АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2006, том 83, № 1, с. 27-35
УДК 524.68-54
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ ГАЛО И ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИКИ
© 2006 г. Д. З. Вибе1, А. В. Моисеев2, Я. А. Тихонов3, А. В. Тутуков1, Б. М. Шустов1
1 Институт астрономии, Москва, Россия 2С.-Петербургский государственный университет, С.-Петербург, Россия 3Московский государственный университет, Москва, Россия Поступила в редакцию 17.03.2005 г.; принята в печать 06.07.2005 г.
Исследуется возможность наличия в Галактике массивного гало, состоящего из большого количества белых карликов, на существование которого указывают результаты экспериментов по поиску событий микролинзирования. Показано, что существенные ограничения на возможность существования такого гало накладываются не столько химическим составом Галактики, сколько ее структурными параметрами. Изменение параметров начальной функции масс в сторону увеличения относительной доли звезд, становящихся в конце эволюционного пути белыми карликами, в ряде случаев приводит к тому, что реальное количество белых карликов в гало сокращается. Сделан вывод о том, что в рамках описания Галактики как единой системы существование большого количества белых карликов гало маловероятно.
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время проводится несколько программ по поиску событий микролинзирования, вызываемых компактными объектами в гало Галактики. Зарегистрированы многие тысячи событий. Одним из наиболее обсуждаемых выводов, сделанных по результатам этих исследований, стало предположение о том, что наблюдаемые события микролинзирования вызываются населением белых карликов [1, 2], численность которых превышает 1011 [1], а масса составляет до 20% массы гало. Белые карлики в таком количестве вносят существенный вклад в полную массу Галактики и могут рассматриваться в качестве одного из основных компонентов барионной темной материи в окрестностях Млечного Пути.
Однако это предположение было уже неоднократно оспорено с точки зрения теории эволюции химического состава, энергетики и светимости Галактики. Обилие белых карликов в силу непрерывности функции масс звезд соответственно предполагает большое количество вспышек сверхновых. Эти сверхновые должны были бы внести ощутимый вклад в химическую эволюцию Галактики, который в реальности не наблюдается. С другой стороны, при обычных предположениях о начальной функции масс (НФМ) многочисленному населению белых карликов гало должно сопутствовать еще большее количество красных карликов, время жизни которых превышает возраст Галактики. Однако это также не наблюдается. На отсутствие этих красных карликов указывают как данные звездных
подсчетов в гало нашей Галактики [3], так и статистика далеких галактик [4].
Для решения этой проблемы Адамс и Лаф-лин [5], а также Шабрие и др. [6] предположили, что специфическая НФМ в эпоху формирования гало исключала образование как очень массивных, так и очень маломассивных звезд. Однако это предположение не решает проблему химического состава. Даже при отсутствии нуклеосинтеза при вспышках сверхновых II типа большое количество белых карликов должно было отразиться на обилии элементов, синтезируемых звездами умеренных масс (предшественниками белых карликов), например, углерода и азота, а также на обилии элементов железного пика, синтезируемых сверхновыми типа Ы. В частности, Гибсон и Мулд [7] показали, что современные представления о нуклеосинтезе в звездах умеренных масс и малых металличностей не согласуются с данными о химическом составе звезд гало, независимо оттого, как выглядит НФМ для звезд с массой <10 М©. Объяснить относительные обилия кислорода, азота и углерода в звездах населения II ([С/О] & [N/0] ~ —0.5) возможно, лишь включив в модель более массивные звезды.
Однако "химические" ограничения на количество белых карликов в гало существенным образом зависят от того, насколько верны современные представления о нуклеосинтезе в звездах малой и нулевой металличности. Исследование того, как сильно неопределенности в выходах тяжелых элементов для звезд различных типов сказываются на результатах моделирования химической эволюции
Галактики, выходит за рамки этой работы. Здесь мы анализируем возможность построения модели Галактики с населением белых карликов гало (БКГ), которая не противоречила бы современным представлениям о структуре Галактики. Для этого использована модель дисковой галактики, разработанная авторами (см., например, работу Вибе и др. [8]), которая позволяет согласованно описать эволюционный переход между гало и диском. Эта модель представлена в разделе 2. Результаты расчетов представлены в разделе 3 и обсуждаются в разделе 4. В Заключении кратко перечислены основные выводы.
2. МОДЕЛЬ ДИСКОВОЙ ГАЛАКТИКИ
Использованная в данной работе модель дисковой галактики подробно описана в работах [8, 9], поэтому здесь мы остановимся лишь на тех ее особенностях, которые критичны для данного исследования. В модели предполагается, что эволюция галактики описывается уравнениями, соответствующими закону сохранения полной массы (барионного) вещества, закону сохранения массы конкретного химического элемента (или элементов) и закону сохранения энергии. Последнее уравнение используется для вычисления полутолщины газового компонента галактики в предположении, что она определяется балансом между выделением энергии при вспышках сверхновых и ее диссипацией при столкновениях межзвездных облаков.
Для простоты мы во всех случаях используем степенную функцию масс
dN
dM
ос Мс
с солпитеровским показателем а = —2.35, а ее переменность затрагивает лишь предельные массы Мтп и Мпах. НФМ ф(М, ¿) нормируется таким образом, что
Мпах№
У ф(м,г)мdм = 1.
Поскольку функциональная форма НФМ от времени не зависит, это условие эквивалентно следующему:
Мпах№
1 = С (*) У М l+adM =
МпшИ
2 + а
Отсюда
Ф(М,1) =
2 + а
Мтах(*)2+а — Мпт(£)2+а
М с
В модель внесены следующие изменения, связанные с включением в нее меняющейся со временем НФМ. Первое изменение относится к коэффициенту пропорциональности f в выражении для скорости звездообразования (СЗО). Оно основано на предположении о том, что установившаяся СЗО определяется условием ионизации газа излучением массивных звезд [10, 11] и имеет вид
Ф = ¡Р2У,
где р — плотность газа, V — объем галактики. Величина / зависит от доли звезд с ионизующим излучением в полном числе звезд. Следуя [10], в данной работе мы предполагаем, что вклад в ионизацию галактического газа вносят те же звезды, что взрываются как сверхновые II типа (М > 8—10 М®). Поэтому величина / пропорциональна числу этих звезд в момент времени I и нормирована таким образом, что в современную эпоху при стандартной НФМ (солпитеровская с пределами 0.1 и 100 М®) она имеет значение 2 х 107см3г"1с"1.
Второе изменение связано с оценкой темпа вспышек сверхновых типа 1а. В работе [8] мы предполагали, что он пропорционален скорости звездообразования с учетом временной задержки Лбыш ~ 3 х 108 лет, примерно равной характерному времени жизни предсверхновой этого типа [12]. Коэффициент пропорциональности подбирался таким образом, чтобы в современную эпоху при стандартной НФМ скорость вспышек сверхновых типа 1а примерно равнялась 10-3 год-1. В данной работе эта нормировка сохранена только для стандартной НФМ. Для других НФМ в нее вводится поправка, учитывающая, насколько относительное число предсверхновых в конкретной модели отличается от модели со стандартной НФМ.
Полное моделирование химической эволюции в данной работе не рассматривается, однако рассчитывается металличность, которая используется при моделировании эффективности диссипации энергии вспышек сверхновых. Для ее вычисления помимо кислорода и железа, производимых, соответственно, сверхновыми типов II + 1Ь и I, рассматривается также синтез азота и углерода в звездах умеренных масс. Выходы С и N в зависимости от начальной массы звезды и ее металличности взяты из работы [13].
Если не оговорено иное, радиус К и начальная полутолщина Нп Галактики выбираются равными 20 кпк. Эволюция Галактики рассматривается на протяжении времени Т = 13 млрд. лет. За объекты гало мы принимаем все объекты, сформировавшиеся при значении полутолщины Галактики свыше 500 пк. Соответственно, объекты, сформировавшиеся при Н < 500 пк, и газ, не вошедший в звезды к конечному моменту времени,
считаются населением диска. Полная масса Галактики в каждой модели задается таким образом, чтобы масса диска равнялась 2 х 1011 М®. Этот выбор продиктован тем, что вариации параметров, нацеленные на увеличение массы невидимого гало, не должны приводить к уменьшению массы видимого вещества.
Количество звезд, образовавшихся на высотах более 500 пк, равно
¿500
Mm
у & у 6Мф(Ь)ф(М,Ь),
о Мт„
где ¿500 — момент достижения полутолщины диска 500 пк. В виде белых карликов до нашей эпохи Т дожили звезды, у которых масса ограничена сверху минимальной массой сверхновой а снизу —
массой звезды, время жизни которой меньше времени, протекшего с момента ее образования до момента Т. Таким образом, число белых карликов гало может быть оценено по формуле
¿600 Мэы
=/ I ф(м,г)т,
о М (Т-Ь)
а их масса — по формуле
100 Mq. Значения верхнего и нижнего пределов массы со временем не меняются. Полная масса галактики MG = 2.65 х 1011 Mq подобрана таким образом, чтобы современная масса диска равнялась 2 х 1011 Mq. Чтобы учесть конечность времени образования Галактики ("фаза начальной сборки"), мы предполагаем, что масса Галактики растет линейно по времени от нуля до величины Mg на протяжении 2 млрд. лет.
Согласно расчетам, в конце эволюционного времени T = 1.2 х 1010 лет основные параметры модельной галактики таковы: скорость звездообразования 1.3 Mq год-1, полутолщина диска 170 пк, обилия железа, кислорода, углерода и азота отличаются от солнечных значений [14] не более чем в 2 раза. Отношения обилий азота и углерода к обилию кислорода [N/O] и [C/O] в звездах гало примерно равны —0.2 и —1, соответственно. Полное количество белых карликов в конце расчета равно 5 х 1010, но к моменту t500 достижения диском полутолщины 500 пк сформировалось менее четверти от этого числа — 1.3 1010 белых ка
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.