|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.inasan.rssi.ru/~dwiebe/scipub/sfr.htm
Дата изменения: Thu Sep 27 10:02:36 2012 Дата индексирования: Wed Jan 30 01:56:55 2013 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: hst |
Д.З.Вибе, А.В.Тутуков, Б.М.Шустов
Представлена модель (химической) эволюции дисковой галактики. Модель позволяет воспроизвести все основные параметры нашей Галактики, в том числе впервые корреляцию “металличность – высота над галактической плотностью”. Вариант этой модели был ранее успешно использован для изучения влияния потери тяжелых элементов из спиральных галактик на химическую эволюцию межгалактической среды.
В данной работе основное внимание уделено возможностям изучения истории звездообразования. Варьирование основных параметров модели — массы и радиуса галактики, а также учет времени задержки начала звездообразования, — позволяют смоделировать различные варианты эволюции светимости галактики. Для массивных галактик отмечается фаза повышенной интенсивности звездообразования на ранних стадиях их эволюции. Введенный в модель учет поглощения оптического излучения пылью позволяет объяснить наблюдаемые характеристики эволюции светимости, в частности, отсутствие всплеска оптической светимости дисковых галактик в период начального интенсивного звездообразования в них.
Обсуждается возможность восстановления истории звездообразования и светимости галактик по наблюдениям галактик на различных красных смещениях z. При аккуратном учете факторов селекции наша модель позволяет предложить конкретный эволюционный сценарий, согласующийся с наблюдениями. Обсуждаются факторы, приводящие к отклонению эволюции средней светимости от истории светимости в отдельных галактиках.
В последние годы для изучения галактик широко применяются модели химической (динамо-химической) эволюции. Как правило, конечной целью модели является получение “правильных” (то есть согласующихся с реальными наблюдениями) значений современных параметров галактик (наиболее популярна, естественно, самая исследованная галактика — Млечный Путь): светимости, химического состава, относительного содержания газа и т.д.
Подобных моделей разработано много (см. напр. [1-4], но, к сожалению, современные модели галактической эволюции включают в себя большое количество свободных параметров. Как показывает анализ литературы, подбор этих параметров позволяет добиться разумного согласия модельных и наблюдаемых величин при самых разнообразных предположениях, положенных в основу модели. Поэтому для анализа моделей желательно проверять согласие с наблюдениями не только “конечных” (современных) характеристик галактики, но и их эволюции со временем. При исследованиях нашей Галактики с этой целью используют обычно соотношение “возраст-металличность”. Однако и этот тест не является решающим — большой разброс в определениях как возраста, так и металличности галактических объектов, пока не позволяет существенно ограничить выбор параметров моделей.
По-видимому, наиболее важными ингредиентами обсуждаемых моделей являются звездная эволюция и история звездообразования. По нашему мнению, в теории звездной эволюции достигнут заметно больший прогресс, чем в теории звездообразования. В последней до сих пор приходится использовать качественные зависимости, например, законы “Шмидтовского” типа, при оценке темпа звездообразования. Более того, наблюдательные проявления эволюции звезд можно проследить на всем временном интервале жизни большей части этих объектов, не выходя за пределы Галактики, в то время как для изучения наблюдательных проявлений процессов глобального звездообразования на его ранних стадиях необходимо наблюдать объекты на космологических расстояниях.
С этой точки зрения очень важны появившиеся в последние годы измерения параметров галактик с большими красными смещениями. Они впервые позволили получить общее представление о том, как изменялись со временем светимость, химический состав и другие параметры галактик. Как оказалось, некоторые результаты этих исследований плохо согласуются с предсказаниями традиционных моделей.
В настоящее время широко
распространено представление о том, что в прошлом галактики многих
морфологических типов прошли через стадию более интенсивного (по сравнению с
нынешним) звездообразования, о чем свидетельствуют анализ химического состава
галактик и квазаров, оказавшегося близким к солнечному, и непосредственные
наблюдения звездообразующих галактик на больших красных смещениях. С точки зрения
логики к подобному выводу можно прийти, например, сопоставляя массу звезд в
Галактике (~2 x 1011M
) и
современный темп звездообразования (~3–4M), явно недостаточный для
заполнения звездами нашей звездной системы за время порядка ~1.5 x 1010
лет. Однако наблюдения пока не позволяют определенно ответить на вопрос, на
какую эпоху приходится пик звездообразования и какова была его максимальная
интенсивность. Выводы различных авторов остаются весьма противоречивыми.
Измерения химического состава удаленных объектов — квазаров и галактик
— свидетельствуют, что содержание тяжелых элементов в них, во-первых, велико, а
во-вторых, не возрастает существенно с уменьшением z, то есть с приближением к
нашей эпохе [5]. Из этого,
как правило, делается вывод, что большая часть тяжелых элементов в галактиках
была синтезирована вскоре после их образования в очень короткой шкале времени
(порядка 108–109 лет; см. напр. модели
[6] и наблюдения
[7, 8]).
Высокому темпу образования тяжелых элементов на больших z должны соответствовать высокая скорость звездообразования
(> 100 M в год
на одну массивную галактику) и большая болометрическая светимость, в десятки
раз превышающая современную. О положении пика в скорости звездообразования
можно судить и по косвенным признакам. Например, распределение
-всплесков по красному смещению обнаруживает
максимум при z ~ 1.5–3 [9].
Если связать эти события со слияниями двойных нейтронных звезд (черных дыр), то
их частота должна следовать частоте образования массивных звезд. Это также
соответствует предположению о том, что массовое образование звезд происходило
при z < 1.5.
Анализ оптических светимостей галактик дает другую картину. Как видно на рис. 1, при удалении в прошлое светимость (и скорость звездообразования) в галактиках действительно возрастает и достигает максимума к z=1–2, а затем, вероятно, падает. Однако скорость звездообразования никогда не достигает высоких значений, требуемых теориями образования галактик. Лилли и др. [10], используя в качестве меры темпа звездообразования ультрафиолетовую светимость галактик, пришли к выводу, что при z=1 скорость звездообразования в 10–15 раз (в зависимости от выбора космологической модели) превышала современную. Коуи и др. [11] обнаружили значительное количество звездообразующих галактик, красные смещения которых заключены между 0.7 и 1.69. Анализируя светимость этих галактик в линии ионизованного кислорода и считая ее мерой скорости звездообразования, Коуи и др. нашли, что темп образования звезд при z=1.125 по меньшей мере в четыре раза превышает аналогичную величину при z=0.375. На основании этих результатов Коуи и др. заключили, что особо важную роль в эволюции галактик играла эпоха z=1–2. К аналогичному результату пришли также Мадау и др. [12]. Исследуя галактики с 2 <z<4.5 в поле Hubble Deep Field (HDF), они получили нижнюю оценку скорости образования тяжелых элементов при вспышках сверхновых II типа (и, следовательно, скорости звездообразования). Оказалось, что наблюдаемая скорость звездообразования при z=2.75 в три раза превышает современное значение, но в четыре раза ниже, чем при z=1. Еще в три раза наблюдаемая скорость звездообразования снижается к z=4. Другими словами, “вспышка” звездообразования по данным наблюдений оказалась значительно менее интенсивной и произошла со значительным запозданием по сравнению с теоретическими предсказаниями.
Таким образом, появились новые требования к моделям химической эволюции галактик и, в частности, острее выявилась необходимость понимания, может ли предлагаемая модель адекватно воспроизводить параметры истории звездообразования.
Мы использовали в работе [13] модель химической эволюции дисковой галактики, отличающуюся от моделей других авторов более полным учетом обмена веществом с межгалактической средой. Модель позволила согласованно объяснить наблюдаемый химический состав Галактики, в частности, не воспроизведенную в других моделях наблюдаемую корреляцию Z(z), где Z — содержание тяжелых элементов, а z — высота над галактической плоскостью; наблюдаемое соотношение [O/Fe]–[Fe/H]; корреляцию “масса-металличность” для галактик различных масс. В этой работе мы используем усовершенствованный вариант этой модели для анализа эволюционных изменений основных параметров дисковых галактик. Поскольку ранее многие аспекты модели не были нами описаны, в разделе II мы приводим ее описание.
В разделе III приведены результаты моделирования эволюции дисковых галактик различных масс и радиусов, с учетом возможной задержки начала звездообразования, влияния пылевого компонента на эволюцию видимой светимости галактики. Для контроля качества модели приведены результаты расчета эволюции нашей Галактики.
В разделе IV мы обсуждаем возможность оценки параметров истории звездообразования по наблюдениям галактик, ярчайших для данного объема, и роль столкновений в задержке начальной волны звездообразования.
Основные выводы о совместимости представлений о повышенном темпе звездообразования в начальный период после образования протогалактики как с нашей моделью химической эволюции, так и с наблюдениями сформулированы в заключении.
За основу взята эволюционная модель дисковых галактик, предложенная Фирмани и Тутуковым [14]. В этой модели предполагается, что толщина газового диска определяется двумя конкурирующими процессами: поступлением энергии от вспышек сверхновых и диссипацией энергии в столкновениях облаков. Такое предположение позволяет самосогласованно получить переход “гало-диск” и избежать искусственных предположений о характере и темпе аккреции на диск газа из гало.
Основные усовершенствования модели связаны с включением в рассмотрение процессов потери вещества из галактики (как в виде звездного ветра, так и из-за выметания пылевых частиц давлением излучения звезд), поглощения оптического излучения галактики пылью, содержащейся в ее межзвездном веществе, более полной формулировкой уравнений массового и энергетического баланса, а также использованием в модели более полных и современных исходных данных (например, выходов тяжелых элементов в процессе звездной эволюции). Данная модель позволяет проследить эволюцию всех основных параметров галактики.
Эволюция галактики описывается тремя основными уравнениями. Первое из них представляет закон сохранения массы. Количество газа в галактике регулируется четырьмя основными процессами: образованием звезд, возвращением газа в межзвездную среду проэволюционировавшими звездами, аккрецией межгалактического газа и выбросом вещества в межгалактическое пространство:
(1)
где Mg — масса газа в галактике,
(t)— скорость звездообразования (СЗО),
(M) — начальная функция масс,
Mmin и Mmax
— предельные массы образующихся звезд,
M — время жизни звезды массы
М, 
и 
— скорости выброса вещества из Галактики и аккреции, соответственно.
Второе уравнение описывает изменение со временем полутолщины газового диска Hg. Фирмани и Тутуков [14] предложили использовать для вычисления гравитационной энергии плоской газовой составляющей выражение
(2)
где MG — полная масса галактики, R — радиус диска галактики, H* — полутолщина звездного диска. Запишем уравнение сохранения энергии для газового диска
(3)
где vt — турбулентная скорость,
— эффективность преобразования
энергии вспышек сверхновых в энергию
турбулентного движения газа, epsilon0 —
энергия одной вспышки сверхновой, d
— характерное время диссипации
энергии в столкновениях облаков. Темп вспышек сверхновых
II типа RSN(t)
вычисляется с помощью интеграла
(4)
где Mlow — минимальная масса предсверхновой. Мы предполагали, что определяющую роль в поддержании энергетического баланса в галактиках с активным звездообразованием играют только сверхновые II типа. Частоту вспышек сверхновых обоих типов можно приближенно оценить по формулам
и
(M в год).
Частоты 
SNI и
SNII сравниваются лишь
при низких значениях СЗО ~10–12 MG
M.
Следовательно, в дисковых галактиках SNII более
существенны в поддержании энергетического баланса.
Для vt мы использовали выражение
Окончательно для скорости изменения Hg получаем
(6)
Эволюцию химического состава галактики описывает уравнение, являющееся законом сохранения массы, записанным для конкретного химического элемента
(7)
Здесь Zi(t) — относительное содержание
i-го элемента в момент времени t, Pi(M)
— масса i-го элемента, синтезированного при вспышке
сверхновой II типа или в звезде асимптотической ветви гигантов массы
M (т.н. yield — выход). Член
представляет производство i-го элемента при вспышке сверхновой типа Ia. Последние два
слагаемых описывают обмен тяжелыми элементами с межгалактической средой,
вызванный следующими процессами: выметанием пыли давлением излучения звезд
[15], горячим галактическим ветром
[13]
(
)
и аккрецией межгалактического газа в процессе движения
галактики (
).
Ниже эти процессы, а также другие компоненты модели
описаны более подробно. Уравнение (7) можно использовать как для
моделирования эволюции содержания одного элемента, так и для тяжелых элементов
в целом.
Для контроля расчетов и сравнения с наблюдениями вычислялась также светимость галактики
где L(M) — светимость звезды массы M, усредненная по времени жизни. Вычисление светимости выполняет контрольную функцию и имеет большое значение для проверки эволюционного сценария.
При вычислении времени жизни и светимости звезд мы использовали следующие выражения:
и
взятые из работы Тутукова и Крюгеля [16].
Для вычисления массы звездных остатков мы использовали следующие выражения:
Второе уравнение взято из работы Ибена и Ренцини [17], третье — из работы Мэдера [18].
В данной работе за начальную
функцию масс принимается число вновь образовавшихся звезд (с учетом нормировки)
в единичном интервале масс. Для (M)
использована НФМ Солпитера с показателем –2.35. Считается, что массы звезд
заключены в пределах от 0.1 до 100 M
[19].
При решении уравнения (6) энергетического баланса
газовой составляющей необходимо выбрать значения параметров
epsilon0 и .
Мы использовали обычное предположение, что
при взрыве одной сверхновой выделяется 1051 эрг. В энергию
турбулентного движения газа переходит только ~0.05 этой энергии.
Минимальная масса сверхновой Mlow принята равной
8M.
Для вычисления скорости звездообразования использовано выражение типа закона Шмидта
где rho — средняя плотность газа, f=2 x 107 см3 г–1 с–1 — эффективность звездообразования, V — объем галактики, n=2. Квадратичная зависимость СЗО от плотности газа (закон Шмидта) эквивалентна предположению о звездообразовании, регулируемом условием полной ионизации газового компонента дисковой галактики. Она подтверждается недавними численными расчетами [20].
В данной работе моделируется
эволюция содержания в галактике двух элементов: кислорода и железа. Основным
источником тяжелых элементов считаются сверхновые. Для вычисления вклада
сверхновых типов Ib и II в общее содержание тяжелых элементов интерполировались
результаты расчетов Мэдера [18]. Для учета времени
запаздывания вспышек, вызванных данным поколением звезд, мы использовали кривую
распределения, рассчитанную Тутуковым и Юнгельсоном
[21],
нормируя рассчитанный темп вспышек на современную скорость — 0.003 вспышки в
год. Мы считали, что каждая вспышка сверхновой I типа производит
0.6M железа
[22].
Для вычисления выхода железа в сверхновых II типа мы использовали результаты
Тилеманна и др. [23].
Описанные уравнения решались по методу Рунге-Кутта-Фельдберга при помощи программы на языке FORTRAN.
Прежде всего, для проверки модели мы построили модель нашей Галактики. Предполагалось, что в начальный момент галактика имеет цилиндрическую конфигурацию, ее высота равна диаметру. Начальное значение радиуса — 21 кпс. Интегрирование уравнений (1, 6, 7) проводилось до момента времени t=15 млрд лет. Эту величину мы брали в качестве возраста Галактики. Полученные результаты свидетельствуют, что модель хорошо воспроизводит величины, обычно используемые для контроля моделей галактической эволюции. К моменту t=15 млрд лет основные параметры Галактики имеют значения, приведенные в Таблице. В последней колонке они сравниваются с наблюдательными данными из обзоров [2] и [24].
Кроме того, с наблюдательными данными было сопоставлено полученное в нашей модели соотношение [O/Fe]–[Fe/H] (рис. 2). Благодаря самосогласованному учету энергетического баланса в газовом диске нам удалось впервые получить зависимость металличности от высоты над плоскостью галактического диска, которая согласуется с результатами наблюдений (рис. 3). Вычисленное в модели распределение звезд по металличностям в сравнении с данными каталога [38] показано на рис. 4. Следует отметить, что в данном случае, в отличие от общей традиции, мы сравниваем с предсказаниями модели не распределение G-карликов, а распределение всех звезд в единичном объеме вблизи плоскости диска. Здесь наша модель в определенном смысле следует рекомендациям Рана [2].
Таблица. Результаты моделирования Галактики
Параметр |
Вычисленное значение |
Наблюдаемое значение |
Источник наблюдаемых величин |
Светимость LB |
2.6 × 1010 |
2.3 × 1010 |
|
Поверхностная плотность газа M |
4.3 |
5.7 |
|
Скорость звездообразования, M |
2.3 |
0.8–13 |
|
Толщина газового диска, пс |
400 |
300 |
[25] |
Темп вспышек SNII, год–1 |
0.017 |
0.01–0.07 |
[[24] |
[O/H] |
–0.09 |
0 |
|
[Fe/H] |
–0.05 |
0 |
|
Характерной
особенностью рассчитанной нами модели Галактики является наличие вспышки
звездообразования на ранних фазах эволюции. В течение довольно короткого
промежутка времени (~5 x 108 лет) скорость звездообразования достигает
значения 300M в год,
а затем в течение 3 млрд лет спадает до современных значений. Обычно считается,
что отношение максимального темпа звездообразования к современному не превышает
10. В нашем случае, очевидно, это условие не выполняется. Здесь нужно отметить
следующее: 1) величина 300M в год
относится к Галактике
в целом, учитывая же, что на ранних этапах эволюции значение “полутолщины”
превышает современное приблизительно в 100 раз, для скорости звездообразования
в области
диска получаем значения порядка 3
M; 2) по данным работы
[26]
самый старый белый карлик в диске нашей Галактики имеет возраст 9.3 млрд лет, в
нашей же модели все события, связанные со вспышкой звездообразования,
закончились 11 млрд лет назад; 3) само постоянство скорости звездообразованиясв
галактическом диске в последнее времяяподвергается сомнению (Парди и Феррини
[27]).
Как видно из Таблицы, предлагаемая модель позволяет с разумной точностью воспроизвести все основные параметры Галактики в настоящее время и, следовательно, может теперь применяться для исследований различных аспектов эволюции дисковых галактик.
Для изучения эволюции основных
характеристик галактики (светимости и скорости, или темпа, звездообразования)
мы варьировали два основных параметра галактики: массу M и радиус
R.
Мы учитывали, что эти параметры не являются вполне независимыми. На рис. 5
представлена эволюция
скорости звездообразования в галактиках различных масс. Радиус во всех случаях
определялся по корреляции R(M) из работы Костюнина
[28]. Характерной особенностью моделей
массивных галактик (M>1010M) является наличие начальной
вспышки звездообразования. Разреженный газ в цилиндре быстро сжимается, и из-за
повышения плотности скорость звездообразования резко возрастает.
Продолжительность и интенсивность вспышки существенно зависят
от массы галактики и достигают в
галактике с M=1012M
значений 2.5 x 109 лет и 2000
Mв год, соответственно. В
модели, соответствующей нашей Галактике (далее стандартной модели), СЗО на
момент t=8 x 108
лет приблизительно равна 300
M в год. Вся вспышка длится
около 2 млрд лет.
Отметим довольно сильную зависимость современного модельного отношения M/ L от радиуса дисковой галактики:
(8)
Действительно, согласно Галлахеру и др.
[
29] дисковые галактики с массами 1–2?1010M
изменяют свои радиусы и светимости следующим образом:
NGC 3274 R=5 кпс lg(LB/L)=8.6
NGC 3353 R=7.7 кпс lg(LB/L)=9.23
NGC 7292 R=12.8 кпс lg(LB/L)=9.64
Качественное согласие с предсказаниями соотношения (8) очевидно.
В моделях маломассивных галактик вспышка отсутствует. Скорость звездообразования плавно убывает со временем. Это вполне согласуется с данными наблюдений [29] и подтверждает распространенное представление о постоянстве СЗО в карликовых галактиках. Следует отметить однако, что в наименее массивных галактиках предположение о “квазистационарном” звездообразовании, вероятно, не выполняется, так как в них важную роль начинают играть стохастические процессы.
Другим важным параметром,
определяющим историю звездообразования в дисковых галактиках, является их
радиус. Соотношение R(M), упомянутое выше, выполняется лишь
статистически, и радиусы реальных галактик отклоняются от него довольно сильно.
Корреляция, найденная Костюниным [28], дает для стандартной модели
(M=2×1011M) возможные
значения радиуса от 6 до 30 кпс. Чтобы исследовать зависимость СЗО от R,
мы построили несколько моделей галактик, отличающихся от стандартной (R=21
кпс) значением радиуса. Результаты этих расчетов приведены на рис.
6. Также во всех моделях присутствует
вспышка звездообразования, чрезвычайно интенсивная и короткая в компактной
галактике и менее мощная, но более продолжительная в галактике большого
радиуса.
Как мы уже отмечали, описывая постановку задачи, в модели использовалась
квадратичная форма закона Шмидта. Поскольку вид зависимости
СЗО от плотности газа до сих пор является предметом обсуждения, мы также
построили модель галактики, использовав линейную зависимость вместо
квадратичной. На рис. 7 показана история звездообразования для моделей с
n=1 при различных значениях коэффициента
пропорциональности f. Как видно, в
данном случае вспышка исчезает, уступив место плавному снижению скорости
звездообразования, хотя начальные значения СЗО продолжают оставаться высокими,
достигая при f=5×10–17
величины 300M в год,
характерной и для стандартной модели.
Получить правдоподобные значения других параметров галактики при линейной зависимости СЗО от плотности не удается. Конечная толщина газового диска получается в этих моделях очень небольшой, порядка нескольких парсеков. Кроме того, как упоминалось выше, преимущество квадратичной модели заключается в том, что для нее удается найти физическую основу, тогда как для линейной зависимости такая основа отсутствует.
Для сравнения эволюционных изменений модельной галактики с наблюдениями наиболее важную информацию дают определения светимости или металличности. Для такого сравнения необходимо иметь достаточно обширную выборку галактик близких масс в широком диапазоне красных смещений. В настоящее время такие наблюдения скудны. Можно предположить, что по крайней мере ярчайшие галактики на каждом z имеют близкие массы, и поэтому верхнюю огибающую на диаграмме “светимость – красное смещение” (см. напр. рис. 3 из работы [11]) или кривую “характерная светимость галактик – красное смещение” можно принять за эволюционный трек массивной галактики.
Однако изменение наблюдаемой светимости
галактик может быть связано не только с эволюционными причинами. Так, например,
положение верхней огибающей определяется параметрами распределения ярких
галактик по светимостям. Определим функцию светимости
(L) как количество галактик в
единичном объеме в интервале светимостей от L до
L+dL. Рассмотрим выборку, состоящую из N
галактик, наблюдаемых на площадке, которой соответствует трехмерный сектор
объема V и радиуса R.
Тогда
при условии, что концентрация галактик и функция светимости не зависят от расстояния r до наблюдателя. Выбор бесконечного верхнего предела в этом интеграле оправдан тем, что функция светимости в области ярчайших галактик идет очень круто, приблизительно как L–5 [30]. Это означает, что в ограниченной выборке мы не увидим самых ярких галактик. Число галактик выборки расположенных на расстояниях ближе чем r к наблюдателю
.
Найдем, чему равна светимость L¢ ярчайшей среди этих галактик, исходя из условия
.(9)
Найдя из (9) значение постоянной С, получим
или, для степенной функции светимости (L)
=L–a,
В выборке, состоящей из 1000 ярких (L> 1011
L) галактик (т.е. таких, для
которых a=5), светимость ярчайшей галактики всего лишь в шесть раз
выше минимальной светимости.
Это означает, что чем дальше мы проникаем в пространство, тем более яркие галактики попадают в поле зрения, причем кажущееся повышение средней светимости галактик будет происходить даже в случае отсутствия эволюционных эффектов. Таким образом, наблюдаемое увеличение светимости галактик при z>1 может отчасти быть связано со статистическими эффектами.
Есть и другие причины, которые могут приводить к отклонению верхней огибающей от эволюционного трека массивной галактики. Как отмечалось в разделе 3, важным параметром, от которого существенно зависит эволюция галактики, являются ее размеры (радиус). Для галактик данной массы изменение радиуса начальной модели влияет на продолжительность вспышки звездообразования, а также на высоту и положение пика светимости. Это приводит к тому, что изменения средней светимости галактик, связанные со вспышкой, менее выражены, чем изменения светимости в отдельных галактиках. К подобному результату приведет, естественно, и несовпадение времен начала массового образования звезд в галактиках.
Из других факторов, влияющих на изменение средней оптической светимости галактик со временем, следует отметить поглощение внутригалактической и межгалактической пылью. Как свидетельствуют наблюдательные и теоретические результаты, металличность галактик и, следовательно, содержание пыли, возрастают быстро. Логично предположить, что в богатых газом галактиках большая часть видимого света молодых звезд будет поглощаться пылью и переизлучаться в инфракрасном диапазоне. Следовательно, оптическая светимость галактик с увеличением z будет падать. На рис. (8) представлена история светимости в стандартной модели с учетом поглощения излучения пылью. Плотность поглощающего вещества оценивалась по массе межзвездного газа и его металличности. Как видно, на ранних этапах эволюции галактики поглощение может существенно снизить ее оптическую светимость. К сожалению, в простой модели невозможно получить более точные оценки. Структура распределения пыли в галактиках на больших красных смещениях неизвестна, и для иллюстрации этой неопределенности на рис. 8 приводятся кривые с учетом доли общей массы пыли, участвующей в поглощении.
Немаловажным фактором должно являться и поглощение межгалактической пылью. Хотя плотность пыли в МГС очень мала (10–34-10–29 г см–3), на космологических расстояниях оптическая толща должна достигать больших значений. Как показали расчеты [[12], при z=4 в полосах UBV поглощение может достигать нескольких величин.
При сравнении эволюционных треков галактик в плоскости L – t с наблюдениями необходимо учесть еще одно важное обстоятельство. Не исключено, что ярчайшие галактики, вносящие вклад в эволюцию светимости (рис. 1), являются продуктами столкновений (слияний) галактик. Скорость звездообразования в таких галактиках определяется выражением
где tdyn — динамическое время. Для нашей Галактики (t dyn = 108 лет) современная скорость звездообразования, индуцированного столкновением, была бы в пять раз выше наблюдаемой. Очевидно, что столкновения галактик действительно могут значительно изменить СЗО в некоторых галактиках в современную эпоху [31]. Однако сравнение теоретической и наблюдаемой современной СЗО показывает, что столкновения массивных галактик в наше время редки. На больших z вклад взаимодействующих и пекулярных галактик в среднюю светимость может оказаться более существенным, учитывая большое их количество, обнаруженное в Hubble Deep Field [32– 33].
Из сказанного можно заключить, что наблюдаемое изменение средней светимости галактик в значительной степени вызвано неэволюционными эффектами. Совместное действие описанных факторов приводит к тому, что вспышка звездообразования в отдельной галактике при наблюдениях всей совокупности галактик “размазывается” из-за разброса их начальных параметров. Кроме того, яркие звездообразующие галактики на больших красных смещениях скрыты от нас поглощением собственной и межгалактической пыли. В результате противоречие между теорией эволюции галактик (требование вспышки звездообразования на больших z и быстрого накопления тяжелых элементов) и наблюдениями (отсутствие выделенной вспышки при z > 2) снимается, по крайней мере, до появления новых наблюдательных данных. Повышение наблюдаемой светимости при z ~ 1–2 может быть (хотя бы частично) связано со статистическими эффектами.
В настоящее время разработано несколько десятков различных моделей дисковых галактик, основным критерием адекватности которых считается способность воспроизвести современные характеристики нашей Галактики (как наиболее исследованной). Однако большая свобода в выборе параметров и предположений при построении таких моделей свидетельствует о необходимости использования при их проверке не только конечных значений характеристик галактики (светимости, металличности и пр.), но и их зависимости от времени.
В работе предложена простая модель эволюции дисковой галактики, позволяющая воспроизвести основные параметры нашей Галактики и других дисковых галактик, в том числе наблюдаемое распределение металличности по высоте над плоскостью диска, и естественным образом решить проблему G-карликов. Модель позволяет проследить важный с точки зрения сопоставления теории и наблюдений параметр — историю звездообразования (светимости). Исследована зависимость характера эволюции светимости дисковой галактики от ее массы и радиуса. В массивных галактиках на ранних этапах эволюции происходит вспышка звездообразования. В маломассивных галактиках скорость звездообразования (СЗО) со временем меняется незначительно. Эти особенности подтверждаются наблюдениями.
Анализируется возможность восстановления истории звездообразования в отдельной галактике по верхней огибающей точек галактик на плоскости L – t и по эволюции средней светимости галактик. Обсуждается роль различных факторов, приводящих к отклонению этой огибающей от эволюционного трека галактики, — наблюдательной селекции, поглощения пылью, разброса радиусов и моментов начала звездообразования, столкновений галактик.
Дальнейшее развитие модели предполагает учет упомянутых факторов при сравнении наблюдаемой и теоретической истории звездообразования и преобразование модели в многозонную.
Рисунок 2. Зависимость [O/Fe]–[Fe/H] по данным
[34]
(кружки) и [36]
(треугольники). Сплошная линия соответствует химсоставу, полученному в нашей
модели.
Рисунок 3. Зависимость наблюдаемой металличности
(черные кружки) от высоты над плоскостью диска
[37].
Рассчитанная зависимость представлена сплошной линией.
Рисунок 4. Вычисленное распределение звезд по
металличности (штриховая линия) в сравнении с данными каталога
[38].
Рисунок 5.
История звездообразования в галактиках
различных масс.
Рисунок 6.
История звездообразования в галактиках различных радиусов.
Рисунок 7. История звездообразования в стандартной
галактике при линейной зависимости темпа звездообразования от плотности
газа.
Рисунок 8. Эволюция светимости в стандартной модели с
учетом поглощения пылью. Числа у кривых означают долю пыли, участвующей в
поглощении.
[2]. Rana N.C. // Ann.Rev.Astron.Astrophys. 1991. V.29. P.129.
[3]. Mathews G.J., Bazan G., Cowan J.J. // Astrophys. J. 1992. V.391. P.719.
[4]. Ferrini F., Matteucci F., Pardi Ch., Penco U. // Astrophys. J. 1992. V.387. P.138.
[5]. Pettini M., King D.L., Smith L.J., Hunstead R.W. // Astrophys. J. 1997. V.478. P.536.
[6]. Matteucci F., Padovani P. // Astrophys. J. 1993. V.419. P.485.
[7]. Korista K., Hamann F., Ferguson J., Ferland G. // Astrophys. J. 1996. V.461. P.641.
[8]. Lu L., Sargent W.L.W., Womble D.S., Barlow Th.A. // Astrophys. J. 1996. V.457. P.L1.
[9]. Cohen E., Piran T. // Astrophys. J. 1995. V.444. P.L25.
[10]. Lilly S.J., Le Fevre O., Hammer F., Crampton D. // Astrophys. J. 1996. V.460. P.L1.
[11]. Cowie L.L., Hu E.M., Songaila A. // Nature. 1995. V.377. P.603.
[12]. Madau P., Ferguson H.C., Dickinson M.E., Giavalisco M., Steidel Ch.C., Fruchter A. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1996. V. 283. P.1388.
[13]. Shustov B.M., Wiebe D.S., Tutukov A.V. // Astron. Astrophys. 1997. V.317. P.397.
[14]. Firmani C., Tutukov A. // Astron. Astrophys. 1992. V.264. P.37.
[15]. Шустов Б.М., Вибе Д.З. // Астрон. журн. 1995. Т.72. С.650.
[16]. Тутуков А.В., Крюгель Э. // Астрон. журн. 1980. Т.57. С.942.
[17]. Iben I., Renzini A. A. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1983. V.21. P.271.
[18]. Maeder A. // Astron. Astrophys. 1992. V.264. P.105.
[19]. Simons D.A., Becklin E.E. // Astrophys. J. 1992. V.390. P.431.
[20]. K\"oppen J., Theis Ch., Hensler G. // As tron. Astrophys. 1995. V.296. P.99.
[21]. Tutukov A.V., Yungelson L.R. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1994. V.268. P.871 .
[22]. Tsujimoto T., Nomoto K., Yoshii Y., Hashimoto M., Yanagada S., Thielemann F.-K. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1995. V.277. P.945.
[23]. Thielemann F.-K., Nomoto K., Hashimoto M. // Astrophys. J. 1996. V.460. P.408.
[24]. van den Bergh S., Tammann G.A. // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1991. V.29. P.363.
[25]. Аллен К.У. Астрофизические величины // “Мир”. М.: 1977.
[26]. Winget D.E., Hansen C.J., Liebert J., Van Horn H.M., Fontaine G., Nather R.E., Kepler S.O., Lamb D.Q. // Astrophys. J. 1987. V.315. P.L77.
[27]. Pardi M.C., Ferrini F. // Astrophys. J. 1994. V.421. P.491.
[28]. Костюнин В. // Астрон. журн. 1995. Т.72. С.811.
[29]. Gallagher J.S., Hunter D.A., Tutukov A.V. // Astrophys. J. 1984. V.284. P.544.
[30]. Wilson G., Smail I., Ellis R.S., Couch W.J. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1997. V.284. P.915.
[31]. Goldader J.D., Joseph R.D., Dayon R., Sanders D.B. // Astrophys. J. 1994. V.444. P.97.
[32]. Abraham R.G., Tanvir N.R., Santiago B.X., Ellis R.S., Glazebrook K., van den Bergh S. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1996. V.279. P.L47.
[33]. Mobasher B., Rowan-Robinson M., Georgakakis A., Eaton N. // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 1996. V.282. P.L7.
[34]. Barbuy B. // Astron. Astrophys. 1988. V.191. P.121.
[35]. Barbuy B., Erdelyi-Mendes M. // Astron. Astrophys. 1989. V.214. P.239.
[36]. Edvardsson B., Andersen J., Gustafsson B., Lambert D.L., Nissen P.E., Tomkin J. // Astron. Astrophys. Sup. Ser. 1988. V.102. P.603.
[37]. Grenon M. // В сборнике “Chemical and dynamical evolution of galaxies”. Eds. Ferrini F., Franco J., Matteucci F. 1990. Pisa: ETS Editrice. P.26.
[38]. Cayrel de Strobel G., Hauck B., François P., Thevenin F., Friel E., Mermilliod M., Borde S. // Astron. Astrophys. Sup. Ser. 1992. V.95. P.273.
