Научная статья на тему 'Зависимость металличности от массы для карликовых сфероидальних галактик'

Зависимость металличности от массы для карликовых сфероидальних галактик Текст научной статьи по специальности «Астрономия»

CC BY
427
25
Поделиться
Ключевые слова
Местная группа / карликовые галактики / химическая эволюция / Local Group / Dwarf galaxies / Chemical evolution

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

Представлены результаты моделирования соотношения масса металличность для карликовых сфероидальных (dSph) галактик Местной группы. Показано, что металличность является убывающей функцией массы для маломассивных сфероидальных карликовых галактик и монотонно растущей функцией в области больших масс. Это предсказание находится в согласии с наблюдениями.

Похожие темы научных работ по астрономии , автор научной работы — Рябова Марина Владимировна, Щекинов Юрий Андреевич,

The results of modelling of the mass metallicity relation for the local group dwarf spheroidal (dSph) galaxies are presented. It is shown that metallicity is a decreasing function for low-massive dwarf spheroidal galaxies, and a monotonously increasing function at higher masses. This prediction is in concord with observations.

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

Текст научной работы на тему «Зависимость металличности от массы для карликовых сфероидальних галактик»

УДК 524.72

ЗАВИСИМОСТЬ МЕТАЛЛИЧНОСТИ ОТ МАССЫ ДЛЯ КАРЛИКОВЫХ СФЕРОИДАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК

© 2009 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 моделирования соотношения масса — металличность для карликовых сфероидальных (dSph) галактик Местной группы. Показано, что металличность является убывающей функцией массы для маломассивных сфероидальных карликовых галактик и монотонно растущей функцией в области больших масс. Это предсказание находится в согласии с наблюдениями.

Ключевые слова: Местная группа, карликовые галактики, химическая эволюция.

The results of modelling of the mass — metallicity relation for the local group dwarf spheroidal (dSph) galaxies are presented. It is shown that metallicity is a decreasing function for low-massive dwarf spheroidal galaxies, and a monotonously increasing function at higher masses. This prediction is in concord with observations.

Keywords: local group, dwarf galaxies, chemical evolution.

В иерархическом сценарии формирования звездных систем в рамках ЛСИМ космологии предполагается, что маломассивные галактики сформировались раньше, чем остальные. С этой точки зрения изучение свойств карликовых сфероидальных (dSph) галактик имеет ключевое значение для понимания образования функции светимости галактик. В то время как соотношение масса - светимость, по-видимому, отражает в основном динамику роста массы в процессах слияния и определяемое ею соотношение между барионной составляющей и небарион-ной темной материей, соотношение между массами галактик и их металличностью скорее всего отражает историю звездообразования и потери массы вследствие звездной активности. Нашей целью является понять качественно основные особенности отношения масса - металличность для dSph галактик.

Из интуитивных соображений кажется, что с увеличением массы должна увеличиваться и металлич-ность. Более массивные самообогащающиеся системы должны иметь больше металлов, хотя, по-видимому, существует предельное значение металличности. Можно показать, что средняя металличность в закрытой системе достигает асимптотически значения 2 ~ ■ {Му)/(М.) = 0,006 для солпитеровской НФ, где - доля массы системы, приходящаяся на сверхновые; (М ^ - средняя масса металлов, сбрасываемых одной сверхновой; (М*) - средняя масса

звезды в интервале от 0,1 М@ до 100 М@.

Однако для маломассивных систем ситуация вообще несколько иная. Чтобы такие системы существовали, их энергия гравитационного связывания должна превышать энергию вспышек сверхновых в противном случае эти системы не наблюдались бы, они были бы разрушены. Энергия, впрыскиваемая в систему в процессе обогащения металлами, может оказаться сравнимой с энергией гравитационной связи, что может сопровождаться потерей массы. Нельзя, в частности, исключить того, что в таком случае увеличение массы системы будет сопровождаться уменьшением металличности, как это, например, было показано для шаровых скоплений нашей галактики в [1].

Чтобы исследовать эту проблему, в настоящей работе в рамках однозонной схемы [2-4] мы выполнили численное моделирование химической эволюции звездных систем в зависимости от их массы на сетке параметров модели.

Численная модель

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

Для численных расчетов нами была использована стандартная схема, включающая интегро-дифферен-циальные уравнения, описывающие обмен массой между звездной и газовой составляющей, производство тяжелых элементов, а также модельное динамическое уравнение, связывающее энерговыделение в системе и ее динамические характеристики [2-4].

Существенным элементом нашей химико-динамической модели является учет темной материи, определяющей гравитационный потенциал системы. В на-

чальный момент вся барионная масса предполагалась газовой; в последующем газ частично перерабатывался в звезды; скорость звездообразования задавалась нами в стандартном квадратичном шмидтовском виде

V = /Р V (р - объемная плотность системы; V -объем системы) с эффективностью звездообразования / = 2 х 107 см3 гч сч, принимаемой обычно для спиральных галактик [4]. Частота вспышек сверхновых, являющихся основным поставщиком энергии и тяжелых элементов в систему, рассчитывалась в предположении о стандартной солпитеровской начальной функции масс [5].

При исследовании соотношения масса - метал-личность с очевидностью проявляются преимущества использования однозонной модели. В самом деле моделирование зависимости предполагает расчет химической эволюции звездной системы на космологических временах для нескольких значений ее массы, что всякий раз требует заметных затрат счетного времени. Мы рассматривали зависимость 2 в интервале масс от 5 1О6М0 до 109М0. для двух классов моделей: открытые и закрытые. Статистическое моделирование показывает, что доля массы барионов, которая может быть выброшена из галактики с полной частотой вспышек сверхновых N, описывается выражением

1, ТУ, <100,

1,76-0,1651п</^ ТУ, >100,

которое соответствует быстрому ограничению эффективности выброса массы межзвездного газа и металлов при массах галактик, превышающих величину, равную 109 М@ [6]. Это связано с тем, что, во-первых, увеличение полной массы галактики приводит к увеличению гравитационного потенциала, что препятствует выбросу массы за ее пределы. Во-вторых, с увеличением массы галактики звездообразование в различных ее частях оказывается все менее и менее когерентным и поэтому энергия, выделяемая сверхновыми, диссипи-рует в окружающем межзвездном газе. Используя приведенную в [6] связь между скоростью звездообразования и числом сверхновых (// = 5-10(\\1. год 1 - и простую оценку для темпа вспышек сверхновых II типа

Л^тях

НИХ

^N11 С= №<"*

М1оV

шах ^^ .

~ ¥С> I<Р^= ¥СФ35М0)~ (длясолпитеров-

М1ом,

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

ской НФМ с мтп = ОДМ0, М= 1ООМ0 и значения минимальной массы предсверхновой М ¡оп. = 8 М0), можно вьфазить 8 через темп вспышек сверхновых:

1, 7^ <100,

-1,063-0,1651п^ю/ (]ай-1 > Ы, > 100.

В численных расчетах величина 8 была ограничена сверху значением 0,9.

Соотношение масса - металличность

Результаты расчетов соотношения масса - металличность для закрытой и открытой моделей показаны на рис. 1.

[ -2.0

□ I ъ I " п

1E9

M.

M_

Рис. 1. Соотношение масса - металличность для открытой (открытые квадраты) и закрытой (заполненные квадраты) моделей. Начальная металличность zià^ - 0, время диссипации энергии от вспышек сверхновых rd =107 лет. Кружки - наблюдаемое распределение для dSph галактик Местной группы из [7]

В первом случае (рис. 1а) мы использовали космологическое соотношение, связывающее массу темной материи с массой барионной компоненты галактики Mh /Ыъ ~ 5, где Mh - масса темного вещества; Mb - барионная масса [8]. Во втором случае (рис. 1б) -эмпирическое соотношение, полученное по наблюдениям в современных галактиках M ¡tjM „ - 34.7 х

х(Mg jlQ1 M0 y0'29 из [9].

Для закрытой модели мы получили достаточно очевидный результат: металличность с ростом массы выходит на насыщение с асимптотическим значением металличности [Z] —0,5, близким к полученной выше оценке.

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

Для открытой модели мы наблюдаем немонотонную зависимость в интервале масс от 5 1О6М0 до 109 М0. На ней выделяется две области: область маломассивных галактик и область более массивных галактик. На рис. 1 результат численного расчета приведен в сравнении с наблюдательными данными для dSph-галактик Местной группы из [7]. В области массивных галактик четко видна корреляция между металличностью и массой; в области маломассивных галактик наличие однозначной зависимости выражено менее отчетливо, хотя уменьшение металличности в

области M ~ 6 х 106 -2х1О7М0 не вызывает сомнений. В [7] было высказано утверждение о том, что исследуемые галактики можно разбить на две группы: маломассивные и массивные, разделяемые массой

п

Mtot =5-10 М0 - вертикальная пунктирная прямая на рис. 1. Наблюдательные данные показывают соотношение масса - металлич-ность, напоминающее полученное нами при моделировании. Изменение характера зависимости Z tyl^ к растущей функции при превышении некоторого значения массы отража-

ет то обстоятельство, что энергия вспышек сверхновых растет пропорционально массе галактики, в то время как энергия связи пропорциональна квадрату массы. При

приближении массы галактики к пределу M ~ 109 М0, когда эффективность выброса массы из галактики резко уменьшается, металличность приближается к асимптотическому значению, типичному для закрытых систем.

Численный расчет в рамках одно-зонного приближения предполагает наличие ряда свободных параметров. Одним из таких параметров является время диссипации энергии, выделяемой сверхновыми г j . Обычно т j оценивается феноменологически по порядку величины [3, 4]. В настоящей работе мы исследуем соотношение масса - металличность в зависимости от времени диссипации. Результаты расчетов для открытой модели показаны на рис. 2 (рис. 2а соответствует модели, представленной на рис. 1а, рис. 2б - модели, представленной на рис. 1б). Время диссипации энергии ударных волн от сверхновых варьировалось от 1 до 50 млн лет.

Можно видеть, что полученные зависимости при гс/ >3 106лет не меняют существенным образом своего поведения. В маломассивной области (в интервале масс

масс

5-106 <МШ <1О7М0 - рис. 1а и в интервале

7 8

10 <Mtot <5-10 М0 - рис. 16) наблюдается

слабое уменьшение металличности с ростом массы, которое становится все менее заметным при увеличении времени диссипации. Однако для короткой шкалы

времени диссипации гс! = 106 лет уменьшение метал-

личности с ростом массы галактики оказывается более заметным. Таким образом, немонотонная зависимость масса - металличность может быть следствием обмена вещества галактики с окружающей средой и связанной с этим потерей металлов. Причем уменьшение металличности с массой в области малых масс объясняется тем, что гравитационный потенциал для таких масс оказывается малым по сравнению с энерговыделением, обусловленным теми скоростями звездообразования, которые присущи таким галактикам. Последующее увеличение массы галактики приводит, с одной стороны, к увеличению удерживающей силы гравитации, а с другой - к десинхронизации вспышек сверхновых и существенной потери их энергии в межзвездном газе.

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

Нами была также исследована зависимость соот-

Рис. 2. Соотношение масса - металличность для моделей, представленных на рис. 1, с вариацией времени диссипации

0.0

a

1 E7

1 E8

1 E7

E8

ношения масса-металличность от возраста системы ^он (рис. 3). Видно, что в области малых масс с уменьшением возраста наблюдается уменьшение ме-талличиости. Значения металличности, близкие к наблюдаемым \7.\ —2, в маломассивных галактиках достигаются при возрасте, близком к космологическому времени (возрасту Вселенной). В области больших масс независимо от возраста значения совпадают - металличность в массивных карликовых галактиках набирается в первый миллиард лет, что свидетельствует в пользу того, что в массивных галактиках обогащение происходит на коротких временах: / < 1 млрд лет.

A - 1 МЛРЯ. JK т

о - 1D млрд .ЛЕТ L- 1СГ ЛЕТ

a Г - 13 ,7 МЛРД. ЛЕТ а Ь

JL

в а Я

□ □ п □ □ я „ „ В

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

a О ° О о в Ь.

о О

О а.

Д

Л

А

1 ET Ш 1Е9

Рис. 3. Соотношение масса - металличность для открытой модели (рис. 1б), с вариацией возраста системы

Из вышеизложенного следует, что результаты численного моделирования соотношения масса - металличность для карликовых сфероидальных галактик позволяют сделать следующие выводы:

Поступила в редакцию

1. Наблюдаемую немонотонную зависимость масса -металличность для карликовых галактик можно связать с подавлением потери массы галактикой, обусловленным увеличением гравитационного потенциала.

2. Уменьшение металличности с массой для маломассивных галактик соответствует короткой шкале времени диссипации ударных волн от сверхновых.

о

3. В массивных галактиках, Mtot >10 М@, обогащение происходит на коротких временах: / < 1 млрд лет.

Литература

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

1. Parmentier G., Gilmor G. The self-enrichment of galactic

halo globular clusters. The mass-metallicity relation // Astron. Astrophys. 2001. Vol. 378. P. 97.

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

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

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

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

4. 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.

5. Salpeter E. The Luminosity Function and Stellar Evolution

// Astrophys. J. 1955. Vol. 121. P. 161.

6. Ferrara A., PettiniM., Shchekinov Yu. A. Mixing metals in

the early Universe // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2000. Vol. 319. P. 539.

7. Tamura N., Hirashita H., Takeuchi T.T. Mass-Metallicity

Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range // Astrophys. J. 2001. Vol. 552. P. 113.

8. Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology / D. N. Spergel [et al.] // Astrophys. J. Suppl. 2007. Vol. 170. P. 377.

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

9. Mac Low M.-M., Ferrara A. Starburst-driven Mass Loss

from Dwarf Galaxies: Efficiency and Metal Ejection // Astrophys. J. 1999. Vol. 513. P. 142.

2 апреля 2009 г.