УДК 524.6-36-54
ВЛИЯНИЕ ЗВЕЗД НАСЕЛЕНИЯ III НА РАННЮЮ ЭВОЛЮЦИЮ ГАЛАКТИК
© 2011 г. А. А. Кабанов*, Б. М. Шустов
Учреждение Российской академии наук Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 08.04.2011 г.; принята в печать 11.04.2011 г.
Проведено численное моделирование химической эволюции дисковых галактик с учетом влияния звезд населения III. Выполнен анализ вероятности присутствия звезд c пекулярным химическим составом в окрестностях Солнца и получены оценки возможности их обнаружения. Показано, что при различных допущениях о наклоне функции масс звезд населения III и величине критической металличности радиус сферической окрестности Солнца, в которой содержится хотя бы одна такая звезда, находится в диапазоне 10—12 пк. Такие объекты могут быть объектами исследования для современных крупных телескопов. Исследовано влияние звезд населения III на химическую эволюцию дисковых галактик. Показано, что на начальных этапах учет первых звезд приводит к более раннему началу химического обогащения и к специфическому химическому составу газа, однако следы этого обогащения совершенно исчезают к нашему времени.
1. ВВЕДЕНИЕ
В общепринятой модели первичного нуклеосинтеза, которая основывается на современной теории элементарных частиц, реакции синтеза легких элементов начались спустя примерно минуту после Большого взрыва. Эти реакции включали образование H, D, T, 3He, 4He, 7Li, и возможно, 7Be [1]. Расчеты показывают, что масса образовавшегося первичного водорода составляла около ^76% от полной массы барионного вещества Вселенной. Оставшиеся ^24% составлял 4He и ничтожную долю — более тяжелые элементы [2—4]. Вещество с таким составом, т.е. практически полностью лишенное тяжелых элементов (по традиции далее мы будем называть все элементы тяжелее 4He металлами), часто называют "космологическим".
Считается, что именно из такого вещества образовались первые звезды (ПЗ) во Вселенной, называемые также "население III" [5, 6]. ПЗ формировались из газа, скапливающегося в минигало темной материи [7] с массой MDM ~ (105—106)Mo. До начала гравитационного сжатия газ имел плотность n ~ 104 см"3 и температуру T ~ 200 K, что соответствует массе Джинса Mj ~ 500Mo [8].
Отсутствие тяжелых элементов определило одну из главных особенностей ПЗ — их чрезвычайно большую массу (по современным оценкам, они имели массу M* ~ 100—l000Mo и более). Причиной тому является очень малая непрозрачность
E-mail:artkabanov@inasan.ru
газа из космологического вещества, обусловившая низкую эффективность охладителей и высокий темп аккреции на протозвездное ядро [5]. По-видимому, эпоха ПЗ была очень короткой — время жизни звезд с такой массой составляло несколько миллионов лет, после чего они выбрасывали в окружающую среду продукты звездного нуклеосинтеза, и вновь образующиеся звезды уже имели в своем составе некоторое количество металлов.
Что касается времени образования ПЗ, то данные по анизотропии и поляризации реликтового излучения, полученные на спутнике WMAP, позволили определить, что уже на z ~ 15 (где z — параметр космологического красного смещения) должна была произойти реионизация водорода, а значит, к этому времени существовали источники ионизации — звезды популяции III. Обычно полагают, что ПЗ формировались в периоде z ~ 30—15.
Важным является вопрос о том, каким образом заканчивали свою эволюцию ПЗ. Известно, что звезды с массами M*, лежащими в интервале 140Mo < M* < 260Mo, заканчивают свою эволюцию как аннигиляционно-неустойчивые сверхновые (нестабильные по отношению к образованию электрон-позитронных пар — далее будем их обозначать PISN в соответствии с английской аббревиатурой). Такие звезды полностью разрушаются и выбрасывают все вещество в межзвездную среду (МЗС). Массы ПЗ могли выходить за пределы указанного интервала, а такие звезды превращаются в черные дыры (здесь мы не обсуждаем судьбу звезд с M* < 50Mo). Они не выбрасывают значительного количества вещества в МЗС, а
практически полностью коллапсируют. Поэтому в обогащение МЗС вносили вклад не все звезды, а только те, которые заканчивали свою эволюцию как PISN. Кроме того, нуклеосинтез в PISN весьма специфичен — они производят нормальное (солнечное) относительное содержание элементов с четным зарядом ядра, но очень малое количество элементов с нечетными ядрами. Поэтому газ, обогащенный звездами населения III, имел пекулярный химический состав по отношению к солнечному (т.е. в нем было заниженное количество элементов с нечетными ядрами).
По оценкам из работы [9] металличность в окрестностях места взрыва PISN может достигать значения Z ~ 10-2Zq, а это выше предполагаемого порога критической металличности. Напомним, что в современной литературе [ 10] под критической ме-талличностью понимают значение металличности, при котором функция охлаждения металлами преобладает над функцией охлаждения молекулярным водородом H2 и HD, т.е. становится возможным переход от режима образования исключительно сверхмассивных звезд нулевой или почти нулевой металличности (население III) к образованию низ-кометалличных (НМЗ) звезд малых масс (население II).
Таким образом, звезды населения II, образовавшиеся вслед за ПЗ, должны были иметь пекулярный химический состав (в частности, заниженное отношение Na/Mg) и низкую металличность. Поэтому возможно, что такие звезды с массами меньше ~0.8М© могли дожить до современности, а значит, они могут быть обнаружены. Поиску и изучению звезд с очень низкой металличностью посвящены специальные программы на телескопах VLT ("First Stars" programme), HET (CASH project), Keck (0Z project). К настоящему времени уже найдено несколько интересных объектов — несколько звезд в нашей Галактике, у которых металличность, определенная только по железу, составляет [Fe/H] < —5.0 [3, 11, 12] и 3 звезды с металличностью [Fe/H] < —3.5 в карликовых сфероидальных галактиках [13]. Однако определять полную металличность звезд только по одному элементу нельзя, так как отношение обилий различных элементов в звездах не универсально, и единственный элемент Fe не может служить достоверным индикатором металличности. В действительности все указанные звезды имеют избыток углерода, азота и кислорода [14], так что их полная металличность составляет ~10-2'0Zq, и вопрос о том, можно ли считать подобные объекты звездами населения II, остается открытым [15].
В данной работе мы анализируем вероятность присутствия звезд с пекулярным химическим составом в окрестностях Солнца и оцениваем воз-
можность их обнаружения. Также мы изучаем возможные последствия влияния звезд населения III на химическую эволюцию дисковых галактик.
Статья организована следующим образом. В разделе 2 описаны основные ингредиенты модели. В разделе 3 приводятся полученные результаты. Раздел 4 посвящен обсуждению возможностей обнаружения звезд с пекулярным составом в окрестностях Солнца. Заключение и выводы находятся в разделе 5.
2. МОДЕЛЬ
В работе используется модель химической эволюции дисковых галактик, описанная в работах [16, 17]. Здесь мы подробно остановимся лишь на механизме включения в модель звезд населения III и учете их "химических следов".
Изначально галактика состоит из водородно-гелиевого газа с металличностью Zini = 10"10. До момента достижения критической металличности Zcrit в галактике образуются только массивные звезды населения III. Для этих звезд используется солпитеровская начальная функция масс (НФМ). Темп звездообразования определяется законом Шмидта. Отметим, что эффективность образования ПЗ была низкой, поэтому мы использовали понижающий коэффициент eeff в законе Шмидта:
где eeff = 0.1 для звезд населения III и eeff = 1 в остальных случаях.
Нижняя и верхняя границы диапазона масс ПЗ Mpopiijmin и Мрорштах являются параметрами модели, как и Zcrit — значение критической метал-личности. В следующих разделах мы обсудим эти параметры более подробно.
В модель добавлены уравнения для расчета эволюции обилия Na, Mg, Al, Si в галактике. Эти элементы будут использоваться нами для отслеживания пекулярности химического состава газа (Na и Al — элементы с нечетным зарядом ядра, а Mg и Si — с четным, поэтому из-за особенностей нуклеосинтеза в PISN их отношения в ранние эпохи должны были быть меньше солнечных).
2.1. Зависимость начальной функции масс звезд от металличности вещества
Начальная функция масс ПЗ, являясь одной из важнейших характеристик звездообразования в ранней Вселенной, изучалась многими авторами. Эти исследования мотивированы тем, что имеются физические основания полагать, что вид НФМ менялся со временем, и что НФМ ПЗ значительно отличалась от современной.
Таблица 1. Доля Р18Ы в общем количестве образующихся звезд
а 50-300 М0 50-500 М0 100-300 М0 100-500 М0
-1 0.35 0.27 0.56 0.38
-2 0.20 0.18 0.50 0.41
-3 0.09 0.09 0.40 0.37
Чтобы корректно моделировать эволюцию галактик, нужно знать, как изменяется форма НФМ с изменением металличности. Ввиду того, что зависимость НФМ от металличности не определена, в принципе можно сделать следующие предположения: (а) форма (наклон) НФМ меняется с металличностью, а диапазон масс образующихся звезд остается постоянным, (б) форма (наклон) НФМ с металличностью не меняется, а меняется диапазон масс образующихся звезд (с убыванием металличности растет верхний и нижний пределы масс звезд) или (в) с изменением металличности меняется и форма НФМ и диапазон масс образующихся звезд. В работе [18] предложена бимодальная НФМ для звезд населения III. Однако, как показано в [19], металличность слабо влияет на вид НФМ. Мы считаем (как и многие другие авторы, например [10], что нет никаких очевидных причин для использования нестандартной НФМ, и в дальнейшем мы будем использовать солпитеров-скую НФМ. Для современного звездообразования наклон НФМ а = —2.35, а для звезд населения III а является параметром.
Заметим, что значимость наклона НФМ меняется в зависимости от используемого диапазона масс ПЗ. Для химической эволюции интересны только звезды, заканчивающие свою эволюцию как PISN, поэтому важным параметром является доля PI SN в общем количестве звезд. В табл
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.