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

Содержание

Химическая эволюция Галактики

Хорошая модель химической эволюции Галактики должна воспроизводить основные свойства галактического диска, и, прежде всего, особенности градиента химсостава, распределение газа по радиусу и радиальную зависимость SFR(R).

Изучение возраста, металличности и кинематических параметров 14000 F и G карликов в окрестностях Солнца (см. [49] и ссылки там) подтвердило существование проблемы G-карликов, наличие радиального градиента металличности молодых звёзд (≤10 Глет) и существование зависимости дисперсии скоростей звёзд от возраста, но показало отсутствие зависимости ``возраст-металличность'' для звёзд всех возрастов, кроме самых молодых. Кроме того, этот обзор F и G карликов позволил обнаружить множество структур в окрестностях Солнца, большинство из которых сгенерированы спиральными рукавами, баром и т.д., а некоторые образовались вследствие приливных взаимодействий. Эти ``осколки'' и струи приливных взаимодействий были открыты в последнее время и в галактическом звёздном гало (а также в окрестностях М31), предполагается, что они могли образоваться от аккрецированных спутников (см. [49] и ссылки там).

Изучение химической эволюции звёздного населения Галактики позволяет реконструировать историю звёздообразования Млечного Пути. Нааб и Острайкер [50] построили эволюционную модель нашей Галактики, которая учитывает мержинг субгало на протяжении первых 2,5 Глет и последующее формирование диска, на которое оказывает влияние постоянная аккреция газа. Используя cолпитеровскую НФМ и темпы звёздообразования, являющиеся функцией поверхностной плотности газа и динамического времени, они получили, что глобальные SFR и глобальные темпы аккреции были практически постоянны на протяжении всего времени эволюции галактического диска и сравнимы между собой по величине (2-4 и 2-3 Msun/год, соответственно).

К настоящему моменту рассмотрены разные модели химической эволюции нашей Галактики, которые показали, что учёт аккреции необходим. До недавнего времени считалось, что аккреция имеет непрерывно длящийся характер. К моделям такого типа можно отнести описанную выше эволюционную модель Нааба и Острайкера [50]. Граттон и др. [51], рассматривая обилие O, Mg и Fe в звёздах в окрестностях Солнца пришли к выводу, что их наблюдаемое распределение лучше всего объясняет эволюционная модель, которая учитывает одновременно затухающий коллапс гало и затухающую аккрецию, у которых близкие временные масштабы. Моника Тоси [33], сравнивая разные модели химической эволюции газа в нашей Галактике с наблюдениями, пришла к выводу, что аккреция газа продолжается с ранней эпохи до наших дней, а подавляющее большинство звёзд гало сформировалось очень быстро на ранней стадии эволюции Галактики. И хотя модели химической эволюции нашей Галактики, учитывающие продолжительную аккрецию, могут хорошо проходить т.н. ``стандартный наблюдательный тест'' (см. рис. 19), сейчас доминирует предположение о том, что за время эволюции нашей Галактики произошло два заметных эпизода аккреции, которые и определили её химическую эволюцию.


Рис. 19: ``Стандартный наблюдательный тест'' для модели химической эволюции нашей Галактики с экспоненциально затухающей со временем аккрецией [52]. Левая верхняя панель — обилие некоторых элементов, нормированное на Zsun, точечные линии показывают величины Z = 0.5 Zsun и Z = 2 Zsun. Верхняя правая панель — зависимость ``возраст-металличность'' для Fe. Левая нижняя панель — ``проблема G-карликов'', сравнение результатов моделирования с наблюдениями. Правая нижняя панель — сравнение модельного и наблюдаемого градиентов металличности.

В настоящее время при моделировании химической эволюции нашей Галактики чаще всего задают следующий вид аккреции газа, который учитывает два эпизода интенсивной аккреции:

, (11)

Параметры a(r) и b(r) подбираются таким образом, чтобы воспроизвести наблюдаемое в настоящее время радиальное распределение поверхностной плотности газа и звёзд, tmax — время, прошедшее с начала эволюции Галактики до начала формирования тонкого диска (второго эпизода интенсивной аккреции), τH — временной масштаб формирования толстого диска и гало, τD(r) — временной масштаб формирования тонкого диска, τD линейно зависит от радиуса.

Моделируя химическую эволюцию нашей Галактики, Колавитти и др. [53] рассмотрели несколько сценариев аккреции газа. Для проверки своих моделей они следили за эволюцией нескольких химических элементов, учитывая для этого время жизни звёзд, образование сверхновых и процессы нуклеосинтеза в звёздах. Оказалось, что лучше всего наблюдаемую картину в распределении химических элементов в окрестностях Солнца воспроизводит модель с двумя основными эпизодами интенсивной аккреции. В соответствии с моделями формирования галактик в ΛCDM-космологии, первый из них авторы отождествляют с формированием гало и толстого диска, а второй — с формированием тонкого диска. По их предположению, между двумя эпизодами аккреции звёздообразование в Галактике приостанавливалось на 1-2 Ггода [53]. Другие модели химической эволюции Галактики, предполагающие два эпизода интенсивной аккреции на стадии формирования дисков, тоже дают хорошее согласие теории с наблюдениями (см. рис. 20).


Рис. 20: Градиент кислорода в окрестностях Солнца на расстоянии от 4 до 14 кпс от центра Галактики [53]. Сравнение наблюдений цефеид (синие точки) с результатами моделирования градиента химсостава. Все три модели учитывают два эпизода мощной аккреции: чёрные квадраты — [54], красная сплошная линия — [55], зелёный пунктир —  [53].

Такие модели, в частности, позволяют объяснить наблюдаемую металличность G и K-карликов (см., например, [56,57] и рис. 21), а также пространственное распределение различных химических элементов и его изменение со временем (см. рис. 22).



Рис. 21: Слева — сравнение модельного (сплошная линия) распределения K-карликов с наблюдениями [57]; справа — сравнение модельного (сплошная линия) распределения G-карликов из [55] с наблюдениями [23].

Модель из [58], результаты которой сравниваются с наблюдениями на рис. 22, предполагает два эпизода аккреции: во время первого за короткое время сформировались гало и балдж, а во время второго — тонкий диск, формирование которого происходило постепенно, от центра к краю, и достигло окрестностей Солнца приблизительно через 7 Глет.


Рис. 22: Пространственное и временное поведение градиентов химсостава областей HII, В звёзд и планетарных туманностей для нашей Галактики [23]. Сравнение модельных кривых и результатов наблюдений (модель и наблюдения описаны в [58]). Красные линии показывают модельный градиент в настоящее время, синие — несколько Глет назад. Видно, что со временем градиенты становятся более крутыми. Положение Солнца показано жирной красной точной.

Рисунок 23 наглядно демонстрирует предпочтительность моделей с двумя эпизодами аккреции (по сравнению с ``closed-box'' моделью и моделью с единичным эпизодом аккреции) при построении модели химической эволюции Млечного пути.


Рис. 23: Моделирование металличности G-карликов нашей Галактики, сравнение с наблюдениями. Точечная линия — ``closed-box'', линия ``точка-пунктир'' — модель с единичным эпизодом аккреции, пунктирная и сплошная линии — модели с двумя эпизодами аккреции. Пунктирная линия соответствует сценарию, согласно которому тонкий диск в Галактике образовался первым, а сплошная линия — сценарию, при котором сначала сформировался толстый диск, а потом тонкий [65]. Видно, что модели с двумя эпизодами аккреции лучше отражают ход наблюдательных данных.

Распределение металличности звёзд в карликовых сфероидальных галактиках (dSphs) и в гало нашей Галактики различны [59] (см. также рис. 24).



Рис. 24: Зависимость [α/Fe] = 1/3([Mg/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe]) как функция [Fe/H] для Млечного пути и dSphs [60].

Поэтому только небольшая часть гало Млечного Пути могла сформироваться в результате мержинга dSphs, либо же поглощение этих карликовых галактик происходило много Глет назад, до того, как средняя металличность звёзд достигла [Fe/H] ~ −0.6, т.к.средняя металличность гало нашей Галактики равна [Fe/H] ~ −1.6 с дисперсией 1 − σ = 0.65 dex  [61]. Тот факт, что не менее 90% всех звёзд галактического гало старые, позволяет заключить, что поздняя аккреция не играла существенной роли в эволюции гало Млечного Пути, и за последние ~ 10 Глет сформировалось не более 10% звёздного населения гало [62]. Эти выводы не потеряли актуальности и сегодня: например, Кохен [63] также утверждает, что по крайней мере часть звёзд гало Млечного Пути — это звёзды шаровых скоплений и/или аккрецировавших dSphs, но этот захват должен был произойти на ранних этапах эволюции нашей Галактики.

В то же время толстый звёздный диск Млечного пути и толстые экстрагалактические звёздные диски, которые окружают большинство галактик, видимых с ребра, возможно, образовались при мержинге на ранних этапах эволюции. Для них характерны большие вертикальные шкалы и старое низкометалличное звёздное население, при этом толстые диски менее массивных галактик более толстые и менее металличные, чем в массивных дисковых галактиках (см. [64] и ссылки там). В то же время у этой гипотезы есть оппоненты, которые отдают предпочтение другому сценарию развития событий и считают, что толстый диск образовался путём интенсивного разогрева тонкого диска (см. [66] и ссылки там).

Публикации с ключевыми словами: галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды
Публикации со словами: галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [7]
Оценка: 2.9 [голосов: 66]
 
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