Хімічна еволюція диску Галактики - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

В розділі розглянуто хімічну еволюцію підсистем диску Галактики.

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. Зокрема, в товстому диску спостерігається вищий вміст б-елементів порівняно з тонким диском (див., наприклад, роботи Мішеніної та інш., Бенсбі та інш.).

Ми припустили, що розбіжності в хімічному складі тонкого та товстого дисків можуть бути викликані різними історіями зоретворення в обох складових диску. Щоб перевірити це припущення, було побудовано відкриту двозонну модель хімічної еволюції диску. Галактичний диск ділиться на дві зони - товстий і тонкий диски. Процес зоретворення в диску Галактики розглядається як ряд спалахів з формуванням популяції зір впродовж кожного спалаху. Темп зоретворення Ш(t) в товстому і тонкому дисках описується слідуючим чином:

Ш (t) ~

Де Ttop та Tsfr - вільні параметри темпу зоретворення. В процесі еволюції тонкого та товстого дисків Галактики відбувається акреція позагалактичного газу з догалактичним хімічним складом з екстрагало. Вважається, що газ, який осідає на диск, має догалактичний хімічний склад, оскільки, згідно з Тозі, акреція газу з металічністю, що не перевищує 0.1 сонячного значення металічності, дає такі ж результати, як і акреція газу з догалактичним хімічним складом.

Згідно з Пілюгіним та Едмундсом, швидкість притоку газу на диск описується функцією:

A(t) = a0 exp(- t / Tinf),

Де Tinf та a0 - вільні параметри притоку газу. Підібравши відповідні вільні параметри, ми можемо отримати такий темп зоретворення та притоку позагалактичного газу, який дозволить відтворити спостережний вміст важких елементів в зоряному населенні підсистем диску Галактики.

Ми приймаємо вік диску Галактики рівним 13 мільярдам років. Історія зоретворення компонентів диску Галактики вибиралась таким чином, щоб зоряне населення товстого диску зформувалось 10 - 13 млрд років тому, а переважна більшість зір тонкого диску мали б вік менший від 10 млрд років (що відповідає спостережним даним). Для кожної зони розраховувалась Галактична еволюція магнію, кремнію, кисню та заліза. Вибір саме таких елементів був обумовлений наявністю відповідних спостережних даних.

Значення параметрів моделі, при використанні яких еволюційні треки моделі якнайкраще відтворюють дані спостережень хімічного складу зір тонкого диску, подані в Табл. 1.

Таблиця 1. Параметри темпу зоретворення та притоку газу в моделі

Тонкий диск

Товстий диск

Ttop, млрд. р.

1

1

Tsfr, млрд. р.

8

5

Tinf, млрд. р.

5

7

A0

0.06

0.1

Використання таких значень параметрів темпу зоретворення та притоку позагалактичного газу у нашій моделі дозволяє достатньо добре відтворити співвідношення [Mg/Fe] - [Fe/H], [Si/Fe] - [Fe/H] та [Mg/Fe] - [Si/Fe] у тонкому диску. Але модель недостатньо добре відтворює усереднені дані спостережень на значеннях металічності, які перевищують сонячне значення, особливо в випадку кремнію. Модель гірше відтворює еволюцію абсолютного вмісту магнію, кремнію та заліза в зорях тонкого диску порівняно з еволюцією відносного вмісту цих елементів.

Отримані значення параметрів нашої моделі тонкого диску співпадають з параметрами "best fit" моделі Пілюгіна та Едмундса, які досліджували співвідношення "вік - металічність", "вік - [O/H]" та розподіл за металічностями зір сонячної околиці нашої Галактики. Значення віку диску Галактики, яке прийнято в роботі вищезгаданих авторів, також дорівнює 13 млрд. років; отриманий ними трек моделі добре відтворює значення абсолютного вмісту заліза в зоряному населенні диску Галактики, отриманих Едвардссоном та інш. При тих же параметрах наша модель для тонкого диску досить добре відтворює співвідношення "вік - металічність" зоряного населення диска, отримане Едвардссоном та інш. для цілого диску (тобто без розбиття на підсистеми).

Травальо та інш. продемонстрували (як приклад роботи своєї моделі) діаграму [O/Fe] - [Fe/H] для трьох зон Галактики - гало, тонкого і товстого дисків. З рис.3b в їх роботі ми можемо бачити, що фаза товстого диску охоплює інтервал металічностей -2.5 < [Fe/H] < -1.0, а фаза тонкого диску починається на значенні [Fe/H] > -1.5. Однак, нові спостереження ясно показують, що діапазон металічностей зоряного населення товстого диску продовжується щонайменше до значення металічності [Fe/H] ~ -0.3. Згідно Мішеніній та інш. [17], зоретворення в товстому диску зупинилось при значеннях [Fe/H] = -0.3, [Mg/Fe] = +0.2 та [Si/Fe]= +0.17. Наші результати моделювання відносного вмісту в товстому диску підтверджують цей висновок Мішеніної та інш. - зоретворення в моделі товстого диску зупиняється після досягнення вмісту магнію, кремнію та заліза вищезгаданих значень. Ми виявили, що збільшений відносний вміст б-елементів в товстому диску порівняно з тонким диском Галактики виникає за рахунок більш інтенсивного притоку позагалактичного газу на товстий диск в процесі його еволюції.

Ми розрахували також функцію металічності для зоряного населення тонкого диску і отримали добру збіжність зі спостережною функцією металічності. Ми отримали значення параметрів історії зоретворення для тонкого і товстого дисків Галактики (Табл. 1) і показали, що в моделі необхідно використовувати різні історії зоретворення для цих підсистем диску, щоб відтворити спостережний відносний вміст досліджуваних елементів. Важливу роль в виникненні різниці значень відносного вмісту важких елементів у цих двох підсистемах диску Галактики відіграла акреція газу на диск - акреція позагалактичного газу повинна бути більш інтенсивною в товстому диску, ніж в тонкому диску Галактики.

Похожие статьи




Хімічна еволюція диску Галактики - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

Предыдущая | Следующая