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

Himicheskaya evolyuciya Galaktiki

Horoshaya model' himicheskoi evolyucii Galaktiki dolzhna vosproizvodit' osnovnye svoistva galakticheskogo diska, i, prezhde vsego, osobennosti gradienta himsostava, raspredelenie gaza po radiusu i radial'nuyu zavisimost' SFR(R).

Izuchenie vozrasta, metallichnosti i kinematicheskih parametrov 14000 F i G karlikov v okrestnostyah Solnca (sm. [49] i ssylki tam) podtverdilo sushestvovanie problemy G-karlikov, nalichie radial'nogo gradienta metallichnosti molodyh zvezd (≤10 Glet) i sushestvovanie zavisimosti dispersii skorostei zvezd ot vozrasta, no pokazalo otsutstvie zavisimosti ``vozrast-metallichnost''' dlya zvezd vseh vozrastov, krome samyh molodyh. Krome togo, etot obzor F i G karlikov pozvolil obnaruzhit' mnozhestvo struktur v okrestnostyah Solnca, bol'shinstvo iz kotoryh sgenerirovany spiral'nymi rukavami, barom i t.d., a nekotorye obrazovalis' vsledstvie prilivnyh vzaimodeistvii. Eti ``oskolki'' i strui prilivnyh vzaimodeistvii byli otkryty v poslednee vremya i v galakticheskom zvezdnom galo (a takzhe v okrestnostyah M31), predpolagaetsya, chto oni mogli obrazovat'sya ot akkrecirovannyh sputnikov (sm. [49] i ssylki tam).

Izuchenie himicheskoi evolyucii zvezdnogo naseleniya Galaktiki pozvolyaet rekonstruirovat' istoriyu zvezdoobrazovaniya Mlechnogo Puti. Naab i Ostraiker [50] postroili evolyucionnuyu model' nashei Galaktiki, kotoraya uchityvaet merzhing subgalo na protyazhenii pervyh 2,5 Glet i posleduyushee formirovanie diska, na kotoroe okazyvaet vliyanie postoyannaya akkreciya gaza. Ispol'zuya colpiterovskuyu NFM i tempy zvezdoobrazovaniya, yavlyayushiesya funkciei poverhnostnoi plotnosti gaza i dinamicheskogo vremeni, oni poluchili, chto global'nye SFR i global'nye tempy akkrecii byli prakticheski postoyanny na protyazhenii vsego vremeni evolyucii galakticheskogo diska i sravnimy mezhdu soboi po velichine (2-4 i 2-3 M_sun/god, sootvetstvenno).

K nastoyashemu momentu rassmotreny raznye modeli himicheskoi evolyucii nashei Galaktiki, kotorye pokazali, chto uchet akkrecii neobhodim. Do nedavnego vremeni schitalos', chto akkreciya imeet nepreryvno dlyashiisya harakter. K modelyam takogo tipa mozhno otnesti opisannuyu vyshe evolyucionnuyu model' Naaba i Ostraikera [50]. Gratton i dr. [51], rassmatrivaya obilie O, Mg i Fe v zvezdah v okrestnostyah Solnca prishli k vyvodu, chto ih nablyudaemoe raspredelenie luchshe vsego ob'yasnyaet evolyucionnaya model', kotoraya uchityvaet odnovremenno zatuhayushii kollaps galo i zatuhayushuyu akkreciyu, u kotoryh blizkie vremennye masshtaby. Monika Tosi [33], sravnivaya raznye modeli himicheskoi evolyucii gaza v nashei Galaktike s nablyudeniyami, prishla k vyvodu, chto akkreciya gaza prodolzhaetsya s rannei epohi do nashih dnei, a podavlyayushee bol'shinstvo zvezd galo sformirovalos' ochen' bystro na rannei stadii evolyucii Galaktiki. I hotya modeli himicheskoi evolyucii nashei Galaktiki, uchityvayushie prodolzhitel'nuyu akkreciyu, mogut horosho prohodit' t.n. ``standartnyi nablyudatel'nyi test'' (sm. ris. 19), seichas dominiruet predpolozhenie o tom, chto za vremya evolyucii nashei Galaktiki proizoshlo dva zametnyh epizoda akkrecii, kotorye i opredelili ee himicheskuyu evolyuciyu.

Ris. 19: ``Standartnyi nablyudatel'nyi test'' dlya modeli himicheskoi evolyucii nashei Galaktiki s eksponencial'no zatuhayushei so vremenem akkreciei [52]. Levaya verhnyaya panel' — obilie nekotoryh elementov, normirovannoe na Z<sub>sun</sub>, tochechnye linii pokazyvayut velichiny Z = 0.5 Z<sub>sun</sub> i Z = 2 Z<sub>sun</sub>. Verhnyaya pravaya panel' — zavisimost' ``vozrast-metallichnost''' dlya Fe. Levaya nizhnyaya panel' — ``problema G-karlikov'', sravnenie rezul'tatov modelirovaniya s nablyudeniyami. Pravaya nizhnyaya panel' — sravnenie model'nogo i nablyudaemogo gradientov metallichnosti.

V nastoyashee vremya pri modelirovanii himicheskoi evolyucii nashei Galaktiki chashe vsego zadayut sleduyushii vid akkrecii gaza, kotoryi uchityvaet dva epizoda intensivnoi akkrecii:

,

(11)

Parametry a(r) i b(r) podbirayutsya takim obrazom, chtoby vosproizvesti nablyudaemoe v nastoyashee vremya radial'noe raspredelenie poverhnostnoi plotnosti gaza i zvezd, t_max — vremya, proshedshee s nachala evolyucii Galaktiki do nachala formirovaniya tonkogo diska (vtorogo epizoda intensivnoi akkrecii), τ_H — vremennoi masshtab formirovaniya tolstogo diska i galo, τ_D(r) — vremennoi masshtab formirovaniya tonkogo diska, τ_D lineino zavisit ot radiusa.

Modeliruya himicheskuyu evolyuciyu nashei Galaktiki, Kolavitti i dr. [53] rassmotreli neskol'ko scenariev akkrecii gaza. Dlya proverki svoih modelei oni sledili za evolyuciei neskol'kih himicheskih elementov, uchityvaya dlya etogo vremya zhizni zvezd, obrazovanie sverhnovyh i processy nukleosinteza v zvezdah. Okazalos', chto luchshe vsego nablyudaemuyu kartinu v raspredelenii himicheskih elementov v okrestnostyah Solnca vosproizvodit model' s dvumya osnovnymi epizodami intensivnoi akkrecii. V sootvetstvii s modelyami formirovaniya galaktik v ΛCDM-kosmologii, pervyi iz nih avtory otozhdestvlyayut s formirovaniem galo i tolstogo diska, a vtoroi — s formirovaniem tonkogo diska. Po ih predpolozheniyu, mezhdu dvumya epizodami akkrecii zvezdoobrazovanie v Galaktike priostanavlivalos' na 1-2 Ggoda [53]. Drugie modeli himicheskoi evolyucii Galaktiki, predpolagayushie dva epizoda intensivnoi akkrecii na stadii formirovaniya diskov, tozhe dayut horoshee soglasie teorii s nablyudeniyami (sm. ris. 20).

Ris. 20: Gradient kisloroda v okrestnostyah Solnca na rasstoyanii ot 4 do 14 kps ot centra Galaktiki [53]. Sravnenie nablyudenii cefeid (sinie tochki) s rezul'tatami modelirovaniya gradienta himsostava. Vse tri modeli uchityvayut dva epizoda moshnoi akkrecii: chernye kvadraty — [54], krasnaya sploshnaya liniya — [55], zelenyi punktir —  [53].

Takie modeli, v chastnosti, pozvolyayut ob'yasnit' nablyudaemuyu metallichnost' G i K-karlikov (sm., naprimer, [56,57] i ris. 21), a takzhe prostranstvennoe raspredelenie razlichnyh himicheskih elementov i ego izmenenie so vremenem (sm. ris. 22).

Ris. 21: Sleva — sravnenie model'nogo (sploshnaya liniya) raspredeleniya K-karlikov s nablyudeniyami [57]; sprava — sravnenie model'nogo (sploshnaya liniya) raspredeleniya G-karlikov iz [55] s nablyudeniyami [23].

Model' iz [58], rezul'taty kotoroi sravnivayutsya s nablyudeniyami na ris. 22, predpolagaet dva epizoda akkrecii: vo vremya pervogo za korotkoe vremya sformirovalis' galo i baldzh, a vo vremya vtorogo — tonkii disk, formirovanie kotorogo proishodilo postepenno, ot centra k krayu, i dostiglo okrestnostei Solnca priblizitel'no cherez 7 Glet.

Ris. 22: Prostranstvennoe i vremennoe povedenie gradientov himsostava oblastei HII, V zvezd i planetarnyh tumannostei dlya nashei Galaktiki [23]. Sravnenie model'nyh krivyh i rezul'tatov nablyudenii (model' i nablyudeniya opisany v [58]). Krasnye linii pokazyvayut model'nyi gradient v nastoyashee vremya, sinie — neskol'ko Glet nazad. Vidno, chto so vremenem gradienty stanovyatsya bolee krutymi. Polozhenie Solnca pokazano zhirnoi krasnoi tochnoi.

Risunok 23 naglyadno demonstriruet predpochtitel'nost' modelei s dvumya epizodami akkrecii (po sravneniyu s ``closed-box'' model'yu i model'yu s edinichnym epizodom akkrecii) pri postroenii modeli himicheskoi evolyucii Mlechnogo puti.

Ris. 23: Modelirovanie metallichnosti G-karlikov nashei Galaktiki, sravnenie s nablyudeniyami. Tochechnaya liniya — ``closed-box'', liniya ``tochka-punktir'' — model' s edinichnym epizodom akkrecii, punktirnaya i sploshnaya linii — modeli s dvumya epizodami akkrecii. Punktirnaya liniya sootvetstvuet scenariyu, soglasno kotoromu tonkii disk v Galaktike obrazovalsya pervym, a sploshnaya liniya — scenariyu, pri kotorom snachala sformirovalsya tolstyi disk, a potom tonkii [65]. Vidno, chto modeli s dvumya epizodami akkrecii luchshe otrazhayut hod nablyudatel'nyh dannyh.

Raspredelenie metallichnosti zvezd v karlikovyh sferoidal'nyh galaktikah (dSphs) i v galo nashei Galaktiki razlichny [59] (sm. takzhe ris. 24).

Ris. 24: Zavisimost' [α/Fe] = 1/3([Mg/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe]) kak funkciya [Fe/H] dlya Mlechnogo puti i dSphs [60].

Poetomu tol'ko nebol'shaya chast' galo Mlechnogo Puti mogla sformirovat'sya v rezul'tate merzhinga dSphs, libo zhe pogloshenie etih karlikovyh galaktik proishodilo mnogo Glet nazad, do togo, kak srednyaya metallichnost' zvezd dostigla [Fe/H] ~ −0.6, t.k.srednyaya metallichnost' galo nashei Galaktiki ravna [Fe/H] ~ −1.6 s dispersiei 1 − σ = 0.65 dex  [61]. Tot fakt, chto ne menee 90% vseh zvezd galakticheskogo galo starye, pozvolyaet zaklyuchit', chto pozdnyaya akkreciya ne igrala sushestvennoi roli v evolyucii galo Mlechnogo Puti, i za poslednie ~ 10 Glet sformirovalos' ne bolee 10% zvezdnogo naseleniya galo [62]. Eti vyvody ne poteryali aktual'nosti i segodnya: naprimer, Kohen [63] takzhe utverzhdaet, chto po krainei mere chast' zvezd galo Mlechnogo Puti — eto zvezdy sharovyh skoplenii i/ili akkrecirovavshih dSphs, no etot zahvat dolzhen byl proizoiti na rannih etapah evolyucii nashei Galaktiki.

V to zhe vremya tolstyi zvezdnyi disk Mlechnogo puti i tolstye ekstragalakticheskie zvezdnye diski, kotorye okruzhayut bol'shinstvo galaktik, vidimyh s rebra, vozmozhno, obrazovalis' pri merzhinge na rannih etapah evolyucii. Dlya nih harakterny bol'shie vertikal'nye shkaly i staroe nizkometallichnoe zvezdnoe naselenie, pri etom tolstye diski menee massivnyh galaktik bolee tolstye i menee metallichnye, chem v massivnyh diskovyh galaktikah (sm. [64] i ssylki tam). V to zhe vremya u etoi gipotezy est' opponenty, kotorye otdayut predpochtenie drugomu scenariyu razvitiya sobytii i schitayut, chto tolstyi disk obrazovalsya putem intensivnogo razogreva tonkogo diska (sm. [66] i ssylki tam).

Versiya dlya pechati