English
Химическая эволюция газа в галактиках.
Роль аккреции и оттока газа
К.ф.-м.н. Абрамова О.В. под редакцией д.ф.-м.н. Засова А.В.
- Введение
- Металличность галактик разных типов
- Построение модели химической эволюции галактик
- Начальная функция масс
- Выход тяжелых элементов (yield)
- Темпы звездообразования, притока и оттока газа в галактике
- Моделирование химической эволюции галактик разных типов
- M31 и М33
- Нормальные галактики
- Неправильные галактики
- Карликовые неправильные галактики
- Эллиптические галактики
- Химическая эволюция Галактики
- Другие свидетельства аккреции и оттока газа
- Косвенные свидетельства наличия аккреции и оттока газа
- Прямые наблюдения, свидетельствующие о наличии аккреции и оттока газа
- Заключение
- Список литературы
Введение
Изучение химического состава газа и звёзд играет важную роль в построении моделей эволюции галактик. Количество и относительное содержание химических элементов в звёздах и межзвёздной среде зависят от множества различных процессов, таких, например, как история звёздообразования, обмен массой с окружающей галактику средой, от вида начальной функции масс (НФМ) и от того, как эволюционируют звёзды разных масс. Нужно различать химическую эволюцию газа и звёзд и иметь в виду, что металличности звёзд и газа в галактиках следуют разным закономерностям.
Изучение химического состава звёзд в нашей Галактике показало, что он неслучайным образом меняется от звезды к звезде: более старые звёзды и звёзды гало содержат гораздо меньше тяжёлых элементов, чем молодые звёзды и звёзды, родившиеся в диске, кроме того, металличность звёзд падает с удалением от центра. Также при удалении от центра галактики падает и металличность межзвёздного газа. В данном обзоре делается упор на химическую эволюцию газа в галактиках, с проблемой химической эволюции звёзд можно ознакомиться в ряде работ, например, в работах О.К. Сильченко (см., например, [1]). Кроме того, в данном обзоре почти не затрагивается важный вопрос химической эволюции и химсоставе галактических ядер.
Первые попытки измерений содержания тяжёлых элементов были сделаны почти 50 лет назад в гигантских областях HII в Магеллановых облаках и М33. Знания об обилии тяжёлых элементов позволяют, например, уточнить фактор конверсии, с помощью которого излучение в линии СО пересчитывается в количество молекулярного водорода, определить, как от металличности зависит соотношение период-светимость у цефеид, что важно для уточнения постоянной Хаббла и шкалы расстояний во Вселенной. Знание химсостава даёт информацию о функции охлаждения межзвёздного вещества (известно, что наличие даже небольшого количества тяжёлых элементов увеличивает скорость охлаждения межзвёздного газа, т.е. стимулирует звёздообразование) и об эволюции галактик в целом.
Важным аспектом изучения химсостава являются вопросы о наличии аккреции и оттока газа из галактик, а также вид начальной функции масс. Сравнение моделей химической эволюции конкретных объектов с наблюдениями может внести важный вклад в решение этих вопросов.
Относительно точные сведения о химическом составе межзвёздного вещества в галактиках мы можем получить, изучая эмисионные линии в спектрах отдельных HII областей, наблюдаемых в близких галактиках. Однако до появления SDSS (Sloan Digital Sky Survey) количество таких данных было весьма ограничено [2]. Появление SDSS существенно расширяет возможности по изучению химического состава межзвёздного газа в галактиках, т.к. с помощью SDSS-спектров можно измерять потоки в авроральной линии кислорода [OIII] λ4363, дающей важную информацию о химсоставе среды, а также напрямую измерять электронную температуру в зонах [O++], которая входит в формулы, позволяющие оценить содержание тяжёлых элементов в газе [2].
Помимо HII областей, информацию о градиентах химсостава можно получить из наблюдений планетарных туманностей, рассеянных скоплений (обилие Fe), O-B звёзд и цефеид. Отметим, что обычно металличность межзвёздной среды характеризуется относительным содержанием кислорода [(O/H)], а металличность звёзд — относительным содержанием железа [(Fe/H)].
Металличность галактик разных типов.
Одна из хорошо известных зависимостей — связь между металличностью галактической межзвёздной среды и её светимостью — приведена на рис. 1(a), а другая — связь между металличностью газа и круговой скоростью вращения Vrot — на рис. 1(b) [3].
 |
 |
Рис. 1: Связь между содержанием кислорода в галактиках на расстоянии Reff от центра галактики с абсолютной звёздной величиной в полосе B (a) и круговой скоростью вращения Vrot (b) [3].
Металличность газа в галактиках меняется в широких пределах, при этом основная часть галактик следует зависимости масса звёзд-металличность газа (см. [4]). Одно из очевидных объяснений зависимости: менее массивные галактики слабее удерживают газ и теряют произведённые звёздами тяжёлые элементы вместе с покидающим галактику веществом. Однако, если исходить из предположения, что звёзды преимущественно образуются в скоплениях, и наименее массивные скопления не содержат очень массивных звёзд (которые производят наиболее тяжёлые химические элементы), то начальные функции масс у маломассивных и массивных скоплений различны. Кроме того, НФМ в эпоху бурного звёздообразования отличается от НФМ ``более спокойного'' периода, т.е. зависит от SFR. Всё это, несомненно, должно оказывать влияние на положение галактики на диаграмме ``масса-металличность'' [5].
В то же время построенной по данным SDSS Тремонти и др. [4] зависимости следуют не все галактики. Наименее металличные галактики низкой поверхностной яркости (LSB) сильно отклоняются от неё (рис. 2).
 |
Рис. 2: Зависимость масса-металличность для галактик разных типов: LSB — кружочки, неправильные галактики — звёздочки, квадратики и линии — 53000 SDSS галактики со звёздообразованием [6].
У большинства галактик низкой поверхностной яркости металличность [(O/H)] ~−3.6, что делает невозможным точное определение столь малых величин [8]. В неправильных галактиках тоже наблюдается дефицит кислорода по сравнению со спиральными галактиками [9]. В спиральных галактиках обилие кислорода коррелирует с такими макроскопическими параметрами среды, как светимость, скорость вращения Vrot и морфологический тип [10] (см. рис. 1 и 3).
 |
 |
Рис. 3: (a) — обилие кислорода как функция абсолютной звёздной величиный в полосе В, (b) — обилие кислорода как функция Vrot. Точки — спиральные галактики, квадратики — неправильные галактики, сплошные и пунктирные прямые — линейные аппроксимации для результатов данной работы, точечная линия и плюсики на рисунке (а) — результаты других работ для сравнения [10].
Изучив три голубые компактные галактики (BCGs), наименее богатые металлами (12 + lg(O/H) < 7,5, т.е. Z < 0.1 Zsun), Екта и др. [11] предположили, что их масса, в несколько раз превышающая 108 Msun, не позволила бы системам терять обогащённый металлами газ при вспышках сверхновых. Скорее всего, наблюдаемая в этих BCGs вспышка звёздообразования — одна из первых, и её возникновение есть результат столкновения или мержинга, о наличии которого можно судить по иррегулярной морфологии и кинематике HI (см. рис. 4).
 |
Рис. 4: Поле скоростей HI для голубой компактной низкометалличной галактики J2104-0035. Заметен сильный градиент скорости с севера к югу и существенная ассиметрия между северной и южной частями галактики [11].
 |
Рис. 5: Диаграмма масса-металличность для карликовых галактик — членов Местной группы [12]. Показаны модельная (пунктир) и аппроксимационная (сплошная линия) зависимости Z ~ M*s. Для нормальных галактик со звёздообразованием SDSS-выборки из [4] в первом приближении получается Z ~ M*0.5
Диаграмма масса-металличность для ядер и околоядерных областей ярких и ультра-ярких ИК галактик (LIRGs и ULIRGs соответственно) показывает (рис. 6), что в основном они не следуют стандартной зависимости для одиночных галактик и имеют более низкую металличность, чем близкие галактики поздних типов со звёздообразованием.
 |
Рис. 6: Зависимость масса-металличность для галактик разных типов: LIRGs — красные точки, ULIRGs — голубые звёздочки, линии — средняя зависимость и 1σ интервал для близких SDSS галактик поздних типов со звёздообразованием [13].
Этот факт является следствием того, что множество ярких и ультра-ярких ИК галактик не являются изолированными объектами и находятся на разных стадиях взаимодействия, результатом которого является появление интенсивных потоков газа: бедное тяжёлыми элементами вещество с периферии галактики перемещается к её ядру. Процессы взаимодействия и слияния очень сильно стимулируют звёздообразование в LIRGs и ULIRGs, так что они обладают самыми высокими SFR в локальной Вселенной, гораздо большими, чем оптические сливающиеся галактики [13].
Как показали наблюдения, радиальное распределение тяжёлых элементов по крайней мере в некоторых спиральных галактиках может отличаться от линейного и иметь минимумы и плато [14]. Эти особенности в распределении обилия химических элементов вдоль радиуса можно объяснить наличием антициклонов вблизи радиуса коротации, которые перемешивают газ, выравнивая металличность соседних слоёв и меняя местами более и менее богатые тяжёлыми элементами слои газа (см. рис. 7) [15].
 |
Рис. 7: Азимутально усреднённое модельное радиальное распределение элемента Х. Радиус коротации находится на расстоянии ≈ 9 кпс от центра галактики, развитие ``плато'' происходит по обе стороны от него [15].
Существование антициклонов в спиральных галактиках было предсказано А.М. Фридманом и продемонстрировано М.В. Незлиным после серии лабораторных экспериментов с вращением мелкой воды [16]. Позднее существование циклонов и антициклонов в спиральных галактиках было подтверждено наблюдениями двух гигантских спиральных галактик NGC 157 и NGC 3631 [17,18].
На рисунке 2 видно, что у наиболее богатых кислородом галактик SDSS-выборки относительное содержание кислорода достигает значения 9,0 и даже превышает его. Однако последние исследования и уточнение метода определения содержания кислорода в областях HII [19] позволяют сделать вывод о том, что эта оценка завышена и в среднем металличность в центрах наиболее богатых кислородом галактик ~ 8.75, а с учётом того, что часть кислорода входит в состав пылинок, максимальное обилие кислорода в газо-пылевой среде может достигать значения 8,95 [20].
Влияние окружения также существенно: более изолированные галактики (к таким, в частности, относятся многие LSB) в среднем менее металличные при данной поверхностной яркости [21]. Сравнивая галактики поля и галактики скоплений, Заславский [22] подтвердил этот результат: у галактик скоплений металличность в среднем выше, чем у галактик поля. Кроме того, он показал, что даже однократный приток газа в галактику позволяет объяснить низкий эффективный выход тяжёлых элементов на периферии галактик.
Построение модели химической эволюции галактик
Для того, чтобы построить модель химической эволюции галактики, в общем случае нужно задать:
- химический состав исходного, ``первичного'' газа;
- наличие аккреции или оттока вещества, его зависимость от времени и радиуса галактики и химсостав, а также наличие или отсутствие радиальных потоков газа в галактике;
- темпы звёздообразования (скорость, с которой газ превращается в звёзды) как функцию возраста и расстояния от центра;
- начальную функцию масс (НФМ) — распределение образующихся звёзд по массам и время жизни звёзд, а также зависимость НФМ от SFR и/или содержания газа;
- выход тяжёлых элементов (yield), он описывает, какие элементы производят звёзды разных масс, и в каком количестве они возвращают их обратно в межзвёздную среду.
Очевидно, что обоснованно выполнить все пункты невозможно. Остановимся на некоторых пунктах подробнее.
Начальная функция масс
Наиболее часто используемая начальная функция масс — степенная, предложенная Солпитером в 1955 году. Её можно записать в виде
.Солпитеровская функция масс предполагает, что звёзды рождаются в пределах 0.1 Msun ≤ M ≤ 100 Msun и нормировочный множитель a определяется соотношением
.В последней четверти ХХ века были высказаны предположения, что маломассивные и массивные звёзды формируются по разным степенным законам и появились мульти-степенные НФМ (сравнение двух из них с НФМ Солпитера представлено на рис. 8).
 |
Рис. 8: Сравнение степенной (Солпитер, x = 1.35) и многостепенных НФМ. Вверху — различные НФМ, внизу — мульти-степенные НФМ, нормированные на солпитеровскую начальную функцию масс звёзд [26].
Часто при моделировании рассматривается т.н. универсальная начальная функция масс звёзд, усреднённая по всем скоплениям, в которых образуются звёзды (НФМ Кроупа очень похожа на солпитеровскую НФМ для звёзд с массами, превышающими 0.5 Msun), или по большим областям галактики (см., например, [23]). В то же время наблюдаемые пространственные флуктуации НФМ, которые нельзя отнести к статистическим эффектам, позволяют предположить, что за образование звёзд разных масс отвечают по крайней мере три различных физических процесса, и НФМ на самом деле должна быть разной для коричневых карликов с массами порядка 0,02 Msun, для звёзд с массами порядка солнечной и звёзд промежуточных масс, а также для очень массивных звёзд [24]. Вероятно, НФМ в различных звёздных подсистемах галактик тоже различна и НФМ звёзд балджа более пологая, чем НФМ звёзд диска [25].
Также вполне вероятно, что распределение по массам самых первых звёзд, образовавшихся во Вселенной, отличалось от того, которое мы наблюдаем в настоящее время. Влияние этих звёзд на раннюю Вселенную было фундаментальным: они обогатили газ первыми химическими элементами и их излучение также сыграло существенную роль в дальнейшей эволюции галактик. Сравнивая наблюдаемые и модельные распределения магния и железа в старых, бедных металлами звёздах гало, Фребель и др. [27] пришли к заключению, что большинство звёзд первого поколения были очень массивными, с верхним пределом масс ~ 140 Msun.
Выход тяжёлых элементов (yield)
Выход тяжёлых элементов рассчитывается исходя из моделей эволюции звёзд разных масс и процессов нуклеосинтеза. Yield — это масса тяжёлых элементов, выбрасываемых в межзвёздную среду, отнесённая к полной массе звёзд одного поколения, рождённых за единицу времени и имеющих определённую НФМ. Звёзды разных масс производят следующие продукты нуклеосинтеза:
- Коричневые карлики — звёзды с массой M < 0.1 Msun, в них не идёт горение водорода, поэтому они не производят тяжёлых элементов и не обогащают ими межзвёздную среду, а только ``запирают'' газ.
- Звёзды с низкими и средними массами (0.8 Msun ≤ M ≤ 8 Msun). Звёзды с такими массами производят в основном 4He, 12C и 14N, а также некоторые изотопы CNO и элементы s-процессов (для A > 90).
- Массивные звёзды (8 Msun ≤ M ≤ 40 Msun). Они взрываются как сверхновые II типа и производят много α-элементов (O, Ne, Mg, Si, S, Ca), некоторые элементы железного пика, элементы s- (для A < 90) и r-процессов. Звёзды с массами > 40 Msun, могут взорваться как сверхновые Ib/c типа, они связаны с γ-вспышками (GRB).
- Сверхновые типа Ia (белые карлики в двойных системах). Производят много элементов железного пика.
- Очень массивные объекты с M > 100 Msun. Предполагается, что они производят много кислорода, но теория эволюции таких звёзд построена не до конца.
Все элементы с массовым номером А от 12 до 60 были сформированы в звёздах во время спокойного горения. Звёзды преобразуют Н в Не и затем Не в более тяжёлые элементы вплоть до элементов железного пика, когда энергия связи в расчёте на один нуклон достигает максимума и ядерные реакции синтеза прекращаются. Водород превращается в гелий в ходе протон-протонного и CNO-циклов, а4He трансформируется в 12C при тройной α-реакции.
Элементы тяжелее 12C (O, Ne, Mg, Si, S, Ca) синтезируются при участии α-частиц и поэтому называются α-элементами. Последним в звёздах загорается 28Si, который даёт 56Ni, распадающийся впоследствии на 56Co и 56Fe. Горение 28Si (в зависимости от температуры) может носить взрывной или спокойный характер. На рисунке 9 приведены для примера выход кислорода и магния.
 |
 |
Рис. 9: Выход кислорода (слева) и магния (справа), рассчитанные разными авторами. Звёздный ветер (из-за которого звёзды в процессе эволюции теряют массу) не рассматривался [23].
,
(т.н. ``Returned Fraction'')
— это доля газа, которую данное поколение звёзд возвращает в
межзвёздную среду:
,
,
 |
Рис. 10: Эффективный выход кислорода для близких спиральных и неправильных галактик как функция скорости вращения Vrot [3].
обнаруживает связь между этими двумя величинами. Видно, что эффективный выход тяжёлых элементов является функцией скорости вращения, а, следовательно, галактического потенциала, и для неправильных галактик он заметно меньше, чем для спиралей. Отсюда можно заключить, что менее массивные галактики из-за галактических ветров или из-за другой НФМ теряют свои тяжёлые элементы.
Темпы звёздообразования, притока и оттока газа в галактике
Для оценки темпов звёздообразования очень часто используется простой закон Шмидта-Кенникатта
как и более сложные законы, например, такие [23]: и (т.н. закон Кенникатта) где V(R) — линейная, а &Omegagas — угловая скорость вращения газа.Считается, что у разных объектов разные истории звёздообразования: у сфероидов (балджей и эллиптических галактик) интенсивное звёздообразование идёт на ранних этапах эволюции, в спиральных галактиках SF идёт не так интенсивно, как у сфероидов, и максимальное значение SFR (которое ниже, чем у эллиптических галактик) достигается на более поздних временах, а в неправильных галактиках, богатых газом, средние значения SFR очень низкие и максимум звёздообразования ещё не пройден(рис. 11) [23].
В некоторых галактиках низкой поверхностной яркости, как оказалось, темпы звёздообразования могут быть сравнимы с SFR спиральных галактик (см. обзор по LSB галактикам на странице отдела Внегалактической астрономии), хотя раньше считалось, что SFR в богатых газом галактиках низкой поверхностной яркости всегда очень низкие.
В работах встречаются разные модели аккреции и галактических ветров, часто используется экспоненциальный закон для темпа аккреции:
где τ — параметр модели. Выбор масштаба времени аккреции τ влияет на темпы звёздообразования. Зависимость τ(R) вызывает радиальный градиент SFR и, как следствие, градиент тяжёлых элементов, которые производят звёзды за время своей эволюции. Отток газа из галактики обычно принимается линейно зависящим от SFR: где λ — тоже параметр модели. И λ, и τ подбираются таким образом, чтобы максимально удовлетворить наблюдениям.Моделирование химической эволюции галактик разных типов
Простая модель эволюции галактик, т.н. ``closed-box'', подробное описание которой можно найти, например, в [28] (глава 7), даёт существенное расхождение результатов моделирования с наблюдениями. В ``closed-box'' модели постулируется, что первое поколение звёзд образуется из газа, в котором тяжёлые элементы отсутствуют, обмена веществом с окружающим пространством у галактики нет и имеет место мгновенный круговорот вещества. Пытаясь объяснить получающееся расхождение данной теории с наблюдениями, в рассмотрение вводят три фактора, которые могут иметь решающее значение:
- быстрое начальное обогащение газа, из которого формируется первое поколение звёзд, тяжёлыми элементами;
- звёздообразование, стимулированное присутствием металлов и меняющееся с течением времени;
- аккреция вещества на галактику или отток газа из неё.
Кроме того, рассматривается вопрос об изменении со временем начальной функции масс звёзд (например, рассматривается предположение, что на ранних этапах эволюции галактики массивных звёзд рождается больше, чем в настоящее время). Также различие результатов, полученных с помощью простой теории, и данных наблюдений может уменьшить учёт того обстоятельства, что сравнительно маломассивные звёзды, которых большинство и которые вносят существенный вклад в обогащение межзвёздной среды элементами 12C и 16O, в отличие от массивных звёзд, теряют заметную часть своего вещества на поздних стадиях эволюции, т.е. к ним приближение мгновенного круговорота вещества, строго говоря, неприменимо.
M31 и М33
Множество параметров предоставляют простор для моделирования, а уникальный шанс для проверки теорий дают лишь близкие галактики, которые достаточно хорошо изучены, — такие, как член Местной группы Туманность Андромеды или М31 (NGC 224). Моделирование химической эволюции позволяет уточнить и другие важные параметры, например, историю звёздообразования в рассматриваемой галактике. Так, ориентируясь на градиент химсостава газа вдоль радиуса (рис. 12(a), внизу), наличие которого, как в настоящее время считается, свидетельствует о притоке вещества, практически не содержащего тяжёлых элементов, Хоу и др. [29] построили для М31 эволюционную модель, учитывающую экспоненциально затухающую во времени аккрецию, которая, возрастает с удалением от центра галактики, а также зависящие от поверхностной плотности газа, радиуса и кривой вращения темпы звёздообразования (см. формулу (4) из [29]). Авторы использовали солпитеровскую НФМ и считали, что химсостав кольцевых зон галактики эволюционирует независимо от соседних областей.
 |
Рис. 12: Моделирование радиального профиля поверхностной плотности HI ((a), вверху) и радиального градиента содержания кислорода ((a), внизу) на времени 9 и 15 гигалет и модель кривой вращения (b) для М31 [29].
Опираясь на полученные результаты (см рис. 12(a)), авторы заключают, что зависящий от радиуса SFR не позволяет объяснить радиальное распределение HI во внешних областях М31 и менее крутой наблюдаемый ход радиального градиента химсостава по сравнению с модельным. На рис. 13 показаны результаты расчёта модели химической эволюции М31 из [30], в которой учитывались экспоненциально затухающие темпы аккреции на галактику и SFR(σgas). Как видно, результаты этой модели действительно лучше соответствуют наблюдениям, чем результаты, полученные в [29].
 |
Рис. 13: Сравнение модельных градиентов химсостава М31 с наблюдениями. Пунктирная линия соответствует модели с более высоким значением центральной поверхностной плотности газа [30].
Вообще же, как показали Валле и др. [31], невозможно однозначно реконструировать историю звёздообразования в галактике, если опираться только на распределение химических элеметов, особенно лёгких.
Ещё одним косвенным свидетельством наличия бывшей в М31 аккреции (помимо радиального градиента химсостава) является недавнее обнаружение вокруг Туманности Андромеды протяжённого звездного диска. Металличность звёзд лежит в широких пределах, а среднее значение [Fe/H] равно −0,9±0,2. В этой огромной вращающейся структуре плотность падает экспоненциально, дисперсия скоростей звёзд низкая (~30 км/сек), а на краях диска обнаружены суб-структуры, которые, по предположению, разрушатся за время порядка 200 миллионов лет [32]. Наличие этих структур свидетельствует о том, что причиной их формирования был мержинг. Возможно, формирование этого диска продолжается до сих пор. Открытым остаётся вопрос о том, была ли аккреция звёзд разовым эпизодом или нет. Вместе со звёздами при мержинге на М31 аккрецировал и малообогащённый газ, который стимулировал звёздообразование в диске М31.
Необходимость аккреции бедного металлами газа для объяснение наблюдаемого радиального градиента химсостава звёзд в М31 подтверждается и в других работах (см., например, [33]). В то же время для объяснения наблюдаемой металличности областей HII в маломассивных спиральных галактиках, таких, как член Местной группы М33, приток обеднённого тяжёлыми элементами вещества не требуется [33]. Изучение металличности звёзд М33 подтвердило этот результат: в отличие от Магеллановых Облаков, у которых металличность звёздного населения обнаруживает следы динамического взаимодействия и обмена веществом, М33 эволюционировала в изоляции [34].
Нормальные галактики
Наличие аккреции можно предположить не только по величине радиального градиента химсостава (большой градиент свидетельствует о необходимости притока бедного тяжёлыми элементами вещества на периферию галактики). Так, для SDSS-выборки близких галактик, для которых имелись по крайней мере по 2 независимых спектра одной или нескольких HII областей с измеренной авроральной линией кислорода [OIII] λ4363, Пилюгин и Тхуан [2] построили зависимость светимость-центральная металличность (см. рис. 14).
 |
Рис. 14: Зависисмость светимость-центральная металличность. Закрашенные кружки — данные из работы Пилюгина и др. [19], незакрашенные кружки — 11 галактик из SDSS-выборки. Постоянная Хаббла считалась равной H0 = 73 км сек-1 Мпс-3 [2].
Видно, что почти все галактики очень хорошо ложатся на общую зависимость, исключение составляет только спиральная галактика NGC 4490, содержание кислорода в которой слишком мало для её светимости. Это единственная галактика из всех, рассмотренных авторами, которая является взаимодействующей, что позволяет сделать вывод о наличии аккреции: приток бедного маталлами газа может быть причиной её низкой металличности.
Изучение спиральных галактик в Местной Группе позволяет сделать следующие выводы [23]: все диски спиральных галактик формировались inside-out, более массивные сформировались быстрее, чем менее массивные, т.е. темпы аккреции в них (и темпы звёздообразования) были выше. Иными словами, боле массивные диски являются одновременно более старыми.
Росси и др. [35] проанализировали выборку из 52149 галактик типа Млечного Пути (MW-галактик). Чтобы отобрать из Millenium galaxy catalogue похожие на нашу Sb/Sc галактики, они взяли те объекты, у которых круговая скорость гало лежит в интервале 200 < Vrot < 250 км/сек, а 1,5 < ΔM < 2,6, где ΔM = MBбалдж − MBполная — разность абсолютных звёздных величин в полосе B. На рис. 15 представлена зависимость ``масса-металличность'' для галактик выборки.
 |
Рис. 15: Зависимость ``масса-металличность'' для галактик типа Млечного Пути (контуры) и всех галактик Millenium galaxy catalogue (сплошная линия — средние значения, пунктирные линии — стандартное отклонение). Средние значения для MW-галактик показаны звёздочками с барами ошибок. [35].
Видно, что средняя металличность MW-галактик растёт с ростом массы звёздного населения несколько круче, чем у галактик из Millenium galaxy catalogue. Но наклон зависимости оказался тем же, что и у SDSS выборки 53000 нормальных галактик со звёздообразованием (Тремонти и др., [4]). Эволюционная модель MW-галактик показала [35], что они формировались ``спокойно'', путём аккреции холодного газа и небольших спутников, и только 12% рассмотренных систем испытали за время своей эволюции большой мержинг. Большинство звёзд в галактиках выборки сформировались из газа галактики, и только 15% массы было приобретено системами в результате аккреции. Сверхновые и активные ядра играют важную роль в эволюции MW-галактик: SN, выметая газ из системы, оказывают существенно влияние на её эволюцию на больших красных смещениях, а с ростом массы галактики роль взрывов сверхновых уменьшается и в то же время растёт роль AGN [35].
Недавние исследования показали, что важную роль в химической эволюции галактических дисков играет газовое гало вокруг них [36]. Звёздные ветра из балджа, обогащённые тяжёлыми элементами, испытывают гидродинамические столкновения с газовым гало и выпадают на тонкий диск, ускоряя его обогащение. Это должно приводить к тому, что градиент химсостава будет становится круче после сильных вспышек звёздообразования и усиления звёздых ветров в балдже. С течением времени крутой градиент под действием аккреции низкометалличного вещества гало становится более пологим [36]. Такой механизм быстрого обогащения диска металлами может приводить к образованию наблюдаемых в диске супер-металличных звёзд с +0.2 < [Fe/H} < +0.4 (но только в том случае, если такие звёзды образуются в основном из обогащённого газа балджа). Согласно [36], порядка 1% вещества, выброшенного из балджа, может аккрецировать на тонкий диск галактики в радиусе ~2,5 adisk, где adisk — шкала диска.
Неправильные галактики
Изучение неправильных галактик, богатых газом и слабо проэволюционировавших, представляет большой интерес и занимает важное место во внегалактической астрономии. Эти объекты не являются замкнутыми системами, и галактические ветра играют важную роль в их химической эволюции. Построение closed-box модели для выборки из 25 неправильных галактик и сравнение теоретических результатов с наблюдениями (Пилюгин и Феррини, [9]) показало наличие в них существенного дефицита кислорода и по отношению к модельным значениям для closed-box модели, и по отношению к металличности спиральных галактик (см. рис. 16).
 |
Рис. 16: Зависисмость металличности от доли всего газа μ в общей массе галактики внутри оптического радиуса R25. Закрашенные кружки — неправильные галактики с известной долей газа, незакрашенные кружки — неправильные галактики, для которых доля HI внутри оптического радиуса точно не известна. Ромбиками и крестиками для сравнения показано положение на диаграмме двух спиральных галактик NGC 2403 и NGC 5457 соответственно. Сплошная линия — ожидаемая зависимость для closed-box модели [9].
Видно, что все 25 неправильных галактик имеют дефицит кислорода, а это серьёзный аргумент в пользу того, что обмен массой с окружающей средой оказывает существенное влияние на химическую эволюцию неправильных галактик. Этот вывод не изменится, даже если принять во внимание газовую оболочку, наблюдаемую за пределами оптических радиусов галактик выборки, что подтверждает широко распространённую идею о том, что заметная часть тяжёлых элементов выбрасывается неправильными галактиками в межгалактическую среду [9].
Карликовые неправильные галактики
Металличность карликовых неправильных галактик обнаруживает интересное противоречие: подавляющее большинство dIrrs содержит старое звёздное население, тем не менее обилие тяжёлых элементов в газе характерно для галактик, находящихся на очень ранней стадии эволюции: lg(N/O) ~ 1,5 и 7 ≤ 12 + lg(O/H) ≤ 8.5 [37]. Разрешить это противоречие оказалось возможным в рамках следующего сценария эволюции карликовой неправильной галактики: короткая вспышка звёздообразования на самом раннем этапе эволюции, последующее звёздообразование, которое не оказывает существенного влияния на дальнейшую химическую эволюцию галактики, и аккреция холодных, бедных тяжёлыми элементами облаков газа, вкрапленных в горячую фазу [37]. Построив 15 моделей истории звёздообразования неправильной галактики, члена Местной группы, NGC 6822, Кариджи и др. [38] сделали вывод о том, что для объяснения наблюдаемого химсостава лучше всего подходит модель, учитывающая аккрецию низкометалличного вещества и отток хорошо перемешенного обогащённого тяжёлыми элементами газа на ранних этапах эволюции галактики. Авторы полагают, что такая модель подходит для всех типичных изолированных неправильных галактик и неприменима для галактик, находящихся под воздействием сильных приливных эффектов [38].
Рассматривая три карликовые неправильные галактики в которых, предположительно, содержится молодое звёздное население, Гэвилан и др. [39] тоже не смогли обойтись при моделировании химической эволюции этих галактик без притока вещества: авторы считают, что в этих изолированных галактиках звёздообразование идёт без вспышек, но темпы его меняются со временем, а бедный тяжёлыми элементами газ попадает в галактику из гало.
Эллиптические галактики
Как считается в настоящее время, галактический ветер играет заметную роль в эволюции эллиптических галактик. В 1959 году Баум (Baum) первым обнаружил закономерность, которой следуют эллиптические галактики: их цвет краснеет с увеличением светимости. Эта зависимость получила название ``color-magnitude relation'' (CMR). В 1974 году Ларсон (Larson) предположил, что наблюдаемая в настоящее время CMR можеть быть результатом галактического ветра, который появляется вледствие взрывов сверхновых. Газ выметается из галактики и когда полная тепловая энергия газа сравнивается с гравитационной энергией связи, звёздообразование прекращается. Резкий обрыв и в модельном, и в наблюдаемом распределении звёзд эллиптических галактик по металличностям на высоких значениях (рис. 17) является прямым указанием на наличие в эллиптических галактиках ветров [40].
 |
 |
Рис. 17: Слева — Нормированное модельное распределение звёздного населения по массе (красные точки) и по светимости (сплошные линии) по содержанию металлов [Z/H] на разных радиусах [40]; справа — нормированное распределение по металличностям звёздного населения гало (пунктирные линии) и звёзд шаровых скоплений (сплошные линии) для эллиптической галактики NGC 5128 [41].
Предположение Ларсона способствовало появлению большого количества хеми-спектро-фотометрических моделей эллиптических галактик, объясняющих наблюдаемые CMR, которые объединяет обязательное наличие галактического ветра. В 1996 году Тантало и др. [42] впервые высказали идею о том, что в моделях химической эволюции эллиптических галактик необходимо учитывать аккрецию низкоометалличного газа. Эта идея была поддержана другими авторами, в частности, высказывалось предположение, что приток газа стимулирует звёздообразование и начинает уменьшаться после того, как SFR в галактике достигают максимума [43]. Результаты расчётов одной из таких моделей, предполагающих, помимо оттока газа из галактики, приток бедного тяжёлыми элементами газа, а также радиальную зависимость плотности вещества и темпов звёздообразования и изменение SFR с течением времени, представлены на рис. 18.
 |
Рис. 18: Моделирование CMR зависимости для галактик скопления Virgo (незакрашенные кружочки) и скопления Coma (закрашенные кружочки). Звёздочкой показана галактика М32 [48].
Нааб и Острайкер [44] показали, что аккреция небольших спутников (т.н. ``малый мержинг'') может играть определяющую роль на поздних этапах эволюции массивных эллиптических галактик: поначалу очень компактные и массивные эллиптические галактики (которые наблюдаются сейчас на больших z со временем увеличиваются в размерах, концентрация звёзд в их центрах при этом уменьшается под действием динамического трения и они эволюционируют в наблюдаемые в настоящее время местные эллиптические галактики.
Хотя Нааб и др. [45] показали, что формирование гигантских эллиптических галактик промежуточных масс можно описать в рамках модели, которая учитывает ``сухой мержинг'' (постепенный приток звёзд практически без газа) и не учитывает отток вещества под действием AGN или взрывов сверхновых, необходимость галактического ветра и аккреции для объяснения химической эволюции эллиптических галактик подтверждается всё новыми расчётами, однако наиболее предпочтительный вид аккреции пока не выявлен (см., например, [46]). А Рампаццо и др. [47], изучая UV-данные, полученные с помощью GALEX, на примере трёх галактик ранних типов с оболочками (shell galaxies NGC 2865, NGC 5018 и NGC 7135) показали,что некоторые из тех эллиптических галактик, которые считались раньше кандидатами на ``сухой мержинг'', на самом деле испытали аккрецию, стимулировавшую звёздообразование в них, не такого уж и ``сухого'' вещества (имеется в виду газ).
Химическая эволюция Галактики
Хорошая модель химической эволюции Галактики должна воспроизводить основные свойства галактического диска, и прежде всего, особенности градиенты химсостава, распределение газа по радиусу и радиальную зависимость SFR(R).
Изучение возраста, металличности и кинематических параметров 14000 F и G карликов в окрестностях Солнца (см. [49] и ссылки там) подтвердило существование проблемы G-карликов, наличие радиального градиента металличности молодых звёзд (≤10 Глет) и существование зависимости дисперсии скоростей звёзд от возраста, но показало отсутствие зависимости ``возраст-металличность'' для звёзд всех возрастов, кроме самых молодых. Кроме того, эта обзор F и G карликов позволил обнаружить множество структур в окрестностях Солнца, большинство из которых сгенерированы спиральными рукавами, баром и т.д., а некоторые образовались вследствие приливных взаимодействий. Эти ``осколки'' и струи приливных взаимодействий были открыты в последнее время и в галактическом звёздном гало (а также в окрестностях М31), предполагается, что они могли образоваться от аккрецированных спутников (см. [49] и ссылки там).
Изучение химической эволюции звёздного населения Галактики позволяет реконструировать историю звёздообразования Млечного Пути. Нааб и Острайкер [50] построили эволюционную модель нашей Галактики, которая учитывает мержинг субгало на протяжении первых 2,5 Глет и последующее формирование диска, на которое оказывает влияние постоянная аккреция газа. Используя cолпитеровскую НФМ и темпы звёздообразования, являющиеся функцией поверхностной плотности газа и динамического времени, они получили, что глобальные SFR и глобальные темпы аккреции были практически постоянны на протяжении всего времени эволюции галактического диска и сравнимы между собой по величине (2-4 и 2-3 Msun/год соответственно).
К настоящему моменту рассмотрены разные модели химической эволюции нашей Галактики, которые показали, что учёт аккреции необходим. До недавнего времени считалось, что аккреция имеет непрерывно длящийся характер. К моделям такого типа можно отнести описанную выше эволюционную модель Нааба и Острайкера [50]. Граттон и др. [51], рассматривая обилие O, Mg и Fe в звёздах в окрестностях Солнца пришли к выводу, что их наблюдаемое распределение лучше всего объясняет эволюционная модель, которая учитывает одновременно затухающий коллапс гало и затухающую аккрецию, у которых близкие временные масштабы. Моника Тоси [33], сравнивая разные модели химической эволюции газа в нашей Галактике с наблюдениями, пришла к выводу, что аккреция газа продолжается с ранней эпохи до наших дней, а подавляющее большинство звёзд гало сформировалось очень быстро на ранней стадии эволюции Галактики. И хотя модели химической эволюции нашей Галактики, учитывающие продолжительную аккрецию, могут хорошо проходить т.н. ``стандартный наблюдательный тест'' (см. рис. 19), сейчас доминирует предположение о том, что за время эволюции нашей Галактики произошло два заметных эпизода аккреции, которые и определили её химическую эволюцию.
 |
Рис. 19: ``Стандартный наблюдательный тест'' для модели химической эволюции нашей Галактики с экспоненциально затухающей со временем аккрецией [52]. Левая верхняя панель — обилие некоторых элементов, нормированное на Zsun, точечные линии показывают величины Z = 0.5 Zsun и Z = 2 Zsun. Верхняя правая панель — зависимость ``возраст-металличность'' для Fe. Левая нижняя панель — ``проблема G-карликов'', сравнение результатов моделирования с наблюдениями. Правая нижняя панель — сравнение модельного и наблюдаемого градиентов металличности.
В настоящее время при моделировании химической эволюции нашей Галактики чаще всего задают следующий вид аккреции газа, который учитывает два эпизода интенсивной аккреции:
,Параметры a(r) и b(r) подбираются таким образом, чтобы воспроизвести наблюдаемое в настоящее время радиальное распределение поверхностной плотности газа и звёзд, tmax — время, прошедшее с начала эволюции Галактики до начала формирования тонкого диска (второго эпизода интенсивной аккреции), τH — временной масштаб формирования толстого диска и гало, τD(r) — временной масштаб формирования тонкого диска, τD линейно зависит от радиуса.
Моделируя химическую эволюцию нашей Галактики, Колавитти и др. [53] рассмотрели несколько сценариев аккреции газа. Для проверки своих моделей они следили за эволюцией нескольких химических элементов, учитывая для этого время жизни звёзд, образование сверхновых и процессы нуклеосинтеза в звёздах. Оказалось, что лучше всего наблюдаемую картину в распределении химических элементов в окрестностях Солнца воспроизводит модель с двумя основными эпизодами интенсивной аккреции. В соотвествтии с моделями формирования галактик в ΛCDM-космологии, первый из них авторы отождествляют с формированием гало и толстого диска, а второй — с формированием тонкого диска. По их предположению, между двумя эпизодами аккреции звёздообразование в Галактике приостанавливалось на 1-2 Ггода [53]. Другие модели химической эволюции Галактики, предполагающие два эпизода интенсивной аккреции на стадии формирования дисков, тоже дают хорошее согласие теории с наблюдениями (см. рис. 20).
 |
Рис. 20: Градиент кислорода в окрестностях Солнца на расстоянии от 4 до 14 кпс от центра галактики [53]. Сравнение наблюдений цефеид (синие точки) с результатами моделирования градиента химсостава. Все три модели учитывают два эпизода мощной аккреции: чёрные квадраты — [54], красная сплошная линия — [55], зелёный пунктир — [53].
Такие модели, в частности, позволяют объяснить наблюдаемую металличность G и K-карликов (см., например, [56,57] и рис. 21), а также пространственное распределение различных химических элементов и его изменение со временем (см. рис. 22).
 |
 |
Рис. 21: Слева — сравнение модельного (сплошная линия) распределения K-карликов с наблюдениями [57]; справа — сравнение модельного (сплошная линия) распределения G-карликов из [55] с наблюдениями [23].
Модель из [58], результаты которой сравниваются с наблюдениями на рис. 22, предполагает два эпизода аккреции: во время первого за короткое время сформировались гало и балдж, а во время второго — тонкий диск, формирование которого происходило постепенно, от центра к краю, и достигло окрестностей Солнца приблизительно через 7 Глет.
 |
Рис. 22: Пространственное и временное поведение градиентов химсостава областей HII, В звёзд и планетарных туманностей для нашей Галактики [23]. Сравнение модельных кривых и результатов наблюдений (модель и наблюдения описаны в [58]). Красные линии показывают модельный градиент в настоящее время, синие — несколько Глет назад. Видно, что со временем градиенты становятся более крутыми. Положение Солнца показано жирной красной точной.
Рисунок 23 наглядно демонстрирует предпочтительность моделей с двумя эпизодами аккреции (по сравнению с ``closed-box'' моделью и моделью с единичным эпизодом аккреции) при построении модели химической эволюции Млечного пути.
 |
Рис. 23: Моделирование металличности G-карликов нашей Галактики, сравнение с наблюдениями. Точечная линия — ``closed-box'', линия ``точка-пунктир'' — модель с единичным эпизодом аккреции, пунктирная и сплошная линии — модели с двумя эпизодами аккреции. Пунктирная линия соответствует сценарию, согласно которому тонкий диск в Галактике образовался первым, а сплошная линия — сценарию, при котором сначала сформировался толстый диск, а потом тонкий [65]. Видно, что модели с двумя эпизодами аккреции лучше отражают ход наблюдательных данных.
Распределение металличности звёзд в карликовых сфероидальных галактиках (dSphs) и в гало нашей Галактики различны [59] (см. также рис. 24).
 |
 |
Рис. 24: Зависимость [α/Fe] = 1/3([Mg/Fe]+[Ca/Fe]+[Ti/Fe]) как функция [Fe/H] для Млечного пути и dSphs [60].
Поэтому только небольшая часть гало Млечного Пути могла сформироваться в результате мержинга dSphs, либо же поглощение этих карликовых галактик происходило много Глет назад, до того, как средняя металличность звёзд достигла [Fe/H] ~ −0.6, т.к.средняя металличность гало нашей Галактики равна [Fe/H] ~ −1.6 с дисперсией 1 − σ = 0.65 dex [61]. Тот факт, что не менее 90% всех звёзд галактического гало старые, позволяет заключить, что поздняя аккреция не играла существенной роли в эволюции гало Млечного Пути, и за последние ~ 10 Глет сформировалось не более 10% звёздного населения гало [62]. Эти выводы не потеряли актуальности и сегодня: например, Кохен [63] также утверждает, что по крайней мере часть звёзд гало Млечного Пути — это звёзды шаровых скоплений и/или аккрецировавших dSphs, но этот захват должен был произойти на ранних этапах эволюции нашей Галактики.
В то же время толстый звёздный диск Млечного пути и толстые экстрагалактические звёздные диски, которые окружают большинство галактик, видимых с ребра, возможно, образовались при мержинге на ранних этапах эволюции. Для них характерны большие вертикальные шкалы и старое низкометалличное звёздное население, при этом толстые диски менее массивных галактик более толстые и менее металличные, чем в массивных дисковых галактиках (см. [64] и ссылки там). В то же время у этой гипотезы есть оппоненты, которые отдают предпочтение другому сценарию развития событий и считают, что толстый диск образовался путём интенсивного разогрева тонкого диска (см. [66] и ссылки там).
Другие свидетельства аккреции и оттока газа
Как видно из предыдущих пунктов этого обзора, для объяснения наблюдаемого химсостава и темпов звёздообразования подавляющего большинства близких галактик разных типов необходимо наличие аккреции и/или оттока газа. На больших красных смещениях картина не меняется: моделирование галактик со звёздообразованием с z &sim 2-3 показало, что учёт аккреции и оттока газа при построении моделей их эволюции тоже необходим [67,68]. Требуемые темпы аккреции иногда могут достигать значений 50-60 Msun/год [68], так что возникает закономерный вопрос: почему до сих пор практически нет наблюдений, которые бы подтверждали наличие аккреции?
Одна из причин отсутствия прямых наблюдений аккреции газа заключается в том, что интервал скоростей аккрецирующего вещества, вполне вероятно, намного уже разброса в несколько сотен км/сек, который наблюдается при оттоке газа из галактик [68]. Другое предположение (для галактик с большими z) состоит в том, что на больших z может доминировать аккреция холодных ``филаментов'' вещества, а её обнаружение сильно зависит от эффектов проекции. Также аккреция может происходить путём малых мержингов или же аккрецирующее вещество слишком горячее, чтобы излучение от него можно было обнаружить [68].
Как было описано в предыдущих разделах, необходимость аккреции обнаруживается также при попытке восстановить историю звёздообразования в галактиках. Моделируя историю звёздообразования выборки близких SDSS галактик, Кауффманн и др. [69] обнаружили, что история SF качественно различается для галактик с характерной поверхностной плотностью звёздного диска, большей и меньшей 3 108 Msun/kpc2, что соответствует ``переходу'' между дисковыми галактиками поздних типов и системами ранних типов с доминирующим балджем. Они пришли к выводу, что в системах с низкими характерными поверхностными плотностями диска SF стимулируется притоком холодного газа извне и темпы расходования аккрецированного вещества обратно пропорциональны поверхностной плотности звёзд: tрасхода ~ σ-1звезд. Предполагается, что тёмные гало, которые заключают в себе массивные галактики с высокими поверхностными плотностями звёзд, тоже растут под действием аккреции [69]. Кампакоглу и др. [70] утверждают, что предпочтительнее модели, в которых образование звёзд поддерживается аккрецией, притоком газа и мержингом, чем сценарии с быстрым и эффективным SF. Моделирование показало, что наилучшее согласие с наблюдениями иерархические модели достигают тогда, когда в рассмотрение (помимо притока вещества) вводится эффективный отток газа из галактики, сгенерированный вспышками сверхновых [70].
Косвенные свидетельства наличия аккреции и оттока газа
К одним из косвенных свидетельств наличия аккреции низкометалличного вещества, как уже отмечалось выше, относят наблюдаемое значение градиента химсостава в галактиках и т.н. ``проблема G-карликов'', — тот факт, что металличность старых звёзд диска заключена в достаточно узком диапазоне. В предыдущих разделах было показано, что эту проблему химической эволюции звёздного населения удаётся решить, если принять во внимание аккрецию вещества с низким содержанием тяжёлых элементов.
Другое косвенное свидетельство наличия аккреции — это отсутствие ожидаемой зависимости темпов звёздообразования (относительно массы газа или светимости галактики) как от морфологического типа, так и от светимости газа в диске (см. рис. 25).
 |
Рис. 25: Отсутствие зависимости светимости водорода (слева) и морфологического типа галактик (справа) от SFE [71]. Пустыми кружочками показаны галактики с сильным дефицитом HI.
О притоке в галактику вещества извне может также свидетельствовать связь наблюдаемой в настоящее время массы газа с такими слабо эволюционирующими параметрами, как размер диска, скорость его вращения и удельный угловой момент (рис. 26).
Зависимость, показанная на рисунке 26, плохо согласуется с простой моделью эволюции содержания газа, запасы которого в галактике непрерывно уменьшаются из-за звёздообразования. Вообще же, если исходить из того, что темпы звёздообразования растут пропорционально плотности (или квадрату плотности) газа, то при отсутствии аккреции, которая замедляет или останавливает темп расхода газа, за время 5-10 млрд. лет масса образовавшихся звёзд должна была бы (см. рис. 27), превысить наблюдаемую массу диска.
 |
 |
Рис. 27: Распределение газа и звёзд для М33, (a) — реальное, наблюдаемое в настоящее время, и (b) — модельное, через 5 109 лет после начала эволюции галактики. Модель не учитывает притока газа извне и, как видно на панели (b), для такой модели нет решения во внутренних областях галактики [73].
Другое косвенное свидетельство, подтверждающее существование аккреции, представлено на рисунке 28. Видно, что число звёзд с уменьшением величины красного смещения z растёт, скорость звёздообразования падает, а количество газа практически не меняется на протяжении последних ~10 Глет, хотя газ постоянно расходуется при образовании звёзд.
 |
Рис. 28: Объёмные (по отношению к критической плотности Вселенной) плотности SFR (зелёная область), звёзд (синяя область) и газа (красная область) как функции красного смещения [74].
Такая картина возможно только в том случае, если запасы газа постоянно пополняются извне.
Аккрецию вещества можно заподозрить по её влиянию на динамику экстра-планарного нейтрального газа. Фратернали и Бинней [75] сравнили наблюдаемые кривые вращения и поля скоростей экстра-планарного газа у двух близких спиральных галактик NGC 891 и NGC 2403 с модельными. Рассмотренные модели учитывали т.н. фонтаны (выброс вещества из галактики под действием взрывов сверхновых) и аккрецию (рис. 39).
 |
 |
Рис. 29: Кривые вращения по HI (точки) на двух разных расстояниях от плоскости диска [75]. Точечными линиями показана кривая вращения в плоскости диска, красные линии показывают азимутальные кривые вращения в модели с галактическими фонтанами, а синие кривые — в модели с галактическими фонтанами и аккрецией.
Фратернали и Бинней получили, что темпы аккреции должны быть одного порядка с темпами звёздообразования, а основная часть экстра-планарного газа образовалась в результате галактических фонтанов и только 10-20% появилось в результате аккреции [75].
В последнее время с помощью GALEX'а у 30% нормальных галактик были обнаружены протяжённые газовые диски очень низкой плотности [76]. В этих дисках достаточно атомарного водорода для поддержания звёздообразования и мало молекулярного. Содержание кислорода ~ Zsun/10, а отношение N/O высоко, порядка солнечного. Высокое значение отношения N/O, можно объяснить или недавним притоком большого количества ``чистого'' газа (т.е. аккрецией), или тем, что в таких областях низкой плотности не образуются массивные звёзды (т.е. ``обрезан'' верхний конец НФМ) [76].
Прямые наблюдения, свидетельствующие о наличии аккреции и оттока газа
Отток газа
Наблюдаемых подтверждений наличия аккреции или оттока газа из галактик в настоящее время немного. Диффузное тепловое ренгеновское излучение предоставляет уникальную возможность отследить аккрецию или отток газа в окрестностях галактик со звёздообразованием, а также взаимодействие таких галактик с межгалактической средой. Так, наблюдения с ренгеновского спутника Chandra 10 галактик, видимых практически с ребра (7 из них — галактики со вспышкой звёздообразования, а 3 — нормальные галактики) показали, что большинство галактик со вспышкой звёздообразования однозначно обнаруживает наличие оттока газа (рис. 30), Стрикленд и др. [77]. В то же время горячий газ за пределами диска был найден лишь у одной нормальной (т.е. без вспышки SF) галактики из трёх (Стрикленд, [78]) — NGC 891 (рис. 31) и природа этого излучения пока не вполне ясна, так что Стрикленд задаётся вопросом, есть ли вообще за пределами дисков нормальных галактик тёплый и горячий ионизованный газ, радиоизлучение, заметное количество пыли или же излучение просто слишком слабо, чтобы всё это можно было обнаружить.
 |
Рис. 30: Составные ``false color'' изображения 10 видимых с ребра галактик: со вспышкой звёздообразования — М82 (a), NGC 1482 (b), NGC 253 (c), NGC368 (d), NGC 3079 (e) и (k), NGC 4959 (f), NGC 4631 (g) и нормальных — NGC 6503 (h), NGC 891 (i) и NGC 4244 (j). Размер изображений (a)-(j) составляет 20х20кпс, изображения (k) — 40х40кпс. Излучение в линии Hα показано красным цветом, в оптике (R-полоса) — зелёным, а в мягком рентгене в диапазоне 0.3-2.0 кэВ — синим [77].
 |
Рис. 31: Рентгеновские изображения Chandra и оптические изображения нормальной галактики NGC 891, видимой с ребра [79].
Хотя Стрикленд и др. [77,79] относят NGC 891 к нормальным галактикам без вспышки звёздообразования, Оостерлоо и др. [80] приходят к выводу, что заметная часть наблюдаемого у NGC 891 протяжённого HI гало у может быть веществом галактических фонтанов, что предполагает наличие активного звёздообразования.
Трудность обнаружения аккреции может быть связана с тем, что аккрецирующее вещество перемешивается с веществом галактических фонтанов, которое выбрасывается из диска (рис. 32).
 |
Рис. 32: Газ из галактических фонтанов вылетает из диска и сметает газ гало до того, как облако потеряет часть своего углового момента и вернётся в диск [81].
Крупномасштабная структура Вселенной. Не связанный с галактикой газ
Аргумент в пользу существования аккреции даёт космологическое моделирование формирования галактик: теория показывает, что изначально однородно распределённое вещество во Вселенной должно было сколлапсировать в сеть пустот и филаментов и, как считается, по филаментам на галактики может аккрецировать вещество. На рисунке 33 показана перемычка из горячего газа между далёкими скоплениями, по-видимому, являющаяся элементом сети.
 |
Рис. 33: Рентгеновское 0,5-2,0кЭв изображение Abell222 и Abell223. Хорошо виден филамент, связывающий два массивных скопления [83].
Численное моделирование также успешно воспроизводит эту сеть филаментов (см. рис. 34).
 |
Рис. 34: Космическая барионная сеть: (a) — пространственное распределение тёпло-горячего газа с T = 105 − 107 K на z = 0. Красные точки в центрах жёлтых ``узлов'' — галактики. (b) и (c) — пространственное распределение логарифмов плотности и температуры газа на небольшом участке космической барионной сети [84].
Считается, что газ в филаментах горячий, однако Арасил и др. [82], изучая несколько галактических скоплений Эйбелла, не нашли убедительных данных в пользу существования тёплого или горячего газа в филаментах: газ в изученых ими филаментах оказался относительно холодным и фотоинизованным.
Танака и др. [85] представили спектроскопическое подтверждение существования гигантской упорядоченной структуры вокруг скопления CL0016 с красным смещением z = 0.55 (см. рис. 35).
 |
Рис. 35: Распределение спектроскопических объектов [85]. Красными кружочками показаны галактики с красным смещением 0.530 < z < 0.565. Синими точками показаны галактики с красными смещениями, выходящими за рамки этого интервала. Группы галактик на красных смещениях скопления CL0016 показаны стрелками.
В некоторых E/S0 галактиках обнаружен газ, количество которого не связано ни со светимостью, ни с возрастом звёздного населения. Аккреция межгалактического вещества может играть важную роль в формировании протяжённого HI гало в галактике NGC 891, т.к. в нём наблюдается вещество, которое движется с отставанием. Кроме того, в NGC 891 обнаружен филамент протяжённостью порядка 22 кпс (рис. 37, слева), расположенный практически перпендикулярно по отношению к диску, и два облака с аномальными скоростями, которые не могут быть выброшены из галактики, т.к. вращаются в противоположную сторону со скоростями ~50 км/сек и ~90 км/сек (рис. 36) [80,81].
 |
Рис. 36: Облака ``запрещённого газа'' (``forbidden gas'') в NGC 891, вращающиеся в противоположную сторону. Эти изолированные от галактики объекты показаны стрелками [81].
Они являются наиболее яркими свидетельствами наличия аккреции. Аналогичные облака, которые называют ``запрещённым газом'' (``forbidden gas''), обнаружены также в галактиках NGC 4559, NGC 5746 и NGC 6946 [81].
Фратернали [81] предложил два метода обнаружения экстра-планарного газа: сравнение оптического изображения галактики с изображением HI и изучение скорости вращения газа, поиск компоненты, которая движется с иными скоростями, чем диск (рис. 37, 38).
 |
Рис. 37: Два метода обнаружения экстра-планарного газа: слева — полная карта HI (синие контуры), наложенная на оптическое изображение (оранжевый) видимой с ребра галактики NGC 891. Экстра-планарный газ окружает галактический диск и заметно отделён от него, в правом верхнем углу виден филамент, который выдаётся на 20 кпк. Справа — измеренная вдоль большой оси скорость вращения NGC 2403. Экстра-планарный газ кинематически отделён от диска (кривая вращения диска показана белыми точками), наблюдается слабая компонента, которая вращается медленнее диска [81].
 |
Рис. 38: HI филамент в NGC 2403: слева оптическое изображение галактики, наложенное на карту HI (контуры), справа — филамент длиной 8 кпк, кинематически (на величину ~90 км/сек) отделённый от нормального диска [81].
Аккреция тёплого газа из гало
Путман и др [86] рассмотрели ещё одну гипотезу возникновения ``горючего'' для поддержания наблюдаемых темпов звёздообразования в галактиках. Они предположили, что раз в галактических гало не наблюдается облаков холодного газа (более того, численное моделирование показывает, что во время движения облака холодного газа в гало быстро разрушаются при взаимодействии с веществом гало), то холодный газ может образовываться на границе гало и диска при охлаждении тёплого газа. Наблюдения нашей Галактики высказываются в пользу этой теории: Путман и др. [86] обнаружили свидетельства аккреции тёплого вещества на нашу Галактику (рис. 41(a)) и существование маленьких холодных облаков на границе гало и диска (рис. 41(b)).
 |
 |
Рис. 39: Данные наблюдений нашей Галактики: (a) — средняя скорость по всем наблюдениям Hα WHAM на b > 70o (вверху) и b < −70o (внизу). Смещение в сторону отрицательных скоростей на обеих панелях свидетельствует о падении на Галактику тёплого вещества. (b) — маленькие холодные облака HI на границе гало и диска. [86].
Высокоскоростные динамические облака
Прямым свидетельством наличия аккреции газа является существование высокоскоростных динамически обособленных облаков HI (HVCs).
 |
Рис. 40: Карта распределения аккрецирующего HI относительно галактического диска (по B. Wakker, University of Wisconsin) [87].
В 1972 году Ларсон первым предположил, что ``горючим'' для поддержания звёздообразования могут быть высокоскоростные облака HI, у которых наблюдаются аномальные скорости по отношению к дифференциальному вращению Галактики. Чтобы ответить на вопрос о природе HVCs (являются ли они космологическими реликтами — продуктами приливного взаимодействия с близкими карликовыми галактиками или же они образовались из газа, покинувшего галактику в результате взрывов сверхновых), нужно, в частности, определить их металличность. В настоящее время известна металличность всего лишь нескольких HVCs, она лежит в пределах 0.1 Zsun < Z < 0.5 Zsun, получается, что высокоскоростные облака по крайней мере в 10-30 раз более металличные, чем dSphs Местной Группы, и поэтому природу облаков трудно объяснить чистой аккрецией. Расстояние до большинства HVCs нашей Галактики тоже пока не определено [88]. Наблюдения высокоскоростных облаков показывают, что они могут обеспечить аккрецию холодного газа со скоростью порядка 0.2 Msun/год [89], а т.к. темпы аккреции, необходимые для поддержания наблюдаемых темпов звёздообразования, составляют 1 Msun/год, то нужно (помимо HVCs) искать другие источники притока холодного газа в галактики.
В настоящее время высокоскоростные облака HI обнаружены в нашей Галактике и в некоторых других спиральных галактиках. Изучая спиральную галактику NGC 6946,
Боосма и др. [90] обнаружили большое количество HVCs, скорости которых относительно галактики достигают 100 км/сек. Большинство облаков высокоскоростного газа наблюдается в области ярких внутренних частей оптического диска галактики, облака вращаются в том же направлении, что и диск, но несколько отстают от него. Похожим образом ведут себя HI гало и в других близких галактиках (NGC 891 и NGC 2403), а также в нашей Галактике. Наличие HVCs свидетельствует о недавнем приливном взаимодействии или малом мержинге [90].
Природа образования HVCs пока не ясна. Бинней и др. [91] пришли к заключению, что высокоскоростные холодные облака, наблюдаемые вокруг Млечного Пути и некоторых других дисковых галактик, не могут быть результатом тепловых неустойчивостей горячего вещества галактической короны. Также ни одна из стационарных моделей Джинса не может воспроизвести все наблюдаемые кинематические характеристики экстра-планарного газа [92], т.е. движение облаков не является чисто баллистическим и столкновения между облаками и корональным газом, а также, возможно, обмен массой между ними, играют важную динамическую роль.
Заключение
Как видно из обзора, аккреция и отток газа играют важную роль в химической (и не только) эволюции галактик. До сих пор остаются нерешёнными вопросы о конкретных сценариях, по которым происходит аккреция, о том, откуда берётся аккрецирующее вещество, но в последнее время стало появляться всё больше наблюдений, которые подтверждают наличие аккреции и оттока вещества, а, значит, открываются новые перспективы для уточнения теорий химической эволюции галактик.
Список литературы
-
- 1
-
O.K. Sil'chenko, arXiv:0709.2928v1
- 2
-
L.S. Pilyugin and Tr.X. Thuan, arXiv:0707.2856v1
- 3
-
D.R. Garnett, arXiv:astro-ph/0211148v1
- 4
-
C.A. Tremonti et al., ApJ, 613, 898 (2004)
- 5
-
J. Köppen et al., arXiv:astro-ph/0611723v1
- 6
-
R.K. da Naray et.al., MNRAS, 355, 887 (2004)
- 7
-
J.J. Dalcanton, ApJ, 658, 941 (2007)
- 8
-
V. Burkholder et al., AJ, 122, 2318 (2001)
- 9
-
L.S. Pilyugin and F. Ferrini, arXiv:astro-ph/0001055v1
- 10
-
L.S. Pilyugin et al., arXiv:astro-ph/0407014v1
- 11
-
B. Ekta et al., MNRAS, 391, 881 (2008)
- 12
-
A. Dekel and J. Woo, MNRAS, 344, 1131 (2003)
- 13
-
D.S.N. Rupke et al., arXiv:0708.1766
- 14
-
D. Zaritsky et al., ApJ, 420, 87 (1994)
- 15
-
E.I. Vorobyov, arXiv:astro-ph/0606013v1
- 16
-
M.V. Nezlin, 1994, in King I. R., ed., ASP Conference Ser. Vol.
66, Physics of the Gaseous and Stellar Disks of the Galaxy, p. 135
- 17
-
A.M. Fridman et al., A&A, 371, 538 (2001)
- 18
-
A.M. Fridman et al., MNRAS, 323, 651 (2001)
- 19
-
L.S. Pilyugin et al., MNRAS, 376, 353 (2007)
- 20
-
L.S. Pilyugin et al., arXiv:astro-ph/0701332v1
- 21
-
S.S. McGaugh, ApJ, 426, 135 (1994)
- 22
-
Заславский К.А., ``Эффективный выход тяжёлых элементов в дисковых
галактиках'', дипломная работа, научный руководитель: профессор
Засов А.В. (2008)
- 23
-
F. Matteucci, arXiv:0804.1492v1
- 24
-
B.G. Elmegreen, arXiv:astro-ph/0408231v1
- 25
-
A. Pipino and F. Matteucci, arXiv:0811.2258v1
- 26
-
S. Boissier and N. Prantzos, MNRAS, 307, 857 (1999)
- 27
-
A. Frebel et al., arXiv:0811.0020v1
- 28
-
Р.Дж. Тэйлер, ``Галактики: Строение и эволюция'', пер. с англ.
А.В. Засова, под редакцией А.Г. Дорошкевича. — М.: Мир, 1981,
224 стр. с ил.
- 29
-
Hou, J. L., Chen, L., & Chang, R. X. Journal: Proceedings of the
Gaia Symposium ``The Three-Dimensional Universe with Gaia'' (ESA
SP-576). Held at the Observatoire de Paris-Meudon, 4-7 October
2004. Editors: C. Turon, K.S. O'Flaherty, M.A.C. Perryman/,
http://www.rssd.esa.int/SA/GAIA/docs/Gaia_2004_Proceedings/Gaia_2004_Proceedings_687.pdf
- 30
-
C. Chiappini et al., MNRAS, 339, 63 (2003)
- 31
-
G. Valle et al., arXiv:astro-ph/0502221v1
- 32
-
R. Ibata et al., arXiv:astro-ph/0504164v1
- 33
-
M. Tosi, arXiv:astro-ph/0308463v1
- 34
-
M.-R.L. Cioni, arXiv:0904.3136
- 35
-
M.E. de Rossi et al., arXiv:0806.2872v2
- 36
-
K. Bekki et al., arXiv:0901.1355v1
- 37
-
S. Recci and G. Hensler, arXiv:astro-ph/0610473v1
- 38
-
L. Carigi et al., arXiv:astro-ph/0509829v2
- 39
-
M. Gavilan et al., arXiv:0903.0932
- 40
-
A. Pipino et al., arXiv:0801.1769
- 41
-
W.E. Harris and G.L.H. Harris, AJ, 123, 3108 (2002)
- 42
-
R. Tantalo et al., A&A, 311, 361 (1996)
- 43
-
A. Pipino and F. Matteucci, arXiv:astro-ph/0310251v1
- 44
-
T. Naab and J.P. Ostriker, arXiv:0903.1636v4
- 45
-
T. Naab et al., arXiv:astro-ph/0512235v4
- 46
-
E. Colavitti et al., arXiv:0902.2768
- 47
-
R. Rampazzo et al., arXiv:0707.2896v1
- 48
-
R. Tantalo et al., arXiv:astro-ph/9710079v1
- 49
-
F. Combes, arXiv:astro-ph/0507280v1
- 50
-
T. Naab and J.P. Ostriker, arXiv:astro-ph/0505594v3
- 51
-
R.G. Gratton et al., arXiv:astro-ph/0004157v1
- 52
-
E. Dwek, ApJ, 501, 643 (1998)
- 53
-
E. Colavitti et al., arXiv:0802.1847
- 54
-
G. Cescutti et al., A&A, 462, 943 (2007)
- 55
-
C. Chiappini et al., ApJ, 477, 765 (1997)
- 56
-
E. Kotoneva et al., MNRAS, 336, 879 (2002)
- 57
-
Y. Fenner and B.K. Gibson, arXiv:astro-ph/0304320v1
- 58
-
C. Chiappini et al., ApJ, 554, 1044 (2001)
- 59
-
A. Helmi et al., ApJ, 651, L121qq (2006)
- 60
-
M.D. Shetrone et al, ApJ, 548, 592 (2001)
- 61
-
S.-H. Tammy, arXiv:astro-ph/9910211v1.
- 62
-
G. Gilmore et al., arXiv:astro-ph/9910409v2
- 63
-
J.G. Cohen, arXiv:0909.5230v1
- 64
-
J.J. Dalcanton, arXiv:astro-ph/0509700v1
- 65
-
R.X. Chang et al., A&A, 350, 38 (1999)
- 66
-
S. Feltzing, arXiv:astro-ph/0411172v1
- 67
-
K. Finaltor and R. Dav
arXiv:0704.3100v2
- 68
-
D.K. Erb, arXiv:0710.4146v1
- 69
-
G. Kauffmann et al., arXiv:astro-ph/0510405v2
- 70
-
M. Kampakoglou et al, arXiv:0709.1104v2
- 71
-
A. Boselli et al., arXiv:astro-ph/0112275v1
- 72
-
I.D. Karachentsev et al., AJ, 127, 2031 (2004)
- 73
-
А.С. Сабурова и А.В. Засов, не опубликовано (2009)
- 74
-
M.E. Putman et al., arXiv:0902.4717v1
- 75
-
F. Fraternali and J.J. Binney, arXiv:0802.0496v1
- 76
-
Gil de Paz et al., arXiv:0801.2255v1
- 77
-
D.K. Strickland et al., ApJ, 606, 829 (2004)
- 78
-
D.K. Strickland, arXiv:astro-ph/0410312v1
- 79
-
D.K. Strickland et al., ApJSS, 151, 193 (2004)
- 80
-
T. Osterloo et al., arXiv:0705.4034v1
- 81
-
F. Fraternali, arXiv:0807.3365v1
- 82
-
B. Aracil et al., MNRAS, 367, 139 (2006)
- 83
-
N. Werner et al., A&A, 482, L29 (2008)
- 84
-
R. Cen and J.P. Ostriker, ApJ, 650, 560 (2006)
- 85
-
M. Tanaka et al., arXiv:0909.3163
- 86
-
M.E. Putman et al., arXiv:0907.1023v1
- 87
-
Astronomy Picture of the Day, December, 14, 1999
- 88
-
B.K. Gibson, arXiv:astro-ph/0112206v1
- 89
-
R. Sancisi et al., arXiv:0803.0109v1
- 90
-
R. Boomsma et al., arXiv:0807.3339v1
- 91
-
J. Binney et al., arXiv:0902.4525v2
- 92
-
F. Marinacci et al., arXiv:0910.0404v1
