Содержание
Введение
Изучение химического состава газа и звезд играет важную роль в построении моделей эволюции галактик. Количество и относительное содержание химических элементов в звездах и межзвездной среде зависят от множества различных процессов, таких, например, как история звездообразования, обмен массой с окружающей галактику средой, от вида начальной функции масс (НФМ) и от того, как эволюционируют звезды разных масс. Нужно различать химическую эволюцию газа и звезд и иметь в виду, что металличности звезд и газа в галактиках следуют разным закономерностям.
Изучение химического состава звезд в нашей Галактике показало, что он неслучайным образом меняется от звезды к звезде: более старые звезды и звезды гало содержат гораздо меньше тяжелых элементов, чем молодые звезды и звезды, родившиеся в диске, кроме того, металличность звезд падает с удалением от центра. Также при удалении от центра галактики падает и металличность межзвездного газа. В данном обзоре делается упор на химическую эволюцию газа в галактиках, с проблемой химической эволюции звезд можно ознакомиться в ряде работ, например, в работах О.К. Сильченко (см., например, [1]). Кроме того, в данном обзоре почти не затрагивается важный вопрос химической эволюции и химсоставе галактических ядер.
Первые попытки измерений содержания тяжелых элементов были сделаны почти 50 лет назад в гигантских областях HII в Магеллановых облаках и М33. Знания об обилии тяжелых элементов позволяют, например, уточнить фактор конверсии, с помощью которого излучение в линии СО пересчитывается в количество молекулярного водорода, определить, как от металличности зависит соотношение период-светимость у цефеид, что важно для уточнения постоянной Хаббла и шкалы расстояний во Вселенной. Знание химсостава дает информацию о функции охлаждения межзвездного вещества (известно, что наличие даже небольшого количества тяжелых элементов увеличивает скорость охлаждения межзвездного газа, т.е. стимулирует звездообразование) и об эволюции галактик в целом.
Важным аспектом изучения химсостава являются вопросы о наличии аккреции и оттока газа из галактик, а также вид начальной функции масс. Сравнение моделей химической эволюции конкретных объектов с наблюдениями может внести важный вклад в решение этих вопросов.
Относительно точные сведения о химическом составе межзвездного вещества в галактиках мы можем получить, изучая эмисионные линии в спектрах отдельных HII областей, наблюдаемых в близких галактиках. Однако до появления SDSS (Sloan Digital Sky Survey) количество таких данных было весьма ограничено [2]. Появление SDSS существенно расширяет возможности по изучению химического состава межзвездного газа в галактиках, т.к. с помощью SDSS-спектров можно измерять потоки в авроральной линии кислорода [OIII] λ4363, дающей важную информацию о химсоставе среды, а также напрямую измерять электронную температуру в зонах [O++], которая входит в формулы, позволяющие оценить содержание тяжелых элементов в газе [2].
Помимо HII областей, информацию о градиентах химсостава можно получить из наблюдений планетарных туманностей, рассеянных скоплений (обилие Fe), O-B звезд и цефеид. Отметим, что обычно металличность межзвездной среды характеризуется относительным содержанием кислорода [(O/H)], а металличность звезд — относительным содержанием железа [(Fe/H)].
|
Публикации с ключевыми словами:
галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды
Публикации со словами: галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
