Химическая эволюция дисков спиральных галактик тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Ачарова, Ирина Александровна

• Ачарова, Ирина Александровна
• кандидат физико-математических наук
• 2006

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Ачарова, Ирина Александровна

Введение

1 Наблюдательный материал и основные уравнения нуклеосинтеза в галактическом диске

1.1 Общий подход к проблеме

1.2 Наблюдательный материал

1.3 Математическая формулировка проблемы нуклеосинтеза

1.4 Асимптотическое распределение

2 Эволюция радиального распределения обилия кислорода в галактическом диске с учетом спиральных рукавов

2.1 Введение

2.2 Модели глобальной эволюции галактического диска

2.3 Химическая эволюция диска Галактики, получающаяся для различных моделей спиральной структуры

2.3.1 Квазистационарная спиральная структура

2.3.2 Модели с дрейфующим положением коротационного резонанса

2.3.3 Эффекты диффузии

2.3.4 Транзиентная спиральная структура

2.3.5 Сравнение узоров обилия, получаемых для различных моделей спиральных волн плотности

Радиальные блуждания звезд и эволюция обилия тяжелых элементов. Эффекты коротационного резонанса

Основная идея

3.2 Возмущения звездных орбит гравитационным полем спиральной волны плотности. Основные уравнения и качественное рассмотрение ситуации

3.3 Радиальные блуждания звезд под действием спиральных рукавов. Численные эксперименты

3.4 Деформация узора обилия элементов под влиянием гравитационного поля спиральной структуры

3 5 Обсуждение результатов

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Химическая эволюция дисков спиральных галактик»

Проблема химической эволюции Галактики, или история ее обогащения тяжелыми элементами, занимает особое место в астрономии. Недаром ее называют галактической «археологией» [1], а лучше сказать «палеонтологией»: содержание тяжелых элементов в различных объектах является отпечатком эволюционных процессов, протекавших в Галактике на протяжении миллиардов лет.

Но важность затрагиваемой проблемы состоит не только в том, что тяжелые элементы играют роль «эволюционных индикаторов». Как известно, они изменяют физическое состояние межзвездной среды, влияя тем самым на процесс звездообразования и, в конечном итоге, на саму эволюцию Галактики [2-4]. Их содержание, особенности обилия могут дать и совершенно неожиданную информацию: как было показано в известной работе Вилена и др. [5], исходя как раз из аномалии Солнечной металличности, наше светило, возможно, родилось примерно на 2 кпк ближе к центру Галактики, чем его современное положение. Из этого результата могут проистекать далеко идущие следствия1. Другая идея, опирающаяся на аномалию металличности, была высказана Гонзалесом (1999) [6]: избыток

1 Впрочем, анализ, выполненный цитированными авторами, не выдерживает критики Во-первых, предположения о величине радиального градиента и его монотонности не подтверждаются современными данными (см ниже) Во-вторых, более детальные исследования металличности Солнца, основанные на трехмерном моделировании турбулентности и не ЬТЯ-эффектов [7], снимают указанный парадокс химического состава Солнца Тем не менее, эта работа оказала стимулирующее воздействие на всю проблематику, связанную с исследованием галактического нуклеосинтеза металличности есть признак существования у звезды планетной системы. Поэтому планеты следует искать у звезд с повышенной металличностью.

Стоит также упомянуть, что и возникновение жизни стало возможным лишь после того, как в Галактике сформировалось достаточное количество тяжелых элементов [8].

Настоящая диссертация посвящена формированию радиального распределения тяжелых элементов в Галактическом диске. В своем развитии эта проблема прошла несколько этапов. Вначале имелась информация о химическом составе лишь для непосредственной окрестности Солнца. Поэтому первые теории химической эволюции [9-12] были направлены на то, чтобы понять, как эволюционирует окрестность Солнца. Уже на этом этапе вскрылись определенные трудности, например, известный парадокс О-карликов (см. обсуждение в [4, 13]). Стало ясно, что в химическую эволюцию галактики вносят свой вклад различные факторы, в частности, обмен массой между звездной и газовой компонентами, а также приток в нее газа извне. Свое математическое завершение этот этап получил в работах Тинсли (1980) [13]. Ею и были сформулированы основные уравнения химической эволюции галактики.

В цитированных выше работах неявно принималось, что солнечная окрестность является типичной для Галактики, поэтому и ее химический состав в той или иной степени ассоциировался с составом Галактики в целом, хотя, конечно, и тогда было понятно, что по галактическому диску он может варьироваться в значительных пределах. И, тем не менее, в теории химической эволюции галактик сформировался специальный термин «однозонная модель», в которой галактика рассматривается как одна точка Однозонные модели популярны вплоть до последнего времени (см., например, [14,15]). Заметим также, что в рамках однозонного подхода смысл притока вещества извне не получает должной интерпретации. В самом деле, если мы рассматриваем одну точку в галактике, то приток вещества в нее может происходить со всех сторон, в том числе из соседних окрестностей диска. Нет оснований говорить, что это вещество падает на галактический диск из других областей.

Открытие изменения химического состава с расстоянием от центра галактики, которое вначале было обнаружено по другим галактикам [16], а затем и в нашей [17 -20], подтолкнуло исследования в области формирования радиального распределения тяжелых элементов по галактическому диску.

Начало новому этапу было положено, по-видимому, работой Лэйси и Фолла [21]. В своей основе они использовали не только подход, но и уравнения Тинсли [13]. Вместе с тем, авторы в явном виде ввели в модель галактоцентрическое расстояние как параметр, т.е. все величины, входящие в соответствующие уравнения, теперь уже являются функциями расстояния. Кроме того, они также учли и дивергентный вклад от крупномасштабной скорости газа в уравнение, описывающее производство тяжелых элементов В результате стало ясно, что кинематические эффекты (следовательно, и динамические) в галактике оказывают существенный вклад в формирование распределения тяжелых элементов. При таком подходе более ясный смысл приобрел приток вещества извне. В этой работе исследовалось влияние различных процессов, происходящих в диске, в частности, т.н. коротационного резонанса (см. ниже).

Впоследствии был опубликован ряд исследований [22, 23], в которых использован предложенный в [21] подход. В них, в частности, построена модель формирования общего градиента металличности в Галактике.

Следующий этап мы связываем с обнаружением по наблюдательным данным различных особенностей в радиальном распределении химических элементов. Действительно, поиск и объяснение таких особенностей чрезвычайно важен, т.к. провалы в распределении, изломы и т.д. играют исключительную роль в понимании процессов, происходящих в галактическом диске. Они позволяют сузить допустимый класс его моделей.

Однако расшифровка этих особенностей оказывается чрезвычайно сложной. Для их понимания необходима более рафинированная теория химической эволюции диска галактики.

Впервые такие данные были получены в [24, 25], но авторы не уделили должного внимания соответствующим особенностям (любопытно отметить, что и в недавней работе [26] также не делается акцента на очевидном провале в распределении кислорода, и наблюдательные данные по-прежнему моделируются монотонной линейной функцией). Лишь в работе Тварога и др. [27] впервые в явном виде сделано утверждение, что радиальное распределение тяжелых элементов не может описываться простой линейной функцией с единым для всей галактики градиентом. Впоследствии этот вывод был подкреплен целым рядом наблюдательных данных: Смартом и Роллестоном [28] по В звездам, Капуто и др [29] по цефеидам.

В серии публикаций Андриевского с соавторами [30-34], на основании детального спектроскопического исследования цефеид показано, что распределение тяжелых элементов является бимодальным с достаточно крутым градиентом внутри, примерно, солнечного круга и пологим плато во внешней части галактики. В работе Масиела и Куирезы [35] по планетарным туманностям установлено, что вблизи солнечного расстояния имеется минимум в распределении. В более поздней статье [36] найдено, что для планетарных туманностей моложе 4 млрд лет, распределение также является бимодальным (подробно см. п. 1.2). Именно от этих результатов мы и отталкивались в своей работе. Подчеркнем здесь, что указанные объекты являются яркими, они видны на достаточно больших расстояниях от Солнца, так что дают представление о крупномасштабном обилии тяжелых элементов. Кроме того, по цефеидам еще и хорошо определяются расстояния [37], а планетарные туманности имеют значительный разброс по возрастам, что позволяет надеяться получить временную эволюцию обилия [36].

Разумеется, эти исследования еще далеки от своего завершения, и мы находимся лишь в начале пути. Если произошли такие изменения в наших представлениях о содержании тяжелых элементов в Солнце [7], то в ближайшее время можно ожидать переоценки и по другим звездам. Кроме того, весьма ненадежны определения расстояний, как у областей ионизованного водорода, так и у планетарных туманностей [38, 39]. Возможно, что данные следующего поколения расставят все по местам, однако уже сейчас есть достаточно серьезные основания строить более рафинированную модель химической эволюции галактического диска.

Целью настоящей работы является изучение влияния спиральных рукавов на нуклеосинтез и формирование радиального распределения тяжелых элементов в галактическом диске. Действительно, вряд ли можно понять особенности «химического узора» Галактики, не включая в рассмотрение спиральных рукавов.

Особая роль в наших исследованиях отводится коротационному резонансу. Как известно, спиральные рукава есть волны плотности в галактическом диске [40] (см. также [4]). В отличие от вещества диска, которое вращается вокруг центра дифференциально (т.е., угловая скорость вращения есть функция расстояния от центра), спиральные волны плотности вращаются как твердое тело, иными словами, угловая скорость их вращения есть постоянная величина. Расстояние, на котором совпадают эти две скорости, называется коротационным радиусом: здесь вещество движется в фазе с волной. Это особая, физически выделенная область в галактике, которая представляется собой кольцо в плоскости диска. Особенность ее сказывается не только на динамических, но и на химических процессах.

Влияние коротации может проявляться по двум каналам. Но прежде чем обсуждать эффекты спиральных рукавов и коротационного резонанса, отметим, что различные элементы производятся разными звездами. Вообще говоря, в идеале, следовало бы рассмотреть особенности синтеза как можно большего количества элементов. Такая информация, как думается, позволила бы ответить на многие вопросы. Однако на сегодняшний день достаточно твердо установлено лишь то, что кислород производится в основном сверхновыми второго типа (СНII), 70% железа - сверхновыми типа 1а (СН 1а) и 30% - СН II [41]. Так что задача детального сравнения и объяснения обилия различных элементов откладывается на будущее.

Вернемся к обсуждению влияния спиральных рукавов на нуклеосинтез. Как известно, СН II строго концентрируются к спиральным рукавам [42]. Их предки - массивные короткоживущие звезды. С момента своего рождения и до вспышки они не успели заметно мигрировать от места своего рождения. Поскольку СН II являются источниками кислорода, то наиболее «чистый эффект» от спиральных рукавов будет как раз проявляться по радиальному распределению кислорода в галактическом диске.

С другой стороны, как уже говорилась, значительная часть железа синтезируется в СН 1а. Эти звезды не демонстрируют столь жесткой связи со спиральными рукавами [42]. Они вообще могут присутствовать и вне галактического диска. Поэтому, на первый взгляд, мы не можем ожидать, что распределение железа обязательно будет совпадать, хотя бы в каких-то чертах, с распределением кислорода2.

Впрочем, в действительности, распределение железа может не совпадать, а может и совпадать, хотя бы в какой-то мере, с распределением кислорода. И в том, и в другом случае перед нами будет стоять проблема, которую следует решать. Данные Андриевского [30-34], по-видимому, говорят в пользу второй возможности.

Из сказанного ясно, что в первую очередь, влияние спиральных рукавов скажется на распределении кислорода. В свою очередь, здесь тоже

2 В этой связи необходимо отметить, что строить и интерпретировать сводную картинку распределения различных элементов нужно осторожно Следует различать элементы по их источникам, которые могут быть по-разному распределены в пространстве видится два возможных канала. Первый обусловлен тем, что темп его нуклеосинтеза связан со скоростью рождения СН II. Скорость же звездообразования, от которой зависит и скорость рождения СН II, определяется интенсивностью галактической ударной волны, возникающей в межзвездном газе при втекании его в спиральный рукав [43]. Именно такая идея влияния спиральных рукавов на нуклеосинтез была высказана в свое время Оортом [44]. Она использовалась в работах [22, 23].

Отметим сразу же, что авторы цитированных выше работ опирались на модель Лина и др. (1969) [40], согласно которой, коротация располагается далеко на краю Галактики. Поэтому собственно коротационные эффекты в их подходе не проявились. В то же время известно, что вблизи коротационного резонанса галактическая ударная волна вообще не возникает [45, 46]. И это должно отпечататься на химическом узоре галактики.

Здесь следует сказать, что существуют разные мнения по поводу того, оказывают или нет галактические ударные волны влияние на скорость звездообразования. Так, согласно [47,48], они не оказывают стимулирующего воздействия на звездообразование. С другой стороны, есть данные [49, 50], что они стимулируют рождение не только массивных звезд (для наших целей как раз массивные звезды, в первую очередь, и представляют интерес), но и звезд всех масс. Таким образом, эта проблема еще ждет своего окончательного решения.

Со своей стороны скажем, что более-менее адекватная модель, которая достаточно корректно включала бы обсуждаемый эффект, требует построения многомерной газодинамической модели галактики с использованием пространственной динамической модели звездной компоненты. Такая задача все еще выходит за рамки возможностей современных компьютеров. Поэтому мы ее рассматривать не будем и перейдем к обсуждению другого эффекта, который связан с тем, что обогащение того или иного объема межзвездного газа кислородом будет происходить лишь тогда, когда элемент объема оказывается вблизи взрывающейся СН II, т.е. в спиральных рукавах. Поэтому темп обогащения определяется, очевидно, еще и частотой вхождения рассматриваемого объема газа в рукав, т.е. разностью угловых скоростей вращения галактического диска и спиральной волны плотности3. Поскольку вблизи коротации эти скорости совпадают, то здесь появляется особенность: производство кислорода в окрестности коротации будет подавлено. С этим мы и связываем механизм возникновения особенностей в радиальном распределении кислорода в галактическом диске

Здесь также следует обратить внимание на другой эффект, включенный в наше рассмотрение - турбулентную диффузию в межзвездной среде, влияющую на формирование радиального распределения тяжелых элементов (теперь уже независимо от типа элемента). Помимо учета коротационных эффектов - это второе принципиальное отличие нашего подхода от подхода Тинсли [13]. Понятно, что в отсутствие существенных градиентов, роль диффузии мала (атомарная диффузия на галактических масштабах вообще пренебрежима). В нашем же случае, когда имеют место особенности в распределении элементов, совместное действие коротации и турбулентной диффузии, как оказывается, и формирует окончательный профиль радиального обилия кислорода в галактическом диске с немонотонным градиентом.

Другой канал влияния спиральных рукавов, точнее, коротационного резонанса, на распределение тяжелых элементов связан со следующим. Представим себе выборку звезд умеренных масс. Их химический состав, который они наследуют из межзвездной среды в момент своего рождения, не меняется за время жизни порядка нескольких миллиардов лет. Допустим, что источники тяжелых элементов, кроме кислорода и тех, которые в

3 Ниже будет показано, что наш подход как раз и совпадает с идеей Оорта [41]. подавляющем количестве производятся СН II, распределены по диску более-менее равномерно, так что начальное распределение тяжелых элементов может описываться линейной (или близкой к ней) функцией. Если эффекты от спиральных рукавов не включаются в рассмотрение, то, очевидно, указанное начальное радиальное распределение тяжелых элементов, определяемое по этим звездам, со временем принципиально меняться не будет. Оно лишь немного расплывется за счет эпициклического движения звезд. Однако если эффекты от спиральных рукавов включены, то теперь надо учесть взаимодействие звезд с гравитационным полем спиральной волны плотности, ответственной за рукава. Очевидно, наиболее сильное проявление роли спиральных рукавов будет вблизи коротации, где звезды резонансно взаимодействуют с волной.

В работе Селлвуда и Бинни [51] показано, что спиральные рукава, а точнее, резонансное взаимодействие звезд со спиральными рукавами разрушает зависимость возраст - металличность.

В своих исследованиях мы демонстрируем следующее.

1) Звезды, родившиеся или оказавшиеся в силу каких-то причин в окрестности коротационного резонанса, могут испытывать огромные радиальные блуждания на расстояния порядка 2-3 кпк за время, меньше 1 млрд лет. Этот механизм радиальных перемещений звезд оказывается существенно более быстрый, нежели диффузия звездных орбит Вилена и др

5].

2) В некоторой окрестности коротации, в течение 3-5 млрд лет, под действием гравитационного поля спиральной волны плотности формируется плато в распределении тяжелых элементов. Иначе говоря, первоначальное линейное (или квазилинейное) распределение с единым градиентом трансформируется в распределение, которое уже не может описываться одним градиентом.

Сказанное выше, очевидно, определяется лишь движением звезд и не зависит от химического элемента. Не исключено, что с этим эффектом могут быть связаны особенности в радиальном распределении элементов в диске, если обилия искать по звездам умеренных масс.

Как уже говорилось выше, мы хотим исследовать влияние спиральных рукавов на синтез и радиальное распределение тяжелых элементов в Галактике С этой целью рассмотрены различные модели спирального волнового узора, ответственного за галактические рукава.

В классической теории Лина и др. [40] считается, что спиральная структура является квазистационарной, иными словами, время ее жизни сравнимо со временем жизни Галактики, и за это время один из основных параметров - угловая скорость вращения спиральной волны, не меняется, т.е. положение коротации фиксировано. Согласно цитированной работе коротация располагается на самом краю галактического диска. Назовем этот вариант «далекой коротацией».

В другой модели, авторы которой также исходили из того, что спиральная структура долгоживущая, коротация, как оказалось, располагается вблизи Солнца [52]. Свое дальнейшее развитие она получила в работах [53, 54]. Впоследствии выяснилось, что модель с коротацией, близкой к Солнцу, весьма плодотворна. Она используется в различных областях астрофизики, и не только астрофизики: при интерпретации радиоизлучения нейтрального водорода [55, 56], объяснении вариации космических лучей [57], истории звездообразования [58], генерации магнитного поля Галактики [59], особенностей формирования палеонтологических отложений на Земле [60]. К этой картине приводят исследования новых высокоточных данных о крупномасштабном поле звездных скоростей [58, 61 - 64], межзвездного газа [65], рассеянных скоплений [66], а также зон ионизованного водорода [64]. Теоретические расчеты в рамках так называемой теории глобальных мод также демонстрируют, что коротация располагается в середине галактического диска [67]. Этот вариант будем называть «близкой коротацией».

Сравнивая эти два подхода - близкая и далекая коротации, - можно сказать, что модель Лина и др. [40] с далекой коротацией сейчас практически не используется.

В последнее время стала популярна модель с коротацией внутри солнечного круга («внутренняя коротация») [68-70]. И это придает особую остроту проблеме выбора того или иного подхода.

Здесь также стоит отметить, что некоторое время назад появились сомнения в стационарности спиральной структуры. Дело в том, что, как показывают И-частичные эксперименты, коллективные возбуждения -спиральные волны плотности - быстро разогревают звездную систему, и . волны диссипируют [51, 71-73]. Поэтому, для поддержания коллективных возбуждений нужен какой-то механизм «охлаждения» звездной системы. Этим механизмом может быть обмен массой между звездной и газовой компонентами (см., например, [67]). Однако в цитированных выше работах [51, 71-73] предложена другая идея: спиральная структура рассматривается как последовательность случайных волн с разными некоррелированными между собой параметрами, т.е. как «транзиентная» структура.

Исследования влияния спиральных рукавов на радиальное распределение тяжелых элементов в галактическом диске позволяют также сделать выбор между этими моделями.

Стоит еще оговорить, что одновременно с нуклеосинтезом следовало бы рассмотреть и эволюцию светимости галактического диска со временем. Однако, за исключением центральных областей, которые не являются предметом нашего рассмотрения, основная светимость спиральной галактики сконцентрирована в рукавах. Для моделирования этого процесса, по нашему мнению, одномерного подхода недостаточно. Поэтому этот важный вопрос может быть корректно рассмотрен лишь после разработки, по крайней мере, двумерной модели галактического диска.

Цель работы

Изучение влияния спиральных рукавов на формирование особенностей радиального распределения тяжелых элементов в галактическом диске.

Актуальность работы

В течение длительного времени распределение обилия тяжелых элементов по радиусу диска Галактики (в логарифмической шкале) моделировалось простой линейной функцией. Однако, за последние 10-15 лет накопились данные, которые демонстрируют наличие различных особенностей на таком распределении: провалы, изломы, плато.

Первыми, кто явно сделали утверждение, что радиальное распределение тяжелых элементов не может описываться простой линейной функцией с единым для всего галактического диска градиентом, по-видимому, были Б. Тварог и др. [27]. В этой работе приведен список более ранних исследований в пользу немонотонного характера такого распределения.

В нашей работе показано, что усредненные по радиусу галактического диска распределения наблюдаемых обилий, полученные по цефеидам и планетарным туманностям, не описываются простой линейной функцией с единым градиентом. Напротив, эти распределения подтверждают бимодальный закон радиального распределения обилия тяжелых элементов, предложенный в серии работ С. Андриевского с соавторами [30-34], который состоит в том, что в области внутри солнечного круга имеет место достаточно крутой градиент, а в средней части галактического диска - плато.

Разумеется, исследования крупномасштабного распределения обилия элементов еще далеки от своего завершения, и мы находимся лишь в начале пути. Возможно, последующие наблюдательные данные расставят все по местам, однако уже сейчас есть достаточно серьезные основания строить более рафинированную модель химической эволюции галактического диска, объясняющую наличие особенностей на радиальном распределении содержания химических элементов. Поиск и объяснение таких особенностей чрезвычайно важен, т.к. изломы, плато и т.д. играют исключительную роль в понимании процессов, происходящих в галактическом диске. Они позволяют сузить допустимый класс его моделей. Однако расшифровка этих особенностей оказывается чрезвычайно сложной. И конечно, вряд ли можно понять особенности «химического узора» Галактики, не включая в рассмотрение спиральных рукавов. Поэтому цель нашей работы - изучение влияния спиральных рукавов на формирование радиального распределения обилия химических элементов.

Научная новизна

1. Предложены и исследованы два канала влияния спиральных рукавов на формирование особенностей распределения содержания тяжелых элементов по радиусу диска Галактики:

1) на скорость обогащения тяжелыми элементами данной области диска Галактики, через частоту их впрыскивания в среду при пересечении некоторым объемом межзвездного газа спиральных рукавов;

2) через гравитационное влияние на звездные орбиты, приводящее к большим перемещениям звезд по радиусу диска за очень короткий промежуток времени, в результате чего происходит трансформация начального распределения обилия.

2. Показано, что кислород оказывается наиболее чувствительным индикатором влияния спиральных рукавов на «химический узор» галактического диска, если его обилие определяется по молодым объектам. Получен современный вид и эволюция радиального распределения обилия кислорода в галактическом диске для разных моделей спиральных рукавов.

3. Исследовано движение звезд, возмущенное гравитационным влиянием спиральных рукавов. В результате выявлен механизм очень быстрых перемещений звезд по радиусу диска галактики на 2-3 кпк.

Научная и практическая значимость работы

Дана критика традиционно используемого линейного закона радиального распределения содержания (в логарифмической шкале) тяжелых элементов в диске Галактики. Приведены примеры наблюдательных данных в пользу того, что такое распределение не описывается единым градиентом по всему радиусу диска.

Предложены и исследованы механизмы, приводящие к формированию немонотонного градиента обилия элементов в диске спиральной галактики: совместное влияние коротации и диффузии химических элементов. Разработана теория химической эволюции с учетом их воздействия.

Получен современный вид и эволюция распределений обилия кислорода, получающихся для различных моделей спирального узора. На основании этих данных сделан вывод об эволюции структуры диска

Галактики, в пользу квазистационарного спирального узора, с радиусом коротации в средней части диска, вблизи Солнца, а также узора с медленно меняющейся скоростью вращения, при этом коротационный резонанс дрейфует вблизи солнечного круга.

Показано, что под влиянием коротационного резонанса происходят очень быстрые перемещения звезд по радиусу диска Галактики на 2-3 кпк. Траектории возмущенного движения оказываются очень сложными, зависящими не только от собственных кинематических параметров звезд и от параметров волнового узора, но и от начального положения звезды относительно рукавов. Следствием этого результата является то, что методика расчета орбит звезд, находящихся в пределах 1-2 кпк от Солнца, основанная на представлении о квазикруговом их движении вокруг центра Галактики, не может быть признана удовлетворительной.

Предложенный механизм радиальных перемещений оказывается существенно более быстрый, нежели диффузия звездных орбит, к которой приходят Вилен и др. [5].

Предложена программа наблюдений.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Показано, что конкуренция двух процессов - коротационного резонанса и турбулентной диффузии - приводит к формированию бимодального радиального распределения обилия кислорода: крутого градиента внутри солнечного круга и плато в средней части галактического диска, если спиральная структура квазистационарная и радиус коротации располагается в близи Солнца.

2. Показано, что модели спиральной структуры с коротационным резонансом, расположенным либо на краю Галактики, либо во внутренней области, не приводят к формированию бимодального радиального распределения обилия.

3. Показано, что хаотический цуг транзиентных спиральных волн не приводит к формированию бимодального радиального распределения обилия.

4. Показано, что спиральная структура с дрейфующим положением коротационного резонанса может приводить к формированию бимодального радиального распределения обилия, если область дрейфа невелика и располагается в средней части галактического диска.

5. Показано, что звездные блуждания по радиусу диска Галактики на 23 кпк за 1 млрд лет, вызванные резонансным воздействием спиральной волны плотности в коротации, меняют наши представления о квазикруговом движении звезд, находящихся вблизи Солнца.

6. Показано, что в коротационной окрестности в течение 3-5 млрд лет формируется плато в радиальном распределении тяжелых элементов. Если коротация располагается вблизи Солнца, то со временем распределение трансформируется в бимодальное, даже если первоначально оно было линейным.

Апробация результатов

Результаты исследования были представлены

-на астрофизических семинарах:

1. Кафедры физики космоса Ростовского госуниверситета.

2. САО РАН.

- на всероссийских астрономических конференциях:

1.Ачарова И., Липине Ж., Мишуров Ю. Коротационный резонанс и особенности радиального распределения кислорода в Галактике // Всероссийская астрономическая конференция ВАК - 2004. МГУ. ГАИШ.

- на международных конференциях:

1. Acharova I.A, Lepine J.R.-D., Mishurov Yu.N. Corotation: its influence on the chemical abundance pattern of the Galaxy // Milky Way Surveys: The structure and evolution of Our Galaxy. 2003. Boston. USA.

2. Lepine J.R.D., Mishurov Yu. N., Acharova I.A. The role of spiral arms in the chemical evolution of galactic disks // In IAU Symposium No 228. 2005. Paris. France.

Основные результаты диссертации опубликованы в 7 работах общим объемом 37 страниц, 6 работ написано совместно с другими авторами:

1. Ачарова И.А. Компьютерное моделирование химической эволюции Галактики // Сборник научных трудов студентов, аспирантов и молодых ученых РГУ. 2001. С. 121-124.

2. Mishurov Yu.N., Lepine J.R.D., Acharova I.A. Corotation: its influence on the chemical abundance pattern of the Galaxy // Astrophys. J. Letters. 2002. V. 571. LI 13 - LI 15.

3. Lepine J.RD., Acharova I.A., Mishurov Yu.N. Corotation, stellar wandering, and fine structure of the galactic abundance pattern // Astrophys. J. 2003. V. 589. P. 210-216.

4. Mishurov Yu.N., Acharova I.A., Lepine J.R.D. Corotation: its influence on the chemical abundance pattern of the Galaxy // Publicatings Astronomical Society of Pacific. 2003. V. 115. P. 78 - 81.

5. Ачарова И.А., Липине Ж.Р.Д., Мишуров Ю.Н. Коротационный резонанс и особенности радиального распределения кислорода в спиральной галактике // Астрон. журн. 2005. Т. 82. № 5. с. 398 - 406.

6. Acharova I.A., Lepine J.R.D., Mishurov Yu.N. Imprints of spiral arms in the oxygen distribution over the galactic disc // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2005. V. 359. P. 819-826.

7. Lepine J.R.D., Mishurov Yu. N., Acharova I.A. The role of spiral arms in the chemical evolution of galactic disks // In IAU Symposium No 228, 2005. P. 595 - 596.

Содержание работы

Во введении обосновывается актуальность темы диссертации, кратко изложено содержание глав.

В первой главе исследуется один из возможных каналов влияния спиральных рукавов на производство и формирование радиального распределения содержания тяжелых элементов в галактическом диске их влияние на процесс нуклеосинтеза.

Приводятся и обсуждаются наблюдательные данные. Обращается внимание на такую особенность в современном радиальном распределении тяжелых элементов как его бимодальность, т.е. достаточно крутой его градиент во внутренней области диска и плато в окрестности Солнца.

Формулируются и обсуждаются основные уравнения эволюционного нуклеосинтеза, учитывающие влияние спиральных рукавов и особой резонансной области в галактическом диске - т.н. коротации, а также диффузии химических элементов.

Демонстрируется возникновение особенностей на простейшем примере формирования асимптотического распределения содержания тяжелых элементов в модельной стационарной галактике на больших временах. Показано, что ключевым в формировании радиального распределения содержания тяжелых элементов является конкуренция двух процессов- с одной стороны, оно зависит от пространственного распределения источников, с другой - от перераспределения вследствие макроскопических течений среды, а также диффузии.

Результаты рассмотренного воздействия спиральных рукавов должны обнаруживаться при исследовании радиального распределения обилия кислорода по межзвездному газу и молодым объектам диска. Для этой цели можно использовать области Н И, цефеиды, О-В звезды, и, в какой-то степени, самые молодые планетарные туманности и рассеянные скопления

Во второй главе решалась задача химической эволюции диска Галактики для различных моделей спиральной структуры. По результатам исследования можно сделать вывод, что различные модели волновых узоров приводят к существенно отличающимся картинам радиального распределения обилия кислорода и его эволюции. Таким образом, установлен дополнительный источник информации, позволяющий сделать выбор между различными моделями волнового узора.

В моделях с долгоживущей (т.е. квазистационарной) спиральной структурой положение коротационного резонанса является критическим для формирования картины радиального распределения обилия кислорода. Только для случая с радиусом коротации в средней части галактического диска (близко к положению Солнца) получается бимодальная структура распределения обилия кислорода или минимум на ней в окрестности Солнца. Модели с коротационным резонансом на краю галактического диска или близко к его центру не демонстрируют каких-либо особенностей на радиальном распределении обилия в областях, доступных для наблюдений, оно монотонно.

Характер распределений обилия кислорода, полученных для моделей с непрерывно изменяющейся скоростью вращения спирального узора, зависит от направления и размеров области дрейфа коротационного резонанса. В случае, когда область дрейфа располагается в средней части диска Галактики, вблизи Солнца, формируется аналог бимодальной структуры. Однако положение излома, а также эволюция распределения зависят от направления дрейфа Названные отличия позволят сделать выбор между ситуациями, в которых центральный бар ускоряет либо замедляет свое вращение. Для этого необходимы как можно более точные наблюдения «тонкой структуры» радиального распределения обилия кислорода и его эволюции.

Если область дрейфа простирается от центра до внешнего края диска, при любом направлении движения резонанса особенности на распределении обилия не формируются.

Химический» подход также не поддерживает транзиентную модель спиральной структуры галактик.

В третьей главе исследуется влияние динамических процессов, вызванных спиральными рукавами, на эволюцию распределения обилия элементов по радиусу Галактики.

Проводится аналитическое и численное решение задачи о движении звезд в диске, с учетом влияния спиральных рукавов. Показано, что звезда, оказавшаяся в некоторый момент времени возле радиуса коротации, под воздействием гравитационного поля спиральной волны будет блуждать на большие расстояния по галактическому радиусу ~ 2 - 3 кпк за время ~ 1 млрд лет, или даже быстрее. В результате, даже если начальное радиальное распределение обилия тяжелых элементов было линейным, под действием возмущений от спиральных рукавов оно трансформируется в более сложное, которое не описывается единым градиентом. Наиболее сильной деформации распределение будет подвержено в окрестности коротации, где звезды резонансно взаимодействуют с гравитационным полем спиральной волны плотности, в этой области на нем формируется плато. Иными словами, со временем монотонное распределение трансформируется в аналогичное бимодальному, которое уже не может описываться одним градиентом. Этот вывод получен для квазистационарной спиральной структуры.

Если спиральный узор представляет собой цуг транзиентных волн, то формирования сложной структуры не будет.

Для любой модели спирального узора, из-за того, что в окрестность Солнца попадают звезды из разных и довольно далеких областей Галактики, можно ожидать, что корреляция металличность - возраст здесь будет замываться.

Представление, согласно которому звезды движутся по квазикруговым орбитам вокруг центра Галактики, не применимо для звезд, оказавшихся вблизи коротационного резонанса. В последнем случае они движутся по очень сложной траектории, зависящей не только от их собственных кинематических параметров и от параметров волнового узора, но и от начального положения относительно рукавов.

Личный вклад автора

Постановка задачи и большая часть работ, на основе которых написана диссертация, выполнены автором совместно с профессорами Ю.Н. Мишуровым и Ж.Р.Д. Липине. При этом автору принадлежит изучение теоретических исследований и анализ наблюдательных данных по теме диссертации, написание алгоритмов и программ численных расчетов, проведение расчетов, анализ результатов.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 123 наименований, 27 рисунков. Общий объем диссертации 112 страниц.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Ачарова, Ирина Александровна

В заключение сформулируем основные результаты и выводы работы.

Дана критика традиционно используемого представления, согласно которому радиальное распределение содержания (в логарифмической шкале) тяжелых элементов в диске Галактики описывается линейной функцией Показано, что усредненные по радиусу галактического диска распределения наблюдаемых обилий, полученные по цефеидам и планетарным туманностям, подтверждают бимодальный закон, предложенный в серии работ Андриевского с соавторами [30-34], который состоит в том, что в области внутри солнечного круга (при г < 1 кпк) имеет место достаточно крутой градиент, а в средней части галактического диска (при г от 7 кпк до 11 кпк) распределение пологое Приведен список других исследований в пользу немонотонного поведения такого распределения.

Поиск и объяснение особенностей на радиальном распределении обилия элементов чрезвычайно важен, так как они позволяют сузить допустимый класс моделей галактического диска. Вряд ли можно расшифровать «химический узор» диска спиральной галактики без учета влияния спиральных рукавов

Обращается внимание на то, что кислород оказывается наиболее чувствительным индикатором влияния спиральных рукавов на «химический узор» галактического диска, если обилие определяется по молодым объектам, поскольку главным его источником являются СН II, которые строго концентрируются к спиральным рукавам и предки которых -короткоживущие массивные звезды. В рамках этих представлений развита теория формирования радиального распределения кислорода в галактическом диске с учетом эффектов от спиральных рукавов

На основе полученных распределений сделан выбор между различными моделями волнового узора, ответственного за спиральную структуру в нашей Галактике. Показано, что бимодальное распределение может быть получено в случае квазистационарной спиральной структуры с радиусом коротации, расположенным в средней части галактического диска, вблизи солнечного круга. Если спиральная структура медленно замедляет или ускоряет свое вращение, при этом радиус коротации дрейфует в солнечной окрестности, также формируется распределение, сходное с бимодальным. В рамках моделей спирального узора с коротацией на краю Галактики или во внутренней области такое распределение получить не удается «Химический» подход также не поддерживает транзиентную модель спиральной структуры галактик

Любопытно, что для моделей с непрерывно изменяющейся скоростью вращения спирального узора, характер распределений обилия кислорода зависит еще от направления дрейфа коротационного резонанса. В случае, когда область дрейфа располагается в средней части диска Галактики, вблизи Солнца, формируется аналог бимодальной структуры. Однако положение излома, а также эволюция радиального распределения обилия зависят от направления дрейфа. Названные отличия позволят сделать выбор между ситуациями, в которых центральный бар ускоряет либо замедляет свое вращение Для этого необходимы как можно более точные наблюдения «тонкой структуры» радиального распределения обилия кислорода и его эволюции

Если область дрейфа простирается от центра до внешнего края диска, при любом направлении движения резонанса особенности на распределении обилия не формируются.

Аналитически и численно исследовано гравитационное влияние спиральных рукавов на движение звезд. Показано, что в результате резонансного взаимодействия с гравитационным полем галактической волны плотности в окрестности коротации, звезды испытывают значительные радиальные блуждания на расстояния порядка 2-3 кпк за время меньше 1 млрд лет. Этот результат приводит к нескольким последствиям.

В случае квазистационарной структуры в окрестности коротации в течение 3-5 млрд лет формируется плато в радиальном распределении любого тяжелого элемента, даже если первоначально оно было линейным. Иными словами, со временем оно трансформируется в распределение, аналогичное бимодальному, которое уже не может описываться одним градиентом Этот эффект должен обнаруживаться для любого химического элемента, если обилие определять по звездам умеренных масс.

Если спиральный узор представляет собой цуг транзиентных волн, то сложной структуры не будет: как показано Селлвудом и Бинни (2002) [51], эффект рукавов сведется лишь к сглаживанию общего градиента и нарушению зависимости возраст-металличность.

Понятно, что если первоначальное распределение уже было бимодальным вследствие эффектов, описанных в главах 1, 2, то его характер таким и останется.

Для любой модели спирального узора, из-за того, что в окрестность Солнца попадают звезды из разных и довольно далеких областей Галактики, можно ожидать, что корреляция металличность - возраст здесь будет замываться

Предложенный в нашей работе механизм радиальных перемещений звезд оказывается существенно более быстрый, нежели диффузия звездных орбит, к которой приходят Вилен и др. [5]. Кроме того, результаты нашего исследования опровергают и другие предположения, используемые в [5]. Действительно, радиальное распределение металличности, скорее всего, не описывается единым значением градиента по всему радиусу диска. Даже если предположить, что в какой-то начальный момент времени оно было линейным, достаточно быстро, в силу ряда причин, описанных выше, оно трансформируется в бимодальное. Другими словами, градиент со временем на разных галактоцентрических расстояниях меняется с различной скоростью. Более того, столь большой градиент сейчас не поддерживается никакими наблюдениями. Наконец, недавно показано, что содержание тяжелых элементов на Солнце, в действительности, оказывается существенно ниже, нежели это принималось ранее, как раз примерно на 0.2 деке [7].

Полученные в работе быстрые радиальные блуждания звезд на 2-3 кпк меняют наши представления о квазикруговом движении звезд, находящихся на расстоянии 1 -2 кпк от Солнца. Вследствие резонансного влияния спиральной волны плотности звезды движутся по сильно различающимся очень сложным траекториям, зависящим не только от их собственных кинематических параметров и от параметров волнового узора, но и от начального положения относительно рукавов.

Благодарность

Автор выражает благодарность коллективу кафедры физики космоса Ростовского государственного университета и особенно своему научному руководителю профессору Юрию Николаевичу Мишурову за помощь и поддержку в работе.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Ачарова, Ирина Александровна, 2006 год

1. Spinrad Н. Abundances in stellar populations // IAU Symp. No 72. 1976. P. 183-204.

2. Спитцер Л. Физические процессы в межзвездной среде. М.: Мир, 1981.352 С.

3. Бочкарев Н.Г. Основы физики межзвездной среды. М.: Издательство МГУ, 1990 -385 С

4. Марочник Л.С., Сучков А.А. Галактика М. Наука Главная редакция физико-математической литературы, 1984 - 392 С.

5. Wielen R., Fuchs В., Dettbarn С. On the birth-place of the Sun and the places of formation of other nearby stars II Astron. and Astrophys. 1996. Vol. 314. P.438-447.

6. Gonzales G. Are stars with planets anomalous? // Monthly Notices Roy. Astron.

7. Soc. 1999. Vol. 308. P. 447-458.

8. Asplund M.; Grevesse N; Sauval A. The Solar Chemical Composition II ASP Conference Series. Cosmic Abundances as Records of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. 2005. Vol. 336. P 25-39.

9. Lineweaver C., Fenner Y.,Gibson B. The Galactic Habitable Zone and the Age Distribution of Complex Life in the Milky Way II Science. 2004. Vol. 303. P. 59-62.

10. Bergli S van den The frequency of stars with different metal abundances II Astron. J. 1962. Vol. 67. P. 486-490.

11. Schmidt M. The rate of star formation. II. The rate of formation of stars of different mass И Astrophys J. 1963. Vol. 137. P 758-769.

12. Talbot R.J., Arnett W.D. The evolution oj galaxies. I. Formulation and mathematical behavior of the one-zone model II Astrophys. J 1971. Vol. 170. P. 409-422.

13. Larson R.B Infall of Matter in the Galaxies II Nature. 1972. Vol. 236. P. 2143.

14. Tinsley B.M. Evolution of the Stars and Gas in Galaxies II Fundamentals of Cosmic Physics. 1980. Vol. 5. P. 287-388.

15. Вибе Д.З., Тутуков А В , Шустов Б.М. Радиальный градиент содержания тяжелых элементов в дисковых галактиках // Астрон. журн 2001. Т. 78. №11. С. 977-984.

16. Касимова Е.Р. Щекинов Ю.А Однозонная модель эволюции насыщенных Lya систем \\ Астрон. журн. 2004 Т 81. № 5. С. 387-402.

17. Searle L., Sargent W.L Inferences from the Composition of Two Dwarf Blue Galaxies //Astrophys. J. 1972. Vol. 172 P. 25-33.

18. Peimbert M. Abundance gradients in the Galaxy derived from HII regions II Astrophys. J. 1978. Vol. 220 P. 516-524.

19. Talent D.L., Dufour R.J. Spectrophotometry oj four H11 regions in the Perseus arm and a reassessment of galactic abundance gradients I I Astrophys. J. 1979. Vol. 233. P 888

20. Janes K.A. Evidence for abundance gradient m the galactic disk II Astrophys. J. Suppl. 1979. Vol 39. P. 135-156.

21. Harris H C. Photometric abundances of Type II Cepheid variables II Astron. J. 1981. Vol. 86. P. 719-729.

22. Lacey C., Fall S. Chemical evolution of the galactic disk with radial gas flows //Astrophys. J. 1985. Vol 290. P. 154-170.

23. Portinari L, Chiosi C. On star formation and chemical evolution in the Galactic disc II Astron. and Astrophys. 1999. Vol. 350. P 827-839.

24. Wyse R., Silk J. Star jormation rates and abundance gradients in disk galaxies II Astrophys. J 1989. Vol. 339. P. 700-711.

25. Simpson J., Colgan S., Rubin R., Erickson E., Haas M. Far-infrared lines from H II regiom: Abundance variations in the galaxy //Astrophys J. 1995. Vol. 444, P 721-738.

26. Vilchez J , Esteban C The chemical composition oj Hll regions in the outer Galaxy II Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1996. Vol 280. P. 720-734.

27. Daflon S , Cunha K. Galactic Metallicity Gradients Derived from a Sample of OB Stars II Astrophys. J. 2004. Vol. 617. P. 1115-1126.

28. Twarog B., Ashman K., Anthony-Twarog B. Some Revised Observational Constraints on the Formation and Evolution of the Galactic Disk II Astron. J. 1997. Vol. 114. P. 2556-2585.

29. Smartt S., Rolleston W The Galactic Oxygen Abundance Gradient II Astrophys J. Lett 1997. V 481. P. 47-59.

30. Caputo F., Marconi M., Musella I., Pont F. Pulsational constraints to the metallicity gradient in the Galactic disk II Astron. and Astrophys. 2001. Vol. 372, P.544-550.

31. Andrievsky S., Bersier D., Kovtyukh V., Luck R., Maciel W,, Lepine J., Beletsky Yu. Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. 11. Towards the galactic center II Astron. and Astrophys. 2002. Vol. 384. P. 140144.

32. Andrievsky S, Kovtyukh V., Luck R., Lepine J., Maciel W., Beletsky Yu Using Cepheids to determine the galactic abundance gradient. III. First results for the outer disc // Astron. and Astrophys. 2002 Vol.392. P.491-499.

33. Luck R , Gieren W., Andrievsky S., Kovtyukh V., Fouque P., Pont F., Kienzle F. The galactic abundance gradient from Cepheids. IV. New results for the outer disc И Astron and Astrophys. 2003. Vol. 401, P. 939-949.

34. Andrievsky S., Luck R., Martin P., Lepine J. The Galactic abundance gradient from Cepheids. V. Transition zone between 10 and 11 kpc II Astron. and Astrophys. 2004. Vol. 413. P.159-172.

35. Maciel W, Quireza C. Abundance gradients in the outer galactic disk from planetary nebulae II Astron. and Astrophys. 1999. Vol 345. P. 629-634.

36. Maciel W., Costa R., Uchida M. An estimate of the time variation of the O/H radial gradient from planetary nebulae И Astron. and Astrophys. 2003 Vol. 397. P. 667-674.

37. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках: звездные комплексы и спиральные рукава М : Наука, 1989 248с.

38. Terzian Y. Expansion distances oj Planetary Nebulae II IAU Symposium No. 180. 1997. P. 29-40.

39. Phillips J. Biases in the Kinematic Parallaxes of Galactic Planetary Nebulae II Rev. Mexic. Astron. Astrofis. 2005.Vol. 41. P. 471-475

40. Lin С.,Yuan С., Shu F. On the Spiral Structure of Disk Galaxies. Ill Comparison with Observations //Astrophys J 1969. Vol. 155 P. 721-746.

41. Matteucci F. In Origin and evolution of the elements H Carnegi Astrophys. Ser., Eds A Mc William and M. Rauch. Cambridge Univ. Press, I. 2003. 52 P.

42. Bartunov О , Tsvetkov D., Filimonova I. Distribution ofsupernovae relative to spiral arms and HII regions // Astron. Soc Pacific 1994 Vol. 106. P. 12761284.

43. Roberts W. Large-Scale Shock Formation in Spiral Galaxies and its Implications on Star Formation II Astrophys J. 1969 Vol. 158. P. 123-143.

44. Oort J.H. Recent Radio Studies of Bright Galaxies IIIAU Symp. No. 58. 1974. The formation and dynamics of galaxies, Ed. by J.R. Shakeshaft. P. 375-397.

45. Fujimoto M. Modeling of gas flow through a spiral sleeve 11 Symp IAU No. 29. 1968. P 453-463.

46. Берман В., Мишуров Ю. Определение параметров спиральной структуры галактики по радио излучению нейтрального водорода в линии 21 см. II. Нелинейная теория II Астрофизика. 1980. Т. 16. С. 71-85.

47. Elmegreen В Large scale star formation Density waves, superassociations and propagation // IAU Symp. 1987. No. 115. Star forming regions P. 457481

48. Casse M., Kunth D., Scalo J. A constraint on the influence of density waves on the rate of the star formation II Astron. and Astrophys. 1979. Vol. 76. P. 346349.

49. Hodge P.W. The recent evolutionary history of the galaxies NGC 6822 and 1С 1613II Astrophys. J. 1980. Vol. 241. P. 125-131.

50. Sellwood J., Binney J. Radial mixing in galactic discs II Monthly Notice Roy. Astron. Soc. 2002.Vol. 336 P. 785-796.

51. Marochnik L S , Mishurov Yu N., Suchkov A A. On the Spiral Structure of our Galaxy И Astrophys. and Space Scien. 1972. Vol. 19. P.285-292

52. Creze M., Mennessier M. An Attempt to Interpret the Mean Properties of the Velocity Field of Young Stars m Terms of Lm's Theory of Spiral Waves I I Astron. and Astrophys. 1973. Vol. 27. P. 281-289.

53. Мишуров Ю., Павловская E., Сучков А Определение параметров спиральной структуры Галактики по движению звезд // Астрон. циркуляр. 1977. № 967. С. 1-2.

54. Nelson А.Н., Matsuda Т. On one-dimemional galactic spiral shocks I I Monthly Notices Roy. Astron Soc. 1977. Vol. 179 P 663-670.

55. Мишуров Ю H., Берман В Г. Определение параметров спиральной структуры галактики по радио излучению нейтрального водорода в линии 21 см. II Линейная теория: нерезонансная область // Астрофизика. 1978. Т. 14. С. 637-644.

56. Батова Е Мишуров Ю. Течение межзвездного газа в спиральных рукавах с учетом магнитного поля II Астрон. циркуляр. 1986. № 1426. С. 2-3.

57. Leitch E., Vasisht G Mass extinctions and the sun's encounters with spiral arms //New Astron. 1998,Vol. 3. P. 51-56.

58. Mishurov Yu.N., Zenina I.A., Dambis A.K., Mel'nik A.M., Rastorguev A.S. Is the Sun located near the corotation circle? // Astron. and Astrophys. 1997. Vol 323. P.775-780.

59. Mishurov Yu.N., Zenina I.A. Yes, the Sun is located near the corotation circle // Astron. and Astrophys. 1999. Vol. 341. P. 81-85.

60. Мишуров Ю.Н , Зенина И.А Определение параметров кривой вращения и спирального узора Галактики по движению цефеид II Астрон. журн 1999. Т. 43. С. 487-493.

61. Lepine J R D, Mishurov Yu.N., Dedikov S Yu A New Model for the Spiral Structure oj the Galaxy: Superposition of 2- and 4-armed Patterns II Astrophys. J. 2001. Vol. 546. P. 234-247.

62. Fridman A.M., Khoruzhii O.V., Lyakhovich V.V., Avedisova V.S. Are there giant vortices near solar circle? I IIAU Symposium No. 169. 1996. P. 597-603.

63. Amaral L H., Lepine J.R D A self consistent model of the spiral structure of the Galaxy II Monthly Notices Roy. Astron Soc. 1997. Vol 286. P. 885-894.

64. Корчагин В.И, Марочник JI.С. Бароподобные образования как возможные генераторы спиральных волн плотности Волновой узор в дифференциально вращающемся диске II Астрон. журн. 1975. Т. 52. С. 1525.

65. Dehnen W. The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution I I Astron. J. 1999. Vol. 119. P. 800-812.

66. Weinberg M D. Kinematic signature of a rotating bar near a resonance И Astrophys. J. 1994. Vol 420 P 597-611.

67. Mishurov Yu N., Zenina I.A., Dambis A.K., Mel'nik A.M., Rastorguev A.S. Is the Sun located near the corotation circle? I I Astron. and Astrophys. 1997. Vol. 323. P. 775-780.

68. Sellwood J.A., Carlberg R.G. Spiral instabilities provoked by accretion and star formation //Astrophys. J. 1984. Vol. 282. P. 61-74.

69. Carlberg R.G., Sellwood J.A. Dynamical evolution in galactic disks II Astrophys. J. 1985. Vol. 292. P. 79-89.

70. Binney J., Lacey C. The diffusion of stars through phase space I I Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1988. Vol. 230. P. 597-627.

71. Fry A.M., Carney B.W. Chemical Abundances of Galactic Cepheid Variables that Calibrate the P-L Relation II Astron. J. 1997. Vol. 113. P. 1073-1087.

72. Smartt S., Rolleston W The Galactic Oxygen Abundance Gradient I I Astrophys J. Lett. 1997. Vol. 481 P. 47-59

73. Fich M., Silkey M. Abundances in H11 regions at the edge of the Galaxy II Astrophys. J. 1991. Vol. 366 P. 107-114.

74. Maciel W., Koppen J. Abundance gradients jrom disk planetary nebulae: O, Ne, S, and ARII Astron. and Astrophys. 1994. Vol. 282. P. 436-443.

75. Simpson J., Colgan S., Rubin R., Erickson E., Haas M. Far-infrared lines from H II regions Abundance variations in the galaxy II Astrophys. J. 1995. Vol. 444. P. 721-738.

76. Dinerstein H., Haas M., Erickson E., Werner M. Measurements of the Far-Infrared IN III. and O III] Lines in the Outer-Galaxy HII Regions S 206, S 209, andS 212 II Bulletin of the American Astron. Soc. 1993. Vol. 25. P.850-850.

77. Afflerbach A., Churchwell E., Werner M. Galactic Abundance Gradients from Infrared Fine-Structure Lines in Compact HII Regions I I Astrophys. J. 1997. Vol. 478. P. 190-205.

78. Zaritsky D., Kennicutt R., Huchra J. HII regions and the abundance properties of spiral galaxies //Astrophys J. 1994. Vol. 420. P. 87-109.

79. Martin P., Roy J -R. The oxygen distribution m NGC 3359 or a disk galaxy in the early phase of bar formation II Astrophys. J. 1995. Vol. 445 P. 161-172.

80. Roy J.-R., Walsh J. The abundance gradient of NGC 1365. evidence for a recently formed bar in an archetypal barred spiral galaxy? // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1997. Vol. 288. P. 715-725.

81. Cedrés B., Cepa J. Distributions, equivalent widths and metalhcities of the HII regions in the spiral galaxies NGC 5457 and NGC 4395 II Astron. and Astrophys 2002. Vol.391 P 809-821.

82. Pilyugin L S. The bends in the slopes of radial abundance gradients in the disks of spiral galaxies Do they exist? II Astron and Astrophys. 2003. Vol. 397. P. 109-114

83. Martinet L., Friedli D. Bar strength and star formation activity in late-type barred galaxies U Astron. and Astrophys. 1997. Vol. 323. P. 363-373.

84. Miller G., Scalo J. The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood I I Astrophys. J. Suppl. Ser. 1979. Vol. 41. P 513-547.

85. Kennicutt R. The rate of star formation in normal disk galaxies II Astrophys. J. 1983. Vol. 272. P. 54-67.

86. Kennicutt R. The Global Schmidt Law in Star-forming Galaxies II Astrophys. J. 1998. Vol.498. P. 541-575.

87. Shu F.H., Millione V., Gebel W, et al. II Astrophys. J. 1972. Vol. 173. P. 557.

88. Talbot R., Arnett W D. The evolution of galaxies. IV- Highly flattened disks II Astrophys. J. 1975 Vol. 197 P 551-570.

89. Dopita M., Ryder S. On the law of star formation in disk galaxies II Astrophys. J. 1994. Vol. 430. P. 163-178.

90. Firmani C., Tutukov A Star Formation in Galaxies Controlled by Ionization of Hydrogen and Supernovae Explosions I I Rev. Mex. Astron Astrofis. 1989 Vol. 18. P. 187-187.

91. Burkert A., Truran J.W., Hensler G. The collapse of our Galaxy and the formation of the Galactic disk II Astrophys. J. 1992. Vol 391. P. 651-658.

92. Lépine J., Mishurov Yu., Dedikov S. A New Model for the Spiral Structure of the Galaxy: Superposition of 2- and 4-armed Patterns II Astrophys. J. 2001. Vol. 546. P. 234-247.

93. Lin C C Interpretation of Large-Scale Spiral Structure. I IIAU Symposium № 38. The Spiral Structure of our Galaxy. 1970. P. 377-390.

94. Lin C. On the Origin and Long-Term Maintenance of Spiral Structure II La Dynamique des galaxies spirales : hautes etudes scientifiques. 1975. P. 491508.

95. Lau Y Y., Lin C C., Mark J. Unstable Spiral Modes in Disk-Shaped Galaxies II Proceedings of the National Academy of Sciences USA 1976. Vol. 73. P. 1379-1381.

96. Stark A. A. Kinematics of molecular clouds. I Velocity dispersion in the solar neighborhoodII Astrophys J. 1984. Vol. 281 P. 624-633.

97. Falgarone E., Puget J. Model of clumped molecular clouds II Physics and evolution of the hierarchical structure II Astron. and Astrophys. 1986. Vol. 162. P. 235-247.

98. Allen С., Santillan A. An improved model of the galactic mass distribution for orbit computations II Rev. Mexic. Astron. Astrofis. 1991. Vol. 22. P. 255-263.

99. Haywood M., Robin A., Creze M. The evolution of the Milky Way disc. II. Constraints from star counts at the galactic poles II Astron. and Astrophys. 1997. Vol 320. P 440-459

100. Dame T.M The Distribution of Neutral Gas in the Milky Way И AIP Conf. № 278. Ed S. Holt & F. Verier. 1993 P. 267-278.

101. Berczik P. Chemo-Dynamical Evolution of Disk Galaxies, Smoothed Particles Hydrodynamics Approach II Astrophys. Space Scien 1999. V. 265. P. 473-477.

102. Lin C., Shu F. On the Spiral Structure of Disk Galaxies II Astrophys. J. 1964 Vol. 140. P.646-656.

103. Lin С, Bertin G On Global Wave Patterns in Galaxies: Their Generation and Maintenance II Waves in Astrophysics. 1995. Vol 773, P 125-144.

104. Laughlin G, Korchagin V, Adams F. Spiral Mode Saturation in Self-gravitating Disks //Astrophys. J. 1997. Vol. 477. P. 410-423.

105. Laughlin G., Korchagin V., Adams F. The Dynamics of Heavy Gaseous Disks //Astrophys. J. 1998. Vol. 504. P. 945-953.

106. Shu F., Laughlin G., Lizano S , Galli D Singular Isothermal Disks. I. Linear Stability Analysis II The Astrophys. J. 2000. Vol 535. P. 190-210.

107. Englmaier P., Gerhard O. Gas dynamics and large-scale morphology of the Milky Way galaxy I I Monthly Notices Roy. Astron. Soc 1999. Vol. 304. P. 512-534.

108. Клочкова В.Г., Панчук B.E. Спектроскопическое исследование метсишичности цефеид // Письма астрон жури. 1991. Т. 17, С. 536-543.

109. Bissantz N., Englmaier P., Gerhard O. Gas dynamics in the Milky Way: second pattern speed and large-scale morphology И Monthly Notice Roy. Astron Soc. 2003 Vol. 340. P. 949-968.

110. Cole A., Weinberg M An Upper Limit to the Age of the Galactic Bar II Astrophys. J. Lett. 2002. Vol. 574 P 43-46.

111. Roberts W.W., Hausman M.A. Spiral structure and star formation. I -Formation mechanisms and mean free paths I I Astrophys. J. 1984. Vol. 277. P. 744-767

112. Visser H. The Dynamics of the Spiral Galaxy M 81 Part Two - Gas Dynamics and Neutral Hydrogen Observations I I Astron. and Astrophys. 1980. Vol. 88. P 149-174.

113. Edvardsson В , Andersen J., Gustafsson В , Lambert D., Nissen P., Tomkin J. The chemical evolution of the galactic disk I. Analysis and results // Astron. and Astrophys. 1993. Vol. 275. P. 101-152.

114. Ачарова И.А. Компьютерное моделирование химической эволюции Галактики II Сборник научных трудов студентов, аспирантов и молодых ученых РГУ. 2001. С. 121-124

115. Mishurov Yu.N, Lepine J.R.D., Acharova I.A. Corotation• its influence on the chemical abundance pattern of the Galaxy II Astrophys J. Lett. 2002. Vol 571. LI 13 LI 15

116. Lepine J.R.D., Acharova I A., Mishurov Yu N. Corotation, stellar wandering, and fine structure of the galactic abundance pattern II Astrophys. J. 2003. Vol. 589. P. 210-216.

117. Mishurov YuN., Acharova I.A, Lepine J.R.D. Corotation. its influence on the chemical abundance pattern of the Galaxy //Publ. Astron. Soc. Pacific. 2003. Vol. 115. P 78-81.

118. Ачарова И.А., Липине Ж.Р Д , Мишуров Ю.Н Коротационный резонанс и особенности радиального распределения кислорода в спиральной галактике И Астрон. Журн. 2005. Т. 82. № 5 С 398 406.

119. Acharova I.A, Lepine J.R.D., Mishurov YuN. Imprints of spiral arms in the oxygen distribution over the galactic disc II Mon. Not. R Astron. Soc. 2005. Vol. 359 P. 819 826.

120. Lepme J R D., Mishurov Yu N., Acharova I.A. The role oj spiral arms in the chemical evolution of galactic disks I I In IAU Symposium No. 228, 2005. P. 595 596