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

На первую страницу 18.1 Формирование подсистем Галактики

Лекция 18. Эволюция Галактики

18.1 Формирование подсистем Галактики

Одной из интереснейших задач современной астрономии является изучение процесса формирования и эволюции галактик, в частности - нашей Галактики. При решении этой задачи используются результаты теории звёздной эволюции, статистические характеристики звёздных населений, результаты построения моделей Галактики, выводы теоретической и наблюдательной космологии.

Сопоставление возрастов, кинематики, химического состава и геометрии подсистем Галактики позволили обрисовать важнейшие черты ее эволюции. В настоящее время часто полагают, что Галактика сформировалась из медленно вращающегося клочковатого газового облака, начальные размеры которого в десятки раз превосходили ее современные размеры. Это протогалактическое облако вначале сжималось (коллапсировало) под действие собственной гравитации. В процессе первоначального сжатия при столкновениях холодных газовых облаков шел процесс звёздообразования и рождались звёзды первого поколения. Сейчас считается, что важную роль в возникновении галактик играла темная холодная материя, которая легко собиралась в сгустки, и в создаваемую таким образом потенциальную яму собиралась и видимая материя. По результатам спутникового эксперимента WMAP стало известно, в частности, что звёзды во Вселенной появились уже через 200 млн. лет после ее возникновения.

Для процесса дальнейшей эволюции важным оказывается различие в поведении полной энергии у звёздной и газовой подсистем. Выделяющаяся при сжатии протогалактического облака гравитационная энергия переходит в кинетическую энергию движения звёзд и газа. В бесстолкновительной звёздной системе кинетическая энергия препятствует ее сжатию. Поэтому подсистема старых звёзд, родившихся в начале коллапса протогалактики, в значительной степени сохранила первоначальную сфероидальную форму и начальное распределение углового момента, образовав медленно вращающуюся сферическую подсистему - гало Галактики.

Газ - диссипативная система, т.е. он безвозвратно терял приобретаемую при сжатии кинетическую энергию, которая в столкновениях газовых облаков переходила в тепловую энергию и уносилась в конце концов в виде излучения. Поэтому подсистема газа продолжала свободно сжиматься. Однако вследствие сохранения углового момента, сжатие газовой составляющей увеличивало скорость ее вращения. Когда размеры газовой составляющей уменьшились приблизительно на порядок, центробежные силы уравновесили силу тяготения в плоскости Галактики и остановили сжатие в этом направлении. Параллельно оси вращения сжатие продолжалось и в итоге сформировался тонкий газовый диск. Родившиеся в нем звёзды образовали быстро вращающуюся дисковую подсистему.

Параллельно с формированием подсистем происходило обогащение межзвёздной среды тяжелыми элементами. Звёзды диска рождались из вещества, обогащенного выбросами сверхновых из предыдущего поколения звёзд, поэтому диск оказался существенно богаче металлами, чем звёзды гало.

Описанная картина объясняет целый ряд фундаментальных наблюдательных фактов: существование и характер различий в геометрии, распределении углового момента и химическом составе звёзд гало и диска.

В построении картины формирования гало важную роль сыграла ставшая классической работа Эггена, Линден-Белла и Сэндиджа (1962) по исследованию связи кинематики и эволюции звёзд гало. Эти исследователи первыми обнаружили корреляцию между вычисленными для небольшого числа звёзд галактического гало элементами галактических орбит с индексами металличности. Полагая металличность индикатором возраста звёзд, они объяснили полученную зависимость тем, что в процессе сжатия протогалактики происходило постепенное увеличение средней металличности вновь рождаемых звёзд. При этом орбиты уже образованных звёзд гало в дальнейшем не изменялись. Полагая также, что в момент рождения таких звёзд размеры Галактики не могли превышать максимального радиуса орбит этих звёзд (апогалактические расстояния некоторых звёзд их выборки достигали 50 кпк), они сделали вывод, что в своей плоскости Галактика сжалась приблизительно в 10 раз со времени образования первых наблюдаемых в настоящее время звёзд. В z-направлении сжатию не препятствовали центробежные силы, поэтому оно оказалось сильнее приблизительно в 25 раз. Отсюда следует, что плотность вещества протогалактики была на три-четыре порядка меньше современной средней плотности Галактики.

Еще одним выводом работы Эггена, Линден-Белла и Сэндиджа был следующий. Среди звёзд с содержанием металлов [Fe/H] < -1.0 они не нашли звёзд с малоэксцентричными орбитами. Отсюда был сделан вывод, что в период образования звёзд гало Галактика находилась в состоянии <быстрого> коллапса, фактически вещество находилось в состоянии свободного падения. Однако впоследствии этот вывод был поставлен под сомнение, так как нашлись малометалличные звёзды с орбитами, имеющими малые эксцентриситеты. Поэтому стали полагать, что коллапс был <медленным>, квазиравновесным, с характерным временем порядка нескольких миллиардов лет. Однако в 1979 году японские астрономы Йоши и Сайо, которые исследовали орбиты звёзд в гравитационном поле сжимающейся протогалактики, сделали вывод, что характерным временем сжатия протогалактики является время свободного падения - порядка (2-4)⋅ 108 лет. Эти авторы получили, что ранее протогалактика была еще больше, чем оценивали Эгген, Линден-Белл и Сэндидж: она сжалась в 20 раз по радиусу и в 50 раз в z-направлении. При этом чтобы получить наблюдаемую картину распределений элементов галактических орбит и наблюдаемую дисперсию распределения величин [Fe/H], картину сжатия протогалактики пришлось усложнять.

Модель эволюции Галактики Эггена, Линден-Белла и Сэндиджа дает только один из возможных сценариев. Еще одну точку зрения в 1978 году выдвинули Сирл и Зинн. Они указали, что движение звёзд гало исключительно по сильно вытянутым галактическим орбитам является следствием наблюдательной селекции и в гало имеются звёзды с умеренными эксцентриситетами орбит. Кроме того, при большом разбросе металличности среди шаровых скоплений наблюдается весьма слабая корреляция между их металличностями и галактоцентрическими расстояниями. Все это противоречит сценарию быстрого коллапса протогалактики, поэтому Сирл и Зинн предположили, что Галактика формировалась путем постепенного поглощения (слияния) большого числа относительно небольших фрагментов.

Эта точка зрения получила дополнительное подтверждение, когда детальный анализ содержаний ?-элементов в звездах поля продемонстрировал аномально низкие содержания ?-элементов у значительного количества малометалличных звёзд гало, которое не удается объяснить в рамках гипотезы образования их из вещества единого протогалактического облака. Зато такой химический состав находит естественное объяснение в предположении, что эти звёзды родились в изолированных протогалактических фрагментах (галактиках-спутниках), у которых теоретически могла быть иная химическая история. Другими словами получается, что в малометалличном гало нашей Галактики сосуществуют два компонента: собственное гало, звёзды которого генетически связаны с единым протогалактическим облаком, и аккрецированное гало, все объекты которого ведут свое происхождение от разрушенных в разное время приливными силами Галактики карликовых галактик-спутников.

Третий из рассматриваемых в настоящее время сценариев образования Галактики передоверяет основную роль темной материи, которая первой сформировала потенциальную яму. В эту яму постепенно натекли фрагменты, образовавшие Галактику.

Во всех этих сценариях пока отаётся открытой проблема отсутствия среди наблюдаемых звёзд объектов с первоначальным (космологическим) содержанием тяжелых элементов (т.н. проблема населения III).

Итак мы видим, что в данных о галактических орбитах и химическом составе звёзд содержится богатая информация об истории Галактики.

Обычно выводы о различных свойствах нашей Галактики проверяют с помощью наблюдательных данных, полученных для других галактик. Однако в нашей Галактике мы уверенно наблюдаем звёзды, находящиеся на разных стадиях своей эволюции, тогда как для молодых галактик мы такие же наблюдения провести не можем из-за их удаленности. Хорошо известно, что галактики с большими красными смещениями несколько голубеют с увеличением расстояния, и это связывают с большим темпом звёздообразования в молодых галактиках. Среди удаленных галактик наблюдается много взаимодействующих, и первичное звёздообразование может инициироваться столкновениями галактик между собой или поглощением крупной галактикой своих спутников. Ранее галактики, как мы видели, имели большие размеры, тогда как расстояния между ними были много меньше, так что вероятность столкновений была заметно больше, чем в настоящее время. Недавно американские астрофизики Глассман, Ларкин и Лафренье показали, что поверхностная яркость дисков галактик, расположенных на расстояниях, соответствующих z ~ 0.5, в среднем на 0m.6 угл.сек-2 выше, чем у ближайших галактик. Это может служить подтверждением активного звёздообразования на ранних стадиях эволюции галактик.

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