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 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