчить, що дисперсія оцінки віку не перевищує (5-10)% і значить, стохастичні ефекти суттєво не впливають на визначення віку цим методом.

Другий метод можна застосовувати для визначення більшого віку зоряного населення, ніж перший, оскільки основний внесок в абсорбційні лінії водню дають зірки спектральних класів А і В, що довше живуть в порівнянні з О зірками. Використана сітка синтетичних профілів зоряних ліній поглинання водню з роботи [52]. Цим методом одержано оцінку віку в межах від 15 млн. до 50 млн. років для SBS 0940+544, в припущенні миттєвого спалаху зореутворення.

Зроблено оцінку віку зоряного населення третім методом, який залежить від поглинання: по розподілу енергії в спектрах (РЕС). При цьому значення екстинкції оцінено також незалежним від Бальмерівського декремента методом - методом РЕС, прийнявши вік SBS 0940+544 рівним 20 млн. років, як репрезентативний для протяжної підложки (згідно першим двом методам). Одержані методом РЕС значення екстинкції для тіла галактики добре узгоджуються з величинами, одержаними з відношень Hб до Hв. Але оскільки теоретичні РЕС в моделях з миттєвим спалахом зореутворення не зовсім добре відтворюють спостережний розподіл енергії в діапазоні коротких довжин хвиль Ј3900Е, ?и розрахували еволюцію еквівалентних ширин емісійних і абсорбційних ліній для сценарію зореутворення з постійним темпом в інтервалі часу від ti, коли зореутворення почалося, до часу tf, коли воно закінчилося. Залишаючи, як і в випадку миттєвого спалаху зореутворення, коефіціент екстинкції вільним параметром, ми одержали найкраще узгодження між теоретичними і спостережними РЕС для подовженого спалаху зореутворення, що існував між 8 млн. і 100 млн. років. Описати всі спостережні дані з включенням старого зоряного населення можливо лише за умови суттєвого збільшення темпу зореутворення (від 5 до 100 разів і більше) на протязі останніх 100 млн. років. Верхню межу віку зоряного населення галактики можна одержати з тих периферійних областей, де спостерігаються найбільш червоні кольори. Але оскільки ніякими іншими методами неможливо зробити ні оцінку віку, ні оцінку екстинкції в таких областях з надзвичайно низькою поверхневою яскравістю, то неможливо стверджувати однозначно, чим обумовлені такі червоні кольори цих областей: великою екстинкцією, чи властиво червоними кольорами старого зоряного населення? Якщо прийняти середню по галактиці величину С(Hв)=0.15, то скоректований за екстинкцію спектр такої області в SBS 0940+544 описується теоретичною РЕС для зоряного населення, сформованого з постійним темпом зореутворення між 100 млн. і 1000 млн.років. Спостережні V-I кольори дуже добре співпадають з кольорами, одержаними методом еволюційного популяційного синтезу, згорткою теоретичних РЕС з відповідними смугами пропускання для різних фільтрів. Таким чином, одержана верхня межа віку зоряного населення <1 млрд.років для галактики SBS 0940+544, а також для Tol 1214-277, що на порядок менше Хаблівського віку. Для двох ГКГ з екстремально низькою металічністю I Zw 18 і SBS 0335-052 одержана ще менша верхня межа віку ~100 млн.років.

ВИСНОВКИ

У дисертації викладені результати досліджень голубих компактних галактик з акцентом на ГКГ з найменшим вмістом важких елементів, а також населення масивних зірок в цих галактиках і їхньої взаємодії з міжзоряним середовищем. Основні результати дисертації такі:

1. Досліджена нова велика вибірка голубих компактних галактик, яка містить значну кількість галактик з екстремально низьким вмістом важких елементів, об'єктів, що дуже рідко зустрічаються у Всесвіті. Створена вибірка є базою для детального вивчення ГКГ.

2. З великою точністю одержані середні значення вмісту елементів O, N, Ne, Ar і S. Показано, що в ГКГ з вмістом важких елементів менше 1/20 від сонячного азот утворюється, як первинний елемент, найбільш ймовірно, масивними зірками. Одержана мала дисперсія відношень N/O вказує на те, що немає суттєвої часової затримки між утворенням кисню і первинного азоту, що протирічить моделям хімічної еволюції з часовою затримкою. Значення і дисперсія N/O стають більшими для ГКГ з вмістом кисню від 1/20 до 1/5 від сонячного, що пояснюється додатковим вкладом первинного азоту, що виробляється зірками середніх мас, до первинного азоту, що виробляється масивними зірками.

3. Показано, що ГКГ не вписуються в відому залежність між абсолютною зоряною величиною і вмістом важких елементів, яка одержана для галактик інших морфологічних типів. Причиною зсуву ГКГ в область більших світностей, ймовірно, є велика активність зореутворення в ГКГ. Тому цю залежність не можна використовувати для пошуку ГКГ з низьким вмістом важких елементів, як це часто робиться.

4. Аналіз просторового розподілу ГКГ з використанням променевих швидкостей великої вибірки ГКГ показав, що більша частина (~80%) ГКГ повторює великомаштабну структуру, окреслену яскравими галактиками, але ~20% ГКГ знаходиться в пустотах, так званих “войдах”, що свідчить про розподіл ГКГ більш близький до розподілу повної маси, яка містить в собі також невидиму темну матерію. Зроблена оцінка маси і кінетичної енергії газу, який швидко рухається під впливом колективної дії на міжзоряне середовище зоряного вітру від найбільш масивних зірок і спалахів наднових. Прояви таких рухів спостерігаються в ГКГ по широким і дуже широким компонентам яскравих емісійних ліній, що відповідає швидкостям в декілька сотен і тисяч км/с, відповідно. Кінетичної енергії швидкорухомого газу достатньо для видалення з деяких галактик до 108M¤ газу на протязі спалаху зореутворення. Для карликових систем це може призводити до повного розпаду галактики. Одержано розподіл швидкостей іонізованого газу вздовж галактик в відносно далеких ГКГ з низьким вмістом важких елементів. Стрибки швидкостей ~50 км/с, ймовірно, виникають на фронті ударних хвиль в результаті розширення оболонок з надзвуковими швидкостями.

5. Вперше зроблена оцінка металічності зоряного населення ГКГ, яка базується на вимірюванні еквівалентних ширин смуг поглинання, в основному окису титану, в інтегральних спектрах галактик, від яких віднято вклад газового континуму і телуричних ліній поглинання. Порівняння металічності зірок і газу показало, що, принаймні для голубих компактних галактик з найменшою металічністю, результати можна інтерпретувати, як прояв самозбагачення області зореутворення важкими елементами в процесі еволюції масивних зірок (збагачений вітер від O і WR зірок, вибухи наднових). Базуючись на моделях еволюції масивних зірок з зоряним вітром, показано, що різниця в спостережних даних між металічністю газу на початку і в кінці спалаху зореутворення можна пояснити збагаченням середовища киснем в результаті еволюції декількох сотен O зірок.

6. Створена і досліджена велика однорідна вибірка WR галактик. Вперше в інтегральних спектрах більшої частини вибірки (75%) виявлені широкі WR особливості в червоній області спектру. Вперше ідентифіковані кілька нових емісійних ліній в спектрах WR галактик. Запропонована нами методика визначення кількості WNL зірок по лініям, які раніше не спостерігались в WR галактиках, відкриває перспективи для більш надійного тестування моделей еволюції масивних зірок (після того, як будуть одержані більш точні середні абсолютні потоки в цих лініях для окремих WR зірок). В рамках останніх моделей еволюційного популяційного синтезу, приймаючи різні припущення щодо історії зореутворення (миттєвий або подовжений спалах зореутворення та неперервне зореутворення), вдалося в цілому задовільно пояснити найбільш надійні спостережні дані для WR галактик: відношення WR зірок до всіх масивних зірок, відношення кількості різних підтипів WR зірок (N(WC)/N(WN)), залежність цих величин від металічності, а також зміни з часом інтенсивностей і еквівалентних ширин основних WR ліній і WR особливостей в інтегральних спектрах WR галактик. Однак, залишаються проблеми узгодження моделей зі спостереженнями для одних з найбільш цікавих і рідкісних об'єктів - емісійних галактик з екстремально низькими металічностями, для яких N(WC)/N(WN), EW(l4650) і EW(l5808), одержані зі спостережень, в декілька разів більші в порівнянні з модельними розрахунками. Одна з можливих причин розбіжностей між моделями і спостереженнями знаходиться в неможливості одержати світності в окремих лініях для окремих WR зірок за умов найменшої металічності, навіть на найбільших телескопах. Залишається невизначеність у кількості подвійних WR зірок при найменших металічностях.

7. Потребують також вирішення проблеми з'ясування механізмів утворення небулярної емісійної лінії HeIIl4686Е. ?оряні моделі для великих металічностей завищують число фотонів з l<228Е, ?кі відповідають за іонізацію He+. І хоча останні моделі, що пояснюють природу лінії HeIIl4686 жорстким ультрафіолетовим випромінюванням WC зірок, уже достатньо задовільно відповідають спостережним інтенсивностям і еквівалентним ширинам небулярної лінії HeIIl4686 в WR галактиках, такі ж розподіли I(HeIIl4686) і EW(HeIIl4686) одержані нами і для областей зореутворення, які не містять WR зірок. До того ж, моделі передбачують наявність небулярної емісії HeIIl4686 на ранніх стадіях спалахів зореутворення з EW(Hв)=(200-300)Е, ? той час, як спостереження систематично зсунуті до EW(Hв)Ј100Е, ?о вказує на більший вік спалаху зореутворення. Таким чином, необхідно розглядати додаткові механізми, такі, як ударні хвилі, для пояснення свічення лінії HeIIl4686, особливо на пізніх стадіях спалаху зореутворення.

8. Дані, одержані нами при порівнянні спостережень і модельних розрахунків при дослідженні галактик в другому граничному випадку - з екстремально високою металічністю, свідчать про малу ймовірність відхилення початкової функції мас ( в першу чергу верхньої межі мас, а також нахилу ПФМ) від стандартної. Вся сума спостережних даних (параметри WR особливостей в інтегральних спектрах галактик, наявність різних типів WR зірок одночасно з червоними надгігантами, а також параметри небулярного газу) добре співпадають в сценарії подовженого спалаху зореутворення з Dt~(4-10) млн.років і віком ~(7-15) млн.років. Спостережний спектральний розподіл енергії можна узгодити з одержаними параметрами моделей, якщо прийняти різну екстинкцію в напрямі на зоряну і газову складові для всіх WR галактик з екстремально високою металічністю.

9. Детальне вивчення голубих компактних галактик з екстремально низьким вмістом важких елементів показує, що вони є гарними кандидатами в молоді галактики. Так, найбільш яскраві HII області мають дуже голубі кольори і часто не можуть бути описані ніяким зоряним населенням навіть самого молодого віку. Однак, якщо врахувати, що колір цих областей визначається комбінованим ефектом молодого зоряного населення і випромінюванням іонізованого газу, то він добре описується молодим зоряним населенням з віком ~(2-4) млн.років. Використання різних методів оцінки віку зоряного населення в областях протяжної підложки зоряного населення низької поверхневої яскравості, в тому числі периферійних областей ГКГ, в яких вклад спалаху зореутворення, що спостерігається зараз, відсутній або мінімальний, дало можливість одержати верхню межу віку ГКГ з низьким вмістом важких елементів. Аналізуючи спектральні і фотометричні дані для ГКГ з екстремально низьким вмістом важких елементів SBS 0335-052, SBS 0940+544, Tol 1214-277 і I Zw 18 ми прийшли до висновку, що, по-перше, в усіх цих галактиках зоряне населення переважно молоде, вік якого не перевищує 100-1000 млн.років і, по-друге, що ці галактики характеризуються неоднорідною міжзоряною екстинкцією. В граничному випадку повної відсутності екстинкції в найбільш зовнішніх областях галактик, колір областей НПЯ відповідає зоряному населенню з віком < 1 млрд.років (SBS 0940+544, Tol 1214-277), що на порядок менше віку Всесвіту. Цей вік розглядається, як верхня межа в визначенні віку ГКГ з низькою металічністю. Для двох ГКГ з екстремально низькою металічністю I Zw 18 і SBS 0335-052 одержана ще менша верхня межа віку ~100 млн.років.

На захист виносяться наступні положення:

1.Дослідження великої оригінальної вибірки голубих компактних галактик зі спостережень на 6-м телескопі САО РАН.

2.Визначення з великою точністю вмісту важких елементів. Пояснення первинної природи азоту, що виробляється масивними зірками в ГКГ.

3.Просторовий розподіл ГКГ, більш близький до розподілу повної маси, яка вміщує в собі також невидиму темну матерію. Виявлення ~20% ГКГ в пустотах великомаштабного розподілу яскравих галактик.

4.Оцінка металічності зірок в ГКГ. Доказ самозбагачення іонізованого газу важкими елементами на протязі спалаху зореутворення в ГКГ з екстремально низькою металічністю.

5.Створення нової однорідної вибірки WR галактик, в 75% якої знайдені широкі WR особливості в червоній області спектра. Метод визначення кількості WNL зірок, що базується на вперше ідентифікованих емісійних лініях в спектрах WR галактик. Обмеження на моделі еволюційного популяційного синтезу по статистиці WR зірок в бідному важкими елементами оточенні.

6.Визначення віку ГКГ з екстремально низьким вмістом важких елементів різними методами з використанням різних сценаріїв (миттєвого і подовженого спалаху зореутворення, а також неперервного зореутворення з постійним та змінним темпом). Доказ того, що ГКГ з екстремально низькою металічністю - це молоді галактики.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ОПУБЛІКОВАНІ В РОБОТАХ

1.Изотов Ю.И., Гусева Н.Г. Свойства точечных источников инфракрасного излучения в областях звездообразования 1 и 2 Mon // Письма в Астрон. Журн. - 1989. - T.15, N 5. - С. 400-406.

2.Изотов Ю.И., Гусева Н.Г. Спектральное исследование голубых компактных карликовых галактик в скоплении Девы // Астрофизика. - 1989. - T.30, N 3. - С. 564-574.

3.Guseva N.G., Kharchenko N.V., Schilbach E. The programme “Milky Way”: the physical and kinematical investigation of galactic structures // Astron. Nachr. - 1989. - Vol. 310, N 2. - С. 131-136.

4.Гусева Н.Г. Распределение звезд и пылевых облаков в области звездообразования, содержащей туманность Розетка // Строение и эволюция областей звездообразования. - Киев: из-во “Наукова думка”- 1990. - С. 27-42.

5.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu., Stepanian J.A. Unusual low heavy-element abundance found in the blue compact galaxy SBS 0335-052 // Nature. - 1990. - Vol. 343, N 6255. - Р. 238-240.

6.Изотов Ю.И., Липовецкий В.А., Гусева Н.Г., Князев А.Ю. SBS 0335-052 - голубая компактная карликовая галактика с рекордным дефицитом тяжелых элементов // Астрон. Журн. - 1990. - Т. 67, вып.4. - С. 682-689.

7.Изотов Ю.И., Липовецкий В.А., Гусева Н.Г., Степанян Дж.А. SBS 0335-052 - наиболее обедненная тяжелыми элементами голубая компактная карликовая галактика // Письма в Астрон. Журн. - 1990. - T.16, N 7. - С. 605-610.

8.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu., Stepanian J.A. New blue compact dwarf galaxies with extreme deficiency of heavy elements // Astron. Astrophys. - 1991. - Vol.247, N 2. - С. 303-306.

9.Izotov Yu.I., Guseva N.G., Karachentsev I.D., Karachentseva V.E. Spectrophotometry of giant extragalactic regions of ionized hydrogen in dwarf galaxies of M 81 galaxy group // Astron. Astrophys. Trans. - 1992. -Vol. 1, N 4 - P. 283-293.

10.Izotov Yu.I., Guseva N.G., Lipovetsky V.A., Kniazev A.Yu., Neizvestny S.I., Stepanian J.A. Spectrophotometry of 83 BCDG candidates from the Second Byurakan Survey // Astron. Astrophys. Trans. - 1993. - Vol. 3, N 3 - P. 197-236.

11.Stepanian J.A., Lipovetsky V.A., Erastova L.K., Gyulzadian M.B., Izotov Yu.I., Guseva N.G. The slit spectra of galaxies of the Second Byurakan Sky Survey. VII. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 1993. - Vol. 35. - P.32-37.

12.Stepanian J.A., Lipovetsky V.A., Erastova L.K., Hakopian S.A., Izotov Yu.I., Guseva N.G. The slit spectra of galaxies of the Second Byurakan Sky Survey. VIII. // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 1993. - Vol. 35. - P. 38-42.

13.Pustil'nik S.A., Ugryumov A.V., Lipovetsky V.A., Thuan T.X., Guseva N.G. The spatial distribution of blue compact galaxies in the Second Byurakan Survey // Astrophys. J. - 1995. - Vol.443, N 2. - P. 499-513.

14.Гусева Н.Г., Изотов Ю.И., Князев А.Ю., Липовецкий В.А. Проявления сверхновых в спектрах голубых компактных галактик с малым обилием тяжелых элементов // Кинематика и Физика Небес. Тел. - 1995. - T.11, N 2. - С. 87-95.

15.Guseva N.G., Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Kniazev A.Yu. Spectrophotometry with low and moderate spectral resolution for the blue compact galaxies // Bull. Spec. Astrophys. Obs. - 1996. - Vol.41. - P. 41-51.

16.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Chaffee F.H., Foltz C.B., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. SBS 0335-052, a probable nearby young dwarf galaxy: evidence pro and con // Astrophys. J. - 1997. - Vol.476, N 2. - P. 698-711.

17.Izotov Yu.I., Foltz C.B., Green R.F., Guseva N.G., Thuan T.X. I Zw 18: a new Wolf-Rayet galaxy // Astrophys. J. - 1997. - Vol.487, N 1. - P. L37-L40.

18.Гусева Н.Г., Изотов Ю.И., Туан Т.Х. Сравнение металличности звезд и газа в голубых компактных галактиках // Кинематика и Физика Небес. Тел. - 1998. - T.14, N 1. - С. 52-66.

19.Papaderos P., Izotov Yu.I., Fricke K.J., Thuan T.X., Guseva N.G. On the age of the nearby blue compact dwarf galaxy SBS 0335-052 // Astron. Astrophys. - 1998. - Vol. 338. - P. 43-55.

20.Izotov Yu.I., Chaffee F.H., Foltz C.B., Green R.F., Guseva N.G., Thuan T.X. Helium abundance in the most metal-deficient blue compact galaxies: I Zw 18 and SBS 0335-052 // Astrophys. J. - 1999. - Vol.527, N 2. - P. 757-777.

21.Guseva N.G., Izotov Yu.I., Thuan T.X. A spectroscopic study of a large sample of Wolf-Rayet galaxies // Astrophys. J. - 2000. - Vol.531, N 2. - P. 776-803.

22.Гусева Н.Г. Галактики Вольфа-Райе // Кинематика и Физика Небес. Тел. - 2000. - T.16, N 3. - С. 195-229.

23.Noeske K.G., Guseva N.G., Fricke K.J., Izotov Yu.I., Papaderos P., Thuan T.X. The cometary blue compact dwarf galaxies Mrk 59 and Mrk 71. A clue of dwarf galaxy evolution? // Astron. Astrophys. - 2000. - Vol. 361, N 1. - P. 35-52.

24.Fricke K.J., Izotov Y.I., Papaderos P., Guseva N.G., Thuan T.X. An imaging and spectroscopic study of the very metal-deficient blue compact dwarf galaxy Tol 1214-277 // Astron. J. - 2001. - Vol.121, N 1. - P. 169-181.

25.Schaerer D., Guseva N.G., Izotov Y.I., Thuan T.X. Massive star populations and the IMF in the metal-rich starbursts // Astron. Astrophys. - 2000. - Vol. 362, N 1. - P. 53-68.

26.Izotov Yu.I., Chaffee F.H., Foltz C.B., Thuan T.X., Green R.F., Papaderos P., Fricke K.J., Guseva N.G. A spectroscopic study of component C and the extended emission around I Zw 18 // Astrophys. J. - 2001. - Vol.560, N 1. - P. 222-235.

27.Guseva N.G., Izotov Yu.I., Papaderos P., Chaffee F.H., Foltz C.B., Green R.F., Thuan T.X., Fricke K.J., Noeske K.G. The evolutionary status of the low-metallicity blue compact galaxy SBS 0940+544 // Astron. Astrophys. - 2001. - Vol. 378, N 2. - P. 756-776.

28.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Stepanian J.A. SBS 0335-052 - the most heavy element deficient blue compact galaxy // Препринт № 30 САО АН СССР. - 1989.

29.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu., Neizvestny S.I., Stepanian J.A. Spectrophotometry of 83 blue compact dwarf galaxies candidates from the Second Byurakan Survey // Preprint ITP-90-69E, AS of Ukrain, Kiev. - 1990. 40 P.

30.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu., Stepanian J.A. The new brilliant blue compact dwarf galaxy: test on the early stages of the galaxy evolution // Proc. of Workshop / Eds Capuzzo-Dolcetta et al., Italy. - 1990. - P. 235-240.

31.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. Heavy elements and helium abundances in blue compact galaxies from the Second Byurakan Survey // The feedback of chemical evolution on the stellar content of galaxies: 3rd DAEC Meeting / Eds Alloin D., Stasinska G. - Paris, Meudon. - 1992. - P. 134-137.

32.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. Observational evidences of superbubbles in blue compact galaxies // The feedback of chemical evolution on the stellar content of galaxies: 3rd DAEC Meeting / Eds Alloin D., Stasinska G. - Paris, Meudon. - 1992. - P. 138-141.

33.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. Unusually high helium abundance in blue compact galaxy Mrk 996 // The feedback of chemical evolution on the stellar content of galaxies: 3rd DAEC Meeting / Eds Alloin D., Stasinska G. - Paris, Meudon. - 1992. - P. 130-133.

34.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. Spectrophotometric catalogue of blue compact galaxies from Second Byurakan Survey // The feedback of chemical evolution on the stellar content of galaxies: 3rd DAEC Meeting / Eds Alloin D., Stasinska G. - Paris, Meudon. - 1992. - P. 127-129.

35.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu. Evidences of supernovae in blue compact galaxies with low heavy element abundances // Panchromatic view of galaxies - their evolutionary puzzle: ISS Meeting, Kiel / Eds Hensler G., Theis Ch., Gallagher J. - Germany. - 1993. - P.192-195.

36.Izotov Yu.I., Lipovetsky V.A., Guseva N.G., Kniazev A.Yu., Thuan T.X. Helium and nitrogen abundance in blue compact galaxies with low metallicity // Dwarf galaxies: Prec. of ESO/OHP Workshop / Eds Thuan T.X., Balkowski C., Cayatte V., Van J.T.X. - France, Haute-Provance. - 1993. - P. 455-458.

37.Guseva N.G., Izotov Yu.I., Thuan T.X. The internal gas motions in blue compact galaxies // The interplay between massive star formation, the ISM and Galaxy evolution: Proc. of the 11th IAP Astrophysical Meeting / Eds Kunth D., Guiderdoni B., Heidary-Malayeri M., Thuan T.X. - Paris. - 1995. - P. 577-578.

38.Izotov Yu.I., Guseva N.G., Thuan T.X. The primordial He abundance from observations of low-metallicity HII regions // Joint European and National Astronomical Meeting, JENAM-97. - 1997. - P. 307-308.

39.Izotov Yu.I., Papaderos P., Thuan T.X., Fricke K.J., Foltz C.B., Guseva N.G. On the evolutionary status of I Zw 18 // The First Stars: Proc. of the MPA/ESO Workshop / Eds Weiss A., Abel T., Hill V. - 1999. - P. 303-304.

40.Guseva N.G. The massive stellar population in the dwarf starburst galaxies // Odessa Astronomical publication . - 1999. - Vol. 12. - P. 87-89.

41.Guseva N.G. Massive stellar populations in Wolf-Rayet galaxies //New Astronomy reviews . - 2000. - Vol.44. - P. 235-240.

42.Schaerer D., Guseva N.G., Izotov Yu.I. Super star clusters as probes of massive star evolution and the IMF at extreme metallicities // Massive stellar clusters: Proc. of the International Workshop / Eds Lancon A., Boily C.M. - Strasbourg, France, - 1999. - P. 113-119.

43.Guseva N.G., Chaffee F.H., Izotov Yu.I., Kniazev A.Yu., Pustilnik S.A., Ugryumov A.V. Low-metallicity blue compact dwarf galaxies discovered in the Hamburg/SAO spectral survey // Kinematics and physics of celestial bodies, Suppl. - 2000. - N 3.- P. 106-107.

44.Guseva N.G. Wolf-Rayet galaxies and massive stellar population // Kinematics and physics of celestial bodies, Suppl. - 2000. - N 3.- P. 95-98.

45.Izotov Yu.I., Chaffee F.H., Guseva N.G., Thuan T.X. Wolf-Rayet stellar populations in the most metal-deficient blue compact dwarf galaxies // Astron. and Space Sci., Suppl. - 2001. - Vol.277. - P. 277-280.

СПИСОК ЦІТОВАНОЇ ЛІТЕРАТУРИ

46.Bertelli G., Bressan A., Chiosi C., Fagotto F., Nasi E. Theoretical isochrones from models with new radiative opacities // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. - 1994. - Vol. 106, N 1. - P. 275-302.

47.Bica E., Alloin D. A grid of star cluster properties for stellar population synthesis // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. - 1986. - Vol. 66, N 2. - P. 171-179.

48.Cerviтo M., Luridiana V., Castander F.J. Confidence levels of evolutionary synthesis models // Astron. and Astrophys. - 2000. - Vol. 360, N 1. - P. L5-L8.

49.Conti P.S. On the relationship between Of and WR stars // Mem. Soc. R. Sci. - 1976. - Vol. 6, Ser. 9. - P. 193-214.

50.Fioc M., Roca-Volmerange B. PEGASE: a UV to NIR spectral evolution model of galaxies. Application to the calibration of bright galaxy counts // Astron. and Astrophys. - 1997. - Vol. 326, N 2. - P. 950-962.

51.Giavalisco M., Koratkar A., Calzetti D. Obscuration of Ly alpha photons in star-forming galaxies // Astrophys. J. - 1996. - Vol. 466, N 2. - P.831-843.

52.Gonzalez-Delgado R.M., Leitherer C. Synthetic spectra of H Balmer and He I absorption lines. I. Stellar library // Astrophys. J. Suppl. Ser. - 1999. - Vol. 125. - N 2, P. 479-488.

53.Huchra J.P., Davis M., Latham D., Tonry J. A survey of galaxy redshifts. IV - The data // Astrophys. J. Suppl. Ser. - 1983. - Vol. 52, N 1. - P.89-119.

54.Lejeune T., Cuisinier F., Buser R. Standard stellar library for evolutionary synthesis. I. Calibration of theoretical spectra // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. - 1997. - Vol. 125, N 1. - P. 229-246.

55.Loose H.-H., Thuan T.X. The morphology and structure of blue compact dwarf galaxies from CCD observations // Star-forming dwarf galaxies and related objects / Eds. Kunth D., Thuan T.X., Tran Van J. - 1985. - Frontieres. - P. 73-75.

56.Massey P., Johnson O. Evolved massive stars in the Local Group. II. A new survey for Wolf-Rayet stars in M33 and its implications for massive star evolution: evidence of the “Conti scenario” in action // Astrophys. J. - 1998. - Vol. 505, N 2. - P. 793-827.

57.Papaderos P., Loose H.-H., Thuan T.X., Fricke K.J. Optical structure and star formation in blue compact dwarf galaxies. I. Observations and profile decomposition // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. - 1996. - Vol. 120, N 2. - P. 207-215.

58.Pilyugin L.S. The chemical evolution of irregular galaxies with mass loss // Astron. and Astrophys. - 1994. - Vol. 287, N 2. - P. 387-391.

59.Schaerer D. About the initial mass function and He II emission in young starbursts // Astrophys. J. - 1996. - Vol. 467, N 1. - P. L17-L20.

60.Steidel C.C., Giavalisco M., Pettini M., Dickinson M., Adelberger K.L. Spectroscopic confirmation of a population of normal star-forming galaxies at redshifts z > 3 // Astrophys. J. - 1996. - Vol. 462, N 1. - P. L17-L32.

Размещено на Allbest.ru