Ранняя химическая эволюция галактик тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Кабанов, Артем Анатольевич

• Кабанов, Артем Анатольевич
• кандидат физико-математических наук
• 2012

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Кабанов, Артем Анатольевич

Введение

1 Модель химической эволюции галактик

1.1 Основные уравнения модели.

1.1.1 Иерархический сценарий образования галактик

1.2 Механизм учета первых звезд.

1.3 Зависимость начальной функции масс звезд от металличности вещества.

1.4 Критическая металличность

1.5 Максимальная и минимальная массы звезд.

2 Влияние звезд населения III на раннюю химическую эволюцию галактик

2.1 Химическое обогащение МЗС первыми звездами.

2.2 Влияние параметров звезд населения III на химическую эволюцию

2.3 Вероятность обнаружения звезд с дефицитом нечетных элементов в окрестности Солнца.

3 Влияние параметров нуклеосинтеза звезд на моделирование химической эволюции галактик

3.1 Обзор моделей нуклеосинтеза.

3.2 Результаты моделирования.

Эволюция скорости звездообразования и экстинкции в дисковых галактиках

4.1 Соотношение масса-радиус.

4.2 Модификация модели.

4.3 Выбор начальных параметров модели.

4.4 Эволюция скорости звездообразования

4.5 Эволюция экстинкции.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Ранняя химическая эволюция галактик»

Современная Вселенная сложна и полна разнообразных иерархических структур - звезды образуют галактики, галактики - скопления, скопления - сверхскопления. В то же время согласно нашим представлениям ранняя Вселенная была почти однородна. Процесс перехода из такого простого состояния в сложно организованную систему - один из интереснейших этапов ее эволюции. Данный этап связывают с эпохой образования первых звезд (ПЗ) и галактик (ПГ) во Вселенной. Эта далекая эпоха пока еще плохо изучена, и поэтому является предметом повышенного интереса.

Образование первых гравитационно-связанных объектов

Согласно современным представлениям ([1], [2]), образование первых звезд и галактик обусловлено ростом изначально небольших отклонений плотности материи от среднего (фонового) значения, оставшихся от эпохи окончания инфляции. Материя включает темную и барионную компоненты, первая из них является бесстолкновительной и состоит из слабо взаимодействующих холодных частиц неизвестной пока природы, а вторая - это водородно-гелиевая плазма. Флуктуации плотности материи, взаимодействуя с реликтовым излучением, "отпечатывались" в спектре излучения, то есть локально изменяли температуру реликтового излучения. Распределение именно этих отпечатков измеряли при наблюдениях анизотропии реликтового фона на космических аппаратах Реликт-1, COsmic Background Explorer (СОВЕ), Willkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и Planck. Из измерений неоднородности температуры реликтового фона по небесной сфере было получено, что первоначальные флуктуации температуры излучения и плотности материи были очень малы, ДТ/Т ~ Sp/p ~ Ю-5.

В ту первоначальную эпоху, когда существовали эти малые неоднородности, температура вещества была настолько высока, что оно находилось в фазе электрон-фотон-протонной плазмы. До момента рекомбинации барионное вещество и излучение находились в термодинамическом равновесии. Затем электроны, протоны и ядра гелия рекомбинировали, образуя атомы водорода и гелия, газ за короткое время стал практически нейтральным с небольшой остаточной степенью ионизации, ~ Ю-4. Полной рекомбинации не происходило из-за общего расширения: плотность газа падала настолько, что время полной рекомбинации становилось больше возраста Вселенной. Эта небольшое количество оставшихся электронов играло очень существенную роль в образовании первых звезд.

Флуктуации плотности темной материи росли, начиная со значения бр/р ~ Ю-5, причем амплитуда возмущений всех размеров изначально была одинакова, то есть их спектр был плоским, п = 1 (спектр Харисона-Зельдовича):

Р6(к) ос кп, п = 1, где P¿(k) - амплитуда возмущения, к - волновой вектор.

Очевидно, что при этом условии время гравитационного сжатия меньшего по размеру возмущения меньше, чем более крупного, из чего следует, что объекты малых масс первыми образовывались и отделялись от общего космологического расширения, то есть переходили от линейной фазы роста возмущения к нелинейной. При этом постепенно менялось и распределение флуктуаций по масштабам: начальный спектр с п = 1 на больших масштабах остался прежним, а на малых преобразовался в п = —3. В результате образовалось большое число гравитационно-связанных объектов (часто называемых "гало темного вещества" (dark matter halo) в широком диапазоне масс. Дальнейшая эволюция ансамбля гравитационно-связанных объектов протекала иерархическим образом. Объекты эволюционировали "снизу-вверх" (bottom-up), т.е. сначала образовались гало наименьших масс, а более массивные структуры формировались путем слияния и аккреции маломассивных гало. Еще раз отметим, что первые гравитационно-связанные объекты формировались из темного вещества. Спектр масс гало темного вещества обычно описывают распределением Пресса-Шехтера [3]. Формализм Пресса-Шехтера дает также возможность описать эволюцию спектра масс темных гало.

Поскольку общая масса темного вещества почти на порядок больше, чем барионного, то эволюция последнего в большей степени определялась динамикой темной материи. Барионы, захватываемые в потенциальные ямы первых гало темной материи, накапливались там, но только в том случае, если температура газа оказывалась не выше равновесной температуры, определяемой из теоремы вириала. Если масса гало была достаточно высока, чтобы удержать необходимое для звездообразования количество газа, то там могли образовываться первые звезды. Наименьшие массы таких гало примерно равны 104 — 105М©, и они начали появляться на красных смещениях 20-30 (возраст Вселенной около 1 млн. лет). Для рождения первых звезд также было необходимо, чтобы газ в гало мог охлаждаться.

Итак, для образования звезд из барионного вещества с одной стороны гало должны вырасти за счет слияний так, чтобы удержать достаточную массу газа, а с другой - условия в гало должны позволять газу эффективно охлаждаться. Этим критериям соответствуют гало массой ~ 105 — 106М© на красных смещениях z ~ 20. Газ внутри них мог охлаждаться до температур ~ 100 — 200 К, концентрация газа в гало была близка к вириальному значению ~ 1—10см3. Из этих данных можно получить, что масса Джинса для газового облака внутри гало будет довольно большой ~ 103М©. Последующая эволюция такого облака может идти двумя путями.

В первом случае сжатие облака происходит как целое, последующая фрагментация облака неэффективна. В центре выделяется протозвездное ядро, которое становится непрозрачным для излучения, и газ начинает разогреваться. При п ~ 108см-3 водород быстро переходит в молекулы, которые разрушаются (диссоциируют) при п > 1015см~3. При дальнейшей аккреции газа протозвездное ядро продолжает разогреваться и уплотняться, а его оптическая толщина для собственного излучения - расти. В момент, когда собственное излучение протозвездного ядра начинает препятствовать аккреции газа, можно говорить о формировании протозвезды. Поскольку температура газа в облаке была порядка 200К, что существенно выше значений в современной межзвездной среде Галактики, а скорость аккреции газа пропорциональна Т3/2, то, вероятно, первые звезды были очень массивными. Расчеты с использованием многомерного численного моделирования [4] показали, что массы ПЗ составляют 1ОО-ЗООМ0. Причем из-за неэффективной фрагментации в первичном газе в расчетах получалось, что одно гало с массой ~ 106М© формирует одну массивную звезду.

Во втором случае (если эффективность процессов охлаждения газа достаточно высока), в сформировавшемся массивном протозвездном облаке должна происходить иерархическая (каскадная) фрагментация ( [5]), в результате которой образуются несколько облаков с некоторым спектром масс. В части этих облаков в результате эволюции, описанной выше, также формируются массивные звезды. Учет различного рода взаимовлияющих процессов при аккреции газа на протозвездное ядро позволил понизить нижний предел массы первых звезд до 30М© [6]. Последующие многомерные расчеты [7] подтвердили, что первые звезды могут рождаться группами и скоплениями, как и в современной межзвездной среде, с начальной функцией масс типа солпитеровской (т.е. степенной), но смещенной в сторону больших масс звезд.

Случайный характер процесса формирования гало способствует возникновению вихревых течений в газе, так называемой догалактической турбулентности, идеи о которой были высказаны Джинсом, Гамовым и Вайцзеккером ( [8], [9]). При слияниях гало, очевидно, что в газе будут возникать и некоторое время поддерживаться турбулентные потоки. Поэтому в гало с большей вероятностью ожидается формирование множества фрагментов и, следовательно, скоплений первых звезд [10].

В нескольких следующих разделах мы подробно опишем историю возникновения и эволюции первых звезд и галактик.

Первые звезды

В общепринятой космологической модели первичного нуклеосинтеза, которая основывается на современной теории элементарных частиц, реакции синтеза легких элементов начались спустя примерно минуту после Большого Взрыва, когда температура вещества упала до значения Т ~ 109 К. Реакции включали образование Н, Б, 3Не, 4Не, ничтожное количество 71л, и, возможно, 7Ве [11]. Более тяжелые элементы не успели сформироваться, так как температура Вселенной быстро упала. Расчеты показывают, что масса образовавшегося первичного водорода составляла около ~ 76% от полной массы барионного вещества Вселенной. Оставшиеся ~ 24% составлял 4Не и ничтожную долю (около Ю-10 по массе) - более тяжелые элементы [12 14]. Вещество с таким составом, т.е. практически полностью лишенное тяжелых элементов (по традиции далее мы будем называть все элементы тяжелее 4Не металлами), часто называют "космологическим".

Считается, что именно из такого вещества, скапливающегося в потенциальных ямах гало темной материи (ГТМ), образовались первые звезды (ПЗ) во Вселенной [15], [16]. Как было описано выше, в основном ПЗ формировались из газа, скапливающегося в минигало темной материи массой Мрм ~ Ю5 — 1О6М0. Гравитационный потенциал менее массивных гало был недостаточен, чтобы удержать горячий газ, и звезды там не образовывались, а более массивные гало были редки.

Отсутствие тяжелых элементов определило одну из главных особенностей ПЗ - их чрезвычайно большую массу (по современным оценкам, они имели массу М* ~ 100 — 1000М© и более). Причиной тому является очень малая непрозрачность газа из космологического вещества, обусловившая низкую эффективность охладителей (главным образом, Н2 и ЕГО) и высокий темп аккреции на протозвездное ядро [15].

Заметим, что существует ряд работ (например, [16]), в которых показано, что возможно существование звезд нулевой металличности с массой порядка солнечной. Однако авторы не рассматривают процесс сжатия таких протозвезд, а исследуют их эволюцию начиная с уже устойчивого сжатого состояния, полученного формальным решением уравнений звездной структуры. При этом сам процесс сжатия маломассивного облака нулевой металличности не рассматривался. В отсутствии эффективных охладителей сжатие маломассивного облака должно быстро остановиться, без образования звезды. Поэтому мы, как и многие другие авторы, не рассматриваем возможность существования ПЗ с массой менее 50 М©.

Что касается времени образования ПЗ, то данные по анизотропии и поляризации реликтового излучения, полученные на спутнике ШМАР [17], позволили определить, что уже на г ~ 15 должна была произойти реиони-зация водорода, а значит, к этому времени существовали источники ионизации - звезды популяции III. Обычно полагают, что ПЗ формировались в период г ~ 30 -г-15.

По-видимому, эпоха ПЗ была очень короткой - время жизни звезд с массами порядка 100 М© составляет около миллиона лет, после чего они взрывались и выбрасывали в окружающий газ продукты звездного нуклеосинтеза - металлы (в астрохимии все элементы тяжелее 4Не называются металлами). Вновь образующиеся из этого газа звезды уже имели в своем составе некоторое количество металлов - у них была ненулевая металличность

Если металличность среды превышает некоторое критическое значение Zern (см. подробнее п. 1.4), то функция охлаждения металлами начинает значительно превышать функцию охлаждения молекулярным водородом, т.е. охлаждение путем излучения в линиях металлов становится более эффективным, чем охлаждение молекулярным водородом. Это значение металличности получило название критической металличности. Звезды, образовавшиеся вслед за взрывами первых звезд, могли иметь металличность как больше, так и меньше критического значения. Те звезды, у которых металличность была ниже, все еще относились к классу звезд населения III. А звезды с металличностью, превышающей критическое значение, относились к более позднему классу звезд населения II. Более точная классификация звезд по металличности выглядит следующим образом [18]:

• Население III: это общий термин, который описывает все звезды, образовавшиеся из газа, состав которого была определен во время первичного нуклеосинтеза, независимо от того, как, когда и где они сформировались. Эти звезды состояли почти полностью из водорода и гелия. Было признано, что этот термин является слишком широким, и есть необходимость введения понятий "Население IIL1" и "Население 111.2", которые специфицированы ниже.

• Население III. 1: суть истинные звезды "первого поколения", т.е звезды первичного химического состава, который целиком определяется космологическими параметрами и процессом формирования космологической структуры, и которые не подвергались влиянию звездообразования в предыдущие эпохи.

1^Под металличностью Z среды понимают относительное содержание того или иного химического элемента (или совокупности нескольких элементов) по отношению к солнечному значению: [Z\ — log{—^~) — 1од(-^-)о, где - отношение концентрации элемента X в данном объеме к концентрации «я "я пя пх водорода, а — - то-же отношение для солнечного вещества. я©

• Население III.2: это "второе поколение" звезд, у которых изначальный состав был таким же, как и у звезд населения III. 1. Однако на их образование значительно повлияли процессы первичного звездообразования (в близких областях) путем инжекции в первичный газ кинетической энергии, диссоциирующих и ионизующих излучений, космических лучей и т.д.

• Население II.5: это возможное обозначение для класс звезд с ненулевой металличностью. Содержание металлов в газе, из которого образовались эти звезды, очень мало и недостаточно, чтобы существенно определять функцию охлаждения и, соответственно, процесс образования таких звезд, но играет непренебрежимую роль в эволюции звезд на главной последовательности, например, определяет интенсивность звездного ветра. В целом эти звезды более близки по свойствам к звездам населения III, чем к II.

• Население II: это "нормальные" звезды, содержание металлов в которых превышает "критическую металличность", т.е. металличность, при которой функция охлаждения газа существенно определяется содержанием металлов в нем.

• Население I: это звезды солнечного типа, то есть с достаточно высокой металличностью, на порядки превышающей критическую металличность. Солнце - типичный представитель звезд населения I с металличностью ZQ ~ 0.02.

Кроме того, мы полагаем, что между населениями II.5 и II можно ввести еще один тип населения: Население И.О. Это звезды уже с "нормальными" массами, типичными для населения II, но их химический состав отражает особенности нуклеосинтеза звезд населения III. Также мы будем называть их ДНЭ-звездами (подробнее в п. 2.1).

Таблица 0.1. Классификация звезд по металличности

Название класса MeTajuiHHHOCTb Аббревиатура

Звезды солнечного типа [Fe/H] = 0.0

Низкометалличные звезды [Fe/H] < -1.0 MP

Очень низкометалличные звезды [Fe/H] < -2.0 VMP

Экстремально низкометалличные звезды [Fe/H] < -3.0 EMP

Ультра низкометалличные звезды [Fe/H] < -4.0 UMP

Гипер низкометалличные звезды [Fe/H] < -5.0 HMP

Мега низкометалличные звезды [Fe/H] < -6.0 MMP

Возможность существования звезд населения ILO косвенно подтверждается наблюдаемыми в других галактиках мощными вспышками сверхновых (пик вспышек достигает Му < —21). Эти вспышки ассоциируют с взрывами массивных звезд (М > 100М©) в низкометалличных областях галактик [79]. При таких взрывах должен работать сценарий, описанный здесь для звезд населения 11.0. Из приведенной выше классификации видно, что чем ниже металличность звезды, тем она старше. Именно поэтому изучение низкометалличных звезд получило название "астроархеология" или, применительно к нашей Галактике, "Галактическая археология".

Существует также классификация названий звезд, в зависимости от степени их металличности, часто используемая в литературе. Эта классификация представлена в таблице 0.1. Несмотря на многообразие названий, все эти звезды могут быть объединены общим термином "низкометаллич-ные звезды" (НМЗ).

Заметим, что внутри классификации звезд по металличностям, представленной в таблице 0.1, существует еще более тонкая классификация, отражающая характерные химические составы НМЗ. В частности, это низ-кометалличные звезды, переобогащенные углеродом (англ. СЕМР) и звезды, обогащенные химическими элементами, образующимися при процессах нейтронного захвата (г- и s-процессы), [19].

•V' уж

11,

I, / к

Важным является вопрос о том, каким образом заканчивали свою эволюцию ПЗ. Известно, что звезды с массами М*, лежащими в интервале 140М© < М, < 260М©, заканчивают свою эволюцию как сверхновые, нестабильные по отношению к образованию электрон-позитронных пар (англ. Р181М) [20]. Такие звезды полностью разрушаются и выбрасывают все вещество в межзвездную среду (МЗС) (см. рис. 0.1). Массы ПЗ могли выходить за пределы указанного интервала, а такие звезды превращаются в черные дыры (здесь мы не обсуждаем судьбу звезд с М* < 50М©). Они не выбрасывают значительного количества вещества в МЗС, а практически полностью коллапсируют. Поэтому в обогащение МЗС вносили вклад не все первые звезды, а только те, которые заканчивали свою эволюцию как Р181Ч. Кроме того, нуклеосинтез в PISN весьма специфичен - они производят нормальное (солнечное) относительное содержание элементов с четным зарядом ядра, но очень малое количество элементов с нечетными ядрами [20]. Поэтому газ, обогащенный звездами населения III, имат необычный химический состав по отношению к солнечному (т.е в нем было заниженное количество элементов с нечетными ядрами). Звезды, образующиеся из этого газа, имели дефицит нечетных элементов, и мы будем называть их ДНЭ-звездами. Эти звезды могут быть важными индикаторами ранней химической эволюции галактик. По оценкам из работы [21] металличность в окрестностях места взрыва РШЫ может достигать значения Z 1О-2£Г0, а это значительно выше предполагаемого порога критической металлично-сти.

В работе [22] показано, что в зависимости от массы звезды населения III (масса определяет энергию взрыва этой звезды как сверхновой) возможна различная эффективность перемешивания. Мощный взрыв массивной звезды (энергия взрыва Е> 5 х 1052 эрг, масса предсверхновой ~ 200М©) приводит к очень локальному обогащению центральной области протога-лактики, тогда как сама протогалактика в результате взрыва лишается а\* I | Л ,1 Ч М' «'' IМ! ' , Ч \ у I ' 1 >/> < , 11 > , ' I • * I I, (

•¡'ПУ;1 уЗД^'К,^ у,;'. V,. ,у,| ■ ' : начальная масса звезды,

Рис. 0.1. Диаграмма "начальная масса звезды - конечная масса звезды". Рисунок адаптирован из [20]. значительной части газа и звездообразование там, по-видимому, затухает -образуется "темная" галактика. Взрыв меньшей мощности (энергия взрыва Е < 3 х 1052 эрг, масса предсверхновой ~ 40М©) приводит к обогащению галактического газа тяжелыми элементами, однако эффективного перемешивания вещества во всем объеме галактики не происходит. Это означает, что в ранних галактиках была вероятна ситуация, когда часть галактического газа была обогащена металлами выше критического значения - и там формировались звезды населения II, а другая часть газа еще была "космологической" - и там образовывались звезды населения III, галактика представляла из себя мозаику звезд разных населений.

При анализе звезд обычно полагают, что их атмосфера сохраняет химический состав того газа, из которого эти звезды образовались, а также что низкая металличность звезд означает их большой возраст [23]. Поэтому звезды населения II, образовавшиеся сразу вслед за ПЗ, должны были иметь необычный химический состав (в частности, заниженное отношение Na/Mg) и низкую металличность. Такие звезды с массами меньше ~ 0.8М© могли дожить до современности, а значит их можно попытаться обнаружить. Поиску и изучению звезд с экстремально низкой метал-личностью (ЭНМЗ, англ. ЕМР - stars) посвящены специальные программы на телескопах VLT ("First Stars" program), НЕТ (CASH project), Keck (0Z project). Более подробно об этом будет рассказано в главе 2. К настоящему времени уже найдены интересные объекты - несколько звезд в нашей Галактике, у которых металличность, определенная только по железу, составляет [Fe/H]< —5.0 [14], [24], [25] и 3 звезды с металличностью [Fe/H] < —3.5 в карликовых сфероидальных галактиках [26] (см. рисунок 2.3). Однако определять полную металличность звезд только по одному элементу (обычно - по железу) нельзя, т.к. отношение обилий различных элементов в звездах не универсально, и единственный элемент Fe не может служить достоверным индикатором полной металличности звезды. В действительности все указанные звезды имеют избыток углерода, азота и кислорода [27], [23], так что их полная металличность составляет ~ 10~2Zq, и вопрос о том, можно ли считать подобные объекты звездами населения 11.0, остается открытым [28]. Кроме того, как указано в [23], ни одна из известных в настоящее время низкометалличных звезд не несет в своем химическом составе отпечаток эпохи первых звезд (отпечаток нуклеосинтеза PISN), т.е. ни одной звезды гипотетического населения 11.0 пока не обнаружено.

Определение первых галактик

В современной литературе встречается весьма много терминов, обозначающих первые галактики: протогалактики, минигало темной материи, экстремально далекие галактики, галактики нулевой металлично-сти (англ. protogalaxies, dark matter minihaloes, highest redshift galaxies и zero-metallicity galaxies, соответственно). Из такого многообразия названий трудно понять, что именно понимают под термином "первые галактики".

С теоретической точки зрения под первыми галактиками можно понимать объекты, обладающие следующим набором свойств [29]:

• наличие гало темной материи (ГТМ), которое содержит звездную и газовую системы.

• потенциальная яма, создаваемая ГТМ, должна быть достаточно глубока для того, чтобы удерживать газ, нагретый до температур свыше ~ 104К в результате фотоионизации излучением первых звезд, от разлета в межгалактическое пространство.

• условия в системе должны быть такими, чтобы поддерживалась многофазная межзвездная среда, обеспечивающая стабильное саморегулируемое звездообразование.

Если принять, что галактика должна удовлетворять всем вышеперечисленным критериям, то просто гало темной материи, содержащие газ, на роль первых галактик не подходят. А вот гало, в котором начался процесс звездообразования, уже вполне может считаться первой галактикой.

С наблюдательной точки зрения под первыми галактиками обычно понимают либо галактики, видимые в настоящее время на максимальных красных смещениях - до 10 [30,31], либо галактики, содержащие газ нулевой металличности.

Очевидно, что оба таких "наблюдательных" определения первых галактик не являются правильными. Первое - в силу того, что техника и методы наблюдения постоянно совершенствуются, и, таким образом, мы можем ожидать, что будут открыты галактики на еще больших красных смещениях. Второе - потому что "нулевая" металличность не означает на самом деле полное отсутствие металлов, поскольку малую металличность трудно детектировать.

В дальнейшем, говоря о первых галактиках, мы будем подразумевать гало темной материи, в которых содержится газ и происходят процессы звездообразования. При этом предполагается, что изначальная металличность газа (до начала звездообразования) равна нулю.

Потенциальная возможность обнаружения первых галактик, изначально рассмотренная в работе [32], породила всплеск интереса к этому вопросу. В настоящее время эта тема является одной из наиболее обсуждаемых в астрофизике (см., например, [29,33,34]). В немалой степени это также связано с тем, что современные телескопы, такие как 10-метровые телескопы им. Кека или Космический телескоп им. Хаббла (КТХ), позволяют разглядеть галактики, сформировавшиеся спустя всего ~ 500 млн. лет после Большого Взрыва. Еще больше ценной информации о первых галактиках могут дать такие инструменты как ALMA (Atakama Large Millimeter Array) и космический телескоп JWST (James Webb Space Telescope).

Образование современных галактик

Говоря о современных галактиках, мы будем иметь в виду галактики, набравшие в результате серии иерархических слияний достаточно большую массу 107—1012М©) и, как правило, прошедшие стадию частых слияний.

Рассматриваются два основных сценария формирования современных галактик - сценарий монолитного коллапса и сценарий иерархического роста галактик. Первым исторически появился сценарий монолитного коллапса [35]. В его рамках предполагается, что галактика образуется в результате постепенного гравитационного сжатия большого исходного облака газа. При этом масса образующейся галактики изначально близка к ее современной массе. В процессе эволюции возможно поглощение галактикой значительно менее массивных галактик. Такой сценарий подходит для тех редких галактик, чья масса изначально была высокой.

В рамках иерархического сценария ( [36], [37]) галактика изначально имеет небольшую массу (зародыш галактики), и в результате серии последовательных слияний с другими галактиками набирает массу. В результате приливных взаимодействий при слияниях галактика приобретает угловой момент и галактический газ скапливается в центральных частях галактики. Этот сценарий, по-видимому, подходит для большинства современных галактик.

Основной процесс роста массы галактики - слияние, моделируется с использованием так называемого "дерева слияний" (англ. merger-tree) - схемы, показывающей процесс роста крупной галактики из небольших предшественников. В качестве предшественников выступали как истинные первые галактики, так и галактики, являющиеся уже результатом нескольких слияний. Схематично дерево слияний изображено на рисунке 0.2.

Дерево слияний получают путем решения задачи N тел (так, например, было получено дерево слияний в Millenium Simulation, [34]) или методом Монте-Карло [38].

В литературе рассматривают два вида слияний галактик: "малый мержинг" - когда сливаются галактики, одна из которых значительно меньше другой (около ~ 10 % по массе или менее) и "большой мержинг" - когда сливаются близкие по массе галактики. Примером малого мержинга на рисунке 0.2 может служить слияние (2)+(9)=(1), большого - (1)+(10)=(0).

В процессе слияний происходило объединение барионной и темной 1 > * ' >1

I.» і

2 - 7-Ю г - 20

Дерево слияний

Рис. 0.2. Дерево слияний. Схематично показан процесс формирования современной галактики (кружок 0) из 9 предшественников (кружки 4, 5, 7, 8, 9, 13, 14, 16, 18). После эпохи г — 1 слияния редки. Галактики, лежащие выше условной штриховой линии г ~ 7—10, в настоящее время наблюдаются современными телескопами. Галактики, лежащие ниже этой штриховой линии - истинные первые галактики, пока ненаблюдаемы. компонент обеих сливающихся галактик. При большой скорости сталкивающихся темных гало, превышающей параболическую, они могли и не сливаться, а проходить друг сквозь друга как привидения (напомним, что темная материя бесстолкновительна). Барионное вещество, содержащееся в гало, будучи столкновительным по природе, как правило сливалось. Процесс объединения барионного вещества обоих гало, по-видимому, сопровождался вспышкой звездообразования из-за возникавших возмущений плотности газа. Таким образом галактика на протяжении своей истории испытывала многократные вспышки звездообразования.

Как видно из представленной здесь схемы, современные галактики -результат длительной и сложной эволюции, начавшейся с самых первоначальных флуктуаций плотности вещества и продолжающейся в настоящее время.

Наблюдения максимально удаленных галактик и низкометаллич-ных звезд

Как уже отмечалось, современные инструменты позволяют наблюдать чрезвычайно удаленные объекты. В последнее десятилетие найдено около 6000 галактик на красных смещениях ъ от 3 до 6 (3 < ъ < 6), что соответствует примерно 1-2 миллиардам лет после Большого Взрыва [31].

Модернизация космического телескопа им. Хаббла, связанная с заменой устаревшей ИК-камеры МСМОБ на современную \¥РСЗ/1Ы камеру, позволила достичь еще большей глубины наблюдений, что дало возможность открыть галактику 1ГОР]-39546284 на г и 10.3 (звездная величина 28.92±0.18). На рисунке 0.3 показан участок неба, снятый на телескопе им. Хаббла с использованием камеры ШЕСЗ/Ш, на котором находится эта экстремально далекая галактика. В центре белого круга находится маленькая красная точка - это и есть галактика 110^-39546284. Впрочем, наблюдения такого рода находятся на пределе современных возможностей и, по оцен

Рис. 0.3. Изображение участка неба, где была найдена галактика на г ~ 10. Маленькая красная точка в центре кружка и есть искомая галактика. Изображение получено на космическом телескопе им. Хаббла с использованием \УРСЗ/1Ы-камеры. Рисунок взят из [30]. кам самих авторов открытия [31], существует примерно ~ 20% вероятность того, что наблюдаемый объект является фиктивным.

Таким образом, к настоящему времени накопилось достаточно много наблюдений галактик на широком интервале красных смещений г ~ 0-10. Эта информация позволяет построить "глобальный" график эволюции скорости звездообразования и светимости во Вселенной на протяжении последних ~ 13 миллиардов лет. Один из таких графиков представлен на рисунке 0.4, из которого видно, что скорость звездообразования монотонно росла с г ~10 до z на г ~2-3 наблюдается пик звездообразования, после чего начинается спад.

Наряду с поиском первых галактик активно ведется и поиск древней

Время, млрд.лет

10 54 3 2 1 0.6 і і о

CL 2

V. >v

О 2 о

О» о

4 6 8

Красное смещение, z

Рис. 0.4. Эволюция скорости звездообразования и светимости во Вселенной. Результаты получены на основе наблюдений галактик на различных красных смещениях 0 < г < 10. Рисунок взят из [31]. ших звезд Галактики как "свидетелей" ранних стадий ее эволюции. Изучение низкометалличных звезд является одним из основных инструментов изучения ранней химической эволюции галактик.

Истинно первые звезды нулевой металличности, обладая большой массой, жили очень недолго, и потому на роль свидетелей ранней химической эволюции не подходят. Однако низкометалличные звезды малых масс, и особенно экстремально низкометалличные звезды - вполне подходящие кандидаты для обнаружения звезд населения 11.0. Поиск НМЗ звезд обычно проходит в три этапа: 1) широкий обзор большого участка неба и выделение из этого обзора кандидатов в НМЗ; 2) спектроскопия среднего разрешения для выделенных кандидатов в НМЗ, поиск действительных низкометалличных звезд; 3) проведение спектроскопии высокого разрешения для найденных из второго этапа НМЗ, обработка и анализ результатов.

К настоящему времени найдено несколько тысяч звезд, металлич-ность которых [Fe/H] < -2.0. Наиболее результативными при этом оказались НК survey ([43], [42]) и Hamburg/ESO survey ([44]) - обзоры, которые в совокупности обнаружили свыше 5000 низкометалличных звезд, среди которых около 300 звезд с металличностью [Fe/H] < -3.0. Интересно отметить, что наиболее результативными в плане поиска НМЗ оказались карликовые галактики - спутники Млечного Пути. В них содержится около ~ 30% всех известных низкометалличных звезд. Существует предположение [23] что такие карликовые галактики могут быть реликтами - сохранившимися до наших дней первыми галактиками.

Современное состояние проблемы изучения ранней химической эволюции галактик

Современные и проектируемые инструменты (в частности, Keck, HST, ALMA, JWST, WSO-UV и др.) позволяют (или позволят) заглянуть в саг мые ранние эпохи - время, когда происходило образование первых звезд и галактик. С вступлением в строй гигантского 39-метрового телескопа Е-ELT ожидается новая ступень в изучении ранней Вселенной. Ожидаемый поток данных о максимально удаленных объектах, вероятно являющихся одними из первых барионных объектов во Вселенной, породил всплеск интереса к их изучению. С точки зрения теории важно найти пути поиска возможных следов существования первых объектов, которые могут быть обнаружены современными приборами. Изучению возможных наблюдательных проявлений первых звезд и галактик в последние годы посвящен ряд работ, причем численное моделирование ранней химической эволюции галактик, включающее в себя этап образования первых звезд, является одним из основных способов, позволяющих уточнить направления поиска и обнаружения следов первых объектов.

Изучение химической эволюции галактик, включая ранние этапы, проводилось различными группами авторов. Так, в работе [39] проведен анализ эволюции обилий 12C,14N,160 и 56Fe в галактиках разной морфологии, включая Млечный Путь. Однако модель данных авторов включает весьма ограниченный набор химических элементов, не учитывает иерархический сценарий формирования галактик и вклад первых звезд.

В модели [40] включен иерархический сценарий образования галактик, но нет расчета обилий химических элементов.

В работе [41] был проведен анализ ранней химической эволюции галактик с учетом обогащения первыми звездами и иерархическим сценарием формирования галактики, однако набор изучаемых химических элементов остался весьма скудным. Таким образом, в настоящее время не существует полной самосогласованной модели ранней химической эволюции галактик.

Цели диссертации

При работе над диссертацией были поставлены следующие цели:

• Изменить имеющуюся численную модель химической эволюции галактик, включив в модель современные представления о ранних этапах химического обогащения галактик - образование первых звезд и их нуклеосинтез. Включить в модель химической эволюции галактик учет тех химических элементов, по которым можно проводить отождествление следов ранней химической эволюции.

• Оценить применимость модели путем численного моделирования истории скорости звездообразования и экстинкции в галактиках на большом красном смещении и сравнения полученных результатов с наблюдениями.

• С помощью разработанной модели исследовать раннюю химическую эволюцию галактик, в том числе изучить влияние различных аспектов звездообразования (закона звездообразования, вида начальной функции масс и т.д.) на химическую эволюцию. Сравнить результаты расчетов ранней химической эволюции галактик с учетом и без учета вклада первых звезд в химическое обогащение вещества.

• Изучить влияние различных моделей звездного нуклеосинтеза на результаты моделирования химической эволюции галактики.

Научная новизна

В диссертационной работе получены следующие результаты:

1. Построена модель химической эволюции галактик, учитывающая образование звезд населения III и их вклад в химическое обогащение среды. Модель позволяет проводить учет эволюции обилий 9-ти химических элементов - С, К, О, Mg, А1, 81, Са, Ре. Также модель учитывает современный иерархический сценарий формирования галактик.

2. Проведено сравнение химической эволюции галактик с учетом и без учета влияния нуклеосинтеза первых звезд. Показано, что для самых ранних этапов химической эволюции учет нуклеосинтеза первых звезд значительно меняет значения обилий химических элементов.

3. С помощью разработанной модели ранней химической эволюции галактик изучено влияние разных параметров, связанных со звездами населения III (диапазон масс ПЗ, способ перехода к современному звездообразованию, значение критической металличности наклон НФМ ПЗ) на химическую эволюцию галактик. Полученные результаты свидетельствуют, что вне зависимости от того, какой параметр звезд населения III варьируется, его влияние на химическую эволюцию галактики быстро исчезает. Поэтому имеет смысл говорить только о влиянии параметров ПЗ на раннюю химическую эволюцию галактики (в пределах первых сотен миллионов лет).

4. Сделана оценка радиуса сферической окрестности Солнца, в которой может находится хотя бы одна маломассивная звезда (М < 0.8М©) с дефицитом нечетных элементов (ДНЭ - звезда), т.е. звезда, сохранившая в своем составе отпечаток нуклеосинтеза первых звезд. Расчет сделан в предположении мгновенного и полного перемешивания вещества в галактике и при условии, что эти звезды распределены по диску равномерно.

5. Проведено моделирование эволюции скорости звездообразования и экстинкции в дисковых галактиках на различных ъ. Получено хорошее согласие с наблюдаемыми величинами.

6. Проведено сравнение результатов моделирования химической эволюции галактики при использовании разных моделей звездного нуклеосинтеза. Показано, что различия на начальных этапах химической эволюции галактики определяются в основном моделями нуклеосинтеза массивных звезд, так как в этот период велик темп вспышек сверхновых типа II, однако различия исчезают (замываются) при возрасте галактики t > 109 лет, ввиду того, что в это время уже начинают преобладать выбросы от маломассивных звезд. Поэтому при рассмотрении современной химической эволюции различиями в моделях звездного нуклеосинтеза можно пренебречь.

Ряд результатов (пп.2,3,4,6) получен впервые.

Практическая и научная значимость

Основные результаты данной диссертации, определяющие ее практическую и научную значимость, опубликованы в авторитетных научных изданиях. Наиболее существенные результаты диссертации могут использоваться при развитии теории образования и ранней эволюции первых звезд и галактик. Так, например, полученные в данной диссертации оценки числа звезд с дефицитом нечетных элементов в окрестности Солнца могут быть полезны при планировании программ детального изучения звездного населения с помощью крупных телескопов ближайшего будущего. Программа для изучения ранней химической эволюции галактик является удобным инструментом, который может найти применение при решении широкого круга астрономических задач.

Структура диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения. Число страниц в диссертации 110, рисунков 28, таблиц 9, наименований в списке литературы: 122.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Кабанов, Артем Анатольевич

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ДИССЕРТАЦИИ

На защиту выносятся следующие положения:

1. Построена модель химической эволюции галактик, учитывающая образование звезд населения III и их вклад в химическое обогащение среды. Модель позволяет проводить учет эволюции обилий 9-ти химических элементов - С, N, О, Na, Mg, AI, Si, Ca, Fe. Также модель учитывает современный иерархический сценарий формирования галактик.

2. Проведено сравнение химической эволюции галактик с учетом и без учета влияния нуклеосинтеза первых звезд. Показано, что для самых ранних этапов химической эволюции учет нуклеосинтеза первых звезд значительно меняет значения обилий химических элементов.

3. С помощью разработанной модели ранней химической эволюции галактик изучено влияние разных параметров, связанных со звездами населения III (диапазон масс ПЗ, способ перехода к современному ЗВеЗДООбраЗОВаНИЮ, Значение КрИТИЧеСКОЙ МетаЛЛИЧНОСТИ Zerit, наклон НФМ ПЗ) на химическую эволюцию галактик. Полученные результаты свидетельствуют, что вне зависимости от того, какой параметр звезд населения III варьируется, его влияние на химическую эволюцию галактики быстро исчезает. Поэтому имеет смысл говорить только о влиянии параметров ПЗ на раннюю химическую эволюцию галактики (в пределах первых сотен миллионов лет).

4. Сделана оценка радиуса сферической окрестности Солнца, в которой может находится хотя бы одна маломассивная звезда (М < 0.8М©) с дефицитом нечетных элементов (ДНЭ - звезда), т.е. звезда, сохранившая в своем составе отпечаток нуклеосинтеза первых звезд. Расчет сделан в предположении мгновенного и полного перемешивания вещества в галактике и при условии, что эти звезды распределены по диску равномерно.

5. Проведено моделирование эволюции скорости звездообразования и экстинкции в дисковых галактиках на различных z. Получено хорошее согласие с наблюдаемыми величинами.

6. Проведено сравнение результатов моделирования химической эволюции галактики при использовании разных моделей звездного нуклеосинтеза. Показано, что различия на начальных этапах химической эволюции галактики определяются в основном моделями нуклеосинтеза массивных звезд, так как в этот период велик темп вспышек сверхновых типа II, однако различия исчезают (замываются) при возрасте галактики t > 109 лет, ввиду того, что в это время уже начинают преобладать выбросы от маломассивных звезд. Поэтому при рассмотрении современной химической эволюции различиями в моделях звездного нуклеосинтеза можно пренебречь.

Апробация результатов

Результаты, представленные в диссертации, были неоднократно представлены на конкурсе молодых ученых ИНАСАН (2009, 2010), семинаре ИНАСАН (2011), студенческих конференциях "Физика Космоса" (2011, 2012), конференции "Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы", Москва, 2012; а также на международных конференциях - "Dynamics and evolution of disk galaxies", Moscow-Pushchino, 2010; JEN AM - 2011, Saint-Petersburg, "Математическая физика и ее приложения", Самара, 2012.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

В совместных работах участие автора в постановке задачи, проведении расчетов и анализе результатов равное с другими соавторами. Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Влияние моделей нуклеосинтеза на химическую эволюцию дисковых галактик /Кабанов A.A., // Астрономический Журнал. 2010. Т. 87. С. 539 546.

2. Эволюция скорости звездообразования и экстинкции в дисковых галактиках на больших z/ Кабанов А.А.,Тутуков A.B., Шустов Б.М., // Астрономический Журнал. 2011. Т. 88. С. 218 227.

3. Влияние звезд населения III на раннюю эволюцию галактик/ Кабанов A.A., Шустов Б.М., // Астрономический Журнал. 2011. Т. 88. С. 218 227.

4. Образование первых галактик /Шустов Б.М., Кабанов A.A., // Тр. 41-й Международ, студ. науч. конф. «Физика Космоса», Екатеринбург: Изд-во Урал.ун-та, 2012 с. 200.

5. Первые звезды во Вселенной /Васильев Е.О.,Кабанов А.А.,Шустов Б.М., Щекинов Ю.А., // Сборник статей РФФИ, Москва: Изд-во ЗАО ИТЦ МОЛНЕТ, 2011 с. 42.

Благодарности

Автор выражает глубокую благодарность своему научному руководителю - Шустову Борису Михайловичу. Коллегам - Л.И. Машонкиной, A.B. Тутукову, Д.З. Вибе, Е.О. Васильеву за многочисленные обсуждения и комментарии. Родным и друзьям за поддержку и всевозможную помощь.

Заключение

Изучение ранней химической эволюции галактик - актуальная задача, которая является связующим элементом между космологическими теориями происхождения и эволюции Вселенной и астрофизикой.

В диссертации изучено, как влияют звезды населения III на раннюю химическую эволюцию галактик. Показано, что учет звезд населения III оказывает существенное влияние на химическую эволюцию галактик. Полученные результаты свидетельствуют, что такие параметры, как диапазон масс первых звезд, наклон начальной функции масс ПЗ и величина критической металличности не оказывают заметного влияния на ход химической эволюции. Это вполне ожидаемый результат, так как эпоха первых звезд была чрезвычайно короткой, и вне зависимости от того, какие именно параметры были у звезд той эпохи, они не могли успеть значительно повлиять на весь ход химической эволюции.

Вместе с тем ДНЭ-звезды, образовавшиеся вслед за эпохой первых звезд, являются объектами, наблюдая которые можно проводить проверку предсказаний относительно эпохи формирования первых звезд, их нуклеосинтеза, значения критической металличности и т.д. Однако пока ДНЭ-звезды не обнаружены. Согласно нашим оценкам, хотя бы одна ДНЭ-звезда должна находиться в радиусе 150 пс от Солнца. Обнаружение таких звезд несомненно будет значительным событием для всей астрофизики. Если же такие звезды не будут обнаружены, то это будет свидетельствовать о том, что нужно значительно пересмотреть наши представления о ранних этапах химической эволюции и об образовании первых звезд.

1 м V

I Л t i't I'

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Кабанов, Артем Анатольевич, 2012 год

1. Ludlow A.D., Porciani С., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 413, 1961 (2011).

2. Maio U., Ciardi В., Dolag K. et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 407, 1003 (2010).

3. Press W.H., Schechter P., Astrophys. J., 187, 425 (1974).

4. Abel Т., Bryan G. & Norman M., Science, 295, 93 (2002).

5. Rees M.J., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 176, 483 (1976).

6. Tan J. C., McKee C.F., Astrophys. J., 603, 383 (2004).

7. Clark P.C., Glover S.C.O., Klessen R.S., Bromm V., Astrophys. J. 727, 110 (2011).

8. Gamow G., Proc. Nat. Acad. Sei. USA, 40, 480 (1954)9. von Weizsäcker С.F., Astrophys. J., 114, 165 (1951).

9. Prieto J., Padoan P., Jimenez R., Infante L., Astrophys. J. Lett., 731, L38 (2011).

10. Горбунов Д.С., Рубаков B.A., Введение в теорию ранней Всатенной, ФИЗМАТЛИТ, 2006.

11. Pospelov М., Pradler J., Steffen F.D. et al., JCAP, 11, 20 (2008)

12. Copi C.J., Schramm D.N., Turner M.S., ASPC, 99, 63 (1995)

13. Christlieb N., Bessell M.S., Beers T.C. et al., Nature, 419, 904 (2002).

14. Omukai К., Palla F., Astrophys. J. 561, L55 (2001).

15. Bromm V., Coppi P., Larson R., Astrophys. J., 564, 23 (2002).

16. Ciardi В., Ferrara A., White S.D.M., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 344, L7 (2003).

17. Шустов Б.М., Первые звезды, труды 40-й международной студенческой научной конференции "Физика Космоса", стр.241-259, изд-во Уральского университета, Екатеринбург, 2011.

18. Beers Т.С., Christlieb, N., Annu. Rev. Astron. Astrophys., 43, 531 (2005).

19. Heger A., Woosley S. E., Astrophys. J. 567, 532 (2002).

20. Bromm V., Larson R.B., Annu. Rev. Astron. Astrophys., 42, 79 (2004).

21. Васильев E.O., Воробьев Э.И., Матвиенко E.E. и др., АЖ, в печати (2012).

22. Frebel A., Norris J.E., arXiv: 1102.1748.

23. Frebel A., Aoki W., Christlieb N. et al., Nature, 434, 871 (2005).

24. Norris J.E., Christlieb N., Korn A.J. et al., Astrophys. J., 670, 774 (2007).

25. Tafelmeyer M., Jablonka P., Hill V. et al., Astron. Astrophys. 527, CI (2011).

26. Collet R., Asplund M., and Trampedach R., Astrophys. J., 644, L121 (2006).

27. P. Bonifacio, IAU Symp. 265, 81 (2010).

28. Bromm V.& Yoshida N., Ann. Rev. Astron. Astrophys., 49, 373 (2011).

29. Reddy N., Nature, 469, 479 (2011).

30. Bouwens R.J. et al., Nature, 469, 504 (2011).

31. Partrige R. B., Peebles P. J. E., Astrophys. J., 147, 868 (1967).

32. Johnson J. L., arXiv:1105.5701.

33. Springel V. et al., Nature, 435, 629 (2005).

34. Eggen, O. J., Lyndell-Bell D., Sandage A. R., Astrophys. J., 136, 748 (1962).

35. White S. D. M., Rees M. J., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 183, 341 (1978).

36. Fall S. M., Efstathiou G., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 193,189 (1980).

37. Parkinson, H., Cole, S., and Helly, J., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 383, 557 (2008).

38. Chiappini C., Romano D., Matteucci F., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 339, 63 (2003).

39. Tumlinson J., Nature, 472, 426 (2011).

40. Salvadori S., Schneider R., Ferrara A., Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 381, 647 (2007).

41. Beers T. C.,Preston G.W., Shectman S.A., Astron. J.,103, 1987 (1992).

42. Beers T. C.,Preston G.W., Shectman S.A., Astron. J.,90, 2089 (1985).

43. Wisotzki, L., Christlieb, N., Bade N. et el., Astron. Astrophys., 358, 77 (2000).

44. Schaerer D. and S. de Barros, Astron. Astrophys., 515, A73 (2010).

45. Goto T., Takagi T., Matsuhara H. et al., Astron. Astrophys. 514, A6 (2010).

46. Takeuchi T., Buat V., Heinis S. et al., Astron. Astrophys. 514, A4 (2010).48,49.