14.2 Изменение химического состава звездного вещества
Лекция 14. Химическая эволюция звездных населений
14.2 Изменение химического состава звездного вещества
Хотя синтез элементов тяжелее гелия является вопросом астрофизики, для понимания эволюции Галактики напомним основные черты этого процесса. Космологическая теория объясняет только появление водорода, гелия и небольшого количества нескольких легких элементов. Химический состав вещества Вселенной в прошлом устанавливают путем спектроскопических исследований далеких галактик, а современное - по составу нашей и ближайших галактик. В частности, наблюдения далеких галактик дало отношение содержаний дейтерий/водород (2.6 ± 0.2)· 10-5. В настоящее время в Галактике это отношение равно 1.6· 10-5, что говорит об определенном изменении химического состава со временем. Исследования далеких галактик важны, так как они дают начальные условия для построения моделей химической эволюции Галактики. Хойл в 1946 году высказал идею, что существующие в настоящее время химические элементы образовались из водорода и гелия в реакциях нуклеосинтеза в недрах звезд, и были затем выброшены в межзвездное пространство при взрывах сверхновых звезд. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды вновь образовались звезды и т.д. При этом часть созданных элементов остается законсервированными в звездных остатках и маломассивных звездах и выключается из кругооборота.
Согласно современным представлениям, массивные сверхновые звезды SNe II (M > 8M¤) являются основными поставщиками в межзвездную среду элементов α-захвата, r-процесса и небольшого количества элементов группы железа. Основная же масса элементов группы железа синтезируется при взрывах звезд меньших масс (M ≈ 2 ? 8 M¤) как результат аккреции вещества на углеродно-кислородный белый карлик в тесных двойных системах, взрывающихся вследствие этого как SNe Ia. Обогащение межзвездной среды α-элементами (O, Mg, Si, S, Са и Ti) происходит за более короткое время, чем железом, что обусловлено разницей во временах эволюции сверхновых типа II (≈ 20 млн. лет) и Ia (≈ 1 млрд. лет). Поскольку вклад SNe Ia в синтез элементов группы железа существенно больше, чем вклад в синтез α-элементов, то отношение [α/Fe] будет убывать в Галактике по мере обогащения межзвездной среды остатками этих сверхновых. Таким образом, к тому моменту, когда величина [α/Fe] начнет уменьшаться, пройдет ≈ 1 млрд. лет после начальной вспышки звездообразования. Поэтому более молодые звезды имеют в среднем меньшее относительное содержание α-элементов. На рис. 14-1 приведена диаграмма [α/Fe] - [Fe/H] для генетически связанных с единым протогалактическим облаком (заполненные кружки) и аккрецированных (открытые кружки) звезд поля из каталога Борковой и Марсакова (2005). Видно, что излом зависимости из-за наступления эпохи массовых вспышек SNe Ia (т.е. через ≈ 1 млрд. лет) и обогащения их выбросами межзвездной среды в нашей Галактике находится в окрестности [Fe/H] ≈ -1.0. Горизонтальная штриховая линия приблизительно разделяет звезды подсистем толстого и тонкого дисков - абсолютное большинство звезд тонкого диска имеет [α/Fe] < 0.2 (плотное сгущение точек в правом нижнем квадранте диаграммы).
Часть тяжелых элементов (в основном α-элементы) образуется дополнительно в процессах медленного захвата нейтронов (s-процесс), реализуемых в атмосферах одиночных звезд промежуточной массы (4 ? 8) M¤, и выбрасываются затем в межзвездную среду в результате постепенной потери ими оболочки.
Теория эволюции звезд, в том числе теория взрывного нуклеосинтеза в массивных звездах, включающая горение углерода, кислорода и кремния, объяснила с достаточной точностью распространенность элементов в природе. При этом ясно, что в случае непрерывно продолжающегося процесса звездообразования и межзвездная среда, и вновь рожденные звезды должны быть все более богаты тяжелыми элементами. В этом случае наблюдательные данные должны обнаруживать зависимость между возрастом и металличностью.
Важным вопросом является и то, как зависит темп обогащения вещества Галактики от свойств межзвездной среды? Ответ на этот вопрос связан с возможностью найти по наблюдательным данным зависимость содержания тяжелых элементов от положения объектов в Галактике, прежде всего - градиенты химического состава в объектах диска и гало по радиусу Галактики.
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
|
См. также:
| |
