Динамические характеристики газа и звездообразование в спиральных галактиках тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

М0СК0ВЩ1Й ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.ЛОМОНОСОВА

Р&&ДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ им. П.К.ШТЕРНБЕРГА

,- *> ,;

Па правах рукописи УДК 524.7

Дмитрий Васильевич Бизяев

ДИНАМИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ГАЗА И ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ В СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИКАХ

Специальность 01.03.02 - Астрофизика, Радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва, 1997

Работа выполнена на кафедре астрофизики и звездной астрономии физического факультета Московского Государственного Университета им. М.В.Ломоносова.

Научный руководитель - доктор физико-математических наук профессор А.В.Засов

Официальные оппоненты - доктор физико-математических наук

А. В. Ту туков

доктор физико-математических наук Ю.Н.Ефремов

Ведущее учреждение - Специальная Астрономическая Обсерватория РАН, Россия

Защита состоится 5 июня 1997 г. в 14.00 на заседании Специализированного Совета Московского Университета им. М.В.Ломоносова. Адрес: 119899, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного Астрономического Института им. П.К.Штернберга Московского Государственного Университета им. М.В.Ломоносова (Университетский пр.13).

Автореферат разослан 28 апреля 1997 г.

Ученый секретарь Специализированного Совета

кандидат физико-математических наук Л.Н.Бондаренко

Актуальность работы

Одной из актуальных проблем внегалактической астрономии является исследование факторов, регулирующих звездообразование в галактиках различных типов. Прогресс в наблюдательной технике позволяет рассматривать образование звезд на рамп,IX стадиях галактической эволюции. В настоящее время активно изучается рождение звезд как на спокойных стадиях эволюции, так и во время т.н. вспышек звездообразования. Одним из ключей к объяснению наблюдаемых свойств галактик и их эволюции является выяснение того, какие механизмы определяют темпы образования звезд на тех или иных пространственных и временных масштабах.

Среди звездных систем диски спиральных галактик поздних типов и неправильные галактики выделяются активным звездообразованием и являются наиболее подходящими объектами для изучения факторов, стимулирующих образование звезд.

В дисковых галактиках на больших масштабах наблюдается несколько переходных структур между газовым диском и скоплениями молодых звезд. К ним можно отнести гигантские газо-звездные комплексы и гигантские молекулярные облака. Газозвездные комплексы содержат в себе по нескольку десятков гигантских молекулярных облаков, в которых происходит рождение звезд, наряду с уже образовавшимися молодыми звездами и их системы небольшого размера. Длительность первого звена в цепочке газовая среда - молодые звезды газо-звездных комплексов, задает скорость звездообразования в галактике в целом.

В качестве основного механизма образования газо-звездных комплексов часто предлагается крупномасштабная джинсовская неустойчивость газа во вращающемся галактическом диске. В ряде работ было показано, что данный вид неустойчивости действительно оказывает большое влияние на звездообразование в спиральных галактиках. В нашей работе исследуется роль гравитационной неустойчивости газовых дисков с характерными длинами волн возмущения порядка килопарсека, которую будем называть крупномасштабной гравитационной неустойчивостью газа, в эволюции спиральных галактик.

Лишь в последние годы наблюдения галактик дали достаточно материала для проведения подобных исследований. Это делает выполнение работы в выбранном направлении своевременным и актуальным.

Цели и задачи диссертации

Основная цель диссертации - изучение роли крупномасштабной гравитационной неустойчивости газа в эволюции галактик. Первой задачей ставится исследование

связи между данной неустойчивостью и различными проявлениями звездообразования.

Также немаловажной задачей является построение модели эволюции дисков спиральных галактик, в которой учтено действие крупномасштабной гравитационной неустойчивости газового диска галактик как основного механизма, регулирующего темпы звездообразования на больших масштабах. Противоречие этой модели наблюдательным данным означало бы необоснованность исходных предположений о ведущей роли данной неустойчивости, тогда как согласие с ними могло бы подтвердить предположение о гравитационной неустойчивости вращающегося газового диска как основном факторе, дающем толчок звездообразованию в дисках галактик.

Целью данной работы также является изучение следствий существования связи между крупномасштабной гравитационной неустойчивостью галактического газового диска и звездообразованием. Таким следствием, в частности, является связь между содержанием газа на данном расстоянии от центра или в галактике в целом, и динамическими характеристиками диска. Поскольку оценка массы газа зависит от принятого расстояния до галактики, указанная связь позволяет развить оригинальный подход к определению расстояний до галактик и постоянной Хаббла. Одна из задач работы - исследование возможностей такого подхода и применение его к реальным галактикам.

Научна.я новизна

В диссертации впервые найдена связь между параметром устойчивости газовых дисков галактик по отношению к крупномасштабной гравитационной неустойчивости газовых дисков и относительным содержанием молекулярного водорода в галактиках, которое, в свою очередь, связано с образованием гигантских молекулярных облаков и звездообразованием на больших масштабах.

Предложено четыре новых полуэмпирических метода определения расстояний до спиральных галактик и постоянной Хаббла. Эти методы были применены к тем галактикам, для которых имеются наиболее полные наблюдательные данные. Найденные значения постоянной Хаббла оказываются несовместимыми с длинной шкалой внегалактических расстояний.

В работе впервые рассмотрено предположение о двух модах звездообразования в дисках галактик, одна из которых определяется действием рассматриваемой крупномасштабной гравитационной неустойчивости, тогда как другая не связана с ней. Основываясь на этом предположении, впервые построена самосогласованная модель

эволюции радиальных распределений поверхностных плотностей ram и звезд, химического состава газа н темпов звездообразования.

13 рамках решаемых задач автором были проведены наблюдения семи спиральных галактик рашшх типов в линии //„. Для большинства из них радиальные распределения эквивалентной ширины линии получены впервые.

Научная и практическая значимость работы

Сделанные выводы о роли гравитационной неустойчивости вращающегося газового диска в эволюции галактических дисков дополняют наши представления об эволюции галактик. Возможность наблюдения все более ранних стадий эволюции галактик, появившаяся благодаря развитию спутниковой и наземной астрономии, позволяет использовать полученные результаты для изучения условий образования звезд в эпоху активного формирования галактик и протестировать различные механизмы звездообразования. В диссертации рассмотрены ранее не применявшиеся методы определения расстояний до галактик и постоянной Хаббла , что позволяет уточнить наши представления о шкале внегалактических расстояний.

Положения, выносимые на защиту

1. Показано, что определяющим фактором для темпов звездообразования (на единицу массы газа) и содержания молекулярного газа в дисках спиральных галактик является отношение поверхностной плотности газа к ее критическому значению, соответствующему условию гравитационной неустойчивости вращающегося газового диска, которое зависит от динамических параметров галактики.

2. Найденные зависимости между параметром гравитационной устойчивости <тя /<тс и цветом диска (В — V)?, а также радиусом внутренней области, где молекулярный водород преобладает над атомарным, использованы для оценки расстояний до галактик полуэмпирическим методом (с калибровкой по близким галактикам). Показана несовместимость длинной шкал и внегалактических расстояний (11=50 км/с/Мпк) с наблюдаемыми соотношениями.

3. Обосновано предположение о существовании двух мод звездообразования в дисках галактик. Первая реализуется в областях, где поверхностная плотность газа превышает критическую и характеризуется примерным постоянством эффективности звездообразования. Вторая мода не связана с гравитационной неустойчивостью. Для нее эффективность звездообразования растет с увеличением плотности звездного диска.

4. Рассчитана модель эволюции темпов звездообразования и содержания газа в дисках галактик, исходя из предположения о двух модах звездообразования. Путем подбора модельных параметров, основными из которых являются параметры начальной функции масс (НФМ) звезд в каждой моде, объяснено радиальное распределение плотности газа, содержания тяжелых элементов в газе и темпа звездообразования для ряда галактик с известной кривой вращения. В рамках предложенной модели основное количество маломассивных звезд ( < 1 М@ ) возникает при второй моде звездообразования, не связанной с гравитационной неустойчивостью газового диска.

5. Проведены наблюдения семи галактик типов Ба-ЭЬ с помощью спектрометра с ПЗС-приемником. Показано, что во внешних областях дисков галактик эквивалентная ширина линии На падает с ростом К и характер ее изменения качественно согласуется с предлагаемой моделью эволюции звездообразования.

Апробация результатов и публикации

Результаты диссертации обсуждались и докладывались на следующих конференциях и семинарах:

1. Международная конференция "Physics of Gaseous and Stellar Discs of the Galaxy", Нижний Архыз, 1993.

2. Международная конференция "Structure and Evolution of Stellar Systems", Петрозаводск, 13 17 августа 1995.

3."Starbuists: triggering, nature and evolution", Л Summer School at the Centre de Physique des Houches, 1996, Les Iiouches, France.

'1. Рабочие семинары по физике галактик в Государственном Астрономическом Институте им. П.К.Штернберга.

Основные результаты диссертации опубликованы в работах:

1. Д.В.Пизяев, Л.В.Засов, "Постоянная Хаббла и критическая плотность газа в галактиках", Астрой. Цирк. 1993, N1553. с.7.

2. A.V.Zasov, D.V.Bizyaev, "Star-Format ion Efficiency and Gravitational Stability of Gaseous Discs of Galaxies", in "Physics of Gaseous and Stellar Discs of the Galaxy", ed. by I.King, ASP Conf. Series, 1994, P.73.

3. А.В.Засов, Д.В.Бизяев, "Оценка постоянной Хаббла с использованием критерия гравитационной устойчивости газовых дисков", Письма в Астрой. Журнал, 1996, т.22, с.83.

А. Д.В.Бизяев, "Аргумент против длинной шкалы внегалактических расстояний", Астрон. Журнал 1997. Т. 74 С. 172.

5. Д.В.Бизяев, "Эволюция дисков галактик: две моды звездообразования", Письма в Астрон. Журнал 1997 Т.23. с.354.

Личный вклад автора

В работах по изучению зависимости между параметром гравитационной устойчивости и другими характеристиками галактик, а также по определению расстояний до галактик аитору принадлежит подборка, статистическая обработка наблюдательного материала, и анализ результатов. Разработка и расчет модели эволюции галактик выполнены автором самостоятельно. Наблюдения галактик проводились при участии автора. Обработка наблюдений проведена автором с использованием пакетов программ PCVISTA и ORIGIN.

Структура и объем диссертации

Полный объем диссертации составляет 138 страниц, из них 35 рисунков и таблиц. Список литературы содержит 139 наименования.

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы.

Во Введении обсуждается актуальность работы, цель работы, научная новизна, научная и практическая значимость диссертации, а также приводится список работ, в которых опубликованы основные результаты диссертации и ее краткое содержание.

В Главе 1 "Гравитационная неустойчивость на больших масштабах и звездообразование" рассматривается выполнение условия КГНГ в дисках спиральных галактик.

В разделе 1.1 рассматривается локальный критерий устойчивости, вводятся понятия критической плотности газа и параметра устойчивости газового диска. Под критической плотностью понимается азимутально усредненное значение поверхностной плотности вращающегося газового диска, при превышении которого диск становится гравитационно неустойчивым. Теоретически вычисленное значение критической плотности зависит от динамических свойств газового диска. Отношение поверхностной плотности газа к критической плотности в работе названо параметром устойчивости на данном расстоянии от центра галактики,- а отношение полной массы газа к проинтегрированной но диску критической плотности - интегральным параметром устойчивости.

В разделе 1.2 рассмотрены различные критерии устойчивости, предлагавшиеся для газовых дисков галактик.

В разделе 1.3 сравниваются радиальные распределения критической плотности и плотности газа в дисках галактик. Показано, что диски спиральных галактик либо находятся на границе гравитационной устойчивости (характерно для поздних типов),

либо обладают запасом гравнтациоинол устойчивости (ранние тины). В галактиках поздних типов значение плотности газа в 1.5 - 2 раза превышает критическое в центральных областях дисков и меньше его во внешних областях.

В разделе 1.4 исследуется связь грави тационной неустойчивости вращающегося газового диска с относительным содержанием молекулярного газа в галактиках. Показано, что для тех областей галактик, где поверхностная плотность газа становится выше критической, молекулярный газ начинает преобладать по поверхностной плотности над атомарным. Водород в молекулярной форме более тесно, чем атомарный компонент, связан с областями звездообразования. Поэтому, обнаруженная зависимость свидетельствует о важной роли данного вида неустойчивости в эволюции галактик.

В разделе 1.5 обсуждается еще одно свидетельство связи между рассматриваемым видом гравитационной устойчивости и звездообразованием, каким является обнаруженная зависимость между интегральным параметром устойчивости дисков галактик и показателем цвета (Б — V)?. Данный показатель цвета характеризует относительное содержание молодых звезд в галактиках. Показано, что чем больше запас устойчивости галактических газовых дисков, тем выше показатель цвета (В — V)°, то есть тем ниже темп звездообразования в расчете на единицу светимости галактики.

D Главе 2 "Новые полуэмпирические методы определения расстояний и оценки постоянной Хаббла" на основе результатов, полученных в предыдущей главе, развиваются новые методы определения расстояний до спиральных галактик и постоянной Хаббла, основанные на теоретически найденных соотношениях. Для данных методов, в принципе, не требуется использование отдельных объектов в качестве индикаторов расстояния.

В разделе 2.1 предлагается метод определение расстояний до галактик с известными распределениями от, оцг ц кривыми вращения. Метод основан на том, что в спиральных галактиках поздних типов определенному значению параметра гравитационной устойчивости, близкому к единице, соответствует равенство радиально усредненных поверхностных плотностей атомарного и молекулярного водорода. Оценка параметра устойчивости зависит от принятого расстояния до галактики, и, произведя калибровку по близким галактикам с известными расстояниями, можно определять значение постоянной Хаббла и расстояния до спиральных галактик, для которых имеются необходимые наблюдательные данные. Данным методом получено

значение Но = '76 ± 8 км/с/Мпк (ошибка 2 а ) по 11 галактикам поля и Ни -80 км/с/Мпк по 5 галактикам скопления Virgo.

В разделе 2.2 для оценки постоянной Хаббла используются интегральные параметры галактик: полная масса raía, полуширина линии водорода, показатель цвета (В — V)t, что позволяет расширить выборку объектов. Метод построен на наблюдаемой зависимости между интегральным параметром устойчивости газовых дисков галактик и их показателем цвета (В — V)j-. С помощью данной зависимости, прокалиброванной по близким галактикам, получено значенне постоянной Хаббла На ~ 92 ± 12 км/с/Мпк.

В разделе 2.3 наблюдаемая зависимость между параметром Л/н//Л/с и показателем цвета (В — V)j, прокалиброванная по близким галактикам, также используется для определения постоянной Хаббла. Рассмотрены три выборки галактик, для одной из которых получено значение постоянной Хаббла Яо = 74 i 10 км/с/Мпк. Две другие выборки имеют больший разброс зависимости и дают большую ошибку при определении НоВ разделе 2.4 исследовано влияние движения локального стандарта покоя на дисперсию зависимости Мщ/Мс -г (В — К)". Показано, что учет этого движения не приведет к существенному уменьшению разброса зависимости и увеличению точности определения постоянной Хаббла с использованием методов из разделов 2.2 и 2.3.

В разделе 2.5 получена оценка постоянной Хаббла с использованием зависимости между значением параметра устойчивости на определенном расстоянии от центра (равном оптическому радиусу галактики) и показателем цвета (В — V)" галактики: Н0 = 90 ± 18км/с/Мпк.

В этой главе также обсуждается точность приведенных оценок Но к применимость методов. Наиболее точное значение постоянной Хаббла получено в разделе 2.1. Данным методом можно как оценивать постоянную Хаббла. так и определять расстояния до индивидуальных галактик. Точность методов, рассмотренных в разделах 2.2, 2.3 и 2.4 ниже, несмотря на более представительную выборку, и позволяет оценивать постоянную Хаббла и расстояния до групп и скоплений галактик статистическим методом. Это объясняется более грубыми допущениями, на которых основаны данные методы.

В Таблице приведены номер раздела данной главы, посвященного данному методу (колонка 1), оценка постоянной Хаббла в км/с/Мпк (колонка 2), точность оценки в км/с/Мпк, соответствующая ошибке в 2 о (колонка 3), приближенная оценка максимального расстояния DTntlI в Мпк, до которого может работать данный метод (ко-

лоньа 4) и подходящие объектов из числа нормальных галактик (Л/я < —17"*, см. раздел 2.2), расстояние до которых можно оценить данными методами (колонка 5).

Таблица

Методы оценки постоянной Хаббла

N* Но 8 На Dmax %

1 76 8 30 порядка половины спиральных галактик типов Sb - Sed

2 92 24 70 все спиральные галактики

3 74 20 200 все спиральные галактики

5 90 18 60 все спиральные галактики

Опенка максимального расстояния Отах сделана с учетом возможностей современных радиотелескопов (чувствительности и максимального разрешения) при наблюдениях молекулярного и атомарного водорода.

Значения постоянной Хаббла, полученные в данной главе, не согласуются с длинной шкалой внегалактических расстояний (На ~ 50 км/с/Мпк ).

В Главе ? "Гравитационная неустойчивость и эффективность звездообразования" и разделе 3.1 вводится понятие эффективности звездообразования как темпа звездообразования в расчете на единицу массы газа, и обсуждается ее связь, с параметром устойчивости галактических газовых дисков.

В разделе 3.2 аргументируется предположение о том, что в дисках галактик имеют место две моды звездообразования: первая обусловлена действием крупномасштабной гравитационной неустойчивости, тогда как вторая вторая не связана с ней и проявляется во всех областях газовых дисков галактик, в том числе и гравитационно устойчивых.

В разделе 3.3 предлагается модель эволюции газовой плотности и химического состава галактических дисков при двух модах звездообразования одна из которых связана с крупномасштабной гравитационной неустойчивостью, и действует, когда поверхностная плотность превышает критическую. Вторая мода имеет место всегда и

определяется действием процессов, не связанных с рассматриваемым видом неустойчивости. В модели учитывается возврат газа прово.чюцпон пропавшим и звездами, аккреция межгалактического газа, обедненного тяжелыми элементами, перенос газа вдоль радиуса галактики. В предположении о различных пределах НФМ для первой н второй мод звездообразования удается получить согласие модельных распределений поверхностной плотности газа и звезд, химического состава и темпа звездообразования с имеющимися данными как по нашей Галактике, гак и по и четырем близким спиральным галактикам: МЗЗ, М51, NGC 4321 и NGC 6946.

В этой главе также содержится сопоставление и анализ моделей эволюции радиальных распределений в дисках спиральных галактик, сравнение исходных предположений и результатов, приведенных в опубликованных работах и полученных в нашей работе.

В Главе 4 "Радиальные распределения темпов звездообразования в спиральных галактиках ранних типов" анализируется наблюдательный материал, полученный при участии автора.

В разделе 4.1 Обсуждаются особенности спиральных галактик ранних типов. Отмечено, что в данных галактиках в настоящую эпоху рассматриваемый вид неустойчивости не играет существенной роли. В свете предположения о двух модах звездообразования ранние типы спиральных галактик являются объектами, в которых имеет место лишь вторая мода, не связанная с крупномасштабной гравитационной неустойчивостью галактических газовых дисков.

В разделе 4.2 рассматривается модель для спиральных галактик ранних типов с учетом двух мод звездообразования. Показано, что параметры модели, при которых значения плотности газа и темпов звездообразования удовлетворяют поставленным условиям, существенно отличаются от параметров, характерных для галактик поздних типов, и что наиболее критичными параметрами модели являются пределы начальной функции масс. Изменением одних лишь параметров аккреции межгалактического газа (при тех же значениях остальных параметров модели, что и для дисков галактик поздних типов) не удается добиться низкого значения поверхностной плотности газа и низких темпов звездообразования при современном возрасте галактик. Обсуждаются иные механизмы потери г аза помимо звездообразования.

В разделе 4.3 приводятся результаты спектральных наблюдений семи спиральных галактик ранних типов в линии На, проведенные на 1.25 метровом телескопе Крымской лаборатории ГАИШ. Полученные радиальные распределения эквивалентной

ширины линии Па обсуждаются и сравниваются с опубликованными в литературе и ожидаемыми » эволюционных моделях.

В разделе 4.4 показано, что результаты наблюдений не противоречат полученным н предыдущих главах результатам о ведущей роли крупномасштабной гравитационной неустойчивости вращающихся газовых дисков в эволюции спиральных галактик.

В Заключении сформулированы положения, выносимые на защиту.

Основные результаты диссертации

1. Показано, что определяющим фактором для эффективности звездообразования (темпов звездообразования на единицу массы газа) и относительного содержания молекулярного газа в дисках спиральных галактик является отношение поверхностной плотности газа к ее критическому значению, соответствующему условию гравитационной неустойчивости вращающегося газового диска, которое зависит от динамических параметров диска галактики.

'2. Найденные зависимости между параметром гравитационной устойчивости цветом галактики (В — а также радиусом внутренней области, где молекулярный водород преобладает над атомарным, использованы для оценки расстояний до галактик полуэмпирическими методами (с калибровкой по близким галактикам). Показана несовместимость длинной шкалы внегалактических расстояний (11=50 км/с/Мпк) с наблюдаемыми соотношениями.

3. Обосновано предположение о существовании двух мод звездообразования в дисках галактик. Первая реализуется в областях, где поверхностная плотность газа превышает критическую и характеризуется примерным постоянством эффективности звездообразования. Вторая мода пе связана с гравитационной неустойчивостью. Для нее эффективность звездообразования растет с увеличением плотности звездного диска.

4. Рассчитана модель эволюции темпов звездообразования и содержания газа в дисках галактик, исходя из предположения о двух модах звездообразования. Путем подбора модельных параметров, основными из которых являются параметры НФМ звезд для каждой из двух мод звездообразования, объясняются наблюдаемые радиальные распределения плотности газа, содержания тяжелых элементов в газе и темпов звездообразования для ряда галактик с известными кривыми вращения. Во всех случаях

для согласования с наблюдениями требуется, чтобы основное количество маломас-сивиых звезд ( < 1 Дig ) возникало при второй моде звездообразования, не связанной с гравитационной неустойчивостью газового диска. Возраст дисков галактик принимался равным 13 млрд. лет. Существенно, что предположение о меньшем возрасте диска Галактики ( 7 Млрд. лет) плохо согласуется с наблюдаемым химсоставом наиболее старых звезд.

5. Проведены наблюдения профиля распределения яркости в линии На для семи галактик типов Sa - Sab с помощью спектрометра с ПЗС-приемником (ЗТЭ, Крымская станция ГАИЩ). Показано, что в области 0.3 - 0.8 Ro (где Ro - оптический радиус) эквивалентная ширина линии На падает с ростом R, что качественно согласуется с предлагаемой моделью эволюции звездообразования.