Научная статья на тему 'Стимулированное звездообразование в шаровых скоплениях'

Стимулированное звездообразование в шаровых скоплениях Текст научной статьи по специальности «Астрономия»

CC BY
351
24
Поделиться
Ключевые слова
шаровые скопления / химическая эволюция / звездообразование / Globular clusters / Chemical evolution / Star formation

Аннотация научной статьи по астрономии, автор научной работы — Рябова Марина Владимировна, Щекинов Юрий Андреевич

Представлены результаты расчета относительной распространенности обилия [O/Na] для шаровых скоплений NGC 2808 и NGC 6752. Предложен эволюционный сценарий, позволяющий воспроизвести характерные наблюдательные особенности поведения функции распределения звезд по [O/Na].

The results of [O/Na] abundance modelling in globular clusters NGC 2808 and NGC 6752 are presented. The evolutionary scenario allowing to reproduce characteristic observed features of [O/Na] distribution function has been suggested.

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

Текст научной работы на тему «Стимулированное звездообразование в шаровых скоплениях»

УДК 524.47

СТИМУЛИРОВАННОЕ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ В ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЯХ

© 2010 г. М.В. Рябова, Ю.А. Щекинов

Южный федеральный университет, Southern Federal University,

ул. Зорге, 5, г. Ростов-на-Дону, 344090, Zorge St., 5, Rostov-on-Don, 344090,

physdekan@sfedu.ru physdekan@sfedu.ru

Представлены результаты расчета относительной распространенности обилия [O/Na] для шаровых скоплений NGC 2808 и NGC 6752. Предложен эволюционный сценарий, позволяющий воспроизвести характерные наблюдательные особенности поведения функции распределения звезд по [O/Na].

Ключевые слова: шаровые скопления, химическая эволюция, звездообразование.

The results of [O/Na] abundance modelling in globular clusters NGC 2808 and NGC 6752 are presented. The evolutionary scenario allowing to reproduce characteristic observed features of [O/Na] distribution function has been suggested.

Keywords: globular clusters, chemical evolution, starformation.

Шаровые скопления (ШС) являются представителями старейшего населения в нашей Галактике. До недавнего времени считалось, что эти системы представляют собой одну «простую звездную популяцию», т.е. все звезды каждого ШС образовались практически одновременно из вещества с одинаковым химическим составом, но появившееся в последнее время большое количество наблюдательных данных изменило этот традиционный взгляд на формирование ШС. Толчком к этому послужило обилие новых, более точных фотометрических и спектроскопических данных.

Обнаружены вариации в обилии некоторых легких элементов на фоне хорошо установленной однородности химического состава по [Fe/H] в звездах ШС, чего не наблюдается в звездах поля такой же метал-личности. Аномальное содержание элементов более всего проявляется в антикорреляциях между O и Na [1, 2], Mg и Al [3, 4], которые были обнаружены в большинстве ШС как для звезд главной последова-

тельности в области точки поворота, так и для субгигантов. Антикорреляция O-Na найдена во многих ШС независимо от их характеристик, т.е. в ШС диска и гало, для широкого диапазона изменения металлично-сти и физических свойств, таких как морфология горизонтальной ветви, полная масса скопления, концентрация и плотность. Это кажется присущим свойством этих звездных систем. Кроме того, фотометрические исследования главной последовательности и области точки поворота обнаруживают существование более чем одной звездной популяции в некоторых ШС.

Открытие вышеупомянутых антикорреляций среди звезд точки поворота и субгигантов дало новый толчок к пониманию эволюции ШС, а именно сценария самообогащения. В работе [5] было показано, что эти антикорреляции интерпретируются как результат процесса горения водорода в №№- и MgAl-цепочках и захвата протонов в CNO-цикле.

Многие исследователи в настоящее время заключают, что, по всей видимости, эволюция ШС включает в себя первоначальное обогащение тяжелыми элементами и последующее обогащение легкими элементами вплоть до Al звездным нуклеосинтезом внутри скопления. Именно этот сценарий в настоящее время называется сценарием самообогащения, что отличается от «классического» сценария самообогащения, в рамках которого ШС рождались из газа c первичным химическим составом, и практически все металлы скопления были произведены в нем же [6].

В настоящее время не существует физически обоснованной самосогласованной схемы эволюции ШС, которая позволяла бы объяснять особенности их химического состава определенной последовательностью физических событий в эволюционном процессе. В настоящей работе мы анализируем возможность конструирования такой эволюционной схемы, в рамках которой могли бы воспроизвести основные наблюдаемые особенности химического состава ШС. Наше внимание будет сосредоточено на скоплениях NGC 2808 и NGC 6752.

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

Результаты численного моделирования

Для численных расчетов нами была использована простая однозонная модель химической эволюции, которая основана на стандартной системе уравнений, описывающей изменение массы газа и содержания отдельных химических элементов в звездообразую-щей системе [7-9].

В качестве источника аномалий химического состава в ШС, обеспечивающего в частности, антикорреляцию O и Na, мы рассматриваем медленный ветер от массивных вращающихся звезд в интервале масс от 20 до 120 M0 [10].

Модель 1

Детальное описание используемой нами однозон-ной схемы дано в предыдущих работах [11, 12]. Во всех рассмотренных моделях мы допускаем вариацию начальной функции масс (НФМ): на первом этапе звездообразование (ЗО) характеризуется НФМ, смещенной в сторону массивных звезд, это согласуется с современными представлениями о том, что звезды, рождающиеся из вещества с первичным химическим составом, являлись более массивными; на следующем этапе НФМ приобретает нормальный вид с подавляющей долей маломассивных звезд [11].

В рамках однозонной модели при полном перемешивании сброшенного вещества массивными вращающимися звездами в виде медленного ветра с первичным веществом все звезды имеют [O/Na]~0,5. Однако наблюдательные данные для скоплений NGC 2808 и NGC 6752 показывают достаточно широкий разброс по [O/Na]. В связи с этим была рассмотрена модель, в которой предпринята попытка избежать полного перемешивания. В рамках этой модели вещество, выброшенное массивными вращающимися звездами в виде медленного ветра, перераспределялось не по всему объему системы, а лишь по некоторой ее части, в которой и происходит дальнейшее ЗО - области активного ЗО.

Пример расчета такой модели представлен на рис. 1. Из рисунка видно, что предложенная модель с неполным перемешиванием не позволяет воспроизвести наблюдаемое распределение звезд по [O/Na]. Вариация свободных параметров модели, таких как эффективность ЗО, минимальная масса рождающихся звезд на первом этапе, приводит лишь к изменению соотношения числа звезд в области пиков.

0,6 0,5 0,4 0,3 0,2 0,1 0,0

-1,0 -0,5 [O/Na]

т

0,0

1,0

Рис. 1. Расчет модели 1 с неполным перемешиванием: жирная линия - численный расчет модели 1; тонкая - наблюдаемое распределение для скопления NGC 2808

Во всех случаях распределения демонстрируют провал в области -0,3 < [O/Na] < -0,4. Это обусловлено тем, что сброшенное вещество от звезд разных масс с различным удельным составом O и Na перемешивается в активной области и новые звезды рождаются из вещества с усредненным обилием химических элементов. Можно, по-видимому, утверждать, что наблюдаемое распределение [O/Na] свидетельствует об отсутствии перемешивания в области активного звездообразования.

Модель 2

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

Чтобы избежать перемешивания химических элементов от звезд разных масс в области ЗО, модель 1 была модифицирована таким образом, что в системе предполагалось наличие нескольких не связанных между собой активных областей. Каждая такая область включала химические элементы от звезд в некотором интервале масс.

Пример расчета модели 2 с интегрированием по массе ДМ = 2 М0 представлен на рис. 2. Можно видеть, что модель с ограниченным перемешиванием позволяет в некоторой степени воспроизвести наблюдаемое распределение в области [O/Na] > - 1,2. Дефицит звезд в области [O/Na] < 1,2 связан с тем, что это -минимальное значение, приведенное в [10].

Наши результаты по необходимости ограничены существующим набором эволюционных треков. К сожалению, в настоящее время в литературе нет других доступных данных по O и Na для вращающихся массивных звезд. В [10] приведены расчеты только для четырех значений масс вращающихся звезд (20, 40, 60 и 120 M0) с фиксированным значением скоро-

сти вращения. При этом для случая 60 M0 было рассчитано несколько моделей (A, B, С, D), которые отличаются скоростями ядерных реакций для NeNa- и MgAl-цепочек. Выход элементов, а также значение [O/Na], безусловно, зависят от скорости вращения звезды. В [10] показано, что неопределенность в отношении скоростей ядерных реакций также существенно влияет на химический состав вещества звездного ветра. Например, расчет модели B для звезд с начальной массой 60 M0 дает более высокое производство Na и соответственно низкое содержание [O/Na] в звездном ветре по сравнению с другими моделями (отметим, что в численных расчетах, представленных в настоящей работе, использовались результаты выходов химических элементов именно для этой модели). Чтобы охватить весь интервал интересующих нас масс, при моделировании мы пользовались линейной аппроксимацией между соседними значениями масс, хотя зависимость может быть более сложной. Кроме того, нижняя граница [O/Na] вероятно должна зависеть также от начальной металличности звезд.

Следует отметить, что в рамках модели 2 при различных вариациях ее параметров нельзя получить близкое к наблюдаемому поведение функции распределения по [O/Na] для скопления NGC 6752.

0,35 0,300,25 0 , 200,15 0,10 0 , 050,00

Рис. 2. Расчет модели 2 с интегрированием по массе: жирная линия - численный расчет модели 2; тонкая - наблюдаемое распределение для скопления NGC 2808

Модель 3

Результаты, полученные в моделях 1 и 2, позволяют сделать вывод о том, что особенности химического состава ШС могут быть объяснены предположением об ограниченном перемешивании металлов при их эжекции с поверхности звезд, т.е. звезды следующего поколения рождаются из вещества, обогащенного отдельной (т.е. изолированной) звездой. В таком сценарии распределение [O/Na] отражает вклад областей, обогащенных всей совокупностью массивных звезд скопления, сбрасывающих металлы в свою локальную межзвездную среду. Одной из возможностей реализации такого сценария является механизм стимулированного ЗО.

В работе была рассмотрена модель, в которой степень перемешанности металлов, сброшенных отдельной звездой, оказывалась неполной, т.е. даже в окрестности отдельной звезды металлы могли быть распределены

неоднородно. Технически это осуществлялось следующим образом: до момента времени 2.6-106 лет, соответствующего первым вспышкам сверхновых, рождаются массивные вращающиеся звезды с массами от 20 до 100 M0 со скоростью, описываемой законом Шмидта.

Для каждого интервала времени А/ ~ 104 лет (()</< < 2,6-106 лет) и интервала масс ЛМ~0,01 М0 (20 <М <100 М0) рассчитывается число родившихся массивных звезд AN = w(iyp(M)/\M/\l. В окрестности каждой такой звезды из вещества, выброшенного их медленным ветром, в дальнейшем рождаются звезды малых масс (0,1 M0 < M <1 M0), химический состав которых определяется не только выбросами массивных звезд, но и степенью их перемешанности с первичным веществом. Под перемешиванием мы понимаем здесь степень растворения (дилюции) вещества, сброшенного массивными звездами, в окружающем первичном газе. Вещество, сбрасываемое массивной звездой, перемешивается неравномерно с первичным газом, что приводит к вариации содержания [O/Na] у звезд второго поколения, родившихся в окрестности одной массивной звезды.

Введем некоторые обозначения. Пусть Mej - масса

вещества, сбрасываемая одной массивной вращающейся звездой. Это вещество перераспределяется по некоторой области заданной массы Mc¡oud с начальным химическим составом. Тогда полная масса, переходящая в звезды второго поколения, в окрестности одной звезды первого поколения равна r¡ (Mej +^cloud) • гДе r¡ < 1 - эффективность ЗО.

В модели 3 будем характеризовать степень переме-шанности 0 < с < 1 таким образом, что вещество с массой Mej /,./„„,/ содержит в себе продукты звездного

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

синтеза, однородно распределенные по всей массе, а оставшаяся часть облака с массой ~ (1 - %)Mdoud содержит начальный химический состав. Соответственно, массы отдельных химических элементов, переходящих в звезды второго поколения, определяются как

n(M'eJ +¿ZfMcW) И // (1 - . Из определе-

ния ¿f видно, что с = 0 соответствует отсутствию перемешивания - все сброшенное вещество оказывается связанным собственно с выбросом; с = 1 соответствует полному перемешиванию сброшенной звездой массы с массой приходящегося на звезду облака.

Для каждой отдельной звезды параметр <f принимает фиксированное значение, однако для всей звездной системы его можно трактовать как случайную величину, характеризующую степень перемешанно-сти в системе в целом. В таком подходе функция /)(<г ) характеризует вероятность того, что в окрестности той или иной звезды степень перемешанности заключена в интервале с + Л с |.

На рис. 3a представлено распределение числа звезд по [O/Na] для следующих параметров модели: [Z] = -l,5; Mdoud = 300 М0 и 1/(£ + С),

С = 2 10~5. Для того чтобы воспроизвести характер поведения функции распределения [O/Na] для скоп-

ления NGC 6752, которое при близкой металличности с NGC 2808 демонстрирует отличное распределение [O/Na], мы предположили следующие параметры модели: [Z] = -1,5ж Mcloud = 55 М0 и р(£) -!/(# + С),

С = 0,05 . Результат представлен на рис. 36. Как видно из рисунка, результаты расчетов данной модели оказываются более близкими к наблюдениям.

-2,5 -2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0,0 0,5 -2,5 -2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0

[O/Na]

Рис. 3. Пример расчета модели 3 с законом распределения плотности вероятности р(^) ~ 1 + (жирная линия). Тонкая линия - наблюдаемое распределение для скоплений NGC 2808 (а) и NGC 6752 (б)

Таким образом, результаты моделирования химической эволюции ШС в рамках однозонной модели позволяют сделать следующие выводы.

Наблюдаемый интервал величины [O/Na] в ШС свидетельствует о неполном перемешивании вещества звездного ветра и окружающего межзвездного газа.

Функция распределения звезд по [O/Na] для скоплений NGC 2808 и NGC 6752 может быть воспроизведена в рамках сценария, в котором звезды второго поколения рождаются в окрестности своей собственной родительской звезды. Это может свидетельствовать о стимулировании звездообразования звездным ветром.

Работа выполнена при поддержке аналитической ведомственной целевой программы «Развитие научного потенциала высшей школы» Федерального агентства по образованию (код проекта РНП-2.1.1/1937), а также Российского фонда фундаментальных исследований (код проекта 09-02-00933).

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

Литература

1. Sneden C., Gratton R.G., Crocker D.A. Trends in copper and

zinc abundances for disk and halo stars // Astron. Astro-phys. 1991. Vol. 264. P. 354.

2. Gratton R., Sneden C., Carretta E. Abundance Variations

Within Globular Clusters // Annual Review Astron. Astro-phys. 2004. Vol. 42. P. 385.

Поступила в редакцию

3. Star-to-Star Abundance Variations among Bright Giants in

the Mildly Metal-poor Globular Cluster M4 / I.I. Ivans [et al.] // Astrophys. J. 1999. Vol. 118. P. 1273.

4. Ramirez S. V., Cohen J.G. Abundances in Stars from the Red

Giant Branch Tip to Near the Main-Sequence Turnoff in M71. III. Abundance Ratios // Astrophys. J. 2002. Vol. 123. P. 3277.

5. Denissenkov P.A., Denissenkova S.N. Correlation Between

the Abundances of NA and the CNO Elements in Red Giants in Omega-Centauri // SvA Lett. 1990. Vol. 16. P. 275.

6. FallM., ReesM. A theory for the origin of globular clusters

// Astrophys. J. 1985. Vol. 298. P. 18.

7. Matteucci F., Greggio L. Chemical evolution of galaxies

Не можете найти то, что вам нужно? Попробуйте наш сервис подбора литературы.

// Astron. Astrophys. 1989. Vol. 154. P. 279.

8. Firmani C., Tutukov A. V. Evolutionary models for disk

galaxies // Astron. Astrophys. 1992. Vol. 264. P. 37.

9. Shustov B.M., Wiebe D.S., Tutukov A.V. Evolution of disk

galaxies and loss of heavy elements into the intracluster medium // Astron. Astrophys. 1997. Vol. 317. P. 397.

10. Fast rotating massive stars and the origin of the abundance

patterns in galactic globular clusters / T. Decressin [et al.] // Astron. Astrophys. 2007. Vol. 464. P. 1029.

11. Касьянова М.В., Щекинов Ю.А. О химической эволюции

шаровых скоплений // Астрон. журн. Т. 82. С. 11.

12. Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Множественность точек

поворота в шаровых скоплениях // Астрон. журн. 2008. Т. 85. С. 398.

19 мая 2009 г.