Кое-что о металлах, звездообразовании и историиЕсли внимательно прочитать о том, какие элементы попадают в межзвездное пространство в результате эволюции звезд разной массы, то можно обратить внимание на два важных обстоятельства:
- звезды массами примерно до двенадцати солнечных сбрасывают оболочки, содержащие углерод, кислород, азот, неон и магний; более тяжелые взрываются сверхновыми типа II
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=101.msg77146#msg77146, обогащая пространство в основном кислородом, неоном, магнием, кремнием, кальцием, серой. Ну, и железом соответственно. Самые массивные же, взрываясь гиперновыми, выбрасывают железо и более тяжелые элементы (а также и более легкие, в том числе, много кислорода) - но их, замечу, очень мало и в общий баланс металлов они вносят не слишком значительный вклад. Тут стоит заметить что в основном перечисленные звезды по понятным причинам производят элементы которые обладают самыми устойчивыми ядрами и наиболее эффективно рождаются в термоядерных реакциях. А это - так называемые α-элементы (или альфа-элементы), ядра которых, как иногда говорят, "состоят из α-частиц" - углерод, кислород, неон, магний, кремний, сера, кальций, титан;
- слияние белых карликов и их взрывы сверхновыми типа Ia обогащают пространство железом (и близкими ему элементами).
Отсюда следует среди прочего очень важный вывод. Если среди звездного населения преобладают массивные звезды, межзвездное пространство будет содержать большое количество альфа-элементов; если же массивных звезд мало, альфа-элементы будут выбрасываться и, соответственно, присутствовать в межзвездной среде в незначительном количестве. А вот железа при этом будет достаточно много - ведь его основным источником являются двойные системы белых карликов (вспомним механизм взрыва сверхновых типа Ia, см. по ссылке выше) - а белые карлики как раз являются продуктом эволюции менее массивных звезд.
А значит, чем ниже доля массивных звезд среди звездного населения - тем меньше в межзвездное пространство выбрасывается альфа-элементов по сравнению с железом.
Соответственно, соотношение между содержанием альфа-элементов и железа (соотношение [α/Fe]) в какой-то галактике (или даже звездном скоплении) отражает и состав ее звездного населения, и соотношение между массами различных звезд, и ее начальную функцию масс (IMF,
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=1883.msg96650#msg96650), и характер изменения IMF со временем - словом, является мощным инструментом изучения и звездного населения галактики (даже если самих звезд в ней не видно), и истории и характера ее звездообразования в галактике. Собственно, соотношение [α/Fe] является инструментом изучения эволюции галактики в целом.
Ну, и немного подробностей.
Ясно, что со временем в целом соотношение [α/Fe] проявляет тенденцию к уменьшению - по мере снижения темпа звездообразования (SFR) - мы же понимаем, что темп звездообразования постоянно снижается.
Почему со временем уменьшается соотношение [α/Fe]? - потому что массивные звезды живут недолго, и если SFR в какой-то галактике начал снижаться, их количество тоже начинает снижаться практически сразу - с задержкой на время жизни самых массивных звезд, то есть, на считанные десятки и сотни миллионов лет, и только менее массивные протянут несколько миллиардов. А значит, и темп поступления альфа-элементов в межзвездную среду тоже начнет снижаться. А вот поступление железа будет происходить в почти неизменном темпе (точнее темп будет, конечно, снижаться, но гораздо медленнее) - ведь железо производится в конечном итоге, менее массивными и более долгоживущими звездами.
А вот металличность [Fe/H] в любой галактике, замечу, растет постоянно. И, сравнивая эти две величины - [Fe/H] и [α/Fe] - можно узнать и историю звездообразования галактики, и какой размер звезд был характерен для этой истории.
Разумеется, таким образом и темп звездообразования в прошлом легко оценить - если, скажем, он был низким (скажем, в LSBG поля
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=1702.msg91716#msg91716), больших звезд образовывалось мало, альфа-элементы продуцировались в очень незначительном количестве, а железо все же нарабатывалось - и отношение [α/Fe] будет достаточно низким.
Ну, а учитывая, что с одной стороны, такие бледные и тусклые галактики низкой яркости, в которых звездообразование всегда было низким, именуются анемичными, а с другой стороны, очень хорошо наблюдаемым и распространенным благодаря множеству каналов образования альфа-элементом является кислород, отсюда следует классическая фраза: "Для анемичных галактик характерен дефицит кислорода".
С другой стороны, если в галактике вспышка звездообразования произошла давно, материал для звездообразования израсходован, альфа-элементы наработаны и больше не появляются, а железо неуклонно накапливается с каждым взрывом сверхновой типа Ia, для нее тоже характерен дефицит альфа-элементов (в том числе, кислорода), то есть, низкое соотношение [α/Fe]. Но если эта галактика захватит большое количество холодного водорода, то звездообразование начнется вновь, опять появятся и быстро погибнут, обогатив пространство альфа-элементами, массивные звезды, и соотношение [α/Fe] начнет расти.
А что у нас является наблюдательной сигнатурой холодного водорода? Правильно, угарный газ
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=1883.msg104336#msg104336. Отсюда еще одна фраза, которая может восхитить любого читателя: "От дефицита кислорода спасает рост концентрации угарного газа".
Ну, а еще по всем этим причинам соотношение [α/Fe] (и его соотношение с металличностью) является инструментом проверки моделей галактической эволюции - разумеется, это отношения модельно зависимо, и если модель эволюции и развития галактики выдает "неправильное", не соответствующее наблюдениям отношение содержания альфа-элементов и железа, эту модель, как бы она ни была хороша, нужно или чинить, или хоронить.
Замечу также, что соотношение [α/Fe] пригодно и для других целей. Например, если мы вдруг обнаружим в Млечном пути (или в другой галактике) звезды пусть даже соответствующей металличности, но с нехарактерным для этой галактики соотношением [α/Fe], это, как минимум, является поводом заподозрить, что образовывались они не в этой галактике, а где-то в другом месте. В нашей собственной Галактике таким образом обнаружено много немало выходцев из других галактик, тем более, что именно так среди звездного населения можно выявлять звездные потоки от иных галактик - и я об этом рассказывал
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=101.msg77322#msg77322.
