14.5 Модели химической эволюции Галактики

Лекция 14. Химическая эволюция звёздных населений

14.5 Модели химической эволюции Галактики

Для изучения химической эволюции Галактики строят модели обогащения диска тяжелыми элементами, в которых учитывается производство химических элементов в звездах, вывод элементов из эволюции запиранием их в звёздных остатках, а иногда возможное "обновление" межзвёздной среды выпадением на диск газа из межгалактического пространства. Система интегро-дифференциальных уравнений включает такие функции, как темп звёздообразования, связанный с темпом производства химических элементов звездами, и начальную функцию масс, которая определяет долю звёзд, эффективно поставляющих металлы в межзвёздную среду.

Тинсли предложила классификацию моделей химической эволюции, деля модели на две группы: закрытые - описывающие галактический диск как замкнутую систему, и открытые - допускающие обмен веществом между диском и другими подсистемами Галактики и межгалактической средой. Вопрос о том, какую модель выбрать для описания химической эволюции диска Галактики, зависит от количества газа, который диск получает из межгалактического пространства и теряемого диском со временем. То, что диск получает газ, показывают падающие на него высокоскоростные газовые облака, которые имеют содержание металлов приблизительно в четыре раза меньше солнечного. По современным оценкам, эти облака приносят в диск ?1М_¤ год^-1.

Самая простая модель химической эволюции окрестностей Солнца была предложена в начале 60-х годов ХХ-го века Шмидтом и С. ван ден Бергом. В этой модели окрестности Солнца трактуются как однородная замкнутая система, состоящая в начальный момент из необогащенного тяжелыми элементами газа. Кроме того предполагается мгновенный кругооборот вещества, постоянство скорости звёздообразования, зависящей лишь от плотности газа, постоянство начальной функции масс рождающихся звёзд, доли газа, возвращающегося в межзвёздную среду, и доли в нём тяжёлых элементов. При таких упрощающих предположениях уравнения простой модели допускают аналитическое решение. В итоге оказывается, что такая простая модель, а это словосочетание постепенно стало нарицательным, предсказывает распределение металличностей звёзд заметно отличающееся от наблюдаемого в окрестностях Солнца. Главное отличие - модель требует существования заметного количества G-карликов с металличностями менее -0.5, тогда как наблюдаемые распределения по металличности не только F- и G-карликов, но и красных гигантов не показывают этого. Эту, так называемую проблему G-карликов удается разрешить только в рамках модели, предполагающей прерывистое звёздообразование в Галактике.

Уравнения химической эволюции некоторого объема диска Галактики, согласно недавней работе Шустова, Тутукова и Вибе (ИНАСАН)), выглядят следующим образом. Эволюция массы газа в галактике описывается уравнением: где M_g - масса газа в галактике, M_r - масса звёздного остатка, Ψ(t) - скорость звёздообразования, φ(M) - начальная функция масс, M_max и M_min -максимальная и минимальная массы звёзд, τ_M - время жизни звезды массы М, а третье и четвертое слагаемые дают темп притока газа в галактику извне (темп аккреции) и оттока газа в межгалактическое пространство. Первое слагаемое в правой части уравнения описывает расход газа на образование рождающихся звёзд, второе - массу, возвращаемую звездами в межзвёздную среду в процессе их эволюции. Эволюция массы i-го химического элемента описывается уравнением: Здесь Z_i(t) есть относительное содержание в среде i-го элемента в момент t, P_i(M) - масса i-го элемента, синтезированного в звёзде массы M. Закрытая модель получается из уравнений (14-1) и (14-2) занулением двух последних слагаемых.

Уравнения показывают, насколько трудной является в настоящее время задача изучения эволюции химического состава галактического диска. Мы не очень хорошо знаем начальную функцию масс, очень плохо представляем зависимость скорости звёздообразования от времени, но знаем, что эти величины зависят от химического состава среды. Непростой задачей является определение массы элемента, синтезированного в звёзде, которая зависит от тонких эффектов в теории звёздной эволюции. Еще больше усложняется задача, если рассматривать не малый объем в диске Галактики, а диск в целом, так как во всех функциях появляется зависимость, как минимум, от галактоцентрического расстояния. В настоящее время, к сожалению, вряд ли приходится считать, что создана количественная теория эволюции химического состава вещества диска Галактики.

Темп поступления тяжелых элементов в межзвёздную среду Галактики можно оценить из массы переработанного звездами газа, возвращаемого ими в межзвёздную среду, и химического состава этого газа. В настоящее время считается, что звёзды возвращают газ в межзвёздную среду в следующих количествах.

Таблица 14-2 Темп возвращения газа в межзвёздную среду

Тип объекта Возвращаемая масса (M¤/год) Звёзды асимптотической ветви гигантов и планетарные туманности 0.3 - 1.0 Звёзды ранних спектральных классовс 0.08 - 0.5 Сверхновые звёзды 0.03 Новые звёзды 0.003

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Елене Вячеславовне Глушковой - 50 ! Конференция «Современная звездная астрономия - 2014» Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Все публикации на ту же тему >>