Вступ - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

В дисертації викладені результати дослідження впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення.

Актуальність теми. Дослідження еволюції галактик включає в себе декілька аспектів, одним з яких є хімічна еволюція, яка досліджує походження та розподіл важких елементів в зорях, міжзоряному та міжгалактичному газі. Обмін речовиною відіграє важливу роль в хімічній еволюції галактики. Обмін речовиною може відбуватись у вигляді відтоку і притоку речовини в галактику. В галактиках відтік речовини відбувається в формі галактичного вітру, а притік - як у вигляді осідання міжгалактичної речовини на галактику (акреція), так і злиття галактик одна з одною.

Хімічна еволюція галактики розглядає зміну вмісту важких елементів у галактиці впродовж її еволюції. Першу модель хімічної еволюції розробив Шмідт в 1963 році. Ця модель отримала назву простої, бо при побудові цієї моделі враховувалось два моменти - 1) нехтування тривалістю життя зір та 2) замкнутість моделі, тобто не враховувався обмін речовиною галактики з середовищем, що її оточує. Існує аналітичний опис простої моделі. В її рамках можна отримати розподіл зір за металічностями (або функцію металічності) та порівняти зі спостереженнями.

Порівняння функції металічності, розрахованої в рамках простої моделі, зі спостережною функцією металічності зір-карликів диску Галактики продемонструвало, що проста модель дає надлишок зір малої металічності в порівнянні зі спостереженнями. Ця проблема отримала назву "проблеми G-карликів". Той же Шмідт запропонував розв'язок - знехтувати умовою закритості простої моделі, тобто використати відкриту модель хімічної еволюції. Сучасні дослідження кінематики та віку зоряного населення диску нашої Галактики дозволяють говорити про присутність в диску двох різних зоряних популяцій, названих тонким і товстим дисками. Вони розрізняються за віком, хімічним складом та просторовим розташуванням. Дослідження впливу притоку позагалактичного газу є актуальним для пояснення різниці у спостережних характеристиках підсистем диску Галактики.

Спостережна функція металічності зір поля гало Галактики показує надлишок зір малої металічності в порівнянні з функцією металічності, отриманої в рамках простої моделі, тобто виникає обернена проблему G-карликів.

Шмідт розглядав еволюцію монолітної протогалактичної хмари. Існує і альтернативний сценарій формування галактики - сценарій ієрархічного скупчування, тобто формування галактики шляхом злиття декількох менших систем. Ця теорія отримала широке розповсюдження на сьогодні. Зокрема, висловлюється припущення, що еліптичні галактики можуть формуватися внаслідок злиття двох дискових галактик. Вважається, що в випадку формування галактики шляхом злиття (багатьох маломасивних або декількох масивних фрагментів) в галактиці можуть залишитись сліди такої взаємодії.

В сучасну епоху в міжгалактичному газі знаходиться досить велика кількість важких елементів. Важкі елементи можуть бути синтезовані лише в зорях, тому питання, в яку епоху та яким чином відбувалось збагачення міжгалактичної речовини важкими елементами, є актуальним для розуміння процесів формування та еволюції галактик. Для прояснення цього питання необхідне дослідження зв'язку між галактиками з великими значеннями червоного зміщення та хмарами міжгалактичного газу, що їх оточують.

Результати, отримані в дисертаційній роботі, є актуальними та корисними, оскільки дозволяють розглядати обмін речовиною галактики з оточуючим середовищем як причину, що обумовлює різницю в спостережних хімічних характеристиках нашої та інших галактик.

Мета і задачі дослідження. Метою даного дослідження є з'ясування причини, що викликала різницю в хімічних характеристиках гало різних галактик та підсистем диску Галактики в процесі їх формування та еволюції та висвітлення ролі галактик в збагаченні міжгалактичної речовини важкими елементами.

Для досягнення цієї мети необхідно вирішити наступні задачі:

    - розглянути формування зоряного гало Галактики шляхом злиття фрагментів; - побудувати таку модель хімічної еволюції фрагментів, використання якої дозволило б відтворити спостережні розподіли зір поля і кулястих скупчень гало Галактики та деяких інших спіральних та еліптичних галактик за металічностями; - побудувати відкриту модель хімічної еволюції для підсистем диску Галактики і розрахувати Галактичну еволюцію б-елементів та заліза для тонкого і товстого дисків Галактики; - проаналізувати характеристики галактик і міжгалактичної речовини з великими значеннями червоного зміщення.

Похожие статьи




Вступ - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

Предыдущая | Следующая