Astronet > 2. Zvezdnye indikatory

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Istoriya Zvezdoobrazovaniya v Blizkih Galaktikah

<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Istoriya zvezdoobrazovaniya karlikovyh ... >>

2. Zvezdnye indikatory

Razdely

Nekotorye tipy zvezd mogut sluzhit' horoshimi indikatorami rasstoyanii, vozrasta i/ili metallichnosti.

Tak kak nekotorye tipy zvezd vidny tol'ko v opredelennye momenty svoei evolyucii, to ih otsutstvie ili prisutstvie mozhet byt' ispol'zovano dlya gruboi ocenki vozrastov, kak pokazano na Ris.1. Naprimer, OB-zvezdy, ili zvezdy tipa Vol'fa-Raie² (WR) yavlyayutsya nesomnennymi priznakami nedavnego zvezdoobrazovaniya (naprimer, Armandroff & Massey 1991, Maeder & Meynet 1994). Prisutstvie zhe OB zvezd pri otsutstvii WR zvezd pozvolyaet vydelit' raiony nedavnego zvezdoobrazovaniya - libo do obrazovaniya zvezd WR, libo staree $\approx$ 4 mln.let, kogda zvezdy WR uzhe ne vidny. Obshee chislo i dolya Be-zvezd zavisit, v osnovnom, ot spektral'nogo tipa i t.o. ot vozrasta (Mermilliod 1982, Grebel 1997).

Ris. 1. Zvezdy i ocenki vozrastov. Uslovnaya shema, pokazyvayushaya kak v pervom priblizhenii mozhno ocenit' vozrast zvezdnogo naseleniya v galaktike s pomosh'yu nekotoryh tipov zvezd. Intervaly vozrastov vzyaty iz rabot: Maeder & Meynet (1994), Frogel et al. (1990), Caputo et al. (1995) i Ibata et al. (1997). Vozrasta zvezd vsegda zavisyat ot ih mass, svetimostei i metallichnosti. V konechnom schete, prisutstvie opredelennogo tipa zvezd - dostatochnyi kriterii dlya naseleniya v sootvetstvuyushem diapazone vozrastov, v to zhe vremya otsutstvie etogo tipa zvezd (naprimer, zvezd tipa RR Liry) ne obyazatel'no oznachaet otsutstvie v galaktike zvezd v dannom diapazone vozrastov. Sokrasheniya: AGB - asimptoticheskaya vetv' gigantov, HB - gorizontal'naya vetv', Myr - 10⁶ let, Gyr - 10⁹ let.

Otnositel'noe chislo zvezd opredelennogo tipa mozhet byt' perevedeno v dolyu vsego pokoleniya zvezd s takim zhe vozrastom. Tak kak srednie po dannoi galaktike svetimosti uglerodnyh zvezd (C-zvezdy) opredelyaetsya ih vozrastom, srednyaya dolya vklada C-zvezd v vidimuyu yarkost' galaktiki mozhet ispol'zovat'sya dlya polucheniya doli, kotoruyu sostavlyayut zvezdy "srednego vozrasta" (Aaronson & Mould 1985). Anomal'nye cefeidy (zvezdy tipa $\delta$ Cefeya) mogut takzhe byt' ukazatelyami na naselenie "srednego vozrasta", esli oni ne yavlyayutsya rezul'tatom perenosa massy v dvoinyh sistemah ili slipaniya zvezd, buduchi odnogo vozrasta s osnovnym zvezdnym naseleniem. V to zhe vremya, "golubye brodyagi", po-vidimomu, ne yavlyayutsya priznakom "molodogo" naseleniya, a na samom dele - rezul'tat evolyucii dvoinyh zvezd (naprimer, Stryker 1993, Bailyn & Pinsonneault 1995).

Nizhe budut opisany morfologicheskie kriterii vozrasta zvezd, osnovyvayushiesya na special'nyh tipah zvezd, uchityvayushih raznicy mezhdu zvezdami raznyh vozrastov.

2.1 Analiz diagramm "Cvet-Zvezdnaya velichina"

Zvezdoobrazovanie v galaktikah naibolee polno mozhno issledovat' iz izucheniya razreshaemogo zvezdnogo naseleniya³. Kogda galaktika nahoditsya dostatochno blizko ot nas, to stanovitsya vozmozhnym izuchat' nablyudaemoe raspredelenie ee zvezd po cvetam i pokazatelyam cveta.

Eta informaciya naibolee polno predstavlyaetsya v vide diagramm "cvet-zv.velichina" (CMD). Tak kak temperaturu zvezdy mozhno ocenit' iz ee pokazatelya cveta, a svetimost' - iz zvezdnoi velichiny, to CMD -- est' ni chto inoe kak izvestnaya diagramma Gercshprunga-Ressela, pozvolyayushaya klassificirovat' zvezdy.

Sovremennaya teoriya evolyucii zvezd pozvolyaet predskazyvat' te detali, kotorye my dolzhny nablyudat' v raznyh chastyah diagrammy "Cvet-Zv.velichina" (CMD) dlya zvezd raznoi metallichnosti i vozrasta (sm. Ris. 2).

Risunok 2: Izohrony dlya metallichnosti (Z=0.001) i v diapazone vozrastov, ukazannyh v milliardah let. [4], vozle MSTOs. Eti izohrony byli poschitany dlya zvezd sharovyh skoplenii, kotorye, kak izvestno, odnogo vozrasta. Dlya interpretacii diagramm so smeshannym po vozrastu zvezdnym naseleniem neobhodimo uchityvat' vsyu sovokupnost' izohron s raznymi vozrastami, naprimer, ispol'zuya metody Monte-Karlo [37].

Sushestvuyut chutkie indikatory izmeneniya skorostei zvezdoobrazovaniya (sfr) dlya raznyh epoh evolyucii galaktik, kombiniruya kotorye mozhno poluchit' ochen' tochnuyu kartinu polnoi istorii zvezdoobrazovaniya (SFH) galaktik.

2.2 Tochki povorota vetvi Glavnoi Posledovatel'nosti

Main Sequence Turnoffs (MSTOs)

Ispol'zuya bol'shie sovremennye teleskopy pri dostatochno glubokih ekspoziciyah⁴ est' shans profotometrirovat' zvezdy nahodyashiesya v tochkah povorota vetvi glavnoi posledovatel'nosti (Main Sequence Turnoffs - MSTOs) dlya dostatochno blizkih galaktik (MG), svetimost' kotoryh pozvolyaet poluchit' konkretnuyu informaciyu o SFH. Kak izvestno, zvezdy popadayut na glavnuyu posledovatel'nost' posle togo, kak v ih yadrah nachinaetsya sgoranie vodoroda, i ostayutsya na nei do sgoraniya okolo 12% ego zapasov. Bolee massivnye zvezdy ran'she pokidayut GP po sravneniyu s medlenno evolyucioniruyushimi malomassivnymi, chto i obrazuet MSTO. Vdol' Glavnoi Posledovatel'nosti (GP) diagrammy Gercshprunga-Ressela (G-R) zvezdy razlichnyh vozrastov nakladyvayutsya polnost'yu drug na druga, delaya slozhnoi interpretaciyu funkcii svetimostei zvezd GP, osobenno dlya starogo zvezdnogo naseleniya. Odnako tochki povorota ne perekryvayutsya i poetomu obespechivayut naibolee pryamuyu i tochnuyu informaciyu o SFH v galaktike. Ispol'zuya MSTOs mozhno legko razdelit' po vremeni periody vspyshki zvezdoobrazovaniya i spokoinye stadii obrazovaniya zvezd, naprimer [22]. Tochnost' vremennogo razresheniya razlichna, ona uhudshaetsya dlya bolee drevnih vremen. Nasha sposobnost' rasputat' klubok izmenenii sfr ot vremeni zavisit ot neskol'kih faktorov: intensivnosti proshlyh kolebanii; ot togo, kak dolgo oni proishodili; i ot togo, kakie fil'try ispol'zovalis' dlya nablyudenii. Dlya zvezd s vozrastom menee 1.5 mlrd.let vozmozhno postroit' SFH s razresheniem 10-100 mln.let. Kak vidno iz Risunka 2, vozrasta stanovyatsya nerazlichimymi dlya bolee starogo zvezdnogo naseleniya. Dlya vozrastov bol'she 8 mlrd.let razreshenie metoda po vremeni okolo 1 mlrd.let. Eto oznachaet, chto ochen' korotkie burnye vspyshki zvezdoobrazovaniya v takie epohi "razmazyvayutsya" po periodu v mlrd.let i kazhutsya menee intensivnymi i imeyushimi bol'shuyu prodolzhitel'nost'. Odnako, kak budet opisano v sleduyushih punktah, sushestvuyut drugie indikatory na CMD, kotorye pozvolyayut suzit' interval vozmozhnyh vspyshek v istorii zvezdoobrazovaniya.

2.3 Zvezdy na stadii goreniya geliya v yadrah - Golubaya Petlya

Blue Loop (BL)

Zvezdy s opredelennoi metallichnost'yu i massoi (4 mass Solnca) na opredelennoi stadii svoei evolyucii (posle togo, kak v ih yadrah nachinaetsya termoyadernoe gorenie geliya) "dvigayutsya" na diagramme Gercshprunga-Ressela (G-R) po evolyucionnym trekam, kotorye nazvany "puteshestviya po golubym petlyam". Zvezdy v BL-stadii raspolagayutsya vblizi glavnoi posledovatel'nosti (GP), no lezhat na neskol'ko velichin vyshe ee tochki povorota (dlya zvezd odnogo vozrasta). Ispol'zovanie etih bolee yarkih zvezd pozvolyaet takzhe dostatochno tochno opredelyat' vozrast i metallichnost' molodogo zvezdnogo naseleniya (v diapazone 1 mlrd.let) v blizkih galaktikah s nizkoi metallichnost'yu [10,11]. Forma "petel'" i massa zvezd pri kotoryh oni perehodyat v BL-stadiyu sil'no zavisyat ot metallichnosti i vozrasta, a ih svetimost' postoyanna dlya dannogo vozrasta. Sleduyushie pokoleniya BL-zvezd ne perekryvayutsya drug s drugom, v otlichie ot zvezd GP. Chem nizhe metallichnost' v galaktike, tem staree dolzhny byt' samye pozhilye BL-zvezdy i tem samym bolee drevnyuyu istoriyu zvezdoobrazovaniya my mozhem uznat'. Chasto BL-zvezdy yarche chem zvezdy GP takoi zhe massy, na odnu zvezdnuyu velichinu i bolee.

2.4 Vetv' Krasnyh Gigantov

Red Giant Branch (RGB)

Krasnye giganty - eto zvezdy vysokoi svetimosti ( $-4^{\rm m} \lsim {\rm M_I} \lsim 0^{\rm m}$ ), nahodyashiesya na stadii evolyucii posle GP, v kotoryh termoyadernoe gorenie vodoroda proishodit v obolochke, okruzhayushei ih gelievye yadra. Nesmotrya na to chto RGB yavlyaetsya horoshim indikatorom rasstoyanii (metod tochki verhnego obryva RGB [Tip of the RGB - TRGB]), takoe zhe nel'zya skazat' dlya ocenki vozrastov. Delo v tom, chto dlya dannoi metallichnosti golubaya i krasnaya granicy RGB opredelyaetsya granicami po vozrastu samyh molodyh i samyh staryh zvezd, naselyayushih RGB (vozrast $\gsim$ 1 mlrd.let). S vozrastom RGs smeshayutsya na diagramme G-R v krasnuyu storonu, pri postoyannoi metallichnosti. Goluboi krai vetvi krasnyh gigantov opredelyaetsya vozrastom stareishih zvezd. Odnako uvelichenie metallichnosti zvezdnogo naseleniya privodit k takomu zhe effektu i takzhe smeshaet RGB v krasnuyu storonu. Eto izvestnaya problema vozrast-metallichnost'(Ris.3a). V rezul'tate, esli v galaktike proishodilo izmenenie metallichnosti so vremenem, to my ne mozhem odnoznachno razdelit' effekty, yavlyayushiesya sledstviem vozrasta i metallichnosti na osnove lish' opticheskogo cveta RGB.

Risunok 3: Levaya panel': Effekty metallichnosti i vozrasta dlya vetvi krasnyh gigantov (RGB). Vse izohrony iz Berbusch & VandenBerg (1992). Levoe podmnozhestvo izohron sdvinuto na -0.5 zv.velichin po V-I, dlya togo, chtoby pokazat' oba nabora na odnoi diagramme. Tak kak mesto i naklon RGB chuvstvitel'ny k metallichnosti, vetv' yavlyaetsya plohim indikatorom vozrasta dlya "starogo" naseleniya. Otmetim uhudshenie stepeni razresheniya po metallichnosti s umen'sheniem metallichnosti.
Pravaya panel': Sravnenie teoreticheskih izohron, sostavlennyh razlichnymi gruppami s nablyudaemymi RGB u sharovyh skoplenii iz Da Costa& Armandroff ([9]: slitnaya liniya). Mesto i naklon nablyudaemyh RGB nahodyatsya v luchshem soglasii s izohronami Bergbusch& VandenBerg ([3]: korotkii punktir), chem s Bertelli et al. ([4]: dlinnyi punktir). Vse izohrony imeyut vozrast 14 mlrd.let.

2.5 Krasnoe Sgushenie / Gorizontal'naya Vetv'

Red Clump/Horizontal Branch (RC/HB)

Zvezdy iz Krasnogo Sgusheniya [Red Clump (RC)] na CM-diagramme i malomassivnye rodstvennye im zvezdy iz Gorizontal'noi Vetvi [Horizontal Branch (HB)] - zvezdy, v yadrah kotoryh gorit gelii (i vodorod v okruzhayushei obolochke). Svetimost' etih zvezd izmenyaetsya so vremenem, a takzhe pri izmenenii metallichnosti i s poterei massy zvezdami [6]. Diapazon svetimostei v nablyudaemom Krasnom Sgushenii mozhet ispol'zovat'sya dlya ocenki vozrastov zvezd, obrazuyushih ego [6], kak pokazano na Risunke 4. Etot indikator vozrastov zvezd ne zavisit ot absolyutnyh zv.velichin i sledovatel'no ot rasstoyaniya do galaktiki, i v deistvitel'nosti eti svoistva mogut byt' ispol'zovany dlya ocenok rasstoyanii s horoshei tochnost'yu po zvezdam iz RC [7].

Risunok 4: Na verhnem grafike pokazany rezul'taty Caputo, Castellani & Degl'Innocenti [6] dlya izmenenii razmera Krasnogo Sgusheniya (Red Clump - RC) v absolyutnyh zv.velichinah M_V s vozrastom, dlya metallichnosti Z=0.0004. Narisovano izmenenie zv.velichiny verhnego i nizhnego kraev svetimosti RC v zavisimosti ot vozrasta (v mlrd.let). Yasno vidno, chto etot razmer sil'no zavisit ot vozrasta zvezd, naselyayushih ego. Takzhe narisovan grafik M_V nachal'noi gorizontal'noi vetvi (Zero Age Horizontal Branch - ZAHB) v zavisimosti ot vozrasta.

Na nizhnem grafike narisovany rezul'taty chislennogo modelirovaniya metodom Monte-Karlo [37], ispol'zuya modeli zvezdnoi evolyucii pri metallichnosti Z=0.0004 [16], dlya otnositel'nogo chisla zvezd RC/RGB v odnoi i toi zhe chasti CM-diagrammy v zavisimosti ot vremeni.

Klassicheskie zvezdy iz RC i RGB voznikayut v naselenii pochti v odno i vremya ( $\sim$ 0.9-1.5 mlrd.let, v zavisimosti ot razlichnyh nachal'nyh uslovii v modeli), gde zvezdy iz RGB yavlyayutsya predshestvennikami zvezd iz RC. Vremya zhizni zvezdy na RGB, t_RGB, sil'no umen'shaetsya s rostom massy zvezdy M_star, no vremya zhizni v RC, t_RC, pochti postoyanno. Sledovatel'no otnoshenie t_RC / t_RGB - est' ubyvayushaya funkciya vozrasta dominiruyushego zvezdnogo naseleniya v galaktike, a otnoshenie chisla zvezd v RC i HB k chislu zvezd iz RGB chuvstvitel'no k SFH galaktiki [39,20]. T.o. chem bol'she otnoshenie N(RC)/N(RGB), tem molozhe dominiruyushee zvezdnoe naselenie v galaktike, kak pokazano na Risunke 4.

Prisutstvie mnogochislennogo naseleniya Gorizontal'noi Vetvi, s drugoi storony, (bol'shoe N(HB)/N(RGB) ili dazhe N(HB)/N(MS)) - est' svidetel'stvo preobladaniya v galaktike znachitel'no bolee starogo zvezdnogo naseleniya (>10 mlrd.let). HB - samyi yarkii indikator zvezd samyh malyh mass v galaktike (sledovatel'no samyh staryh).

2.6 Prodlennaya Asimptoticheskaya Vetv' Gigantov

Extended Asymptotic Giant Branch (EAGB)

Temperatura i cvet EAGB-zvezd v galaktike opredelyaetsya vozrastom i metallichnost'yu zvezd, kotorye ee obrazuyut (sm. Risunok 2). Odnako ostaetsya nekotoroe chislo neopredelennostei pri sravnenii modelei i nablyudatel'nyh dannyh [18,26]. Ochen' vazhnym faktom yavlyaetsya to, chto uzhe prodelana bol'shaya rabota po nadezhnoi kalibrovki etih ochen' yarkih indikatorov sobytii v istorii zvezdoobrazovaniya. Na Risunke 5 teoreticheskie izohrony zvezd iz EAGB [4] nalozheny na SM-diagrammu galaktiki, nahodyasheisya na stadii posle vspyshki zvezdoobrazovaniya v vide Golubogo Kompaktnogo Karlika (BCD), na kotoroi vidno, chto pri bol'shom chisle EAGB-zvezd poslednie yavlyayutsya yarkim indikatorom proshloi vysokoi skorosti zvezdoobrazovaniya (sfr), a ih raspredelenie po svetimostyam zavisit ot metallichnosti i vozrasta proshloi vspyshki zvezdoobrazovaniya.

Risunok 5: Izohrony EAGB-zvezd [4] dlya metallichnostei, Z=0.001 i Z=0.004, nalozheny na nablyudaemuyu CM-diagrammu v galaktike VII Zw403 [26]. Dlya kazhdoi metallichnosti privedeny izohrony dlya zvezd s vozrastom 1.3, 2, 3, i 5 mlrd.let, tak chto samaya molodaya izohrona yavlyaetsya yarchaishei. Vidno vozmozhnoe rashozhdenie v budushih ocenkah metallichnosti i vozrasta samyh staryh zvezd, kogda modeli budut luchshe prokalibrovany po galaktikam s izvestnoi SFH, naprimer, po galaktike NGC 6822, v kotoroi nablyudaetsya bol'shoe chislo EAGB-zvezd, a takzhe vidny starye MSTO.

2.7 Rasstoyanie, Pogloshenie i Metallichnost'

Akkuratnaya interpretaciya indikatorov, opisannyh vyshe zavisit kriticheski ot nalichiya nadezhnyh ocenok rasstoyaniya, poglosheniya i metallichnosti galaktiki. V ideale, nam takzhe hotelos' by znat', kak menyaetsya pogloshenie v raznyh chastyah galaktiki i kak prohodila evolyuciya metallichnosti zvezdnogo naseleniya so vremenem.

Osnovnye parametry: rasstoyanie, pogloshenie i metallichnost' mogut byt' opredeleny nezavisimo po CM-diagramme (CMD). Eti parametry, v sochetanii s ocenkami oshibok nablyudenii i nepolnoty dannyh vnosyat naibolee znachitel'nyi vklad v poluchaemuyu CMD i sledovatel'no v konechnuyu model' SFH [37]. Poluchenie nadezhnyh ocenok etih velichin - dostatochno neprostaya zadacha, no ona mozhet byt' razreshena putem vysokokachestvennyh nablyudenii i produmannyh metodov obrabotki i analiza.

2.7.1 Rasstoyanie

- naibolee vazhnyi parametr dlya pravil'noi ocenki CMD, chastichno iz-za togo, chto oshibki mogut byt' ochen' veliki - neskol'ko velichin (naprimer, esli oshibochno prinyat' molodye krasnye sverhgiganty (RSG) za RGB, pri nedostatochno glubokoi dlya pravil'nogo otozhdestvleniya CM-diagramme, a imenno: iz-za otsutstviya zvezd iz RC ili HB). Esli rasstoyanie do galaktiki oceneno nepravil'no, to eto privedet k nepravil'noi ocenke mass individual'nyh zvezd, i vsledstvii etogo ocenki vozrastov zvezd vseh tipov budut opredeleny neverno. Teoreticheski, rasstoyaniya naibolee tochno dolzhny opredelyat'sya s pomosh'yu pervichnyh indikatorov rasstoyanii (naprimer, peremennyh tipa RR Liry ili Cefeid), no sushestvuyut takzhe i drugie metody so shodnoi tochnost'yu: verhnii konec vetvi krasnyh gigantov [Tip of the RGB (TRGB)] [25]; RC [7]; BLs [39]. Dlya tusklyh karlikovyh galaktik, kotorye sostavlyayut bol'shuyu chast' Mestnoi Gruppy dlya ocenki rasstoyanii neobhodimo imet' dostatochno glubokuyu CMD, zahvatyvayushuyu v svoem slabom konce RC/HB.

2.7.2 Pogloshenie,

kak vnutri issleduemoi galaktiki, tak i v diske nashei Galaktiki mozhet povliyat' na pravil'nost' analiza CMD. Esli pogloshenie nepravil'no opredeleno, to rezul'tat ot etogo budet takoi zhe, kak ot oshibki v ocenke rasstoyaniya i sledovatel'no povliyaet na nadezhnost' modelei SFH. Dlya ucheta poglosheniya sveta pri prohozhdenii skvoz' nashu Galaktiku chasto ispol'zuyut radio-karty raspredeleniya neitral'nogo vodoroda, a takzhe infrakrasnye karty (naprimer, IRAS) na dline volny 100 mikron [17].

2.7.3 Metallichnost'.

Kogda v galaktikah rozhdayutsya zvezdy, to oskolki ot etogo processa (naprimer, ot vspyshek sverhnovyh ili vsledstvii zvezdnogo vetra) obogashayut mezhzvezdnyi gaz tyazhelymi elementami, t.e. izmenyaet metallichnost' materiala, kotoryi vposledstvii idet na sozdanie novyh zvezd⁵ [14]. Nesmotrya na otsutstvie konkretnyh nablyudatel'nyh podtverzhdenii etogo processa, otnosheniya soderzhanii razlichnyh elementov pozvolyayut nam sdelat' nekotorye zavisyashie ot modeli predpolozheniya [29]. Naprimer, nedavno bylo pokazano, chto v diske nashei Galaktiki est' obshii trend v evolyucii metallichnosti so vremenem, hotya i s bol'shimi variaciyami [13]. My ne ponimaem vseh detalei vzaimodeistviya zvezd s okruzhayushei mezhzvezdnoi sredoi, naprimer, kak tekushii process zvezdoobrazovaniya "podpityvaet" metallami budushie pokoleniya. Poslednie rezul'taty izucheniya soderzhaniya cinka po liniyam poglosheniya na rasstoyaniyah (z = 0.7 - 3.4) svidetel'stvuyut o medlennoi evolyucii metallichnosti v galaktikah na etom shirokom diapazone krasnyh smeshenii. Odnako v lyubuyu iz epoh (na odnom z) nablyudaetsya bol'shoe rasseyanie v ocenke velichiny metallichnosti u raznyh galaktik[30]. Izucheniya podobnyh linii poglosheniya pozvolyayut poluchit' naibolee nadezhnye ocenki metallichnosti mezhzvezdnogo gaza v galaktikah. Esli podhodyashie istochniki fonovogo kontinuuma budut naideny pozadi blizkih galaktik, to eto znachitel'no uluchshit nashe ponimanie togo, kak mezhzvezdnyi gaz v razlichnyh galaktikah evolyucioniruet i kak na nego vozdeistvuet sosedstvo s tekushim zvezdoobrazovaniem.

Trudno provodit' raschety evolyucii metallichnosti v blizkih galaktikah po CMD. Nevozmozhno opredelit' odnu edinstvennuyu model', osnovyvayas' tol'ko na RGB vsledstvii protivorechiya vozrast-metallichnost'. Odnako, esli prenebregat' evolyuciei metallichnosti v modeli CMD, to nailuchshie modeli dlya galaktik stanovyatsya molozhe, chem esli uchityvat' evolyuciyu metallichnosti [39].

Ponimanie detalei evolyucii metallichnosti v galaktikah - odna iz naibolee vazhnyh oblastei dal'neishego izucheniya evolyucii galaktik.

2.8 Nablyudaemye CMDs

Risunok 6: CM-diagramma (V,B-V) dlya dSph galaktiki Sextans (levaya panel' vzyata iz raboty Mateo et al. 1995) i dlya dIr galaktiki NGC3109 (pravaya panel' vzyata iz raboty Greggio et al. 1993). Pokazany osnovnye morfologicheskie detali. Sokrasheniya: MS = glavnaya posledovatel'nost', BSG = golubye sverhgiganty, AGB = asimptoticheskaya vetv' gigantov, RGB = vetv' krasnyh gigantov, HB = gorizontal'naya vetv', fon = fonovye zvezdy. Dlya CMD NGC3109 interpretaciya sdelana na osnove rabot Lee (1993) i Davidge (1993).

Nablyudaemye CMDs blizkih galaktik pokazyvayut smes' naselenii raznyh tipov, chto mozhet znachitel'no zatrudnit' ih analiz. Naibolee slozhnye CMDs u irregulyarnyh galaktik. Dlya karlikovyh sferoidal'nyh galaktik naibolee vydayushayasya detal' na CMD - shirokaya RGB, v pare s bolee ili menee vyrazhennoi HB, ili sgusheniem HB, ili ih obeih (Ris. 6). Pri dostatochno glubokih ekspoziciyah mozhno uvidet' i MSTOs. Dlya CMDs irregulyarnyh galaktik harakterna koncentraciya zvezd vblizi verhnei chasti RGB/AGB, vyshe chasto nablyudayutsya krasnye sverhgiganty (RSG), a takzhe verhnyaya chast' glavnoi posledovatel'nosti + golubye sverhgiganty (BSG). Vsledstvii zachastuyu sil'noi skuchennosti zvezd i uvelicheniya oshibok dlya fotometrii dlya bolee slabyh zvezd proishodit ushirenie struktur na CMD: raionov RGB/AGB/RSG, chto delaet interpretaciyu CMDs eshe bolee trudnoi (Ris. 6). Dlya analiza CMDs so smes'yu osnovnogo "srednego vozrasta"/"starogo" naseleniya s bol'shoi dolei "molodyh" zvezd chasto vybirayut sovershenno razlichnye podhody.

2.9 Funkcii svetimosti zvezd

Mighell (1990, Mighell& Butcher 1992) razrabotali metod izucheniya SFH naselenii "srednego vozrasta" putem vpisyvaniya v nablyudaemye funkcii svetimostei zvezd (SLF) model'nye SLF, sostavlennyh dlya nekotorogo diapazona parametrov i modulei rasstoyanii do galaktiki. Osnovnymi parametrami dlya model'nyh SLF yavlyayutsya: vozrast, metallichnost', soderzhanie geliya i nachal'naya funkciya mass (IMF). Pravil'naya interpretaciya zaputannoi istorii zvezdoobrazovaniya "starogo" naseleniya galaktik trebuet bol'shogo chisla zvezd v SLF, dlya umen'sheniya protivorechiya "vozrast-metallichnost'". Esli eto uslovie vypolneno, to etot metod pozvolyaet posledovatel'no poluchit' vozrast, metallichnost', i modul' rasstoyaniya do galaktiki.

Yarko vyrazhennyi peregib krivoi SLF dlya zvezd iz tochki obryva RGB (TRGB) mozhet byt' ukazatelem na nalichie "starogo" naseleniya (naprimer, Minniti & Zijlstra 1996). Sravnenie nablyudaemyh SLFs sharovyh skoplenii s SLFs u dSph (Mateo et al. 1991,1995) pokazalo izbytok chasti zvezd, nahodyashihsya vblizi RGB, vozmozhno, vsledstvii popadaniya AGB-zvezd ot naseleniya "srednego vozrasta". Nablyudaemyi sverhizbytok zvezd v SLF glavnyh posledovatel'nostei u dSph galaktik mozhet byt' ob'yasneno skoree nalichiem v dSph "molodogo" naseleniya, chem neobychaino bol'shim soderzhaniem "golubyh brodyag". SLF "molodogo" naseleniya sostoit iz golubogo "kryla" nerazdelimyh massivnyh MS-zvezd i BSG (Marconi et al. 1995), vozmozhno, peremeshannyh so "srednego vozrasta" zvezdami "goluboi petli" (BL).

2.10 Izohrony i funkcii raspredeleniya metallichnosti

Grebel i dr. (Grebel et al. 1994, Grebel 1995) razrabotali metod posledovatel'nogo opredeleniya vozrasta, him.sostava, pokrasneniya i modulya rasstoyaniya posredsvom posledovatel'nogo vpisyvaniya izohron v mnogocvetnuyu fotometriyu po krainei mere v chetyreh fil'trah. Chetyre fil'tra formal'no dostatochno dlya isklyucheniya protivorechiya vozrast-metallichnost'. Vpisyvaniya proizvodyatsya dlya diapazona velichin po vsem chetyrem parametram i statisticheski ocenivayutsya.

Ispol'zovanie osoboi sistemy fil'trov, chuvstvitel'nyh k izmeneniyu metallichnosti (naprimer, shirokopolosnoi vashingtonskoi sistemy), pozvolyaet opredelyat' soderzhanie metallov u bol'shogo chisla zvezd (Harris & Canterna 1977, Geisler et al. 1991). Dlya opredeleniya metallichnosti smeshannogo "starogo" i "srednego vozrasta" naselenii v dSphs, mozhno ispol'zovat' cveta krasnyh gigantov M-T₂ i C-M, nezavisimo ot vozrasta i izohron. Rezul'tiruyushie funkcii rapredeleniya metallichnosti mogut vydelit' podnaseleniya s raznoi metallichnost'yu, isklyuchaya problemy s protivorechiem vozrast-metallichnost'.

Risunok 7: Model'nye CMDs dlya postoyannoi SFR, nachinaya s 15 mlrd.let nazad do nastoyashego vremeni i lineino uvelichivayusheisya Z(t) s Z=0.0001 do Z=0.0004. Na kazhdoi paneli naneseny zvezdy s ukazannym (v mlrd.let) intervalom vozrastov. Smodelirovany nablyudatel'nye effekty, kak opisano v punkte 2.11.

2.11 Model'nye diagrammy "Cvet-Zv.Velichina"

Process sozdaniya model'noi CMD mozhno razbit' na sleduyushie dva osnovnyh etapa:

vychislenie sinteticheskoi CMD i
modelirovanie nablyudatel'nyh effektov.

Sinteticheskie CMDs predstavlyayut soboi nabor modelei evolyucii zvezd v zadannom diapazone mass i metallichnostei. Sushestvuyut dve osnovnye sovremennye biblioteki modelei evolyucii zvezd: odna sostavlena nauchnoi gruppoi iz Padui [4], a drugaya gruppoi iz Zhenevy [33]. Eti dve biblioteki v nekotoryh detalyah znachitel'no rashodyatsya mezhdu soboi, chto svidetel'stvuet o nashem nedostatochnom ponimanii vseh detalei v evolyucii zvezd. Pri sozdanii sinteticheskih CMDs ispol'zuyut predpolozheniya ob izmenenii so vremenem nachal'noi sfr i zakona himicheskogo obogasheniya (chemical enrichment law - CEL). Takzhe delaetsya predpolozhenie o neizmennosti nachal'noi funkcii mass (initial mass function - IMF), kotoruyu chasto ispol'zuyut iz raboty [24]. Sinteticheskie CMDs predstavlyayut raspredeleniya zvezd dlya razlichnoi nachal'noi sfr i CEL, i drugih vvodimyh funkcii i parametrov, kotorye dlya prostoty schitayutsya neizmennymi. No eti diagrammy nel'zya srazu sravnivat' s nablyudaemoi CMD, tak kak poslednyaya takzhe soderzhit v sebe nablyudatel'nye effekty glavnym obrazom vsledstvii sil'noi skuchennosti zvezd. Eta tesnota zvezdnyh polei igraet glavnuyu rol' v ogranichenii predela fotometrii, a takzhe na ee tochnost', osobenno vblizi predel'noi zv.velichiny. Poetomu neobhodimo takzhe modelirovat' oshibki nablyudenii. Effekty skuchennosti proyavlyayutsya v: a)poteri chasti zvezd; b)zv.velichiny i pokazateli cveta sistematicheski ispytyvayut sdvig i v) uvelichivayutsya ih vneshnie oshibki. Eti tri effekta imeyut sil'nuyu i neprostuyu zavisimost' ot zvezdnoi velichiny i pokazatelya cveta kazhdoi zvezdy i ot raspredeleniya zv.velichin i cvetov vseh ostal'nyh zvezd v galaktike (sm. [1] i [19]). Model'naya CMD po terminologii otlichaetsya ot sinteticheskoi CMD modelirovaniem nablyudatel'nyh effektov.

2.12 Sravnenie nablyudaemyh CMDs s model'nymi

Statisticheskie ocenki mogut pomoch' umen'shit' vyrozhdenie sinteticheskih CMDs. Tolstoy (1995; Tolstoy & Saha 1996) razrabotali kolichestvennyi metod sravneniya nablyudaemyh dannyh s sinteticheskimi CMDs dlya smeshannyh naselenii, issleduyushih veroyatnost' togo, chto model'naya i nablyudaemaya CMDs sootvetsvuyut odnomu i tomu zhe raspredeleniyu.

2.13 Vozmozhnost' proverki razlichnyh metodov

Trivial'naya proverka pravil'nosti kakogo-libo vybrannogo metoda - sravnit' ego rezul'taty s nezavisimymi indikatorami vozrasta, takimi kak special'nye tipy zvezd, libo s nezavisimymi indikatorami metallichnosti (soderzhanie elementov), naidennymi iz spektral'nyh nablyudenii ili vetvi sravneniya sharovyh skoplenii. Na Ris.3 (pravaya panel') pokazano sravnenie teoreticheskih modelei izohron s nablyudaemymi RGB u sharovyh skoplenii s nadezhno ustanovlennoi metallichnost'yu. Dlya vseh metodov, kotorye ispol'zuyut teoreticheskie modeli (evolyucionnye treki zvezd i/ili izohrony, modeli Kurucz'a i t.p.) vazhno znat' naskol'ko eti modeli sootvetsvuyut real'nym fizicheskim svoistvam zvezd. Mnogie modeli dovol'no chasto pererabatyvayutsya i uluchshayutsya.

Karlikovaya galaktika v Kile (Carina dSph) - horosho podhodit dlya proverki chuvstvitel'nosti razlichnyh metodov ocenki vozrastov zvezd. Nablyudeniya pokazyvayut, chto v Carina prisutsvuyut neskol'ko MSTOs, v to vremya kak razbros po metallichnosti neznachitelen (naprimer, Smecker-Hane et al 1996). T.o. v nei horosho vyyavleny vozrasta razlichnyh pokolenii zvezd. Sushestvuyushie dannye po etoi galaktiki mogut byt' ogranicheny po absolyutnym zvezdnym velichinam s cel'yu proverki razlichnyh metodov analiza.

2.14 Nekotorye ostavshiesya problemy

V celom, dlya nadezhnoi interpetacii razreshaemyh zvezdnyh naselenii trebuetsya kak mozhno bolee kachestvennye nablyudatel'nye dannye, poluchennye dlya kak mozhno bolee slabyh zvezdnyh velichin. V etom dele trebuetsya kombinaciya kak vysokih razreshenii (napodobie poluchaemyh na HST), tak i nablyudeniya bol'shih po uglovym razmeram ploshadok. Kasatel'no teoreticheskoi bazy, lezhashei v osnove analiza lyubym metodom, trebuetsya nalichie vysokokachestvennyh modelei evolyucii zvezd raznoobraznyh tipov.

<< 1. Vvedenie | Oglavlenie | 3. Istoriya zvezdoobrazovaniya karlikovyh ... >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdoobrazovanie - Mestnaya gruppa galaktik - blizhaishie galaktiki Publikacii so slovami: zvezdoobrazovanie - Mestnaya gruppa galaktik - blizhaishie galaktiki
Sm. takzhe: Vybrosy iz protozvezd v Zmee CG4: globula i galaktika NGC 604: gigantskie zvezdnye yasli NGC 7714: vspyshka zvezdoobrazovaniya posle stolknoveniya galaktik Tumannost' Konus ot teleskopa imeni Habbla NGC 1893 i Golovastiki v IC 410 Zvezdoobrazovanie v tumannosti Pakman Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce