CHEMICZNA EWOLUCJA GALAKTYK

W celu określenia zmian obfitości poszczególnych grup pierwiastków podczas życia galaktyki należy przyjąć pewien określony model jej budowy i ewolucji. W modelu tym konieczne jest uwzględnienie tworzenia się i rozpadu gwiazd o różnych masach, ewolucji tych gwiazd, ewolucji gazu międzygwiazdowego, oddziaływania promieni kosmicznych z materią międzygwiazdową, początkowego składu chemicznego materii. Problem ten zo­ stał podjęty w ostatnich latach przez T r u r a n a , H a n s e n a i C a m e r o n a ( T r u - r a n i in. 1965; T r u r a n & C a m e r o n 1.970, 1971), T a l b o t a i A r n e t t a (1971, 1973a, 1973b) oraz T i n s l e y , S p i n r a d a, Q u i r k a i B i e r m a n n a ( T i n s l e y 1968, 1972a, 1972b, 1973; T i n s l e y & S p i n r a d 1971; Q u i r k

320

E. Basińska-Grzesik

Podstawy matematyczne tych modeli podali T a l b o t i A r n e t t (1971, 1973a). Jeżeli masę galaktyki traktowanej jako izolowany układ gwiazd i gazu między gwiazdo­ wego oznaczymy przez :

Mg (t) = M -G(t), (1)

a masę gwiazd w chwili t:

M(t) = M(1 - G(t)) = M (S(t) + D(t)), (2)

gdzie: S(t) — ułamek masy przypadający na gwiazdy świecące dzięki przemianom jądro­ wym we wnętrzach, oraz D(t) — ułamek masy przypadający na gwiazdy zmarłe, a więc białych karłów (D ^d ), czarnych karłów (Dqd ), gwiazd neutronowych (Dn ) i tzw. czar­

nych dołów, (Dgi_f ).

Gaz jest jednorodny (dobrze wymieszany), składa się z mieszaniny pierwiastków o za­ wartościach w 1 g materii:

A zatem ułamek masy przypadający na poszczególny pierwiastek i:

G . = G X . . (3)

Zmiana G. z czasem może być .zapisana w następujący sposób:

d G Jd t = - B {t) X .(t) + / B J t - r j R mi(t - r j dm] (4)

gdzie: B m(t)dm — funkcja narodzin gwiazd o masie w przedziale (m, m + dm) w chwili t (ułamek masy zużywanej na utworzenie gwiazd o masach w tym przedziale), oraz B (t) =

OO

= / B m(t) dm — funkcja narodzin gwiazd o masach należących do przedziału

(0, °°), R mi — ułamek masy gwiazdy o masie m wyrzucony w postaci pierwiastka i,

Tm — czas życia gwiazdy o masie m.

Przy rozwiązywaniu tego zagadnienia funkcję narodzin gwiazd można przedstawić w następujący sposób:

B m (t) = u G \ t ) ^ m , (5)

gdzie: v, k stanowią parametry dopasowania, a \pm jest początkową funkcją masy O O

znormalizowaną tak, że: J *Pmdm = 1. Również funkcję zwrotu materii do ośrodka

Chemiczna ewolucja galaktyk

321

Qmij stanowi macierz produkcji dla gwiazdy o masie m. Element tej macierzy określa

ułamek masy gwiazdy o masie m, występujący początkowo w postaci pierwiastka j (w chwili powstania gwiazdy), a wyrzucony w postaci pierwiastka i. Macierz Qmi- jest funkcją m. W ogólności elementy tej macierzy mogą być zależne od początko­ wego składu gwiazdy, ale w tym przybliżeniu T a l b o t i A r n e t t przyjmują, że

R mi jest liniową funkcją X-.

Przy rozważaniu generacji gwiazd z początkową funkcją masy ipm wygodne jest wprowadzenie macierzy produkcji dla generacji:

a także osobnych symboli przedstawiających:

ułamek masy przypadający na pierwiastek / wyrzucanej przez generację gwiazd:

ułamek masy przypadający na pierwiastek i wyrzucanej w postaci nie zmienionej z generacji gwiazd:

u. = qti (10)

oraz wielkość charakteryzującą niszczenie pierwiastka « podczas ewolucji generacji gwiazd:

jest przybliżenie tzw. „błyskawicznego przetwarzania” (the instaneous recycling) gazu przez gwiazdy. W tym przypadku przyjmuje się, że czas życia gwiazdy T 0, a zatem równanie (4) może być zapisane następująco:

O O

(7)

f = * % J X , = Z < l kl

(8)

(niezależne od / dla Qmij niezależnego od składu początkowego); wydajność produkcji pierwiastka i:

(9)

A

i = ( f ~

«,)/(! - />• (U)

Wśród analitycznych przybliżeń rozwiązania tego problemu jednym z najprostszych

oraz gdzie dCi/dt = - B ( t ) X i(t) + B X q .j Xj , dX./dy = p. - A . X., y = In (1 IG), dy/dt = (1 — f) B(t)/G(t).

(15)

(14) (13)

(12)

322 E. Basińska-Grzesik

T a b e l a 2

Obfitości słoneczne pierwiastków

rozważanych przez T a l b o t a i A r n e t t a (1 9 7 3 a )

Pierwiastek Obfitości obserwowane

Wodór 1H 0,77 Deuter 2 He 3,85 10 s Hel 3 He 1,60 10 s Hel 4 He 0,214 Węgiel 12C i tlen 16 0 1,17 1 0 '2 Azot 14 N 1,23 1 0 '3 Cięższe pierwiastki: bogate w neutrony 4,2 10'4 pozostałe co CO ^{iH © ro}

Wyrażenie (13) pozwala na przybliżone oszacowanie zmian obfitości pierwiastka i w sposób niezależny explicite od czasu, a tym samym od bardzo niepewnej funkcji naro­ dzin gwiazd B(t).

T a l b o t i A r n e t t (1973a) zastosowali przedstawiony powyżej model w celu oszacowania wielkości produkcji i niszczenia kilku pierwiastków i grup pierwiastków: wo­ doru 1H, deuteru 2 H, obydwu izotopów helu 3 He i 4 He oraz dla węgla i tlenu 12 C, 1 6 0; azotu l 4 N oraz pierwiastków cięższych, które podzielili na dwie grupy: bogate w neutro­ ny i pozostałe. W tabeli 2 podane są obserwowane obfitości grup pierwiastków rozważa­ nych przez tych autorów. Korzystając z ostatnio przyjmowanych modeli ewolucyjnych gwiazd, przyjmując najbardziej prawdopodobne wielkości charakteryzujące funkcję naro­ dzin gwiazd oraz ilość materii wyrzucanej przez gwiazdy, T a l b o t i A r n e t t otrzy­ mali zadowalającą zgodność obfitości obliczonych wg powyższego schematu z obfitościa- mi obserwowanymi.

Jedną z trudności modeli ewolucji chemicznej Galaktyki jest wytłumaczenie obecności gwiazd o bardzo małej zawartości cięższych pierwiastków obserwowanych w halo galak­ tycznym (gwiazd skrajnej populacji II). Jeżeli przyjąć, że powstały one w bardzo wcze­ snych fazach życia naszej Galaktyki, to na bazie teorii nukleosyntezy gwiazdowej trudno jest zrozumieć, dlaczego w ogóle gwiazdy te posiadają jakiekolwiek cięższe pierwiastki. Prace T r u r a n a , H a n s e n a i C a m e r o n a ( T r u r a n i in. 1965; T r u r a n & C a m e r o n 1970, 1971) podjęte zostały w celu wytłumaczenia tego zjawiska. Przyjmu­ jąc zależną od czasu początkową funkcję masy V m założyli oni, że przed powstaniem Galaktyki — w tzw. fazie przedgalaktycznej — istniały gwiazdy supermasy wne (o masach rzędu 105 mas Słorica), które w bardzo szybki sposób wyprodukowały 25% obecnej obfi­ tości pierwiastków grupy od żelaza do węgla i pierwiastków procesu r. Z materii wzboga­ conej w te pierwiastki powstały najstarsze gwiazdy. Podczas ewolucji tych hipotetycz­ nych pierwotnych gwiazd pierwiastki mogły nie zostać wymieszanie dostatecznie dokład­ nie i w ten sposób obok gwiazd z lekko zaniżonymi obfitościami mogły się utworzyć gwiazdy bardzo ubogie w metale (p. K u r o c z k i n 1973 — dokładne omówienie pracy T r u r a n a i C a m e r o n a 1971).

C hem iczna ewolucja galaktyk 323

Rozwiązanie przyjęte przez Q u i r k a i T i n s l e y (1973) polegało na uwzględ­ nieniu spadku (akrecji) pierwotnej materii międzygalaktycznej zawierającej 73% wodoru i 27% helu (rys. 4).

t(loto)

Rys. 4. Ewolucyjne m odele sąsiedztwa Słorica. Na osi rzędnych górnego wykresu stosunek gęstości

gazu do całkowitej gęstości materii p /p ( , na osi rzędnych dolnego wykresu obfitość wszystkich

pierwiastków cięższych od helu Z znajdujących się w gazie m iędzygwiazdowym. N — model ze

stałą początkow ą funkcją masy ^ m( 0 = const, H — model ze zmienną początkow ą funkcją masy ^ m( 0 ( w g T r u r a n a i C a m e r o n a 1971), F — model ze stałą początkow ą funkcja masy \p ( t ) = = const, z uwzględnieniem spadku materii międzygalaktycznej (wg Q u i r k i T i n s l e y 197 3 )

Jeszcze inną próbę rozwiązania tego problemu podali T a l b o t i A r n e t t (1973b). Rozpatrywali oni model galaktyki z początkow ą funkcją masy niezależną od czasu, bez uwzględnienia spadku materii międzygalaktycznej wprowadzając dwa założenia co do obfitości cięższych pierwiastków:

1) w gazie międzygwiazdowym obfitość metali jest niejednorodną funkcją przestrzeni; 2) powstawanie gwiazd jest przyspieszone w obecności pierwiastków cięższych.

Na gruncie obecnych obserwacji i teorii dotyczących powstawania pierwiastków, jak też i formacji gwiazd, powyższe założenia są bardzo prawdopodobne. Model Talbota i A rnetta tłum aczy w zasadzie zadowalająco nie tylko obecność gwiazd skrajnej populacji halo, ale także obserwowaną dużą zmienność obfitości w gwiazdach o zbliżonym wieku.

Ciekawą możliwością wytłumaczenia istnienia gwiazd o dużym deficycie cięższych pierwiastków jest hipoteza postulująca, że w jądrach galaktyk (także i w jądrze naszej Galaktyki) może zachodzić nukleosynteza pierwiastków podczas wybuchowej aktywności tych jąder ( 0 h n i s h i 1969, 1973). Z obliczeń 0 h n i s h i (1969) wynika, że model nukleosyntezy wybuchowej w jądrach galaktyk tłumaczy nie tylko obecność cięższych

W dokumencie Postępy Astronomii nr 4/1974 (Stron 73-78)