14.4 Химические свойства галактического диска
Лекция 14. Химическая эволюция звездных населений
14.4 Химические свойства галактического диска
Анализ распределения по металличности ближайших F-G-карликов показал, что среди звезд диска не более ≈ 5% обнаруживает содержание металлов [Fe/H] < -0.5 (см. рис. 14-2). С другой стороны, примерно такой же процент звезд сферической составляющей оказывается богаче этой металличности. Поэтому этим значением металличности часто выделяют звезды тонкого диска. Однако корректнее выделять объекты подсистем по пространственно-кинематическим параметрам, поскольку именно они определяют морфологическую структуру Галактики.
На рис. 14-2 приведено распределение по металличности близких к Солнцу звезд тонкого диска из каталога Холмберг и др. (2007). Распределение демонстрирует большую дисперсию и явно выраженную асимметрию в положительную сторону относительно кривой Гаусса. Это свидетельствует о том, что звездное население диска в окрестностях Солнца довольно неоднородно по содержанию в них тяжелых элементов. Длительность периода существования подсистемы тонкого диска предполагает, что мы должны наблюдать увеличение металличности у более молодых звезд. Однако существование зависимости между возрастом и металличностью в подсистеме до сих пор находится под вопросом. Это связано не только с ненадежностью определения возрастов одиночных звезд, но и с проблемой определения мест рождения звезд, находящихся в настоящее время в окрестностях Солнца, по которым мы пытаемся отследить эту зависимость, поскольку звезды одного возраста, но рожденные на разных галактоцентрических расстояниях, имеют, как мы увидим далее, разную металличность.
Интересно, что среди близких рассеянных звездных скоплений (положение которых в Галактике не связано с релаксационными процессами, удаляющими их от места рождения случайным образом) мы наблюдаем скопления приблизительно одного возраста, но разной металличности. Например, <сверхметалличное> скопление Гиады с [Fe/H] = +0.10 и имеющее близкий возраст скопление Coma с почти солнечной металличностью [Fe/H] = - 0.05. Так что распределение металличностей в небольших областях диска может не описывать обогащение металлами всего диска - существенными являются локальные эффекты. Локальные эффекты также замывают зависимость металличности объектов диска от возраста.
Исследования показывают, что у наименее металличных ([Fe/H] < -0.3) звезд тонкого диска относительные содержания ?-элементов систематически уменьшаются с увеличением радиусов их орбит так, и что повышенные их содержания ([?/Fe] > 0.2 ) наблюдаются практически только у звезд, орбиты которых почти целиком лежат внутри солнечного круга. Уменьшение отношений [?/Fe] с увеличением радиусов орбит звезд одинаковой металличности означает, что ближе к галактическому центру скорость звездообразования выше, чем на периферии. (Напомним, что повышенные содержания ?-элементов в звездах, свидетельствуют о том, что они образовались из вещества, обогащенного накануне взорвавшейся массивной сверхновой II типа.) Уменьшение скорости звездообразования вдоль галактического радиуса привело, как мы увидим ниже, к возникновению радиального градиента металличности в Галактике.
Определение радиального градиента металличности в галактическом диске ∂[Fe/H]/∂R имеет особый интерес для изучения процессов звездообразования в Галактике. Эта величина определялась из наблюдений неоднократно по разным типам звезд и звездам рассеянных звездных скоплений, а также по областям HII и планетарным туманностям. Оказывается, что оценки радиального градиента металличностей звезд диска Галактики лежат в интервале от 0 до -0.13. Отрицательный знак градиента показывает, что содержание металлов в диске Галактики несколько уменьшается от близких к центру Галактики областей диска к его периферии. Это согласуется с высказанным выше предположением о большем темпе звездообразования в центральных областях диска, богатых межзвездным веществом. Интересно, что зоны HII и планетарные туманности показывают больший градиент металличности, здесь интервал оценок от -0.08 до -0.27.
Наиболее удобным объектом для изучения радиального градиента химического состава звезд диска Галактики являются классические цефеиды. Это сверхгиганты, наблюдаемые на больших расстояниях, для которых к настоящему времени получено много оценок содержаний различных элементов. По данным обширного исследования Андриевского из Одесской обсерватории зависимость [Fe/H] от расстояния до центра Галактики R может быть представлена тремя отрезками прямых с разными наклонами. В области 4 кпк < R < 6.5 кпк ∂[Fe/H]|∂R = -0.13 ± 0.03, для интервала 6.5 кпк < R < 10 кпк имеем для этой величины -0.02 ± 0.01, а для R > 10 кпк градиент равен -0.06 ± 0.01. Некоторые исследователи (см., например, Мишуров, Липине и Ачарова) полагают, что такое поведение радиального градиента химического состава связано с зоной коротации (где скорости спирального узора и вращения галактического диска совпадают), находящейся, согласно их исследованиям кинематики звезд поля, вблизи солнечного радиуса орбиты. Однако по данным о рассеянных звездных скоплениях эта точка находится на значительно большем галактоцентрическом расстоянии. На рис. 14-3 представлены полученные Андриевским данные, где разными символами показаны цефеиды из разных интервалов галактоцентрического расстояния.
Существование градиента химического состава такой величины и знака типично и для других галактик, как спиральных, так и эллиптических. У других галактик наблюдаются градиенты металличности в интервале от -0.03 до -0.1, так что наша Галактика в этом смысле является типичным объектом.
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
|
См. также:
| |
