ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Никитюк Тетяна Вікторівна

УДК 524.6/.7-36-54+524.78

МОДЕЛЮВАННЯ ТА АНАЛІЗ ВПЛИВУ ОБМІНУ РЕЧОВИНОЮ

НА ХІМІЧНУ ЕВОЛЮЦІЮ ГАЛАКТИК ТА ЇХ ОТОЧЕННЯ

01.03.02 – Астрофізика, радіоастрономія

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Київ – 2006

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в Головній астрономічній обсерваторії Національної академії наук України, м. Київ.

Науковий керівник: доктор фізико-математичних наук,

старший науковий співробітник

Пілюгін Леонід Степанович,

Головна астрономічна обсерваторія НАН України,

провідний науковий співробітник.

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук,

доцент кафедри астрономії

Андрієвський Сергій Михайлович,

Одеський національний університет ім. І.І. Мечникова

Міністерства освіти і науки України,

професор кафедри астрономії;

кандидат фізико-математичних наук,

старший науковий співробітник

Захожай Володимир Анатолійович,

НДІ астрономії Харківського національного університету

ім. В.Н. Каразіна Міністерства освіти і науки України,

провідний науковий співробітник.

Провідна установа: Астрономічна обсерваторія Львівського національного

університету ім. Івана Франка Міністерства освіти і науки

України, м. Львів.

Захист відбудеться 17 березня 2006 р. на засіданні спеціалізованої вченої ради

Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою:

ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитися в бібліотеці ГАО НАНУ за адресою:

ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 15 лютого 2006 р.

Вчений секретар

спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І.Е.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

В дисертації викладені результати дослідження впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення.

Актуальність теми. Дослідження еволюції галактик включає в себе декілька аспектів, одним з яких є хімічна еволюція, яка досліджує походження та розподіл важких елементів в зорях, міжзоряному та міжгалактичному газі. Обмін речовиною відіграє важливу роль в хімічній еволюції галактики. Обмін речовиною може відбуватись у вигляді відтоку і притоку речовини в галактику. В галактиках відтік речовини відбувається в формі галактичного вітру, а притік – як у вигляді осідання міжгалактичної речовини на галактику (акреція), так і злиття галактик одна з одною.

Хімічна еволюція галактики розглядає зміну вмісту важких елементів у галактиці впродовж її еволюції. Першу модель хімічної еволюції розробив Шмідт в 1963 році [20]. Ця модель отримала назву простої, бо при побудові цієї моделі враховувалось два моменти – 1) нехтування тривалістю життя зір та 2) замкнутість моделі, тобто не враховувався обмін речовиною галактики з середовищем, що її оточує. Існує аналітичний опис простої моделі. В її рамках можна отримати розподіл зір за металічностями (або функцію металічності) та порівняти зі спостереженнями.

Порівняння функції металічності, розрахованої в рамках простої моделі, зі спостережною функцією металічності зір-карликів диску Галактики продемонструвало, що проста модель дає надлишок зір малої металічності в порівнянні зі спостереженнями. Ця проблема отримала назву “проблеми G-карликів”. Той же Шмідт [20] запропонував розв’язок – знехтувати умовою закритості простої моделі, тобто використати відкриту модель хімічної еволюції. Сучасні дослідження кінематики та віку зоряного населення диску нашої Галактики дозволяють говорити про присутність в диску двох різних зоряних популяцій, названих тонким і товстим дисками. Вони розрізняються за віком, хімічним складом та просторовим розташуванням. Дослідження впливу притоку позагалактичного газу є актуальним для пояснення різниці у спостережних характеристиках підсистем диску Галактики.

Спостережна функція металічності зір поля гало Галактики показує надлишок зір малої металічності в порівнянні з функцією металічності, отриманої в рамках простої моделі, тобто виникає обернена проблему G-карликів.

Шмідт [20] розглядав еволюцію монолітної протогалактичної хмари. Існує і альтернативний сценарій формування галактики – сценарій ієрархічного скупчування, тобто формування галактики шляхом злиття декількох менших систем. Ця теорія отримала широке розповсюдження на сьогодні. Зокрема, висловлюється припущення, що еліптичні галактики можуть формуватися внаслідок злиття двох дискових галактик. Вважається, що в випадку формування галактики шляхом злиття (багатьох маломасивних або декількох масивних фрагментів) в галактиці можуть залишитись сліди такої взаємодії.

В сучасну епоху в міжгалактичному газі знаходиться досить велика кількість важких елементів. Важкі елементи можуть бути синтезовані лише в зорях, тому питання, в яку епоху та яким чином відбувалось збагачення міжгалактичної речовини важкими елементами, є актуальним для розуміння процесів формування та еволюції галактик. Для прояснення цього питання необхідне дослідження зв'язку між галактиками з великими значеннями червоного зміщення та хмарами міжгалактичного газу, що їх оточують.

Результати, отримані в дисертаційній роботі, є актуальними та корисними, оскільки дозволяють розглядати обмін речовиною галактики з оточуючим середовищем як причину, що обумовлює різницю в спостережних хімічних характеристиках нашої та інших галактик.

Зв‘язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Представлені в дисертації дослідження виконувались в рамках програм фундаментальних досліджень, що проводились в ГАО НАНУ:

1.

2.

3.

Мета і задачі дослідження. Метою даного дослідження є з'ясування причини, що викликала різницю в хімічних характеристиках гало різних галактик та підсистем диску Галактики в процесі їх формування та еволюції та висвітлення ролі галактик в збагаченні міжгалактичної речовини важкими елементами.

Для досягнення цієї мети необхідно вирішити наступні задачі:

1.

2.

3.

4.

Об'єкт дослідження: галактики.

Предмет дослідження: хімічна еволюція галактик.

Методи дослідження: чисельне моделювання зміни вмісту важких елементів в

галактиці впродовж її еволюції.

Наукова новизна одержаних результатів.

1. Показано, що функції металічності зоряного населення гало галактик можна відтворити за умови, що зоряне населення гало являє собою суміш зір, що утворились в окремих фрагментах до їх злиття.

2. Показано, що формування гало Галактики, ймовірно, відбулося в фрагментах, що еволюціонували як замкнута система, а злиття основної маси цих фрагментів ймовірніше всього мало місце впродовж першого мільярду років еволюції Галактики.

3. Виявлено, що зоряне населення гало галактик M31 та NGC 5128 могло сформуватися в двох масивних фрагментах суміжних мас до їх злиття. Виявлено, що врахування акреції газу на фрагменти до їх злиття є необхідною умовою для відтворення функцій металічності гало галактик M31 та NGC 5128.

4. Показано, що різниця у відносному вмісті ?-елементів в товстому та тонкому дисках Галактики може бути викликана різними темпами зоретворення і акреції міжгалактичного газу впродовж їх еволюції.

5. Виявлено, що галактики можуть відігравати важливу роль в збагаченні міжгалактичного газу важкими елементами незалежно від способу збагачення.

Практичне значення одержаних результатів. Результати, отримані в дисертації, можуть бути використані в дослідженнях формування та еволюції диску Галактики, формування зоряного гало нашої Галактики, галактик M31, NGC 5128, M33 та формування кулястих скупчень гало спіральних і еліптичних галактик. Висновки роботи можуть бути корисними для подальшого дослідження способів збагачення міжгалактичного газу важкими елементами та дослідженнях еволюції галактик на ранніх етапах їх формування.

Особистий внесок здобувача. Всі результати, викладені в дисертаційній роботі, були отримані авторкою самостійно. В роботі [4] авторка провела теоретичні розрахунки та проаналізувала хімічну еволюцію підсистем диску Галактики. Авторкою самостійно написано ряд програм для розрахунку хімічної еволюції галактик, а також нуклеосинтезу в масивних зорях, зорях помірних та малих мас і наднових Ia типу.

Апробація результатів дисертації. Результати дисертаційної роботи доповідались на:–

міжнародній конференції XVII IAP Colloquium “Gaseous matter in galaxies and intergalactic space”, 2001, Париж, Франція;–

Всеросійській астрономічній конференції, Санкт-Петербург, Росія, 2001; –

міжнародній конференції “The Gamovs' Odessa Astronomical Summer School for young scientists, Astronomy and beyond: astrophysics, cosmology and astrobiology”, Одеса, 2002; –

міжнародній конференції “Chemical and dynamic evolution of stars and galaxies “,

Одеса, 2002; –

міжнародній конференції “Galaxies and Chaos: Theory and observations”, Афіни, Греція, 2002; –

третій науковій конференції “Вибранi питання астрономii та астрофiзики”, Львів, 2002; –

міжнародній конференції “JENAM-04: Many scales in the Universe”, Гранада, Іспанія, 2004; –

міжнародній конференції “IAU Symposium 228: From Lithium to Uranium – Elemental tracers of early cosmic evolution”, Париж, Франція, 2005; –

міжнародній конференції “Island Universes: The structure and evolution of disk galaxies”, Тершелін, Нідерланди, 2005; –

семінарах відділу фізики зір та галактик Головної астрономічної обсерваторії НАН України.

Публікації. Основні результати дисертації опубліковані протягом 2001–2004рр.: чотири статті в рецензованих наукових виданнях [1–4] та шість статей у матеріалах та тезах конференцій [5–10].

Структура і обсяг дисертації. Дисертація складається із вступу, 4 розділів, висновків та списку використаної літератури, що містить 230 найменувань. Загальний обсяг дисертації складає 135 сторінок, в тому числі 32 рисунка та 2 таблиці.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У вступі дається загальна характеристика роботи, обгрунтовується актуальність теми дисертації, формулюються мета і задача дослідження, визначаються наукова і практична цінність отриманих результатів, приводяться дані стосовно апробації роботи, публікацій, структури та обсягу дисертації.

Розділ 1. Основні положення теорії хімічної еволюції галактик. Перший розділ присвячено огляду літератури по темі дисертації.

Теорія хімічної еволюції галактик вивчає зміну з часом хімічного складу галактик. Зміна з часом хімічного складу галактик обумовлена еволюцією зір різної маси, які за час свого існування синтезують хімічні елементи та викидають їх у міжзоряний простір. На початку своєї еволюції галактика повністю складається з газу, який має певний хімічний склад. Це так званий догалактичний хімічний склад речовини Всесвіту – водень, гелій, дейтерій, літій. Під час першого спалаху зоретворення частина галактичного газу перетворюється у зорі. Це так звані зорі першого покоління. Проеволюціонувавши, вони повертають частину газу, що збагачений важкими елементами, в міжзоряне середовище, а частина газу залишається у зоряних залишках (мається на увазі остання стадія еволюції зір різної маси – білі карлики, чорні дірки, нейтронні зорі) і не приймає подальшої участі в хімічній еволюції галактики. Наступні покоління зір утворюються вже з газу, збагаченого важкими елементами, що були викинуті в оточуюче середовище попередніми поколіннями зір. Таким чином, маса газу в міжзоряному середовищі галактики поступово зменшується, а кількість важких елементів весь час зростає.

Основними складовими хімічної еволюції галактики є початкові умови, синтез та викид важких елементів зорями у міжзоряне середовище наприкінці їх життя, початкова функція мас зір, темп зоретворення та притік (акреція) чи відтік (галактичний вітер) газу з галактики.

У хімічній еволюції галактик розглядається та враховується синтез хімічних елементів надновими II та Ia типів, маломасивними зорями та зорями проміжної маси.

Вміст елементів, що синтезуються і вносяться популяцією одиночних зір (тобто надновими II типу, маломасивними зорями та зорями проміжної маси) у міжзоряне середовище, залежить від:

·

·

Спалахи наднових Ia типу відбуваються у системах подвійних зір. Базисною моделлю для наднових Ia типу є модель термоядерного руйнування білого карлика внаслідок акреції речовини на його поверхню [15]. Білий карлик, що внаслідок акреції досягає критичного стану, може бути гелієвим, киснево-неоновим або вуглецево-кисневим. Маса білого карлика за рахунок акреції досягає межі Чандрасекара, внаслідок цього виникає вибухове горіння вуглецю, яке призводить до повного руйнування зорі [25].

Кількість важких елементів, які зоря постачає в оточуюче середовище, складається з двох частин – з важких елементів, що знаходились у речовині зорі на момент її формування (тобто початкової металічності речовини зорі) та елементів, що синтезуються зорею в процесі її еволюції. Останні відіграють головну роль у хімічній еволюції галактик.

Початкова функція мас зір описує масу зір, що знаходиться в інтервалі m, m + dm. Солпітер [19] визначив початкову функцію мас зір виходячи з сучасної функції світності зір, і описав її таким виразом

ц(m) m dm = ц0 m -A+1 dm,

де ц0 є коефіцієнтом нормування. Він виявив, що коефіцієнт A дорівнює 2.35 [19].

Загальна маса галактики Mgal складається з маси газу Mgas та маси зір Mstar, тобто

Mgal = Mgas + Mstar .

Частку газу в галактиці позначимо як м і запишемо її у вигляді

м = Mgas / Mgal ,

а масу зір можна записати як

Mstar = (1 - м) Mgal .

Рівень астрації s (в англомовній літературі astration level) речовини галактики показує, яка частка газу галактики перетворилась у зорі; він пов'язаний з часткою газу (яка зменшується в процесі еволюції галактики) наступним виразом

s =1 - м .

Масова частка (або вміст за масою) елементу i позначається наступним чином

zi = Mi / Mgas,

де Mi – маса i-того елементу.

На початку своєї еволюції (в момент часу t = 0) галактика буде складатись повністю з газу з первинним хімічним складом, тобто початкові умови запишуться у вигляді Mgas(0) = Mgal та zi(0) = 0.

Зоретворення у галактиці можна описати серією “спалахів зоретворення”, тобто в певний момент часу народжується популяція зір з певним значенням початкової металічності. Історія зоретворення є важливим параметром хімічної еволюції. Під історією зоретворення мається на увазі зміна темпу формування зір у галактиці впродовж її еволюції.

Темп зоретворення описує швидкість, з якою газ в галактиках перетворюється в зорі. Темп зоретворення в хімічній еволюції зазвичай апроксимується або як експоненційно спадаюча функція часу,

ш ( t ) ~ exp (? t / ф),

або як степеневий закон залежності від повної густини газу або густини молекулярного газу [23].

Акреція позагалактичного газу грає важливу роль в хімічній еволюції галактик – в моделях необхідно враховувати акрецію газу на диск, щоб уникнути появи надлишку зір з низькою металічністю в розподілі за металічностями G-карликів сонячної околиці Галактики (так звана “проблема G-карликів”). Також акреція газу впливає на відношення вмісту первинних та вторинних продуктів зоряного нуклеосинтезу. Газ, що осідає на диск галактики, може бути вільним від важких елементів або мати невелику частку важких елементів, тобто поступати з газового гало, зовнішньої частини диску чи з карликових галактик-супутників. Темп притоку газу на диск в моделі хімічної еволюції галактик можна прийняти постійним в просторі та в часі або (що більш реалістично) експоненційно змінним з часом чи залежним від радіусу R галактики. Залежність темпу притоку газу від часу задається математичною функцією, наприклад:

A(t) ~ exp(?t / ф (R)) ,

де значення ф(R) є постійним або змінюється вздовж диску галактики [16].

В моделях хімічної еволюції вводиться галактичний вітер, пропорційний темпу зоретворення галактики. В теорії хімічної еволюції розглядається два типи галактичного вітру: звичайний, коли галактику залишає деяка кількість міжзоряного газу, та збагачений, коли в міжгалактичному газі, що викидається з галактики, присутня якась частка важких елементів, синтезованих в наднових, що призвели до появи галактичного вітру.

Розділ 2. Хімічна еволюція гало галактики. В розділі досліджується можливість утворення зоряного населення гало галактик в окремих фрагментах до їх злиття.

Старе зоряне населення галактик несе в собі інформацію про процеси, що відбувались в галактиках в ранню епоху їх формування. Дослідження віку та металічностей цих зір дозволяє вносити обмеження в теоретичний опис процесів формування галактик. Саме тому зоряне населення гало вважається зручним об'єктом для тестування моделей формування (прото)галактики.

Якщо ми порівняємо спостережний розподіл зір за металічностями (або функції металічності) для гало Галактики з функцією металічності, отриманою в рамках простої моделі хімічної еволюції, то отримаємо обернену проблему G-карликів (тобто проста модель дасть надлишок зір високої металічності в порівнянні зі спостереженнями). Виникає питання, яким чином в моделі хімічної еволюції галактики можна відтворити спостережну функцію металічності зір поля гало Галактики.

Зазвичай розглядають дві моделі формування галактики. Щоб пояснити спостережну кореляцію між эксцентриситетом та металічністю зір-карликів, Егген, Лінден-Белл та Сендидж [14] розглянули швидкий колапс монолітної протогалактичної хмари, який тривав приблизно 2 ·108 років. Проте в рамках такої моделі досить важко пояснити розподіл кулястих скупчень на дві підсистеми за різними кінематичними та хімічними характеристиками. Тому Сірл та Зінн [21] запропонували альтернативну модель формування галактики, в рамках якої зорі та кулясті скупчення гало утворились в фрагментах, які злились з основним тілом на проміжку часу більшому, ніж 1 млрд років.

В сучасну епоху існує достатня кількість спостережних даних, що свідчать на користь того, що злиття/акреція може відігравати важливу роль в формуванні галактик. Ми розглянемо, чи можливе відтворення спостережної функції металічності гало Галактики у рамках такого сценарію.

Ми припускаємо, що зоряне населення гало являє собою суміш зір, які утворились у фрагментах, які спочатку еволюціонували незалежно від основної протогалактичної хмари та один від одного. Вважається, що хімічна еволюція фрагментів відбувалась однаковим чином, але закінчувалась вона в різних фрагментах в різний час, в залежності від того, коли відбулось їх падіння на протогалактику. Відповідно, на момент злиття фрагменти матимуть різні металічності та рівні астрації (рівень, що показує, яка частка газу перетворилась в зорі). Після злиття зоряне населення фрагмента поповнює зоряне населення гало, а газ йде на формування диску. Кожен фрагмент вносить певну кількість зір певної металічності у розраховану функцію металічності гало галактики в залежності від того, до якого рівня астрації він встиг проеволюціонувати. В певний інтервал функції металічності зір вклад буде вносити той фрагмент, металічність якого перевищує металічність цього інтервалу. Використовуючи спостережну функцію металічності зір гало та модель хімічної еволюції фрагмента можна отримати значення сумарної маси фрагментів, що проеволюціонували до певного значення рівня астрації s (і, відповідно, до певного значення металічності). Знаючи маси фрагментів, можна розрахувати функцію металічності, порівняти її зі спостережною функцією досліджуваної галактики та отримати певне уявлення про еволюцію фрагментів до їх злиття.

В рамках сценарію злиття нами було розраховано функції металічності зір поля гало чотирьох галактик (наша Галактика, М31, М33 та NGC 5128) та функції металічності кулястих скупчень гало шести галактик (наша Галактика, М31, NGC 5128, M87, NGC 1399 та NGC 1404).

Отримані результати дозволяють вважати, що зоряне населення поля гало нашої Галактики сформувалось в фрагментах з різними рівнями астрації, причому розкид значень металічності отриманих фрагментів досить великий. Еволюція фрагментів, у яких сформувалось зоряне населення гало Галактики, розглядалась в рамках простої моделі. Злиття фрагментів, ймовірно, відбувалось впродовж першого мільярду років еволюції Галактики, тому що функцію металічності зір поля гало Галактики можна відтворити без врахування виходу заліза з наднових Ia типу.

Зоряне населення поля гало галактики М33 ймовірно могло сформуватися в одному фрагменті (який проеволюціонував майже до повного перетворення газу в зорі), тобто міг відбутись монолітний колапс протогалактичної хмари.

Також було розглянуто можливість формування зоряного гало галактик М31 та NGC 5128 шляхом злиття двох масивних фрагментів (протогалактик). Було знайдено, що в процесі еволюції протогалактик, що зливаються, важливу роль відіграла акреція газу з первинним хімічним складом. Cфероїд М31, ймовірно, міг утворитися в процесі злиття двох масивних фрагментів, маси яких співвідносились як 1:1. Частка газу, що осів на фрагмент в процесі його еволюції, склала 30% від повної маси фрагменту, і акреція на фрагмент розпочалась через 2.4 млрд років від початку його еволюції. Зорі поля гало еліптичної галактики NGC 5128 також утворились в двох масивних фрагментах до їх злиття, і співвідношення мас фрагментів склало 1:2.57. Для галактики NGC 5128 частка осідаючого газу склала 50% від повної маси фрагменту і час початку акреції на фрагмент склав 1 млрд років. Було знайдено, що частка газу, який припадає на утворення дискової складової галактики М31, складає 16–25% від всієї маси галактики, а для галактики NGC 5128 це значення знаходиться у межах 12–21%, що не протирічить даним спостережень.

Формування кулястих скупчень гало нашої Галактики, очевидно, слід розглядати в сукупності з формуванням зір поля гало. В випадку галактик M31 та NGC 5128, формування системи кулястих скупчень гало, ймовірніше, відбувалось окремо від системи зір поля гало цих галактик. Підсистема кулястих скупчень гало еліптичних галактик, що є членами скупчень галактик (тобто M87, NGC 1399 та NGC 1404), могла сформуватися в результаті злиття декількох масивних фрагментів.

Ми з’ясували, таким чином, що спостережні функції металічності зоряних гало галактик дійсно можна відтворити в рамках сценарію злиття окремих фрагментів.

Розділ 3. Хімічна еволюція диску Галактики. В розділі розглянуто хімічну еволюцію підсистем диску Галактики.

Сучасні дослідження кінематики та віку зоряного населення диску нашої Галактики дозволяють говорити про присутність в диску двох різних зоряних популяцій, названих тонким і товстим дисками. Вони розрізняються за віком, хімічним складом та просторовим розташуванням. Зокрема, в товстому диску спостерігається вищий вміст ?-елементів порівняно з тонким диском (див., наприклад, роботи Мішеніної та інш. [17], Бенсбі та інш. [12]).

Ми припустили, що розбіжності в хімічному складі тонкого та товстого дисків можуть бути викликані різними історіями зоретворення в обох складових диску. Щоб перевірити це припущення, було побудовано відкриту двозонну модель хімічної еволюції диску. Галактичний диск ділиться на дві зони – товстий і тонкий диски. Процес зоретворення в диску Галактики розглядається як ряд спалахів з формуванням популяції зір впродовж кожного спалаху. Темп зоретворення Ш(t) в товстому і тонкому дисках описується слідуючим чином [18]:

ш ( t ) ~

де Ttop та Tsfr – вільні параметри темпу зоретворення.
В процесі еволюції тонкого та товстого дисків Галактики відбувається акреція позагалактичного газу з догалактичним хімічним складом з екстрагало. Вважається, що газ, який осідає на диск, має догалактичний хімічний склад, оскільки, згідно з Тозі [22], акреція газу з металічністю, що не перевищує 0.1 сонячного значення металічності, дає такі ж результати, як і акреція газу з догалактичним хімічним складом.

Згідно з Пілюгіним та Едмундсом [18], швидкість притоку газу на диск описується функцією

A(t) = a0 exp(– t / Tinf ) ,

де Tinf та a0 – вільні параметри притоку газу. Підібравши відповідні вільні параметри, ми можемо отримати такий темп зоретворення та притоку позагалактичного газу, який дозволить відтворити спостережний вміст важких елементів в зоряному населенні підсистем диску Галактики.

Ми приймаємо вік диску Галактики рівним 13 мільярдам років. Історія зоретворення компонентів диску Галактики вибиралась таким чином, щоб зоряне населення товстого диску зформувалось 10 – 13 млрд років тому, а переважна більшість зір тонкого диску мали б вік менший від 10 млрд років (що відповідає спостережним даним). Для кожної зони розраховувалась Галактична еволюція магнію, кремнію, кисню та заліза. Вибір саме таких елементів був обумовлений наявністю відповідних спостережних даних.

Значення параметрів моделі, при використанні яких еволюційні треки моделі якнайкраще відтворюють дані спостережень хімічного складу зір тонкого диску, подані в Табл.1.

Таблиця 1. Параметри темпу зоретворення та притоку газу в моделі |

Тонкий диск | Товстий диск

Ttop, млрд р. | 1 | 1

Tsfr, млрд р. | 8 | 5

Tinf, млрд р. | 5 | 7

a0 | 0.06 | 0.1

Використання таких значень параметрів темпу зоретворення та притоку позагалактичного газу у нашій моделі дозволяє достатньо добре відтворити співвідношення [Mg/Fe] – [Fe/H], [Si/Fe] – [Fe/H] та [Mg/Fe] – [Si/Fe] у тонкому диску. Але модель недостатньо добре відтворює усереднені дані спостережень на значеннях металічності, які перевищують сонячне значення, особливо в випадку кремнію. Модель гірше відтворює еволюцію абсолютного вмісту магнію, кремнію та заліза в зорях тонкого диску порівняно з еволюцією відносного вмісту цих елементів.

Отримані значення параметрів нашої моделі тонкого диску співпадають з параметрами “best fit” моделі Пілюгіна та Едмундса [18], які досліджували співвідношення “вік – металічність”, “вік – [O/H]” та розподіл за металічностями зір сонячної околиці нашої Галактики. Значення віку диску Галактики, яке прийнято в роботі вищезгаданих авторів, також дорівнює 13 млрд років; отриманий ними трек моделі добре відтворює значення абсолютного вмісту заліза в зоряному населенні диску Галактики, отриманих Едвардссоном та інш. [13]. При тих же параметрах наша модель для тонкого диску досить добре відтворює співвідношення “вік – металічність” зоряного населення диска, отримане Едвардссоном та інш. [13] для цілого диску (тобто без розбиття на підсистеми).

Травальо та інш. [24] продемонстрували (як приклад роботи своєї моделі) діаграму [O/Fe] – [Fe/H] для трьох зон Галактики – гало, тонкого і товстого дисків. З рис.3b в їх роботі ми можемо бачити, що фаза товстого диску охоплює інтервал металічностей –2.5 < [Fe/H] < –1.0, а фаза тонкого диску починається на значенні [Fe/H] > –1.5. Однак, нові спостереження ясно показують, що діапазон металічностей зоряного населення товстого диску продовжується щонайменше до значення металічності [Fe/H] ~ –0.3. Згідно Мішеніній та інш. [17], зоретворення в товстому диску зупинилось при значеннях [Fe/H] = –0.3, [Mg/Fe] = +0.2 та [Si/Fe]= +0.17. Наші результати моделювання відносного вмісту в товстому диску підтверджують цей висновок Мішеніної та інш. [17] – зоретворення в моделі товстого диску зупиняється після досягнення вмісту магнію, кремнію та заліза вищезгаданих значень. Ми виявили, що збільшений відносний вміст б-елементів в товстому диску порівняно з тонким диском Галактики виникає за рахунок більш інтенсивного притоку позагалактичного газу на товстий диск в процесі його еволюції.

Ми розрахували також функцію металічності для зоряного населення тонкого диску і отримали добру збіжність зі спостережною функцією металічності. Ми отримали значення параметрів історії зоретворення для тонкого і товстого дисків Галактики (Табл.1) і показали, що в моделі необхідно використовувати різні історії зоретворення для цих підсистем диску, щоб відтворити спостережний відносний вміст досліджуваних елементів. Важливу роль в виникненні різниці значень відносного вмісту важких елементів у цих двох підсистемах диску Галактики відіграла акреція газу на диск – акреція позагалактичного газу повинна бути більш інтенсивною в товстому диску, ніж в тонкому диску Галактики.

Розділ 4. Збагачення міжгалактичної речовини (Lyб-хмар) важкими елементами. В розділі досліджується можливість збагачення міжгалактичного газу важкими елементами за рахунок постачання їх галактиками на ранніх етапах галактичної еволюції.

Відомо, що на ранніх етапах формування галактики зоретворення було інтенсивнішим, ніж в сучасну епоху. Оскільки інтенсивність галактичного вітру пов’язана з інтенсивністю зоретворення, постає питання, чи могли галактики на ранніх стадіях їх еволюції викидати важкі елементи в оточуючі їх хмари міжгалактичного газу.

Спектри квазарів демонструють велику кількість Ly?-ліній поглинання (або абсорбції) зі значеннями червоного зміщення між 0 і zem квазара. Зі спостережень було виділено дві групи абсорбційних систем, що утворюють Lyб-лінії поглинання в спектрі:

·

·

Історично склалось так, що абсорбційні системи з вимірюваними значеннями стовпцевої густини водню (тобто густини атомів водню у стовпці променя зору у напрямку на досліджувану систему) N(HI) < 1017.2 см–2 називають Lyб-лісом, системи зі значеннями 1017.2 < N(HI) < 1020.3 см–2 ? LL-системами, а системи з N(HI) ? 10 20.3 см–2 – DLA-системами.

Lyб-абсорбційні профілі DLA-систем характеризуються протяжними (proeminent) затухаючими (damped) крилами (звідси й назва) і вони завжди пов'язані з вузькою абсорбцією металів. Так що визначення DLA-систем як абсорбційних систем зі значеннями з N(HI) ? 1020.3 см–2 є досить штучним і вводиться для того, щоб відшукати ці системи в спектрах з низькою роздільною здатністю. LL-системи – це абсорбційні системи, що є оптично товстими на HI-Лайманівскій границі (912 A), тому що вони мають значення стовпцевої густини N(HI) > 1017.2 см–2.

Термін “Lyб-ліс” застосовується до багаточислених Lyб-абсорбційних ліній в спектрі квазару. Концентрація хмар Lyб-лісу на промені зору є досить високою: Lyб-хмари налічуються сотнями на 1000 A на значеннях червоного зміщення z = 2 – 4.

В сучасну епоху в міжгалактичному газі знаходять ознаки присутності важких елементів. Важкі елементи (або метали) можуть бути синтезовані тільки в зорях, тому виникає питання, в яку епоху і яким чином відбувалося збагачення міжгалактичної речовини важкими елементами.
Одним з можливих варіантів є постачання важких елементів у Lyб-хмари попередниками галактик, що знаходяться поблизу них. Тестування достовірності такого сценарію збагачення міжгалактичного газу важкими елементами базується на наступній простій ідеї. Якщо Lyб-хмари є хмарами міжгалактичного газу і важкі елементи, що знаходяться в них, було викинуто галактиками, то слід чекати, что Lyб-хмари, у яких присутні метали, будуть розташовані поблизу галактик, тоді як далекі від галактик Lyб-хмари будуть мати первинний хімічний склад.

З літератури було зібрано значення стовпцевої густини і значення червоного зміщення для ліній водню та металів в хмарах Lyб-лісу та систем з металами (включаючи DLA- та LL-системи) в діапазоні значень z від 0 до ~ 4.3 в напрямку на 19 квазарів. Аналіз спостережних даних показав, що з восьми знайдених в вибірці DLA-систем, чотири є непридатними для дослідження через низьку роздільну здатність спостережень. Чотири DLA-системи, що залишились, оточені системами з абсорбцією металів, які знаходяться досить близько біля DLA-систем, щоб можна було розглядати і DLA-системи і системи з металами в комплексі. Для оцінки відстаней між компонентами комплексів було використане співідношення

при H0 = 75 км / (c·Мпк), яке відповідає космологічній моделі з q0 = 1 [11]. Оцінені відстані від DLA-систем до компонентів комплексів в усіх випадках змінюються від ~ 6 до ~ 140 кпк, а загальні розміри комплексів знаходяться в межах від ~ 0.5 до ~ 1 Мпк. Було також виявлено три LL-системи, поблизу яких знаходяться системи з абсорбцією металів. Оцінені відстані від LL-систем до сусідніх з ними систем з металами складають від ~ 2 до ~ 50 кпк.

Порівняння розташування хмар Ly?-лісу та систем з металами в одних і тих же напрямках (в напрямку на 6 квазарів) показало, що збагачений металами Lyб-ліс (тобто хмари газу зі значеннями стовпцевої густини водню N(HI) ? 1016 см–2) присутній незалежно від того, чи є поряд галактики. Але промінь зору може проходити в околицях галактики, не перетинаючи при цьому саму галактику. В такому випадку ми можемо бачити Lyб-хмари з металами, які не будуть явно пов'язaні з галактиками.

Присутність металів в хмарах міжгалактичного газу, що оточує абсорбційні системи з високими значеннями стовпцевої густини водню також може правити за вказівку на те, що масивні системи можуть ініціювати зоретворення в хмарах газу, що їх оточують. Аналіз спостережних даних показав, що основна частина сусідів систем з абсорбцією металів має невисокі значення стовпцевої густини водню (хоча вони вищі, ніж у сусідів “чистих” Ly?-хмар) і лише дуже невелика кількість таких систем має значення стовпцевої густини водню вищим за logN(HI) = 17.00. Судячи з дуже невеликої кількості масивних сусідів поблизу систем з металами, процес ініціації зоретворення масивними системами в сусідніх з ними Ly?-хмарах уявляється малоймовірним.

Отже, в околицях DLA-систем спостерігаються хмари міжгалактичного газу, збагаченого важкими елементами; подібна картина спостерігається і для деяких LL-систем, що входять у склад комплексів. Відповідно, якщо попередники сучасних галактик і не збагачують металами все міжгалактичне середовище, то в усякому разі локально вони можуть “забруднювати” оточуючий простір важкими елементами.

ВИСНОВКИ

В дисертаційній роботі було проведено дослідження впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та міжгалактичної речовини. Найбільш важливі результати такі:

1. Розглянуто сценарій формування гало, в якому зоряне населення гало галактик утворилось в окремих фрагментах перед злиттям цих фрагментів у єдину галактику. Було розраховано хімічну еволюцію фрагмента в рамках простої, закритої та відкритої (з акрецією газу на галактику) моделей хімічної еволюції галактик до його злиття з основним тілом галактики.

Отримані результати дозволяють припустити, що зорі поля гало нашої Галактики утворились в маломасивних фрагментах, злиття яких відбулося на протязі першого мільярда років еволюції Галактики. Формування гало галактик M31 та NGC 5128 шляхом злиття потребує наявності фрагментів, що взаємодіють з оточуючою речовиною, оскільки надлишок малометалічних зір в розрахованому розподілі зір за металічностями для цих галактик неможливо відтворити в рамках простої моделі хімічної еволюції фрагментів.

2. Розглянуто можливість формування гало галактик М31 та NGC 5128 шляхом злиття двох масивних фрагментів (протогалактик). Знайдено, що акреція незбагаченого важкими елементами газу відіграла важливу роль в хімічній еволюції фрагментів до їх злиття.

Зоряне населення гало галактики М31, ймовірно, могло утворитись в двох масивних фрагментах, маси яких були приблизно рівними. Розрахована частка міжгалактичного газу, що осіла на фрагмент впродовж його еволюції, склала 30% від повної маси фрагменту, і акреція газу на фрагмент повинна була розпочатись через 2.4 млрд років від початку його еволюції. Зоряне населення поля гало галактики NGC 5128, ймовірно, утворилося в двох масивних фрагментах, співвідношення мас яких склало 1:2.57. Для фрагментів, що утворили гало NGC 5128, визначена частка осідаючого газу склала 50% від повної маси фрагменту і акреція газу на фрагмент повинна була розпочатись через 1 млрд років від початку його еволюції. Ми знайшли, що частка газу, яка припадає на утворення дискової складової галактики М31, складає 16–25% всієї маси галактики, а для NGC 5128 це значення знаходиться в межах 12–21%, що не протирічить спостережним даним.

3. Формування кулястих скупчень гало нашої Галактики, ймовірно, відбувалось в сукупності з формуванням зір поля гало. В галактиках M31 та NGC 5128 формування підсистеми кулястих скупчень гало, ймовірно, відбувалось окремо від підсистеми зір поля гало цих галактик.

4. Було досліджено хімічну еволюцію тонкого і товстого дисків нашої Галактики в рамках відкритої моделі з акрецією. Вважається, що тонкий та товстий диски розділені просторово та мають різні шкали часу еволюції. Для населень дисків було промодельовано Галактичну еволюцію абсолютного та відносного вмісту б-елементів (магній, кремній і кисень) та заліза. Знайдено параметри темпу зоретворення і притоку позагалактичного газу, що дозволяють відтворити відносний та абсолютний вміст Mg, Si, O та Fe в товстому та тонкому дисках Галактики.

Отримані результати дозволяють припустити, що історії зоретворення в тонкому та товстому дисках Галактики помітно відрізняються. Важливу роль в виникненні різниці в значеннях відносного вмісту важких елементів цих двох підсистем диску Галактики відіграв темп акреції, він повинен бути більш інтенсивним впродовж еволюції товстого диску порівняно з тонким диском Галактики.

5. Аналіз значень стовпцевої густини та червоного зміщення ліній водню і металів в хмарах Lyб-лісу та системах з металами дозволяє зробити висновок, що Lyб-хмари, які розташовані в околицях систем з високими значеннями стовпцевої густини водню, містять важкі елементи. Це може бути наслідком впливу систем з високими значеннями стовпцевої густини водню (тобто попередників сучасних галактик) на оточуючий їх міжгалактичний газ. Отже можна припустити, що галактики (DLA- та LL-системи) відіграють значну роль в збагаченні Lyб-хмар важкими елементами незалежно від того, яким чином вони це роблять – шляхом викидання важких елементів в розташовані поблизу Lyб-хмари чи шляхом ініціювання зоретворення в цих хмарах.

ОСНОВНІ РЕЗУЛЬТАТИ ОПУБЛІКОВАНІ В РОБОТАХ

1.

2.