Астронет: О. В. Абрамова/ГАИШ Химическая эволюция газа в галактиках. Роль аккреции и оттока газа http://variable-stars.ru/db/msg/1246335/evol.html

Химическая эволюция Галактики

Хорошая модель химической эволюции Галактики должна воспроизводить основные свойства галактического диска, и, прежде всего, особенности градиента химсостава, распределение газа по радиусу и радиальную зависимость SFR(R).

Изучение возраста, металличности и кинематических параметров 14000 F и G карликов в окрестностях Солнца (см. [49] и ссылки там) подтвердило существование проблемы G-карликов, наличие радиального градиента металличности молодых звёзд (≤10 Глет) и существование зависимости дисперсии скоростей звёзд от возраста, но показало отсутствие зависимости ``возраст-металличность'' для звёзд всех возрастов, кроме самых молодых. Кроме того, этот обзор F и G карликов позволил обнаружить множество структур в окрестностях Солнца, большинство из которых сгенерированы спиральными рукавами, баром и т.д., а некоторые образовались вследствие приливных взаимодействий. Эти ``осколки'' и струи приливных взаимодействий были открыты в последнее время и в галактическом звёздном гало (а также в окрестностях М31), предполагается, что они могли образоваться от аккрецированных спутников (см. [49] и ссылки там).

Изучение химической эволюции звёздного населения Галактики позволяет реконструировать историю звёздообразования Млечного Пути. Нааб и Острайкер [50] построили эволюционную модель нашей Галактики, которая учитывает мержинг субгало на протяжении первых 2,5 Глет и последующее формирование диска, на которое оказывает влияние постоянная аккреция газа. Используя cолпитеровскую НФМ и темпы звёздообразования, являющиеся функцией поверхностной плотности газа и динамического времени, они получили, что глобальные SFR и глобальные темпы аккреции были практически постоянны на протяжении всего времени эволюции галактического диска и сравнимы между собой по величине (2-4 и 2-3 M_sun/год, соответственно).

К настоящему моменту рассмотрены разные модели химической эволюции нашей Галактики, которые показали, что учёт аккреции необходим. До недавнего времени считалось, что аккреция имеет непрерывно длящийся характер. К моделям такого типа можно отнести описанную выше эволюционную модель Нааба и Острайкера [50]. Граттон и др. [51], рассматривая обилие O, Mg и Fe в звёздах в окрестностях Солнца пришли к выводу, что их наблюдаемое распределение лучше всего объясняет эволюционная модель, которая учитывает одновременно затухающий коллапс гало и затухающую аккрецию, у которых близкие временные масштабы. Моника Тоси [33], сравнивая разные модели химической эволюции газа в нашей Галактике с наблюдениями, пришла к выводу, что аккреция газа продолжается с ранней эпохи до наших дней, а подавляющее большинство звёзд гало сформировалось очень быстро на ранней стадии эволюции Галактики. И хотя модели химической эволюции нашей Галактики, учитывающие продолжительную аккрецию, могут хорошо проходить т.н. ``стандартный наблюдательный тест'' (см. рис. 19), сейчас доминирует предположение о том, что за время эволюции нашей Галактики произошло два заметных эпизода аккреции, которые и определили её химическую эволюцию.

Рис. 19: ``Стандартный наблюдательный тест'' для модели химической эволюции нашей Галактики с экспоненциально затухающей со временем аккрецией [52]. Левая верхняя панель — обилие некоторых элементов, нормированное на Z<sub>sun</sub>, точечные линии показывают величины Z = 0.5 Z<sub>sun</sub> и Z = 2 Z<sub>sun</sub>. Верхняя правая панель — зависимость ``возраст-металличность'' для Fe. Левая нижняя панель — ``проблема G-карликов'', сравнение результатов моделирования с наблюдениями. Правая нижняя панель — сравнение модельного и наблюдаемого градиентов металличности.

В настоящее время при моделировании химической эволюции нашей Галактики чаще всего задают следующий вид аккреции газа, который учитывает два эпизода интенсивной аккреции:

,

(11)

Параметры a(r) и b(r) подбираются таким образом, чтобы воспроизвести наблюдаемое в настоящее время радиальное распределение поверхностной плотности газа и звёзд, t_max — время, прошедшее с начала эволюции Галактики до начала формирования тонкого диска (второго эпизода интенсивной аккреции), τ_H — временной масштаб формирования толстого диска и гало, τ_D(r) — временной масштаб формирования тонкого диска, τ_D линейно зависит от радиуса.

Моделируя химическую эволюцию нашей Галактики, Колавитти и др. [53] рассмотрели несколько сценариев аккреции газа. Для проверки своих моделей они следили за эволюцией нескольких химических элементов, учитывая для этого время жизни звёзд, образование сверхновых и процессы нуклеосинтеза в звёздах. Оказалось, что лучше всего наблюдаемую картину в распределении химических элементов в окрестностях Солнца воспроизводит модель с двумя основными эпизодами интенсивной аккреции. В соответствии с моделями формирования галактик в ΛCDM-космологии, первый из них авторы отождествляют с формированием гало и толстого диска, а второй — с формированием тонкого диска. По их предположению, между двумя эпизодами аккреции звёздообразование в Галактике приостанавливалось на 1-2 Ггода [53]. Другие модели химической эволюции Галактики, предполагающие два эпизода интенсивной аккреции на стадии формирования дисков, тоже дают хорошее согласие теории с наблюдениями (см. рис. 20).

Рис. 20: Градиент кислорода в окрестностях Солнца на расстоянии от 4 до 14 кпс от центра Галактики [53]. Сравнение наблюдений цефеид (синие точки) с результатами моделирования градиента химсостава. Все три модели учитывают два эпизода мощной аккреции: чёрные квадраты — [54], красная сплошная линия — [55], зелёный пунктир —  [53].

Такие модели, в частности, позволяют объяснить наблюдаемую металличность G и K-карликов (см., например, [56,57] и рис. 21), а также пространственное распределение различных химических элементов и его изменение со временем (см. рис. 22).

Рис. 21: Слева — сравнение модельного (сплошная линия) распределения K-карликов с наблюдениями [57]; справа — сравнение модельного (сплошная линия) распределения G-карликов из [55] с наблюдениями [23].

Модель из [58], результаты которой сравниваются с наблюдениями на рис. 22, предполагает два эпизода аккреции: во время первого за короткое время сформировались гало и балдж, а во время второго — тонкий диск, формирование которого происходило постепенно, от центра к краю, и достигло окрестностей Солнца приблизительно через 7 Глет.

Рис. 22: Пространственное и временное поведение градиентов химсостава областей HII, В звёзд и планетарных туманностей для нашей Галактики [23]. Сравнение модельных кривых и результатов наблюдений (модель и наблюдения описаны в [58]). Красные линии показывают модельный градиент в настоящее время, синие — несколько Глет назад. Видно, что со временем градиенты становятся более крутыми. Положение Солнца показано жирной красной точной.

Рисунок 23 наглядно демонстрирует предпочтительность моделей с двумя эпизодами аккреции (по сравнению с ``closed-box'' моделью и моделью с единичным эпизодом аккреции) при построении модели химической эволюции Млечного пути.

Рис. 23: Моделирование металличности G-карликов нашей Галактики, сравнение с наблюдениями. Точечная линия — ``closed-box'', линия ``точка-пунктир'' — модель с единичным эпизодом аккреции, пунктирная и сплошная линии — модели с двумя эпизодами аккреции. Пунктирная линия соответствует сценарию, согласно которому тонкий диск в Галактике образовался первым, а сплошная линия — сценарию, при котором сначала сформировался толстый диск, а потом тонкий [65]. Видно, что модели с двумя эпизодами аккреции лучше отражают ход наблюдательных данных.

Распределение металличности звёзд в карликовых сфероидальных галактиках (dSphs) и в гало нашей Галактики различны [59] (см. также рис. 24).

Рис. 24: Зависимость [α/Fe] = 1/3([Mg/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe]) как функция [Fe/H] для Млечного пути и dSphs [60].

Поэтому только небольшая часть гало Млечного Пути могла сформироваться в результате мержинга dSphs, либо же поглощение этих карликовых галактик происходило много Глет назад, до того, как средняя металличность звёзд достигла [Fe/H] ~ −0.6, т.к.средняя металличность гало нашей Галактики равна [Fe/H] ~ −1.6 с дисперсией 1 − σ = 0.65 dex  [61]. Тот факт, что не менее 90% всех звёзд галактического гало старые, позволяет заключить, что поздняя аккреция не играла существенной роли в эволюции гало Млечного Пути, и за последние ~ 10 Глет сформировалось не более 10% звёздного населения гало [62]. Эти выводы не потеряли актуальности и сегодня: например, Кохен [63] также утверждает, что по крайней мере часть звёзд гало Млечного Пути — это звёзды шаровых скоплений и/или аккрецировавших dSphs, но этот захват должен был произойти на ранних этапах эволюции нашей Галактики.

В то же время толстый звёздный диск Млечного пути и толстые экстрагалактические звёздные диски, которые окружают большинство галактик, видимых с ребра, возможно, образовались при мержинге на ранних этапах эволюции. Для них характерны большие вертикальные шкалы и старое низкометалличное звёздное население, при этом толстые диски менее массивных галактик более толстые и менее металличные, чем в массивных дисковых галактиках (см. [64] и ссылки там). В то же время у этой гипотезы есть оппоненты, которые отдают предпочтение другому сценарию развития событий и считают, что толстый диск образовался путём интенсивного разогрева тонкого диска (см. [66] и ссылки там).