Основні положення теорії хімічної еволюції галактик. - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

Теорія хімічної еволюції галактик вивчає зміну з часом хімічного складу галактик. Зміна з часом хімічного складу галактик обумовлена еволюцією зір різної маси, які за час свого існування синтезують хімічні елементи та викидають їх у міжзоряний простір. На початку своєї еволюції галактика повністю складається з газу, який має певний хімічний склад. Це так званий догалактичний хімічний склад речовини Всесвіту - водень, гелій, дейтерій, літій. Під час першого спалаху зоретворення частина галактичного газу перетворюється у зорі. Це так звані зорі першого покоління. Проеволюціонувавши, вони повертають частину газу, що збагачений важкими елементами, в міжзоряне середовище, а частина газу залишається у зоряних залишках (мається на увазі остання стадія еволюції зір різної маси - білі карлики, чорні дірки, нейтронні зорі) і не приймає подальшої участі в хімічній еволюції галактики. Наступні покоління зір утворюються вже з газу, збагаченого важкими елементами, що були викинуті в оточуюче середовище попередніми поколіннями зір. Таким чином, маса газу в міжзоряному середовищі галактики поступово зменшується, а кількість важких елементів весь час зростає.

Основними складовими хімічної еволюції галактики є початкові умови, синтез та викид важких елементів зорями у міжзоряне середовище наприкінці їх життя, початкова функція мас зір, темп зоретворення та притік (акреція) чи відтік (галактичний вітер) газу з галактики.

У хімічній еволюції галактик розглядається та враховується синтез хімічних елементів надновими II та Ia типів, маломасивними зорями та зорями проміжної маси.

Вміст елементів, що синтезуються і вносяться популяцією одиночних зір (тобто надновими II типу, маломасивними зорями та зорями проміжної маси) у міжзоряне середовище, залежить від:

Синтезу елементів зорями, що мають різні маси та металічності;

Кількості зір, що знаходяться у певному інтервалі мас, тобто від початкового спектру мас зір.

Спалахи наднових Ia типу відбуваються у системах подвійних зір. Базисною моделлю для наднових Ia типу є модель термоядерного руйнування білого карлика внаслідок акреції речовини на його поверхню. Білий карлик, що внаслідок акреції досягає критичного стану, може бути гелієвим, киснево-неоновим або вуглецево-кисневим. Маса білого карлика за рахунок акреції досягає межі Чандрасекара, внаслідок цього виникає вибухове горіння вуглецю, яке призводить до повного руйнування зорі.

Кількість важких елементів, які зоря постачає в оточуюче середовище, складається з двох частин - з важких елементів, що знаходились у речовині зорі на момент її формування (тобто початкової металічності речовини зорі) та елементів, що синтезуються зорею в процесі її еволюції. Останні відіграють головну роль у хімічній еволюції галактик.

Початкова функція мас зір описує масу зір, що знаходиться в інтервалі m, m + dm. Солпітер визначив початкову функцію мас зір виходячи з сучасної функції світності зір, і описав її таким виразом:

Ц(m) m dm = ц0 m - A+1 dm,

Де ц0 є коефіцієнтом нормування. Він виявив, що коефіцієнт A дорівнює 2.35.

Загальна маса галактики Mgal складається з маси газу Mgas та маси зір Mstar, тобто:

Mgal = Mgas + Mstar.

Частку газу в галактиці позначимо як м і запишемо її у вигляді:

М = Mgas / Mgal,

А масу зір можна записати як:

Mstar = (1 - м) Mgal.

Рівень астрації s (в англомовній літературі astration level) речовини галактики показує, яка частка газу галактики перетворилась у зорі; він пов'язаний з часткою газу (яка зменшується в процесі еволюції галактики) наступним виразом:

S =1 - м.

Масова частка (або вміст за масою) елементу i позначається наступним чином:

Zi = Mi / Mgas,

Де Mi - маса i-того елементу.

На початку своєї еволюції (в момент часу t = 0) галактика буде складатись повністю з газу з первинним хімічним складом, тобто початкові умови запишуться у вигляді Mgas(0) = Mgal та zi(0) = 0.

Зоретворення у галактиці можна описати серією "спалахів зоретворення", тобто в певний момент часу народжується популяція зір з певним значенням початкової металічності. Історія зоретворення є важливим параметром хімічної еволюції. Під історією зоретворення мається на увазі зміна темпу формування зір у галактиці впродовж її еволюції.

Темп зоретворення описує швидкість, з якою газ в галактиках перетворюється в зорі. Темп зоретворення в хімічній еволюції зазвичай апроксимується або як експоненційно спадаюча функція часу:

Ш ( t ) ~ exp (? t / ф),

Або як степеневий закон залежності від повної густини газу або густини молекулярного газу.

Акреція позагалактичного газу грає важливу роль в хімічній еволюції галактик - в моделях необхідно враховувати акрецію газу на диск, щоб уникнути появи надлишку зір з низькою металічністю в розподілі за металічностями G-карликів сонячної околиці Галактики (так звана "проблема G-карликів"). Також акреція газу впливає на відношення вмісту первинних та вторинних продуктів зоряного нуклеосинтезу. Газ, що осідає на диск галактики, може бути вільним від важких елементів або мати невелику частку важких елементів, тобто поступати з газового гало, зовнішньої частини диску чи з карликових галактик-супутників. Темп притоку газу на диск в моделі хімічної еволюції галактик можна прийняти постійним в просторі та в часі або (що більш реалістично) експоненційно змінним з часом чи залежним від радіусу R галактики. Залежність темпу притоку газу від часу задається математичною функцією, наприклад:

A(t) ~ exp(?t / ф (R)),

Де значення ф(R) є постійним або змінюється вздовж диску галактики.

В моделях хімічної еволюції вводиться галактичний вітер, пропорційний темпу зоретворення галактики. В теорії хімічної еволюції розглядається два типи галактичного вітру: звичайний, коли галактику залишає деяка кількість міжзоряного газу, та збагачений, коли в міжгалактичному газі, що викидається з галактики, присутня якась частка важких елементів, синтезованих в наднових, що призвели до появи галактичного вітру.

Похожие статьи




Основні положення теорії хімічної еволюції галактик. - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

Предыдущая | Следующая