Астронет > Популяционный синтез в астрофизике

Астронет: С. Б. Попов, М. Е. Прохоров Популяционный синтез в астрофизике
http://variable-stars.ru/db/msg/1201862/node7.html

<< 5. Популяционный синтез одиночных | Оглавление | 7. Заключение >>

Разделы

6. Другие примеры популяционного синтеза

6.1. Звездные популяции и спектральные исследования

История ПС звездных популяций началась в начале 70-х годов (ранние ссылки и краткое историческое введение см. в [4]).

Исторически эмпирический популяционный синтез появился раньше эволюционного. Сегодня оба этих метода активно используются. Больше сведений об эволюционном популяционном синтезе вы сможете получить в работе [4] и приведенных в ней ссылках. Эмпирический популяционный синтез подробно описан в [2]. Оба метода вместе обсуждаются в [1].

Создание обоих методов было вызвано потребностями решения одной и той же задачи: вывести свойства звездного населения (возраста, химсостав и пр.) на основе интегрального спектра галактики (обратная задача, получение спектра галактики на основе ее звездных популяций, также возможна). Эмпирический популяционный синтез основывается на разложении спектра галактики на известные спектры различных звездных популяций. Решение этой задачи - нахождение линейной комбинации звездных спектров, которая лучше всего описывает интегральный спектр галактики (очень часто при такой аппроксимации используются сведения об эквивалентных ширинах спектральных линий). Главной проблемой данного метода является вырождение разложения, приводящее к появлению свободных параметров и неуникальности разложений. Например, изменение металличности изменяет спектр звездной популяции таким же образом, как и изменение ее возраста: увеличение металличности и увеличение возраста делают спектр популяции более красным (обсуждение этого вопроса см. в [128]).

Для эволюционного ПС необходимы следующие составные части:

начальная функция масс;
темп или история звездообразования;
начальный химсостав и темп химического обогащения среды.

Основные проблемы здесь связаны с недостаточным пониманием стадий звездной эволюции (в первую очередь стадий после главной последовательности) [3]. Также присутствует вырождение зависимости от начальной функции масс: например, изменение доли массивных звезд дает такой же спектральный эффект, как и изменение возраста популяции в целом (эта проблема возникает при определении возраста звездных популяций со вспышками звездообразования, см. обсуждение в [129]).

Оба метода используют сходную входную информацию. В случае эволюционного ПС это: спектры звезд в зависимости от химического состава, поверхностной силы тяжести и эффективной температуры. Для эмпирического ПС входные данные содержат спектры типичных звездных популяций, например, интегральный спектр группы звезд с одинаковыми возрастами и начальным химическим составом. Комбинируя спектры групп с разными возрастами, в этом методе пытаются аппроксимировать наблюдаемый спектр галактики.

Долгое время ПС нормальных звезд проводился без учета наличия в них двойных систем. Только в конце 90-х некоторые группы авторов начали включать двойные в свои модели (см. [130] и ссылки там). Последние результаты, касающиеся данного вопроса, читатель найдет в работе [131] и в обзоре [132].

Все авторы, исследовавшие влияние двойных систем на интегральный спектр в оптическом диапазоне, пришли к выводу, что эта роль очень велика. Например, маломассивные звезды Вольфа-Райе (гелиевые звезды) могут образовываться в основном в двойных системах (массивные Вольф-Райе звезды также могут возникать и из самых массивных одиночных звезд при наличие предельно сильного звездного ветра).

Другая специфическая проблема связана с галактиками с высоким темпом звездообразования [133]. Моделирование недавних вспышек звездообразования является сложной проблемой по следующим причинам:

Сложность расчета интегральных спектров из-за наличия большого числа массивных звезд.
Звезды во вспышке не рождаются одновременно, и эта неопределенность переносится в возраста звезд.
Неоднородность межзвездной среды и наличие в ней пыли.

Детальное исследование определения возрастов молодых вспышек звездообразования приведено в [129]. Используемая в данной работе модель состоит из одиночной звездной популяции дополненной несколькими вспышками звездообразования. Для определения возрастов отдельных вспышек используются ширины спектральных линий (или других особенностей). Например, для выделения самых молодых вспышек звездообразование (4 млн. лет) используются небулярные эмиссионные линии и ультрафиолетовые линии, связанные со звездным ветром.

Примеры определения возрастов звездных популяций старых систем и ссылки на более ранние работы читатель найдет в [128]. В ней авторы применили модель единой звездной популяции к галактике M32 (спутнику туманности Андромеды) и получили согласие с наблюдениями при ее возрасте равном 6.5 млрд. лет и солнечном химсоставе.

В работе [134] эволюционный ПС был использован для получения такой важной характеристики галактики, как отношение массы к светимости (). Эта величина широко используется при оценке массы галактики по ее светимости в некотором диапазоне.

6.2. Активные галактические ядра и рентгеновский фон

Наблюдения на спутниках ROSAT и, в особенности, Chandra показали, что более 60% рентгеновского фона (до 90% в мягком рентгене) может быть разрешено на отдельные источники, т.е. за это излучение отвечают точечные источники. Оптическая идентификация разрешенных источников указывает на то, что большая часть подобных объектов является активными ядрами (АЯГ), а остальные объясняются скоплениями галактик и отдельными звездами.

Данные наблюдений породили интерес к ПС активных ядер. Первые исследования рентгеновского фона с помощью ПС были основаны на так называемой единой моделью активных ядер (в работах [135,136] приведены примеры подобных расчетов и ссылки на более ранние публикации). В этой модели все проявления активности АЯГ объясняются аккрецией на центральную сверхмассивную черную дыру (описание единой модели АЯГ см. в [137]). Разные типы АЯГ появляются из-за различия в массах центральных черных дыр, свойств аккрецируемого вещества и, в особенности, из-за образования тора вокруг черной дыры. Позднее ПС модели стали более феноменологическими, учитывающими большую часть наблюдательного материала (см., например, [138,139,140]).

Основные компоненты ПС АЯГ следующие:

относительная доля ядер, закрытых (большое поглощение) и незакрытых торами;
функция светимости АЯГ;
спектральное распределение энергии;
эволюция всех этих параметров (если она есть).

Обычно эти модели более близки к "популяционному синтезу" в определении, используемом в [1], чем сценарии, описанные в разд. 4 и 5 (которые в [1] называются "эволюционным синтезом"). При исследовании рентгеновского фона авторы не следили за эволюцией АЯГ от какого-либо раннего начального состояния (например, с момента появления черной дыры в центре галактики или еще раньше, от начала процесса иерархического скучивания галактик). В большинстве работ фон описывался суммой вкладов абсорбированных (т.е. закрытых торами, такие источники относят к типу 1) и неабсорбированных (тип 2) АЯГ. Спектры АЯГ типа 2 можно построить на основе спектра типа 1, введя некоторый уровень поглощения. Это основной вклад единой модели в сценарий ПС. В ранних моделях для отношения числа объектов 1 и 2 типов брались предсказания единой модели, теперь для этого чаще используются наблюдательные данные.

Сегодня подобные модели более или менее успешно объясняют основные свойства рентгеновского фона. Несмотря на это необходимо сделать входные параметры данных моделей менее феноменологическими, связав ПС с расчетами более ранних стадий эволюции галактик (слияние протогалактик, появление черной дыры в ядре и т.д.), являющихся для ПС начальными условиями. Также необходимо учесть вклад в рентгеновский фон вспышек звездообразования (см. [140]).

<< 5. Популяционный синтез одиночных | Оглавление | 7. Заключение >>