История звездообразования в близких галактиках

История Звездообразования в Близких Галактиках Игорь Дроздовский

Se non e vero, e ben trovato. Если этого и не было, то по крайней мере придумано неплохо. (Староитальянская поговорка)

Аннотация: Очевидно, что все галактики, которые мы наблюдаем сейчас в Местной Группе и вокруг нее формировались и участвовали в значительной части жизни Вселенной. Разумно предположить, что процесс формирования и эволюции близких галактик в целом не должен был отличаться от всеобщего. В противном случае мы должны считать, что наша область космоса уникальна - для подобного утверждения у нас нет никаких оснований. Для близких галактик доступны для наблюдений звезды практически всех возрастов: от только что рождающихся, до самых древних звезд с возрастами как у шаровых скоплений из гало нашей Галактики. Таким образом для близких галактик (в настоящее время до расстояний 4 Мпк) можно моделировать историю образования в них звезд (star formation history - SFH), начиная с эпохи первой вспышки SF и до недавнего прошлого. Эти модели затем можно применять к более далеким галактикам. Глубокая, точная, многоцветная звездная фотометрия в близких галактиках может служить уникальным индикатором SFH в них на временах многих миллиардов лет. Высококачественные данные, полученные в последние годы как на Хаббловском

Космическом Телескопе, так и на наземных телескопах позволили получить глубокие диаграммы "Цвет-Зв.Величина" (Colour-Magnitude Diagrams - CMD), на которых хорошо прослеживаются звезды разных возрастов. Несмотря на то, что в настоящее время мы можем описать SFH галактик, начиная с момента рождения в них первых звезд и до наших дней лишь у очень небольшого числа самых близких карликовых галактик, тем не менее предварительные исследования позволяют ожидать от более глубоких наблюдений и новых методов анализа полученных данных выдающихся по

значимости результатов об истории звездообразования для большинства близких галактик разнообразных типов. Например, последние результаты по карликовой иррегулярной галактике Лев A с очень низкой металличностью (напомним, что в астрофизике, металличность - отношение содержания совокупности элементов тежелее гелия к содержанию водорода) указывают на то, что мы имеем дело, если не целиком, то в большей части с молодой галактикой, возрастом менее 2-х млрд.лет, находящейся в Местной Группе. Анализ распределения звезд на CMD представляет собой важный независимый метод проверки результатов изучения эволюций галактик на основе обзоров галактик с высокими красными смещениями.

Содержание •

•

• • •

1. Введение o 1.1 Звездообразование и Космология o 1.2 Изучение звездообразования 2. Звездные индикаторы o 2.1 Анализ диаграмм "Цвет-Звездная величина" o 2.2 Точки поворота ветви Главной Последовательности o 2.3 Звезды на стадии горения гелия в ядрах - Голубая Петля o 2.4 Ветвь Красных Гигантов o 2.5 Красное Сгущение / Горизонтальная Ветвь o 2.6 Продленная Асимптотическая Ветвь Гигантов o 2.7 Расстояние, Поглощение и Металличность 2.7.1 Расстояние 2.7.2 Поглощение, 2.7.3 Металличность. o 2.8 Наблюдаемые CMDs o 2.9 Функции светимости звезд o 2.10 Изохроны и функции распределения металличности o 2.11 Модельные диаграммы "Цвет-Зв.Величина" o 2.12 Сравнение наблюдаемых CMDs с модельными o 2.13 Возможность проверки различных методов o 2.14 Некоторые оставшиеся проблемы 3. История звездообразования карликовых галактик МГ 4. Связь с большими красными смещениями Библиография

1. Введение Разделы • •

1.1 Звездообразование и Космология 1.2 Изучение звездообразования

1.1 Звездообразование и Космология Человечество давно пытается понять эволюцию Вселенной. Понимание истории создания и развития Космоса формирует основы нашего мировоззрения. В настоящее время мы впервые получили возможность наблюдать чрезвычайно далекие окрестности Вселенной с недостижимой ранее детальностью. Мы можем наблюдать объекты во Вселенной на почти любых расстояниях и тем самым на любой стадии их эволюции. В результате астрономических наблюдений уже получены ответы на некоторые вопросы, но еще больше загадок возникло. Что стало с далекими квазарами? Как формировались близкие галактики? Для построения связанной модели Вселенной мы должны установить взаимосвязь далеких объектов с близжайшими. В качестве примера, приведем "проблему слабых голубых галактик" ["faint blue galaxy problem"] (см. обзоры [23]; [15]). Она состоит в том, что наблюдается существенный избыток слабых голубых объектов на красных смещениях в интервале 0.3
[5]). В этом случае карликовые галактики, должны были быть значительно ярче в прошлом за счет больших вспышек звездообразования. Приведенный пример показывает, что звездообразование является одним из определяющих

факторов

в

эволюции

галактик.

Переход

газа

в

звезды

и

последующая деятельность этих звезд меняет структуру галактики и ее химический состав. Кроме того, звезды - наболее выдающаяся в оптике компонента галактик. Поэтому, распределение звезд определяет морфологию галактики. Например, если все звездообразование концентрируется в очень небольшом объеме, поверхностная яркость будет больше, по сравнению со случаем, когда звездообразование распределено равномерно по галактике. Для построения последовательных моделей эволюции галактик мы должны в первую очередь понимать процессы образования звезд и их влияние на галактическую структуру. Объекты с большими красными смещениями слишком далеки для того, чтобы иметь возможность наблюдать детали подобных процессов. Вместо этого мы можем изучать близкие галактики и обобщать результаты для более далеких объектов.

1.2 Изучение звездообразования Как известно, эволюция звезд определяется главным образом их начальными массами1. Звезды при своем рождении в галактиках имеют сильно различающиеся начальные массы. Следовательно, сильно различаются и пути эволюции звезд в галактиках. С течением времени звездные населения образуют вечно меняющийся "узор". В этом узоре скрыта история звездообразования галактик. Существуют различные методы, позволяющие в той или иной степени разгадать этот узор. Все они основываются на выделении конкретных типов звезд и оценки их различных параметров. Эта работа сродни работе археолога, пытающегося восстановить предполагаемые исторические события по тем останкам, которые сохранились до наших дней. Только времена в астрономии измеряются не столетиями, а миллионами и миллиардами лет.

Для изучения истории звездообразования (star formation history - SFH) в целой галактике или в какой-либо ее части необходимо исследовать возраст, химический состав, относительную численность и пространственное распределение различных типов звезд населяющих ее. Расстояние до изучаемой галактики, а также галактическое и внутреннее поглощения должны быть определены с максимально возможной точностью. Изучение разрешаемого звездного населения дает более полную и более точную оценку SFH, чем изучение распределения интегрального света в далеких, неразрешаемых галактиках. В то же время, необходимо преодолеть еще много проблем.

На

точность

оценок

SFH

накладывают

ограничения

следущие

наблюдательные факторы: предельная яркость звезд в галактике, еще доступных для фотометрии, степень разрешения галактики на звезды и теснота ее звездных полей, а также величина поглощения света пылью. Надежность интерпретации наблюдательных данных зависит сильно от: возможности уверенно разделять смешанное звездного население, способности разрешать противоречие "возрастметалличность" (см. 2.4), и от достоверности теоретических моделей. Применимость различных

методов

изучения

звездного

состава

галактик

определяется

их

способностью преодолевать указанные трудности.

Комбинация различных независимых подходов может дать наиболее полную и достоверную

картину

SFH

в

галактиках.

Под

этим

понимается

не

только

использование различных методов детального изучения звездного состава, но, в идеале, также подразумевает использование вспомогательной информации: о газовом составе, о внутренней кинематике и о полной динамике, об эволюции химического

состава,

о

межгалактической

среде,

о

прошлых

и

будущих

взаимодействиях и др. Методы изучения разрешаемого звездного населения основываются в первую очередь на ПЗС-фотометрии и в меньшей степени на спектроскопии. С помощью спектроскопии возможно получать информацию о химическом составе, о лучевых скоростях или о спектральных типах звезд. Наблюдения на других длинах волн (ультрафиолетовых, инфракрасных и т.п.) зачастую носят обзорных характер и предназначены главным образом для изучения специальных типов звезд.

Получаемые возраста звезд часто подразделяют на три типа: "молодые", "средних лет" (intermediate-age) и "старые", с разными возрастными границами у разных авторов. Мы будем считать звезды "молодыми", если их возраст находится в интервале от 106 до 108 лет, "средних лет" - несколько 109 лет и "старыми" - >1010 лет.

2. Звездные индикаторы Разделы • • • • • • •

• • • • • • •

2.1 Анализ диаграмм "Цвет-Звездная величина" 2.2 Точки поворота ветви Главной Последовательности 2.3 Звезды на стадии горения гелия в ядрах - Голубая Петля 2.4 Ветвь Красных Гигантов 2.5 Красное Сгущение / Горизонтальная Ветвь 2.6 Продленная Асимптотическая Ветвь Гигантов 2.7 Расстояние, Поглощение и Металличность o 2.7.1 Расстояние o 2.7.2 Поглощение o 2.7.3 Металличность 2.8 Наблюдаемые CMDs 2.9 Функции светимости звезд 2.10 Изохроны и функции распределения металличности 2.11 Модельные диаграммы "Цвет-Зв.Величина" 2.12 Сравнение наблюдаемых CMDs с модельными 2.13 Возможность проверки различных методов 2.14 Некоторые оставшиеся проблемы

Некоторые типы звезд могут служить хорошими индикаторами расстояний, возраста и/или металличности. Так как некоторые типы звезд видны только в определенные моменты своей эволюции, то их отсутствие или присутствие может быть использовано для грубой оценки возрастов, как показано на Рис.1. Например, OB-звезды, или звезды типа Вольфа-Райе2

(WR)

являются

несомненными

признаками

недавнего

звездообразования (например, Armandroff & Massey 1991, Maeder & Meynet 1994). Присутствие же OB звезд при отсутствии WR звезд позволяет выделить районы недавнего звездообразования - либо до образования звезд WR, либо старее

4

млн.лет, когда звезды WR уже не видны. Общее число и доля Be-звезд зависит, в основном, от спектрального типа и т.о. от возраста (Mermilliod 1982, Grebel 1997).

Рис. 1. Звезды и оценки возрастов. Условная схема, показывающая как в

первом приближении можно оценить возраст звездного населения в галактике с помощью некоторых типов звезд. Интервалы возрастов взяты из работ: Maeder & Meynet (1994), Frogel et al. (1990), Caputo et al. (1995) и Ibata et al. (1997). Возраста звезд всегда зависят от их масс, светимостей и металличности. В конечном счете, присутствие определенного типа звезд - достаточный критерий для населения в соответствующем диапазоне возрастов, в то же время отсутствие этого типа звезд (например, звезд типа RR Лиры) не обязательно означает отсутствие в галактике звезд в данном диапазоне возрастов. Сокращения: AGB асимптотическая ветвь гигантов, HB - горизонтальная ветвь, Myr - 106 лет, Gyr - 109 лет.

Относительное число звезд определенного типа может быть переведено в долю всего поколения звезд с таким же возрастом. Так как средние по данной галактике светимости углеродных звезд (C-звезды) определяется их возрастом, средняя доля вклада C-звезд в видимую яркость галактики может использоваться для получения доли, которую составляют звезды "среднего возраста" (Aaronson & Mould 1985). Аномальные цефеиды (звезды типа

Цефея) могут также быть указателями на

население "среднего возраста", если они не являются результатом переноса массы в

двойных системах или слипания звезд, будучи одного возраста с основным звездным населением. В то же время, "голубые бродяги", по-видимому, не являются признаком "молодого" населения, а на самом деле - результат эволюций двойных звезд (например, Stryker 1993, Bailyn & Pinsonneault 1995). Ниже будут описаны морфологические критерии возраста звезд, основывающиеся на специальных типах звезд, учитывающих разницы между звездами разных возрастов.

2.1 Анализ диаграмм "Цвет-Звездная величина" Звездообразование в галактиках наиболее полно можно исследовать из изучения разрешаемого звездного населения3. Когда галактика находится достаточно близко от нас, то становится возможным изучать наблюдаемое распределение ее звезд по цветам и показателям цвета. Эта информация наиболее полно представляется в виде диаграмм "цветзв.величина" (CMD). Так как температуру звезды можно оценить из ее показателя цвета, а светимость - из звездной величины, то CMD -- есть ни что иное как известная

диаграмма

Герцшпрунга-Рессела,

позволяющая

классифицировать

звезды. Современная теория эволюции звезд позволяет предсказывать те детали, которые мы должны наблюдать в разных частях диаграммы "Цвет-Зв.величина" (CMD) для звезд разной металличности и возраста (см. Рис. 2).

Рисунок 2: Изохроны для металличности (Z=0.001) и в диапазоне возрастов, указанных в миллиардах лет. [4], возле MSTOs. Эти изохроны были посчитаны для звезд шаровых скоплений, которые, как известно, одного возраста. Для интерпретации диаграмм со смешанным по возрасту звездным населением необходимо учитывать всю совокупность изохрон с разными возрастами, например, используя методы Монте-Карло [37].

Существуют чуткие индикаторы изменения скоростей звездообразования (sfr) для разных эпох эволюции галактик, комбинируя которые можно получить очень точную картину полной истории звездообразования (SFH) галактик.

2.2 Точки поворота ветви Главной Последовательности Main Sequence Turnoffs (MSTOs) Используя большие современные телескопы при достаточно глубоких экспозициях4 есть шанс профотометрировать звезды находящиеся в точках поворота ветви главной последовательности (Main Sequence Turnoffs - MSTOs) для достаточно

близких галактик (МГ),

светимость которых позволяет получить конкретную

информацию о SFH. Как известно, звезды попадают на главную последовательность после того, как в их ядрах начинается сгорание водорода, и остаются на ней до сгорания около 12% его запасов. Более массивные звезды раньше покидают ГП по сравнению с медленно эволюционирующими маломассивными, что и образует MSTO. Вдоль Главной Последовательности (ГП) диаграммы Герцшпрунга-Рессела (Г-Р) звезды различных возрастов накладываются полностью друг на друга, делая сложной интерпретацию функции светимостей звезд ГП, особенно для старого звездного населения. Однако точки поворота не перекрываются и поэтому обеспечивают наиболее прямую и точную информацию о SFH в галактике. Используя MSTOs можно легко разделить по времени периоды вспышки звездообразования и спокойные

стадии

разрешения

образования

различна,

она

звезд,

ухудшается

например [22]. Точность временного для

более

древних

времен.

Наша

способность распутать клубок изменений sfr от времени зависит от нескольких факторов: интенсивности прошлых колебаний; от того, как долго они происходили; и от того, какие фильтры использовались для наблюдений. Для звезд с возрастом менее 1.5 млрд.лет возможно построить SFH с разрешением 10-100 млн.лет. Как видно из Рисунка 2, возраста становятся неразличимыми для более старого звездного населения. Для возрастов больше 8 млрд.лет разрешение метода по времени около 1 млрд.лет. Это означает, что очень короткие бурные вспышки звездообразования в такие эпохи "размазываются" по периоду в млрд.лет и кажутся менее интенсивными и имеющими большую продолжительность. Однако, как будет описано в следующих пунктах, существуют другие индикаторы на CMD, которые позволяют сузить интервал возможных вспышек в истории звездообразования.

2.3 Звезды на стадии горения гелия в ядрах - Голубая Петля Blue Loop (BL)

Звезды с определенной металличностью и массой (

4 масс Солнца) на

определенной стадии своей эволюции (после того, как в их ядрах начинается термоядерное горение гелия) "двигаются" на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (Г-Р) по эволюционным трекам, которые названы "путешествия по голубым петлям". Звезды в BL-стадии располагаются вблизи главной последовательности (ГП), но лежат на несколько величин выше ее точки поворота (для звезд одного возраста). Использование этих более ярких звезд позволяет также достаточно точно определять возраст и металличность молодого звездного населения (в диапазоне 1 млрд.лет) в близких галактиках с низкой металличностью [10,11]. Форма "петель" и масса звезд при которых они переходят в BL-стадию сильно зависят от металличности и возраста, а их светимость постоянна для данного возраста. Следующие поколения BL-звезд не перекрываются друг с другом, в отличие от звезд ГП. Чем ниже металличность в галактике, тем старее должны быть самые пожилые BL-звезды и тем самым более древнюю историю звездообразования мы можем узнать. Часто BL-звезды ярче чем звезды ГП такой же массы, на одну звездную величину и более.

2.4 Ветвь Красных Гигантов Red Giant Branch (RGB) Красные гиганты - это звезды высокой светимости (

), находящиеся

на стадии эволюции после ГП, в которых термоядерное горение водорода происходит в оболочке, окружающей их гелиевые ядра. Несмотря на то что RGB является хорошим индикатором расстояний (метод точки верхнего обрыва RGB [Tip of the RGB - TRGB]), такое же нельзя сказать для оценки возрастов. Дело в том, что для данной металличности голубая и красная границы RGB определяется границами по возрасту самых молодых и самых старых звезд, населяющих RGB (возраст 1 млрд.лет). С возрастом RGs смещаются на диаграмме Г-Р в красную сторону, при постоянной металличности. Голубой край ветви красных гигантов определяется

возрастом старейших звезд. Однако увеличение металличности звездного населения приводит к такому же эффекту и также смещает RGB в красную сторону. Это известная проблема возраст-металличность(Рис.3a). В результате, если в галактике происходило изменение металличности со временем, то мы не можем однозначно разделить эффекты, являющиеся следствием возраста и металличности на основе лишь оптического цвета RGB.

Рисунок 3: Левая панель: Эффекты металличности и возраста для ветви красных гигантов (RGB). Все изохроны из Berbusch & VandenBerg (1992). Левое подмножество изохрон сдвинуто на -0.5 зв.величин по V-I, для того, чтобы показать оба набора на одной диаграмме. Так как место и наклон RGB чувствительны к металличности, ветвь является плохим индикатором возраста для "старого" населения. Отметим ухудшение степени разрешения по металличности с уменьшением металличности.

Правая панель: Сравнение теоретических изохрон, составленных различными группами с наблюдаемыми RGB у шаровых скоплений из Da Costa& Armandroff ([9]: слитная линия). Место и наклон наблюдаемых RGB находятся в лучшем согласии с изохронами Bergbusch& VandenBerg ([3]: короткий пунктир), чем с Bertelli et al. ([4]: длинный пунктир). Все изохроны имеют возраст 14 млрд.лет.

2.5 Красное Сгущение / Горизонтальная Ветвь Red Clump/Horizontal Branch (RC/HB)

Звезды из Красного Сгущения [Red Clump (RC)] на CM-диаграмме и маломассивные родственные им звезды из Горизонтальной Ветви [Horizontal Branch (HB)] - звезды, в ядрах которых горит гелий (и водород в окружающей оболочке). Светимость этих звезд изменяется со временем, а также при изменении металличности и с потерей массы звездами [6]. Диапазон светимостей в наблюдаемом Красном Сгущении может использоваться для оценки возрастов звезд, образующих его [6], как показано на Рисунке 4. Этот индикатор возрастов звезд не зависит от абсолютных зв.величин и

следовательно от расстояния до галактики, и в действительности эти свойства могут быть использованы для оценок расстояний с хорошей точностью по звездам из RC [7].

Рисунок 4: На верхнем графике показаны результаты Caputo, Castellani & Degl'Innocenti [6] для изменений размера Красного Сгущения (Red Clump - RC) в абсолютных зв.величинах MV с возрастом, для металличности Z=0.0004. Нарисовано изменение зв.величины верхнего и нижнего краев светимости RC в зависимости от возраста (в млрд.лет). Ясно видно, что этот размер сильно зависит от возраста звезд, населяющих его. Также нарисован график MV начальной горизонтальной ветви (Zero Age Horizontal Branch - ZAHB) в

зависимости от возраста. На нижнем графике нарисованы результаты численного моделирования методом Монте-Карло [37], используя модели звездной эволюции при металличности Z=0.0004 [16], для относительного числа звезд RC/RGB в одной и той же части CM-диаграммы в зависимости от времени.

Классические звезды из RC и RGB возникают в населении почти в одно и время ( 0.9-1.5 млрд.лет, в зависимости от различных начальных условий в модели), где звезды из RGB являются предшественниками звезд из RC. Время жизни звезды на RGB, tRGB, сильно уменьшается с ростом массы звезды Mstar, но время жизни в RC, tRC, почти постоянно. Следовательно отношение tRC / tRGB - есть убывающая функция возраста доминирующего звездного населения в галактике, а отношение числа звезд в RC и HB к числу звезд из RGB чувствительно к SFH галактики [39,20]. Т.о. чем больше отношение N(RC)/N(RGB), тем моложе доминирующее звездное население в галактике, как показано на Рисунке 4. Присутствие многочисленного населения Горизонтальной Ветви, с другой стороны, (большое N(HB)/N(RGB) или даже N(HB)/N(MS)) - есть свидетельство преобладания в галактике значительно более старого звездного населения (>10 млрд.лет). HB самый яркий индикатор звезд самых малых масс в галактике (следовательно самых старых).

2.6 Продленная Асимптотическая Ветвь Гигантов Extended Asymptotic Giant Branch (EAGB) Температура

и

цвет

EAGB-звезд

в

галактике

определяется

возрастом

и

металличностью звезд, которые ее образуют (см. Рисунок 2). Однако остается некоторое число неопределенностей при сравнении моделей и наблюдательных данных [18,26]. Очень важным фактом является то, что уже проделана большая работа по надежной калибровки этих очень ярких индикаторов событий в истории звездообразования. На Рисунке 5 теоретические изохроны звезд из EAGB [4] наложены на СМ-диаграмму галактики, находящейся на стадии после вспышки

звездообразования в виде Голубого Компактного Карлика (BCD), на которой видно, что при большом числе EAGB-звезд последние являются ярким индикатором прошлой высокой скорости звездообразования (sfr), а их распределение по светимостям

зависит

от

металличности

и

возраста

прошлой

вспышки

звездообразования.

Рисунок 5: Изохроны EAGB-звезд [4] для металличностей, Z=0.001 и Z=0.004, наложены на наблюдаемую CM-диаграмму в галактике VII Zw403 [26]. Для каждой металличности приведены изохроны для звезд с возрастом 1.3, 2, 3, и 5 млрд.лет, так что самая молодая изохрона является ярчайшей. Видно возможное расхождение в будущих оценках металличности и возраста самых старых звезд, когда модели будут лучше прокалиброваны по галактикам с известной SFH,

например, по галактике NGC 6822, в которой наблюдается большое число EAGB-звезд, а также видны старые MSTO.

2.7 Расстояние, Поглощение и Металличность Аккуратная интерпретация индикаторов, описанных выше зависит критически от наличия надежных оценок расстояния, поглощения и металличности галактики. В идеале, нам также хотелось бы знать, как меняется поглощение в разных частях галактики и как проходила эволюция металличности звездного населения со временем.

Основные параметры: расстояние, поглощение и металличность могут быть определены независимо по CM-диаграмме (CMD). Эти параметры, в сочетании с оценками ошибок наблюдений и неполноты данных вносят наиболее значительный вклад в получаемую CMD и следовательно в конечную модель SFH [37]. Получение надежных оценок этих величин - достаточно непростая задача, но она может быть разрешена

путем

высококачественных

наблюдений

и

продуманных

методов

обработки и анализа.

2.7.1 Расстояние - наиболее важный параметр для правильной оценки CMD, частично из-за того, что ошибки могут быть очень велики - несколько величин (например, если ошибочно принять молодые красные сверхгиганты (RSG) за RGB, при недостаточно глубокой для правильного отождествления CM-диаграмме, а именно: из-за отсутствия звезд из RC или HB). Если расстояние до галактики оценено неправильно, то это приведет к неправильной оценке масс индивидуальных звезд, и вследствии этого оценки возрастов звезд всех типов будут определены неверно. Теоретически, расстояния наиболее точно должны определяться с помощью первичных индикаторов расстояний (например, переменных типа RR Лиры или Цефеид), но существуют также и другие методы со сходной точностью: верхний конец ветви красных гигантов [Tip of the RGB (TRGB)] [25]; RC [7]; BLs [39]. Для тусклых карликовых галактик, которые составляют большую часть Местной Группы для оценки расстояний необходимо иметь достаточно глубокую CMD, захватывающую в своем слабом конце RC/HB.

2.7.2 Поглощение, как внутри исследуемой галактики, так и в диске нашей Галактики может повлиять на правильность анализа CMD. Если поглощение неправильно определено, то результат от этого будет такой же, как от ошибки в оценке расстояния и следовательно повлияет на надежность моделей SFH. Для учета поглощения света при прохождении сквозь нашу Галактику часто используют радио-карты распределения нейтрального водорода, а также инфракрасные карты (например, IRAS) на длине волны 100 микрон [17].

2.7.3 Металличность. Когда в галактиках рождаются звезды, то осколки от этого процесса (например, от вспышек сверхновых или вследствии звездного ветра) обогащают межзвездный газ тяжелыми

элементами,

т.е.

изменяет

металличность

материала,

который

впоследствии идет на создание новых звезд5 [14]. Несмотря на отсутствие конкретных наблюдательных подтверждений этого процесса, отношения содержаний

различных элементов позволяют нам сделать некоторые зависящие от модели предположения [29]. Например, недавно было показано, что в диске нашей Галактики есть общий тренд в эволюции металличности со временем, хотя и с большими вариациями [13]. Мы не понимаем всех деталей взаимодействия звезд с окружающей межзвездной

средой,

например,

как

текущий

процесс

звездообразования

"подпитывает" металлами будущие поколения. Последние результаты изучения содержания

цинка

по

линиям

поглощения

на

расстояниях

(z = 0.7 - 3.4)

свидетельствуют о медленной эволюции металличности в галактиках на этом широком диапазоне красных смещений. Однако в любую из эпох (на одном z) наблюдается большое рассеяние в оценке величины металличности у разных галактик[30]. Изучения подобных линий поглощения позволяют получить наиболее надежные оценки металличности межзвездного газа в галактиках. Если подходящие источники фонового континуума будут найдены позади близких галактик, то это значительно улучшит наше понимание того, как межзвездный газ в различных галактиках эволюционирует и как на него воздействует соседство с текущим звездообразованием. Трудно проводить расчеты эволюции металличности в близких галактиках по CMD. Невозможно определить одну единственную модель, основываясь только на RGB вследствии противоречия возраст-металличность. Однако, если пренебрегать эволюцией металличности в модели CMD, то наилучшие модели для галактик становятся моложе, чем если учитывать эволюцию металличности [39]. Понимание деталей эволюции металличности в галактиках - одна из наиболее важных областей дальнейшего изучения эволюций галактик.

2.8 Наблюдаемые CMDs

Рисунок 6: CM-диаграмма (V,B-V) для dSph галактики Sextans (левая панель взята из работы Mateo et al. 1995) и для dIr галактики NGC3109 (правая панель взята из работы Greggio et al. 1993). Показаны основные морфологические детали. Сокращения: MS = главная последовательность, BSG = голубые сверхгиганты, AGB = асимптотическая ветвь гигантов, RGB = ветвь красных гигантов, HB = горизонтальная ветвь, фон = фоновые звезды. Для CMD NGC3109 интерпретация сделана на основе работ Lee (1993) и Davidge (1993).

Наблюдаемые CMDs близких галактик показывают смесь населений разных типов, что может значительно затруднить их анализ. Наиболее сложные CMDs у иррегулярных

галактик.

Для

карликовых

сфероидальных

галактик

наиболее

выдающаяся деталь на CMD - широкая RGB, в паре с более или менее выраженной HB, или сгущением HB, или их обеих (Рис. 6). При достаточно глубоких экспозициях можно увидеть и MSTOs. Для CMDs иррегулярных галактик характерна концентрация звезд вблизи верхней части RGB/AGB, выше часто наблюдаются красные сверхгиганты (RSG), а также верхняя часть главной последовательности + голубые сверхгиганты (BSG). Вследствии зачастую сильной скученности звезд и увеличения ошибок для фотометрии для более слабых звезд происходит уширение структур на CMD: районов RGB/AGB/RSG, что делает интерпретацию CMDs еще более трудной (Рис. 6). Для анализа CMDs со смесью основного "среднего возраста"/"старого" населения с большой долей "молодых" звезд часто выбирают совершенно различные подходы.

2.9 Функции светимости звезд Mighell (1990, Mighell& Butcher 1992) разработали метод изучения SFH населений "среднего возраста" путем вписывания в наблюдаемые функции светимостей звезд (SLF) модельные SLF, составленных для некоторого диапазона параметров и модулей расстояний до галактики. Основными параметрами для модельных SLF являются: возраст, металличность, содержание гелия и начальная функция масс (IMF). Правильная интерпретация запутанной истории звездообразования "старого" населения галактик требует большого числа звезд в SLF, для уменьшения противоречия "возраст-металличность". Если это условие выполнено, то этот метод позволяет последовательно получить возраст, металличность, и модуль расстояния до галактики. Ярко выраженный перегиб кривой SLF для звезд из точки обрыва RGB (TRGB) может быть указателем на наличие "старого" населения (например, Minniti & Zijlstra 1996). Сравнение наблюдаемых SLFs шаровых скоплений с SLFs у dSph (Mateo et al. 1991,1995) показало избыток части звезд, находящихся вблизи RGB, возможно, вследствии попадания AGB-звезд от населения "среднего возраста". Наблюдаемый сверхизбыток звезд в SLF главных последовательностей у dSph галактик может быть объяснено скорее наличием в dSph "молодого" населения, чем необычайно большим содержанием "голубых бродяг". SLF "молодого" населения состоит из голубого "крыла" неразделимых массивных MS-звезд и BSG (Marconi et al. 1995), возможно, перемешанных со "среднего возраста" звездами "голубой петли" (BL).

2.10 Изохроны и функции распределения металличности Grebel и др. (Grebel et al. 1994, Grebel 1995) разработали метод последовательного определения возраста, хим.состава, покраснения и модуля расстояния посредсвом последовательного вписывания изохрон в многоцветную фотометрию по крайней мере в четырех фильтрах. Четыре фильтра формально достаточно для исключения

противоречия возраст-металличность. Вписывания производятся для диапазона величин по всем четырем параметрам и статистически оцениваются. Использование

особой

системы

фильтров,

чувствительных

к

изменению

металличности (например, широкополосной вашингтонской системы), позволяет определять содержание металлов у большого числа звезд (Harris & Canterna 1977, Geisler et al. 1991). Для определения металличности смешанного "старого" и "среднего возраста" населений в dSphs, можно использовать цвета красных гигантов

M-T2 и C-M, независимо от возраста и изохрон. Результирующие функции рапределения

металличности

могут

выделить

поднаселения

с

разной

металличностью, исключая проблемы с противоречием возраст-металличность.

Рисунок 7: Модельные CMDs для постоянной SFR, начиная с 15 млрд.лет назад до настоящего времени и линейно увеличивающейся Z(t) с Z=0.0001 до Z=0.0004. На каждой панели нанесены звезды с указанным (в млрд.лет) интервалом

возрастов. Смоделированы наблюдательные эффекты, как описано в пункте 2.11.

2.11 Модельные диаграммы "Цвет-Зв.Величина" Процесс создания модельной CMD можно разбить на следующие два основных этапа: • •

вычисление синтетической CMD и моделирование наблюдательных эффектов.

Синтетические CMDs представляют собой набор моделей эволюций звезд в заданном диапазоне масс и металличностей. Существуют две основные современные библиотеки моделей эволюций звезд: одна составлена научной группой из Падуи [4], а другая группой из Женевы [33]. Эти две библиотеки в некоторых деталях значительно расходятся между собой, что свидетельствует о нашем недостаточном понимании всех деталей в эволюции звезд. При создании синтетических CMDs используют предположения об изменении со временем начальной sfr и закона химического обогащения (chemical enrichment law - CEL). Также делается предположение о неизменности начальной функции масс (initial mass function - IMF), которую часто используют из работы [24]. Синтетические CMDs представляют распределения звезд для различной начальной sfr и CEL, и других вводимых функций и параметров, которые для простоты считаются неизменными. Но эти диаграммы нельзя сразу сравнивать с наблюдаемой CMD, так как последняя также содержит в себе наблюдательные эффекты главным образом вследствии сильной скученности звезд. Эта теснота звездных полей играет главную роль в ограничении предела фотометрии, а также на ее точность, особенно вблизи предельной зв.величины. Поэтому необходимо также моделировать ошибки наблюдений. Эффекты скученности проявляются в: а)потери части звезд; б)зв.величины и показатели цвета систематически испытывают сдвиг и в) увеличиваются их внешние ошибки. Эти три эффекта имеют сильную и непростую зависимость от звездной величины и показателя цвета каждой звезды и от распределения зв.величин и цветов всех остальных звезд в галактике (см. [1] и [19]). Модельная CMD по терминологии отличается от синтетической CMD моделированием наблюдательных эффектов.

2.12 Сравнение наблюдаемых CMDs с модельными Статистические оценки могут помочь уменьшить вырождение синтетических CMDs. Tolstoy (1995; Tolstoy & Saha 1996) разработали количественный метод сравнения наблюдаемых

данных

с

синтетическими

CMDs

для

смешанных

населений,

исследующих вероятность того, что модельная и наблюдаемая CMDs соответсвуют одному и тому же распределению.

2.13 Возможность проверки различных методов Тривиальная проверка правильности какого-либо выбранного метода - сравнить его результаты с независимыми индикаторами возраста, такими как специальные типы звезд, либо с независимыми индикаторами металличности (содержание элементов), найденными из спектральных наблюдений или ветви сравнения шаровых скоплений. На Рис.3 (правая панель) показано сравнение теоретических моделей изохрон с наблюдаемыми

RGB

у

шаровых

скоплений

с

надежно

установленной

металличностью. Для всех методов, которые используют теоретические модели (эволюционные треки звезд и/или изохроны, модели Kurucz'а и т.п.) важно знать насколько эти модели соответсвуют реальным физическим свойствам звезд. Многие модели довольно часто перерабатываются и улучшаются. Карликовая галактика в Киле (Carina dSph) - хорошо подходит для проверки чувствительности

различных

методов

оценки

возрастов

звезд.

Наблюдения

показывают, что в Carina присутсвуют несколько MSTOs, в то время как разброс по металличности незначителен (например, Smecker-Hane et al 1996). Т.о. в ней хорошо выявлены возраста различных поколений звезд. Существующие данные по этой галактики могут быть ограничены по абсолютным звездным величинам с целью проверки различных методов анализа.

2.14 Некоторые оставшиеся проблемы В целом, для надежной интерпетации разрешаемых звездных населений требуется как можно более качественные наблюдательные данные, полученные для как можно более слабых звездных величин. В этом деле требуется комбинация как высоких разрешений (наподобие получаемых на HST), так и наблюдения больших по угловым

размерам площадок. Касательно теоретической базы, лежащей в основе анализа любым методом, требуется наличие высококачественных моделей эволюции звезд разнообразных типов.

3. История звездообразования карликовых галактик МГ If we indulge in fanciful imagination and build worlds of our own, we must not wonder at our going wide astray from the path of truth and nature... On the other hand, if we add observation to observation, without attempting to draw not only certain conclusions, but also conjectural views from them, we offend against the very end for which observations ought to be made. William Herschel

Hodge в 1989г. ввел понятие "куба эволюции" населения (Рис.7) для визуализации SFH галактик. За прошедшее десятилетие мы сильно продвинулись в изучении этого вопроса, но до сих пор еще не достигли того уровня, когда могли бы строить надежные и полноценные Рисунок 8: Пример "куба эволюции" населения (Hodge [21]),

эволюционные кубы даже

который показывает полную историю звездообразования

для галактик Местной

выдуманной галактики. Оси соответствуют: скорости

Группы. В частности,

звездообразования, металличности и времени. Для удобства

скорости

использована логарифмическая шкала по времени, которая

звездообразования (SFR)

лучше всего выделяет "старое", "среднего возраста" и "молодое" населения. Каждая галактика описывается как

обычно плохо известны.

изолированная система. Изменения величин в разных частях

Поэтому эволюционные

галактики не рассматриваются.

кубы, представленные здесь, не

масштабированы по оси SFR. Моделирование наблюдаемых CMDs, как описано в пункте 2.12, может решить данную задачу. Рисунок 8 показывает, что галактики могут сильно различаться по их SFHs даже имея одинаковые морфологические типы. Во всех изученных к настоящему времени галактиках Местной Группы с достаточно глубокой фотометрией было обнаружено "старое" и "взрослое" населения (относительные доли их разные). Таким образом, dSph галактики, которые сильно обеднены газом сейчас, должны были потерять оставшийся газ несколько млрд.лет назад, возможно, при выметании звездным ветром массивных звезд и взрывом сверхновых (например, Fornax, Leo I?), или из-за приливных эффектов, или за счет обдирания ударными волнами от взаимодействия с соседними массивными галактиками, такими как наша Галактика (например, Draco,

Ursa Minor?). NGC205 и M32 могут быть остатками балджей разрушенных близких галактик, у которых газ и, возможно, диски были удалены за счет обдирания ударными волнами от M31 (Sofue 1994). Van den Bergh (1994b) показал, что возраста доминирующих населений в маломассивных галактиках уменьшаются с увеличением галактоцентрического расстояния. Далекие галактики МГ, которые представляют собой переходные типы между dIrs и dSphs (Phoenix, LGS3) могут находиться на стадии перехода от одного типа к другому (например, Kormendy 1985).

Рисунок 9: Эволюционные кубы для dIrs и dSphs галактик Местной Группы. Оси такие же, как и на Рис. 7. Некоторые галактики содержат шаровые скопления (GCs). Расстояния: dIrs (верхние 3 ряда) - от барицентра МГ; dSph: (4,5 ряд) - от Галактики, (6 ряд) - от M31. Отметим сильное различие в звездообразовании у этих галактик. Звездообразование в галактиках происходило в разные времена и с

разной интенсивностью. В некоторых галактиках происходило значительное обогащение хим.состава, а в других - совсем небольшое. LGS3 и Phoenix - промежуточные между dIrs и dSphs. NGC205 и NGC147 - карликовые эллиптические (dE).

Нагревая газ в dSphs сверхновые Ia, образовавшиеся после первой вспышки звездообразования могли задержать повторные вспышки на несколько млрд.лет (Burkert et al. 1997). В то время, как разные населения в карликовой галактике в Киле (Carina) не показали предсказанного обогащения химического состава (SmeckerHane et al. 1996), два старых населения галактики в Скульпторе, которые различны по металличности (Grebel 1995) делает эту dSph галактику кандидатом во временно приостановившую процесс звездообразования из-за таких вспышек сверхновых Ia. Но необходима более глубокая фотометрия MSTO для более надежных заключений. Более массивные галактики (dIrs, dEs) могут сохранить свой газ, несмотря на сильный звездный ветер и вспышки сверхновых (De Young et al.1994). Анализ с использованием модельных CMD показывает, что SF в dIrs зачастую проходит спокойно в течении длительного времени, пока вдруг не прерывается коротким неактивным промежутком (Aparicio & Gallart 1995: "судорожное" звездообразование). Зависящее от обмена с новыми образовавшимися звездами и от критической плотности вещества (Hunter 1996) небольшие эпизоды звездообразования способны поддерживать должное количесвто молодых звезд в течении хаббловского времени посредством

переработки

газа.

Внешние

спусковые

механизмы

(например,

взаимодействия) не требуются для этого механизма. Упрощенный сценарий возможной эволюционной истории карликовых галактик приведен на Рис.9. Многие детали, особенно различные возможные пути обогащения хим.состава не учитывались.

Рисунок 10: Упрощенный сценарий истории эволюции карликовых галактик Местной Группы, учитывающий эпохи активности звездообразования. ("SF", голубые стрелки) и гравитационного взаимодействия между галактиками (наклонный красный шрифт и красные стрелки). BCD - голубые компактные галактики. Направление эволюции галактики зависит от массы, положения и содержания (газа) всех других галактик. Указаны возможные процессы, ведущие к эволюционным изменениям.

4. Связь с большими красными смещениями Активно рождающие звезды карликовые иррегулярные галактики (dI) составляют довольно большую по числу долю галактик в МГ, и, как видно из изображений глубоких обзоров, эта доля, по-видимому, растет с увеличением красного смещения, т.е. на ранних этапах жизни Вселенной [15]. Большое число "Слабых Голубых Галактик" (``Faint Blue Galaxies'' (FBG) было обнаружено во время глубоких по светимости-кр.смещению обзоров преимущественно на средних красных смещениях (z<1, т.е. на временах около половины хаббловского времени назад). Это действительно небольшие галактики поздних морфологических типов, в которых происходит вспышка звездообразования [2]. Т.о. мы можем считать, что dI, которые мы видим в МГ (например, Leo A, Pegasus, Sextans A и др.) представляют собой

космологически важный класс галактик, который может быть использован для выявления направления эволюционных изменений в sfr во Вселенной с красным смещением. На диаграмме Мадо ("Madau-diagram") [27] были использованы результаты обзоров красного смещения для представления изменения SFH с расстоянием. Было показано, что большинство звезд образовалось во Вселенной на красных смещениях z

1-2. Если это правильно, то MSTO от наиболее активных

периодов звездообразования во Вселенной должны быть легко видимы как 79 млрд.лет MSTOs в галактиках МГ [32]. Определение точных SFH для всех галактик локальной

Вселенной,

используя

анализ

СМ-диаграмм

предоставляет

альтернативную возможность изучать эту зависимость и т.о. служить проверкой диаграммы Мадо. Последние

детальные

CM-диаграммы

нескольких

близких

галактик

и

самосогласующиеся сетки теоретических моделей звездной эволюции изменили наше понимание SFH в галактиках. Для галактик Leo A и Pegasus, например, у которых зарегистрировано RC, видно, что их sfr была выше в прошлом, в то же время пик в sfr произошел сравнительно недавно, что подтверждает диаграмму Мадо (пик случился на z=0.1-0.2, внутри первого интервала). С другой стороны, обзор Mateo

всех карликовых галактик МГ [28], а также изучения M31 и нашей Галактики [31], предполагают, что в МГ наиболее значительный пик звездообразования пришелся на эпоху >10 млрд.лет (т.е. z > 3) - эпоху формирования гало. Многие галактики содержат большое число переменных типа RR Lyr (или HB) или/и шаровые скопления, которые могли произойти от значительно более старого населения. Возможно, что dI имеют совершенно различную историю звездообразования посравнению с массивными галактиками. Т.о. хотя небольшие dI в МГ имеют короткие, часто интенсивные, вспышки звездообразования в сравнительно недавние времена, эти вспышки не внесли основной вклад в общее число звезд в галактиках. dIs представляют небольшую долю по вкладу в звездообразование в МГ. Тем не менее прямые наблюдения деталей самых старых эпизодов звездообразования в лучшем

случае

ограничены.

Существуют

только

несколько

случаев,

когда

наблюдения позволяют нам делать суждения не только о том, когда была доминирующая эпоха звездообразования, но и насколько интенсивной она была. В наши дни астрофизика обладает совершенными методами анализа CMD [38] и

телескопами

с

достаточным

качеством

изображений,

для

изучения

звездообразования в галактиках Местного Комплекса, так что вскоре время следует ожидать новых открытий. Рисунок 10 суммирует то, что мы в данный момент можем сказать о SFH в МГ и как это согласуется с предсказаниями обзоров красных смещений: Мадо и др. [27] и Шэнкса (Shanks) и др. [34]. Мы не включили сюда оценки SFH доминирующих в МГ больших галактик: M 31 и нашей Галактики, тем не менее комбинированная по всем карликовым галактикам SFH в общих чертах согласуется с тем, что мы знаем о SFH этих больших систем. Они имеют последовательную стабильно убывающую глобальную sfr, начиная с (предполагаемой) эпохи их образования >10 млрд.лет. Сейчас нет доказательств в пользу особого пика в sfr вблизи 7-9 млрд.лет или любой другой эпохи, как следует из диаграммы Мадо для карликовых или для больших галактик. Возможно, если dI - галактики с единственным пиком в SFH, то он должен быть в районе диаграммы Мадо. Сейчас еще недостаточное число изученных dI галактик для надежной статистики. Вероятно, этот вопрос можно прояснить еще раз проанализировав уже имеющиеся архивные данные с HST с помощью новых методов анализа CM-диаграмм. Несомненно существует разногласие между SFH в МГ и результатов с обзоров красных смещений. Возможно здесь скрывается проблема большой неполноты в обзорах красных смещений, которые возможно пропускают

пассивно

взрывающихся систем.

эволюционирующие

системы

в

пользу

небольших

Рисунок 11: На верхней панели показано изменение в первом приближении обобщенной

sfr карликовых галактик МГ со временем (данные взяты из Mateo [28]) для получения суммарной SFH по всем карликам МГ. Красные смещения соответствуют обратному времени, [отсчитываемому от настоящего времени] (для H0 = 50, q0 = 0.5). На средней панели сделана дикая экстраполяция: допущение, что интегральная SFH карликов из МГ из верхней панели подходит и для всей Вселенной. Результирующая плотность звездообразования в МГ против красного смещения нанесена на график, используя такую же схему как у Madau и др. и Shanks и др. [34]; также нанесены эти две модели. Кривая МГ произвольно, и с очень большой степенью неопределенности нормирована к двум другим моделям. На самой нижней панели показана sfr карликов МГ как доля от полной скорости звездообразования проинтегрированной за все время показана против красного смещения, и кривая Мадо также показана в этой зависимости для объема МГ. Эти графики выявляют совершенно разное распределение звездообразования с красным смещением: обнаруженным из обзоров красных смещений галактик и из

изучения наблюдаемого звездного населения галактик МГ.

Последние результаты наблюдений на лучших телескопах дает нам повод для оптимизма в том, что мы в скором будущем сможем классифицировать в деталях SFH галактик различных типов в МК. Использованы материалы из: •

• •

Eline Tolstoy Space Telescope - European Coordinating Facility, Garching bei Munchen, Germany; [email protected] Доклад на конференции XVIIIth Moriond astrophysics meeting ``Dwarf Galaxies and Cosmology'', Les Arcs, March 1998. Antonio Aparicio Instituto Astrofisica de Canarias, E38200 - La Laguna, Tenerife, Canary Islands, Spain; [email protected] A&AS, 1996, ???, ??? Eva K. Grebel Astronomisches Institute, Universitat Wurzburg, Germany; [email protected] Лекция на приз Ludwig'a Biermann'a.

Литература 1 Aparicio.A, & Gallart C., (1996) 110 2105 2 Babul A. & Ferguson F. (1996) 458 100 3 Bergbusch, P.A., & VandenBerg, D.A., (1992) 81 163 4 Bertelli G. et al. (1994) 106 275 5 Campos, A., (1997) 488 606 6 Caputo F., Castellani V., Degl'Innocenti S. (1995) 304 365 7 Cole A.A. (1998) in press, astro-ph/9804110 8 Colless, M., et al. (1993) MNRAS, 261, 19 9 Da Costa, G.S., & Armandroff, T.E., (1990) 100 162 10 Dohm-Palmer R.C. et al. (1997) 114 2527 11 Dohm-Palmer R.C. et al. (1997) 114 2514 12 Dohm-Palmer R.C. et al. (1998) in press, September 1998 13 Edvardsson B. et al. (1993) 275 101 14 Eggen O.J., Lynden-Bell D. & Sandage A.R. 1962 136 748 15 Ellis, R. (1997) Ann. Rev. Astron. & Astrophys., 35, 389 16 Fagotto F. et al. (1994) 104 365 17 Gallagher J.S. et al. (1998) 115 1869 18 Gallart C. et al. (1994) 425 9L 19 Gallart C., Aparicio A., & Vilchez J.M., (1996) ??? ??? 20 Han, M. et al. (1997) 113 1001 21 Hodge, P.W, (1989) ARA&A, 27, 139 22 Hurley-Keller D., Mateo M., Nemec J. (1998) 115 1840 23 Koo, D.C., & Krone, R.G., (1992) ARA&A, 30, 613 24 Kroupa P., Tout C.A, & Gilmore G., (1993) MNRAS, 262, 545 25 Lee, M. G., Freedman, W. L. & Madore, B. F. (1993) 417 553 26 Lynds R., Hunter D.A., O'Neil E., Tolstoy E. (1998) in press (July) 27 Madau P., Pozzetti L. & Dickinson M. (1998) 498 106 28 Mateo M. (1998) Ann. Rev. Astron. & Astrophys., 36, in press

29 Pagel B.E.J. (1994) in The Formation and Evolution of Galaxies, ed. C. Munoz-Tunou & F. Sanchez, CUP, p. 149 30 Pettini M., Smith L.J., King D.L. & Hunstead R.W. (1997) 486 665 31 Renzini A. (1998) in The Young Universe, eds. S. D'Odorico et al., p. 298 32 Rich M. (1998) in Science with the NGST, eds. E.P. Smith & A. Koratkar, p. 129 33 Schaller, G., et al. (1992) A&AS, 96, p.269 34 Shanks T. et al. (1998) in The Young Universe, eds. S. D'Odorico et al., p.102 35 Skillman E.D. (1998) The Magellanic Clouds and other Dwarf Galaxies, eds. T. Richtler & J.M. Braum 36 [1997]Spaans, M. & Norman, C.A. (1997) 483 87 37 Tolstoy E. (1996) 462 684 38 Tolstoy E. & Saha A. (1996) 462 672 39 Tolstoy E. et al. (1998) in press, astro-ph/9805268 40 Tyson, J.A. (1988) 96 1