(Heiles \cite{H1990}).
Общая потеря тяжелых элементов составляет около 0.01 M в год
(для нашей Галактики).
|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.inasan.rssi.ru/~dwiebe/scipub/chap0.htm
Дата изменения: Thu Sep 27 10:02:26 2012 Дата индексирования: Wed Jan 30 02:11:54 2013 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п |
На правах рукописи
Специальность 01.03.02 --- астрофизика, радиоастрономия
Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук
Научный руководитель: д.ф.-м.н. Б.М.Шустов
Москва 1997
Химический состав космических объектов всех масштабов --- от протозвездных облаков до скоплений галактик --- является одним из основных источников информации об их происхождении и эволюции. Однако прямая интерпретация наблюдательных данных и их теоретическое истолкование затрудняется тем, что характер химической эволюции космических газовых и газо-звездных систем (ГЗС) тесно связан с их динамическим статусом и его изменениями.
В настоящее время предполагается, что элементы, которые не могли возникнуть в ходе первичного нуклеосинтеза ("тяжелые" элементы), образуются на различных стадиях звездной эволюции. Однако особенности распределения этих элементов доказывают, что химический состав данного объекта определяется не только локальными условиями образования атомов и молекул, но и последующим перераспределением вещества.
Наблюдения ионов некоторых тяжелых элементов в горячем разреженном межгалактическом газе свидетельствуют, что один или несколько механизмов выбрасывают обогащенное вещество из галактик. В пользу обмена веществом между галактиками и межгалактической средой (МГС) говорят и наблюдения пылевых частиц в скоплениях галактик.
В шаровых скоплениях на ранних этапах эволюции процессы обмена веществом с окружающим пространством протекают очень интенсивно. В зависимости от массы протошарового облака меняется доля продуктов сверхновых, выбрасываемых из скопления, причем эта доля различна для сверхновых, взрывающихся в центре облака и на его периферии. От характера расширения остатка зависит эффективность процесса самообогащения. Связь динамической и химической эволюции шаровых скоплений не является односторонней. Характер движений вещества зависит от эффективности процессов нагрева и охлаждения, которые определяют температурный режим газа и зависят в свою очередь от его химического состава.
Особенно заметно проявляется связь динамических и химических процессов в небольших протозвездных сгустках. Если в случае галактики и протошарового скопления можно считать, что фазы образования и перераспределения химических соединений разделены по времени, то в протозвездном сгустке химический состав вещества и его динамический статус изменяются одновременно. Общее состояние облака определяется совокупностью взаимосвязанных процессов: химических, физических и динамических.
Таким образом, для исследования химической эволюции ГЗС необходимо знать не только параметры объектов, в которых образуются химические элементы и соединения, но и характер процессов, приводящих к их пространственному перераспределению. В свою очередь, при моделировании динамической эволюции некоторых объектов (например, молекулярных облаков) необходимо принимать во внимание одновременные изменения химического состава.
Впервые проведено детальное численное моделирование процесса самообогащения шарового скопления в результате взрывов сверхновых в центре и на периферии пpотошаpового облака. Показано, что процессы самообогащения значительно меняют химический состав типичного облака. Исследована временная эволюция химического состава шарового скопления в период активного звездообразования в нем.
Впервые построена самосогласованная модель динамической и химической эволюции пpотозвездных облаков, основанная на одновременном решении уравнений газодинамики и химической кинетики. Исследована эволюция облаков, освещенных ультрафиолетовым излучением близких звезд.
Модель самосогласованной динамической и химической эволюции протозвездных сгустков необходима для исследования межзвездных облаков, подверженных воздействию различных факторов: УФ-излучения различной интенсивности, ударных волн, областей HII и т.п., --- а также для изучения различных режимов индуцированного звездообразования в Галактике и облегчения диагностики коллапсирующих облаков.
Все работы (за исключением последней) написаны в соавторстве. Вклад всех авторов примерно одинаков. Диссертантом проведены все численные расчеты. Он принимал активное участие в постановке задачи, обработке и интерпретации результатов и написании статей.
Глава I посвящена исследованию химической эволюции дисковых галактик различных масс, выбрасывающих в МГС вещество, обогащенное продуктами звездной эволюции. Химическая эволюция любой галактики определяется следующими основными процессами: звездная эволюция, аккреция газа и выброс вещества в МГС. В зависимости от учета процессов обмена веществом с МГС модели галактик разделяются на закрытые и открытые. В закрытых моделях предполагается, что галактика эволюционирует как замкнутая система. Эти модели успешно используются для исследования фотометрической эволюции спиральных галактик, однако не способны воспроизвести детали химического состава отдельной галактики (распределение звезд по металличности и радиальный градиент химического состава) и "глобальные" характеристики галактик, например, зависимость "масса-металличность", существующую в галактиках всех морфологических типов (Kennicutt \cite{K1996}).
Зависимость металличности эллиптических галактик от их массы обычно объясняется существованием вспышки звездообразования и последующей фазы интенсивного галактического ветра. Ветер выметает из галактики почти весь оставшийся газ и практически полностью прекращает звездообразование. Таким образом, количество тяжелых элементов, накопленное в системе, зависит от времени начала фазы ветра, которое, в свою очередь, определяется гравитационным потенциалом системы. Обычно считается, что фаза интенсивного ветра начинается, когда тепловая энергия, запасенная в системе из-за взрывов сверхновых, превышает гравитационную энергию связи галактики (Larson \cite{L1974}).
В Главе I исследуется влияние динамических процессов на химическую эволюцию спиральных галактик и межгалактической среды. В качестве одного из основных механизмов выброса тяжелых элементов в МГС рассматривается, как и в случае эллиптических галактик, горячий галактический ветер. Источником энергии для возбуждения такого ветра являются многократные вспышки сверхновых в OB-ассоциациях. Средняя плотность газа в спиральной галактике превышает (из-за ее плоской формы) плотность газа в эллиптической галактике той же массы, и газ поэтому охлаждается эффективней, чем в эллиптической галактике. Необходимо выделение большого количества (тепловой) энергии в данном объеме, чтобы газ мог покинуть галактику. Это возможно только в случае взрывов многих сверхновых в молодых звездных скоплениях (Igumentschev et al \cite{Ietal1990}). В результате фаза галактического ветра в спиральных галактиках более слаба по сравнению с эллиптическими галактиками, но длится дольше.
До сих пор при моделировании эволюции дисковых галактик горячим ветром
пренебрегали, а для изучения его влияния на эволюцию карликовых
галактик использовали различные параметризации (см. напр. Пилюгин
\cite{П1994}). В Главе I показано, что галактический ветер является
важным фактором, сильно влияющим на общее содержание тяжелых элементов
в дисковых галактиках и МГС. Содержание тяжелых элементов в ветре
приблизительно в три раза превышает Z (Heiles \cite{H1990}).
Общая потеря тяжелых элементов составляет около 0.01 M в год
(для нашей Галактики).
При вычислении эффективности потерь тяжелых элементов с галактическим ветром использованы как численные расчеты, так и аналитические оценки. Темп потерь напрямую зависит от других эволюционных параметров: текущего значения металличности и темпа вспышек сверхновых II типа. При его вычислении принимается во внимание зависимость от массы галактики.
В диссертации предложен новый механизм, приводящий к потере тяжелых
элементов спиральными галактиками: выметание пылевых частиц давлением
излучения звезд --- с общим темпом потери массы 0.01-0.04 M.
Два этих механизма (звездный ветер и выметание пыли) по-разному
действуют в галактиках различных масс. С помощью модели химической
эволюции дисковой галактики, основанной на модели Firmani & Tutukov
\cite{FT1992}, в диссертации впервые исследуется потеря тяжелых
элементов спиральными галактиками в результате совокупного действия
описанных выше механизмов. В Главе I показано, что спиральная
галактика теряет за время порядка 1010 лет массу тяжелых
элементов, сравнимую с выбросами из эллиптических галактик. Различная
эффективность потерь в массивных и маломассивных галактиках может
приводить к возникновению наблюдаемой зависимости
"масса-металличность".
В целом, эффективность выброса тяжелых элементов из спиральных галактик мала по сравнению с эллиптическими галактиками, кроме того, в большей части скоплений галактик они составляют лишь небольшую часть населения. Тем не менее, как показано в диссертации, спиральные галактики вносят существенный вклад в обогащение газа внутри скоплений.
В Главе II исследуются ранние этапы эволюции шаровых скоплений с целью определения эффективности процессов их самообогащения тяжелыми элементами. В настоящее время широко распространена гипотеза иерархического формирования галактического гало в результате слияния сравнительно небольших газозвездных фрагментов, до этого эволюционировавших как независимые системы (Searle & Zinn \cite{SZ1978}). По всей вероятности, остатки некоторых из этих фрагментов мы наблюдаем теперь в виде шаровых скоплений. Химическая эволюция таких фрагментов в значительной степени определяется горячим ветром, возникающим в результате взрывов сверхновых (Dekel & Silk \cite{DS1986}). При исследовании химической эволюции карликовых галактик момент начала стадии галактического ветра и прекращения звездообразования определяется, как и в случае массивных галактик, сравнением тепловой энергии газа, нагретого вспышками сверхновых, с гравитационной энергией связи галактики. Для маломассивных систем, подобных шаровым скоплениям, такое упрощенное описание применять уже нельзя, поскольку эволюция остатка и, следовательно, поступление тепловой энергии в межзвездный газ, существенно зависят от места взрыва сверхновой.
В диссертации проблема химической эволюции протошаровых скоплений рассматривается с двух точек зрения.
. В случае взрыва сверхновой на периферии облака ситуация
значительно сложнее, так как в этом случае выход оболочки за пределы
скопления не означает его полного разрушения. Детали pасшиpения
остатка и его влияние на химическую эволюцию пpотошаpового скопления
pассмотpены с помощью двумеpного гидpодинамического моделиpования.В Главе III описана самосогласованная модель динамической и химической эволюции протозвездного облака.
Процесс образования звезд из гравитационно неустойчивых (протозвездных) плотных молекулярных облаков --- фрагментов, сгустков в крупных облаках, глобул --- происходит на фоне сложных химических реакций. Химический состав облака и протекающие в нем реакции могут играть важную роль в динамике коллапса облаков и образования звезд. Кроме того, понимание взаимосвязи динамических и химических процессов может облегчить диагностику кандидатов в протозвезды. Присутствие или отсутствие определенных химических соединений в принципе может помочь детектированию отдельных стадий коллапса.
В настоящее время разработан целый ряд моделей молекулярного состава темных глобул и протекающих в них химических реакций с учетом различных предположений о физических условиях в облаке, о процессах, определяющих температурный режим газа, и о крупномасштабных движениях вещества (см. напр. Bergin et al. \cite{Betal1995}; Sternberg & Dalgarno \cite{SD1995}; Prasad et al. \cite{Petal1991}; Shalabiea & Greenberg \cite{SG1995}). Однако до сих пор ни в одной модели не рассматривалась вся совокупность физических, химических и динамических процессов в плотных газовых сгустках.
В диссертации впервые построена численная модель, предназначенная для самосогласованного рассмотрения динамических, химических и энергетических процессов в межзвездной среде в двумерном приближении и с наиболее полным учетом химических превращений. В основу модели положен двумерный гидродинамический программный комплекс ZEUS, разработанный в Лаборатории вычислительной астрофизики университета штата Иллинойс (США) (Stone & Norman \cite{SN1992}). В этот комплекс включена программа решения уравнений химической кинетики и программа расчета энергетического баланса в облаке.
С помощью самосогласованной модели в диссертации исследована эволюция протозвездного облака, освещенного УФ-излучением близких звезд. Показано, что в таком облаке образуются две области с различным динамическим статусом: коллапсирующее ядро и разлетающаяся оболочка. На границе двух этих фаз возникает слой повышенной плотности, защищающий внутреннюю часть облака от УФ-излучения. Этим свойством обладают только модели с согласованным учетом динамических, химических и энергетических процессов. Из-за наличия пика плотности в таких моделях видимая экстинкция в ядре облака в три раза превышает значения AV в стационарных моделях, что оказывает существенное влияние на химические процессы в ядре облака.
Волна сжатия, продвигающаяся к центру облака, существенно ускоряет коллапс, однако разогрев внешних слоев приводит к значительной потере массы. Судьба сгустка определяется балансом этих двух процессов. Если начальная масса сгустка не очень велика, разлет оболочки приводит к его полному разрушению. Окончательная судьба облака зависит от его массы и интенсивности УФ-излучения.
В Заключении приводятся основные результаты и выводы диссертации.