Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу 14.3 Многокомпонентность галактического гало и его химические свойства

Лекция 14. Химическая эволюция звёздных населений

14.3 Многокомпонентность галактического гало и его химические свойства

Характерными представителями населения гало Галактики, как мы уже знаем, являются шаровые звёздные скопления и некоторые типы звёзд поля - субкарлики, красные гиганты с низким содержанием металлов и переменные типа RR Лиры.

Рассмотрим химические свойства шаровых звёздных скоплений, поскольку они наблюдаются на очень больших галактоцентрических расстояниях и по ним можно непосредственно отследить современную структуру гало. Химический состав шаровых скоплений коррелирует с параметрами их пространственного распределения, с кинематическими характеристиками и, возможно, с возрастами. Анализ этих связей позволяет сделать важные выводы о динамической эволюции Галактики на ранних ее стадиях. Распределение металличностей этих объектов по данным каталога Харриса было показано на рис. 8-2. Важной особенностью этого распределения является значительный дефицит скоплений с [Fe/H] ≈ -1.0. Учитывая, что случайные ошибки исследуемых величин <размывают> распределение, а ошибки определения металличностей отнюдь не малы, мы можем даже подозревать, что таких скоплений нет совсем. Значение [Fe/H] ≈ -1.0 выделяется еще одним важным свойством - при переходе через эту границу, скачком меняются характеристики пространственного распределения этих объектов и их кинематические свойства.

В таблице 14-1 приведены пространственно-кинематические характеристики шаровых скоплений, разбитых на две группы по величинам [Fe/H], по данным Борковой и Марсакова (2000). В таблице σr - дисперсия лучевых скоростей скоплений, Vвр - скорость вращения группы вокруг галактического центра, X,Y,Z - шкалы расстояний по соответствующим галактическим координатам, <е> - средние эксцентриситеты орбит (в скобках приведены численности скоплений в группе с известными орбитами). Из таблицы ясно, что в Галактике есть, как минимум, две группы шаровых скоплений, заметно различающихся по пространственному распределению, кинематическим свойствам и химическому составу. При этом металличная группа демонстрирует не только большую скорость вращения и малые эксцентриситеты орбит, но и заметную сплюснутость к плоскости Галактики, поэтому такие скопления выделены в подсистему, названную толстым диском. Итак, шаровые скопления Галактики достаточно отчетливо разделяются на две подсистемы с резким различием содержания металлов. Логика требует, чтобы увеличение содержания металлов соответствовало уменьшению возрастов скоплений, но, как уже отмечалось, вопрос о различиях определяемых возрастов скоплений разной металличности до сих пор однозначно не решен (хотя современные определения возрастов скоплений такую зависимость все же показывают).

Таблица 14-1. Пространственно-кинематические характеристики шаровых скоплений

Параметр [Fe/H]< -1.0 [Fe/H]> -1.0
число ШС 92 31
σr, км/с 120 10 72 9
Vвр, км/с 23 30 165 38)
X, кпк 5.5 0.5 3.0 0.5
Y, кпк 4.5 0.5 2.0 0.5
Z, кпк 5.5 1.0 1.0 0.2
<е> 0.57 0.04 (48) 0.13 0.04 (2)

Однако, по-видимому, не все шаровые скопления образовались из вещества единого протогалактического облака, и поэтому относительные содержания в их звездах различных химических элементов может заметно отличаться от среднего по Галактике. Действительно, оказалось, что и население малометалличных шаровых скоплений также является неоднородным и делится на две группы по строению горизонтальной ветви (мы уже отмечали, что строение горизонтальной ветви кроме металличности и возраста зависит еще и от неизвестного третьего параметра). Все скопления с экстремально голубыми горизонтальными ветвями оказались одинаково старыми. Они занимают сфероидальный объем радиусом примерно 9 кпк и в среднем имеют довольно большую скорость вращения (Vвр = 77 ± 33 км/с) - это подсистема старого <собственного> гало Галактики. Население скоплений с аномально красными для своей малой металличности горизонтальными ветвями занимает в Галактике эллипсоидальный объем с характерным размером ≈ 20 кпк. Многие скопления, принадлежащие этой группе, оказались на ретроградных орбитах (т.е. вращаются в направлении, обратном галактическому), что совсем не характерно для объектов, генетически связанных с единым протогалактическим облаком. Кроме того надежно установлено, что часть их на несколько миллиардов лет моложе скоплений такой же металличности, принадлежащих собственному гало Галактики. Предполагается, что все эти скопления попали в нашу Галактику в результате разрушения ее приливными силами карликовых галактик-спутников. Значит, все эти скопления образовались из вещества, испытавшего отличную от галактической химическую эволюцию. Сформированная ими подсистема называется <аккрецированное> гало. Ещё раз заметим, что такие "аккрецированные" звёздные объекты движутся в короне Галактики, основную часть массы которой составляет тёмная материя. Схематическое изображение всех перечисленных подсистем шаровых скоплений приведено на рис. 8.10.

Приведем конкретные примеры таких скоплений. В настоящее время мы наблюдаем распад карликовой сферической галактики Сагиттариус (Srg). С этой галактикой уверенно ассоциируются четыре шаровых скопления: М54, Arp 2, Ter 8 и Ter 7. Скопление Pal 12 находится на значительном удалении от этой галактики, но, согласно точно восстановленным орбитам обеих звёздных систем, была выброшена из Srg примерно полтора миллиарда лет назад. Ядром системы обычно полагают очень массивное шаровое скопление M54. Кроме того, системе Сагиттариус с большей вероятностью принадлежат еще пять шаровых скоплений: M53, Pal 5, NGC 4147, NGC 5053 и NGC 5634. Элементы галактических орбит скоплений Rup 106, Pal 13, NGC 5466, NGC 6934 и NGC 7006 также указывают на то, что они были захвачены из различных галактик-спутников. Численное моделирование динамических процессов, происходящих при взаимодействии Галактики с карликовым спутником, однозначно свидетельствует, что даже ω Cen - крупнейшее из известных галактических шаровых скоплений, находящееся довольно близко к галактическому центру и имеющее ретроградную орбиту, - в свое время было ядром карликовой галактики. В итоге шаровых скоплений внегалактического происхождения оказывается примерно в полтора раза больше, чем малометалличных скоплений <собственного> гало, т.е. образовавшихся из единого протогалактического облака. Следовательно, аккрецированные звёздные объекты составляют подавляющую долю массы современного гало Галактики.

Типичные представители сферической составляющей Галактики среди звёзд поля - субкарлики, красные гиганты и переменные типа RR-Лиры - также демонстрируют подобную структуру, то есть являются составляющими трех старых подсистем Галактики - толстого диска, собственного гало и аккрецированного гало. В частности, функции металличности этих звёзд демонстрируют явный дефицит или перегиб огибающих в окрестности [Fe/H] ≈ -1.0, разделяя их на толстый диск и гало. Тем не менее, надежнее стратифицировать звёзды по галактическим подсистемам с помощью кинематических критериев. Выделять звёзды предположительно внегалактического происхождения следует по высоким энергиям их галактических орбит. Однако для близких звёзд вполне можно обойтись только их полными пространственными скоростями, в частности, критическое значение остаточной скорости относительно локального центроида Vост > 240 км/с надежно отделяет звёзды с высокими энергиями орбит, при этом большинство их оказывается на ретроградных орбитах, что однозначно свидетельствует об их внегалактическом происхождении. Именно по такому критерию выделены предположительно аккрецированные звёзды поля на рисунке 14-1 (открытые кружки).

Детальное исследование относительных содержаний различных химических элементов в атмосферах непроэволюционировавших звёзд дает возможность сравнивать истории звёздообразования в их родительских изолированных протогалактических фрагментах. В частности оказалось, что среди малометалличных аккрецированных объектов присутствует заметная доля с аномально низкими (иногда даже ниже солнечного) относительными содержаниями ?-элементов (см. на рис. 14-1 открытые кружки). Это, скорее всего, означает, что за пределами единого протогалактического облака, т.е. в протооблаках карликовых галактик, скорость звёздообразования и/или начальная функция масс звёзд были иными.

Отметим, что среди наблюдаемых объектов гало чрезвычайно мало объектов с металличностями [Fe/H] < -3.0. Это означает, что заметное звёздообразование известных нам типов звёзд и скоплений началось после того, как 0.002% массы Галактики превратилось в тяжелые элементы. То, что не наблюдаются звёзды, не содержащие в спектрах линии тяжелых элементов, то есть звёзды населения III, до сих пор является загадкой. По современным наблюдательным данным самая бедная металлами звезда имеет металличность лишь [Fe/H] = -5.4.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [3]
Оценка: 3.1 [голосов: 173]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования