Хімічна еволюція гало галактики - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

В розділі досліджується можливість утворення зоряного населення гало галактик в окремих фрагментах до їх злиття.

Старе зоряне населення галактик несе в собі інформацію про процеси, що відбувались в галактиках в ранню епоху їх формування. Дослідження віку та металічностей цих зір дозволяє вносити обмеження в теоретичний опис процесів формування галактик. Саме тому зоряне населення гало вважається зручним об'єктом для тестування моделей формування (прото)галактики.

Якщо ми порівняємо спостережний розподіл зір за металічностями (або функції металічності) для гало Галактики з функцією металічності, отриманою в рамках простої моделі хімічної еволюції, то отримаємо обернену проблему G-карликів (тобто проста модель дасть надлишок зір високої металічності в порівнянні зі спостереженнями). Виникає питання, яким чином в моделі хімічної еволюції галактики можна відтворити спостережну функцію металічності зір поля гало Галактики.

Зазвичай розглядають дві моделі формування галактики. Щоб пояснити спостережну кореляцію між эксцентриситетом та металічністю зір-карликів, Егген, Лінден-Белл та Сендидж розглянули швидкий колапс монолітної протогалактичної хмари, який тривав приблизно 2 -108 років. Проте в рамках такої моделі досить важко пояснити розподіл кулястих скупчень на дві підсистеми за різними кінематичними та хімічними характеристиками. Тому Сірл та Зінн запропонували альтернативну модель формування галактики, в рамках якої зорі та кулясті скупчення гало утворились в фрагментах, які злились з основним тілом на проміжку часу більшому, ніж 1 млрд. років.

В сучасну епоху існує достатня кількість спостережних даних, що свідчать на користь того, що злиття/акреція може відігравати важливу роль в формуванні галактик. Ми розглянемо, чи можливе відтворення спостережної функції металічності гало Галактики у рамках такого сценарію.

Ми припускаємо, що зоряне населення гало являє собою суміш зір, які утворились у фрагментах, які спочатку еволюціонували незалежно від основної протогалактичної хмари та один від одного. Вважається, що хімічна еволюція фрагментів відбувалась однаковим чином, але закінчувалась вона в різних фрагментах в різний час, в залежності від того, коли відбулось їх падіння на протогалактику. Відповідно, на момент злиття фрагменти матимуть різні металічності та рівні астрації (рівень, що показує, яка частка газу перетворилась в зорі). Після злиття зоряне населення фрагмента поповнює зоряне населення гало, а газ йде на формування диску. Кожен фрагмент вносить певну кількість зір певної металічності у розраховану функцію металічності гало галактики в залежності від того, до якого рівня астрації він встиг проеволюціонувати. В певний інтервал функції металічності зір вклад буде вносити той фрагмент, металічність якого перевищує металічність цього інтервалу. Використовуючи спостережну функцію металічності зір гало та модель хімічної еволюції фрагмента можна отримати значення сумарної маси фрагментів, що проеволюціонували до певного значення рівня астрації s (і, відповідно, до певного значення металічності). Знаючи маси фрагментів, можна розрахувати функцію металічності, порівняти її зі спостережною функцією досліджуваної галактики та отримати певне уявлення про еволюцію фрагментів до їх злиття.

В рамках сценарію злиття нами було розраховано функції металічності зір поля гало чотирьох галактик (наша Галактика, М31, М33 та NGC 5128) та функції металічності кулястих скупчень гало шести галактик (наша Галактика, М31, NGC 5128, M87, NGC 1399 та NGC 1404).

Отримані результати дозволяють вважати, що зоряне населення поля гало нашої Галактики сформувалось в фрагментах з різними рівнями астрації, причому розкид значень металічності отриманих фрагментів досить великий. Еволюція фрагментів, у яких сформувалось зоряне населення гало Галактики, розглядалась в рамках простої моделі. Злиття фрагментів, ймовірно, відбувалось впродовж першого мільярду років еволюції Галактики, тому що функцію металічності зір поля гало Галактики можна відтворити без врахування виходу заліза з наднових Ia типу.

Зоряне населення поля гало галактики М33 ймовірно могло сформуватися в одному фрагменті (який проеволюціонував майже до повного перетворення газу в зорі), тобто міг відбутись монолітний колапс протогалактичної хмари.

Також було розглянуто можливість формування зоряного гало галактик М31 та NGC 5128 шляхом злиття двох масивних фрагментів (протогалактик). Було знайдено, що в процесі еволюції протогалактик, що зливаються, важливу роль відіграла акреція газу з первинним хімічним складом. Cфероїд М31, ймовірно, міг утворитися в процесі злиття двох масивних фрагментів, маси яких співвідносились як 1:1. Частка газу, що осів на фрагмент в процесі його еволюції, склала 30% від повної маси фрагменту, і акреція на фрагмент розпочалась через 2.4 млрд. років від початку його еволюції. Зорі поля гало еліптичної галактики NGC 5128 також утворились в двох масивних фрагментах до їх злиття, і співвідношення мас фрагментів склало 1:2.57. Для галактики NGC 5128 частка осідаючого газу склала 50% від повної маси фрагменту і час початку акреції на фрагмент склав 1 млрд. років. Було знайдено, що частка газу, який припадає на утворення дискової складової галактики М31, складає 16-25% від всієї маси галактики, а для галактики NGC 5128 це значення знаходиться у межах 12-21%, що не протирічить даним спостережень.

Формування кулястих скупчень гало нашої Галактики, очевидно, слід розглядати в сукупності з формуванням зір поля гало. В випадку галактик M31 та NGC 5128, формування системи кулястих скупчень гало, ймовірніше, відбувалось окремо від системи зір поля гало цих галактик. Підсистема кулястих скупчень гало еліптичних галактик, що є членами скупчень галактик (тобто M87, NGC 1399 та NGC 1404), могла сформуватися в результаті злиття декількох масивних фрагментів.

Ми з'ясували, таким чином, що спостережні функції металічності зоряних гало галактик дійсно можна відтворити в рамках сценарію злиття окремих фрагментів.

Похожие статьи




Хімічна еволюція гало галактики - Моделювання та аналіз впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та їх оточення

Предыдущая | Следующая