 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.18.2.html |
Лекция 18. Эволюция Галактики
18.2 Дальнейшие стадии эволюции
Важнейшей особенностью спиральных галактик является отчетливое разделение на дисковую и сфероидальную составляющие. При этом четко заметен тонкий диск с резко выделенным центральным утолщением - балджем. Происхождение такой двухкомпонентной структуры требует определенного хода процесса звёздообразования на ранней стадии эволюции Галактики. Этот вопрос подробно рассмотрел Ларсон в 1976 году, изучая модели коллапсирующих газовых систем с учетом вращения, турбулентной вязкости и превращения газа в звёзды. Оказалось, что структура получающейся звёздной системы сильно зависит от закона звёздообразования - зависимость темпа превращения газа в звёзды от свойств газа, в частности, от его плотности. Ларсон принимал следующий закон:
|
Чтобы в рамках этой картины объяснить разрыв количества тяжелых элементов между объектами гало и диска в окрестности [Fe/H] ≈ -0.5 следует предположить, что тяжелые элементы, наблюдаемые у старых объектов диска, были созданы в гало. Фабер в 1977 году обнаружила схожесть градиента содержания тяжёлых элементов вдоль радиуса у дисковых и эллиптических галактик. Этот факт привел ее к выводу, что тяжёлые элементы в дисковых галактиках были созданы на стадии коллапса, а не были произведены в самом диске. Значит, резкое падение скорости звёздообразования в конце стадии формирования звёзд гало совпадает со скачкообразным возрастанием содержания тяжелых элементов. Объясняется это тем, что обогащение тяжелыми элементами связано с огромным энерговыделением при вспышках сверхновых. Именно эта энергия, сильно нагрев межзвёздный газ и разрушив его облачную структуру, и прекратила звёздообразование в гало. Так мы приходим к понятию активных фаз в эволюции галактик , предложенному Марсаковым и Сучковым (РГУ) в середине 70-х годов ХХ-го века. После прохождения этой стадии необходимо определенное время - возможно даже не один миллиард лет - чтобы газ охладился, и сформировалась более молодая подсистема галактического диска.
Распределение звёзд Галактики по относительному содержанию в них ?-элементов также обнаруживает отчетливый провал в окрестности [?/Fe] ≈ 0.2 (см. рис. 16-1), который разделяет объекты гало и диска. Отношение [?/Fe], как и [Fe/H], является хорошим химическим индикатором возраста звёзд (см. лекцию 14). Провал является дополнительным свидетельством существования задержки звёздообразования между формированием сферической и дисковой составляющих в Галактике.
Говоря о сферической составляющей, мы не должны забывать, что она состоит, как сейчас полагают, из трех подсистем - толстого диска, собственного гало и аккрецированного гало. Первая подсистема очень уверенно отделяется от собственного гало провалом на распределении типичных представителей сферической составляющей Галактики - шаровых скоплений, субкарликов и лирид поля - по металличности в окрестности [Fe/H] ≈ -1.0 (см., например, рис. 8-2). Но отсутствие систематического различия в относительных содержаниях ?-элементов в звездах собственного гало и в генетически связанного с ним толстого диска свидетельствует о небольшом (порядка 1 млрд. лет) промежутке времени между образованием самых первых звёзд собственного гало и массовым звёздообразованием в толстом диске. Значит, существование длительной задержки звёздообразования между собственным гало и толстым диском для объяснения резкого различия кинематических характеристик этих подсистем ставится под сомнение. Альтернативой гипотезе о существовании активной фазы в эволюции Галактики между этими двумя подсистемами выступает гипотеза о формировании толстого диска в результате <разогрева> звёзд быстро образовавщегося первичного тонкого диска близко приблизившейся довольно массивной галактикой примерно через миллиард лет после начала звёздообразования в протогалактическом облаке. Эта галактика своим притяжением заметно увеличила вертикальные составляющие скоростей уже образовавшихся звёзд первичного тонкого диска, которые и сформировали подсистему толстого диска, но зато никак не повлияла на газовый диск. Начавшееся впоследствии в этом газе звёздообразование сформировало подсистему, которую мы сейчас называем тонкий диск.
В этой связи важной задачей является определение возраста тонкого диска. Наиболее старые наблюдаемые нами рассеянные звёздные скопления имеют возрасты порядка 6 млрд. лет. Но не только эти объекты позволяют оценить возраст диска. Так, нижнюю границу возраста галактического диска можно получить по соотношению изотопов различных химических элементов. Морель и др. (Франция) получили оценку минимального возраста диска 9· 109 лет, так что возраст может быть равен и 11· 109 лет. Еще одну оценку дает возраст самых старых белых карликов, показатели цвета которых можно сравнить с выводами теории охлаждения этих объектов. Таким способом получены оценки, лежащие в интервале от 6 до 10 млрд. лет. Возрасты же шаровых скоплений толстого диска, как показывают оценки, более 11-12 млрд. лет. Таким образом, наблюдательные данные подтверждают разрыв в возрасте между гало и диском (точнее между подсистемами толстого и тонкого дисков) на 2-3 миллиарда лет. Принимая во внимание скачкообразность различий химических и пространственно-кинематических характеристик звёзд между этими подсистемами можно полагать, что они обусловлены именно активной фазой в эволюции Галактики.
В настоящее время модной является точка зрения, что существенную роль в появлении вспышек звёздообразования играет поглощение одних галактик другими. При столкновении двух галактик отдельные звёзды друг с другом не взаимодействуют из-за низкой плотности <звёздного газа>. Иначе ведет себя межзвёздный газ: при столкновении газовых облаков возникают условия для звёздообразования. Во всяком случае, поглощение галактик может служить основным спусковым механизмом звёздообразования в дисковых галактиках, не имеющих видимой спиральной структуры - галактиках типа S0.
Итак, мы видим, что вопрос об эволюции нашей и других галактик в настоящее время далек от решения и находится в стадии разработки гипотез.