14.5 Модели химической эволюции Галактики

Лекция 14. Химическая эволюция звездных населений

14.5 Модели химической эволюции Галактики

Для изучения химической эволюции Галактики строят модели обогащения диска тяжелыми элементами, в которых учитывается производство химических элементов в звездах, вывод элементов из эволюции запиранием их в звездных остатках, а иногда возможное "обновление" межзвездной среды выпадением на диск газа из межгалактического пространства. Система интегро-дифференциальных уравнений включает такие функции, как темп звездообразования, связанный с темпом производства химических элементов звездами, и начальную функцию масс, которая определяет долю звезд, эффективно поставляющих металлы в межзвездную среду.

Тинсли предложила классификацию моделей химической эволюции, деля модели на две группы: закрытые - описывающие галактический диск как замкнутую систему, и открытые - допускающие обмен веществом между диском и другими подсистемами Галактики и межгалактической средой. Вопрос о том, какую модель выбрать для описания химической эволюции диска Галактики, зависит от количества газа, который диск получает из межгалактического пространства и теряемого диском со временем. То, что диск получает газ, показывают падающие на него высокоскоростные газовые облака, которые имеют содержание металлов приблизительно в четыре раза меньше солнечного. По современным оценкам, эти облака приносят в диск ?1М_¤ год^-1.

Самая простая модель химической эволюции окрестностей Солнца была предложена в начале 60-х годов ХХ-го века Шмидтом и С. ван ден Бергом. В этой модели окрестности Солнца трактуются как однородная замкнутая система, состоящая в начальный момент из необогащенного тяжелыми элементами газа. Кроме того предполагается мгновенный кругооборот вещества, постоянство скорости звездообразования, зависящей лишь от плотности газа, постоянство начальной функции масс рождающихся звезд, доли газа, возвращающегося в межзвездную среду, и доли в нем тяжелых элементов. При таких упрощающих предположениях уравнения простой модели допускают аналитическое решение. В итоге оказывается, что такая простая модель, а это словосочетание постепенно стало нарицательным, предсказывает распределение металличностей звезд заметно отличающееся от наблюдаемого в окрестностях Солнца. Главное отличие - модель требует существования заметного количества G-карликов с металличностями менее -0.5, тогда как наблюдаемые распределения по металличности не только F- и G-карликов, но и красных гигантов не показывают этого. Эту, так называемую проблему G-карликов удается разрешить только в рамках модели, предполагающей прерывистое звездообразование в Галактике.

Уравнения химической эволюции некоторого объема диска Галактики, согласно недавней работе Шустова, Тутукова и Вибе (ИНАСАН)), выглядят следующим образом. Эволюция массы газа в галактике описывается уравнением: где M_g - масса газа в галактике, M_r - масса звездного остатка, Ψ(t) - скорость звездообразования, φ(M) - начальная функция масс, M_max и M_min -максимальная и минимальная массы звезд, τ_M - время жизни звезды массы М, а третье и четвертое слагаемые дают темп притока газа в галактику извне (темп аккреции) и оттока газа в межгалактическое пространство. Первое слагаемое в правой части уравнения описывает расход газа на образование рождающихся звезд, второе - массу, возвращаемую звездами в межзвездную среду в процессе их эволюции. Эволюция массы i-го химического элемента описывается уравнением: Здесь Z_i(t) есть относительное содержание в среде i-го элемента в момент t, P_i(M) - масса i-го элемента, синтезированного в звезде массы M. Закрытая модель получается из уравнений (14-1) и (14-2) занулением двух последних слагаемых.

Уравнения показывают, насколько трудной является в настоящее время задача изучения эволюции химического состава галактического диска. Мы не очень хорошо знаем начальную функцию масс, очень плохо представляем зависимость скорости звездообразования от времени, но знаем, что эти величины зависят от химического состава среды. Непростой задачей является определение массы элемента, синтезированного в звезде, которая зависит от тонких эффектов в теории звездной эволюции. Еще больше усложняется задача, если рассматривать не малый объем в диске Галактики, а диск в целом, так как во всех функциях появляется зависимость, как минимум, от галактоцентрического расстояния. В настоящее время, к сожалению, вряд ли приходится считать, что создана количественная теория эволюции химического состава вещества диска Галактики.

Темп поступления тяжелых элементов в межзвездную среду Галактики можно оценить из массы переработанного звездами газа, возвращаемого ими в межзвездную среду, и химического состава этого газа. В настоящее время считается, что звезды возвращают газ в межзвездную среду в следующих количествах.

Таблица 14-2 Темп возвращения газа в межзвездную среду

Тип объекта Возвращаемая масса (M¤/год) Звезды асимптотической ветви гигантов и планетарные туманности 0.3 - 1.0 Звезды ранних спектральных классовс 0.08 - 0.5 Сверхновые звезды 0.03 Новые звезды 0.003

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Будущие космические эксперименты и перспективы развития звездной астрономии