 |
Астронет: И. О. Дроздовский/АИ СПбГУ История Звездообразования в Близких Галактиках http://variable-stars.ru/db/msg/1169514/node1.html |
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Звездные индикаторы >>
1. Введение
Разделы
1.1 Звездообразование и Космология
Человечество давно пытается понять эволюцию Вселенной. Понимание истории создания и развития Космоса формирует основы нашего мировоззрения. В настоящее время мы впервые получили возможность наблюдать чрезвычайно далекие окрестности Вселенной с недостижимой ранее детальностью. Мы можем наблюдать объекты во Вселенной на почти любых расстояниях и тем самым на любой стадии их эволюции.
В результате астрономических наблюдений уже получены ответы на некоторые вопросы, но еще больше загадок возникло. Что стало с далекими квазарами? Как формировались близкие галактики? Для построения связанной модели Вселенной мы должны установить взаимосвязь далеких объектов с близжайшими.
В качестве примера, приведем "проблему слабых голубых галактик" ["faint blue galaxy problem"] (см. обзоры [23]; [15]). Она состоит в том, что наблюдается существенный избыток слабых голубых объектов на красных смещениях в интервале 0.3<z<1(см. [40]; [8]). Пространственная плотность таких галактик значительно выше, чем можно было бы предположить из экстраполяции функции светимости галактик Локальной Вселенной.
Существующий избыток таких голубых галактик объясняют особенностями эволюции галактик, а именно, эволюцией числа таких галактик в единице объема (главным образом вследствии процесса слияния галактик), так что в результате они отсутствуют в Местном Объеме ([15]). Cчитается, что близкие карликовые галактики являются остатками, или предками этих слабых голубых галактик (например, [2]; [36]; [5]). В этом случае карликовые галактики, должны были быть значительно ярче в прошлом за счет больших вспышек звездообразования.
Приведенный пример показывает, что звездообразование является одним из определяющих факторов в эволюции галактик. Переход газа в звезды и последующая деятельность этих звезд меняет структуру галактики и ее химический состав. Кроме того, звезды - наболее выдающаяся в оптике компонента галактик. Поэтому, распределение звезд определяет морфологию галактики. Например, если все звездообразование концентрируется в очень небольшом объеме, поверхностная яркость будет больше, по сравнению со случаем, когда звездообразование распределено равномерно по галактике.
Для построения последовательных моделей эволюции галактик мы должны в первую очередь понимать процессы образования звезд и их влияние на галактическую структуру. Объекты с большими красными смещениями слишком далеки для того, чтобы иметь возможность наблюдать детали подобных процессов. Вместо этого мы можем изучать близкие галактики и обобщать результаты для более далеких объектов.
1.2 Изучение звездообразования
Как известно, эволюция звезд определяется главным образом их начальными массами1. Звезды при своем рождении в галактиках имеют сильно различающиеся начальные массы. Следовательно, сильно различаются и пути эволюции звезд в галактиках. С течением времени звездные населения образуют вечно меняющийся "узор". В этом узоре скрыта история звездообразования галактик. Существуют различные методы, позволяющие в той или иной степени разгадать этот узор. Все они основываются на выделении конкретных типов звезд и оценки их различных параметров. Эта работа сродни работе археолога, пытающегося восстановить предполагаемые исторические события по тем останкам, которые сохранились до наших дней. Только времена в астрономии измеряются не столетиями, а миллионами и миллиардами лет.
Для изучения истории звездообразования (star formation history - SFH) в целой галактике или в какой-либо ее части необходимо исследовать возраст, химический состав, относительную численность и пространственное распределение различных типов звезд населяющих ее. Расстояние до изучаемой галактики, а также галактическое и внутреннее поглощения должны быть определены с максимально возможной точностью.
Изучение разрешаемого звездного населения дает более полную и более точную оценку SFH, чем изучение распределения интегрального света в далеких, неразрешаемых галактиках. В то же время, необходимо преодолеть еще много проблем. На точность оценок SFH накладывают ограничения следущие наблюдательные факторы: предельная яркость звезд в галактике, еще доступных для фотометрии, степень разрешения галактики на звезды и теснота ее звездных полей, а также величина поглощения света пылью. Надежность интерпретации наблюдательных данных зависит сильно от: возможности уверенно разделять смешанное звездного население, способности разрешать противоречие "возраст-металличность" (см. 2.4), и от достоверности теоретических моделей. Применимость различных методов изучения звездного состава галактик определяется их способностью преодолевать указанные трудности.
Комбинация различных независимых подходов может дать наиболее полную и достоверную картину SFH в галактиках. Под этим понимается не только использование различных методов детального изучения звездного состава, но, в идеале, также подразумевает использование вспомогательной информации: о газовом составе, о внутренней кинематике и о полной динамике, об эволюции химического состава, о межгалактической среде, о прошлых и будущих взаимодействиях и др.
Методы изучения разрешаемого звездного населения основываются в первую очередь на ПЗС-фотометрии и в меньшей степени на спектроскопии. С помощью спектроскопии возможно получать информацию о химическом составе, о лучевых скоростях или о спектральных типах звезд. Наблюдения на других длинах волн (ультрафиолетовых, инфракрасных и т.п.) зачастую носят обзорных характер и предназначены главным образом для изучения специальных типов звезд.
Получаемые возраста звезд часто подразделяют на три типа: "молодые", "средних лет" (intermediate-age) и "старые", с разными возрастными границами у разных авторов. Мы будем считать звезды "молодыми", если их возраст находится в интервале от 106 до 108 лет, "средних лет" - несколько 109 лет и "старыми" - >1010 лет.
<< Титульный лист | Оглавление | 2. Звездные индикаторы >>