pierwiastków w gwiazdach skrajnej populacji II, ale również występowanie rejonów bar dzo bogatych w metale (super-metal-rich) w częściach centralnych niektórych galaktyk, np. M31 (S p i n r a d-1970).
Model Galaktyki z pulsującym aktywnym jądrem przedstawiony przez O h n i s h i (1973) jest niezwykle interesujący nie tylko dlatego, że w prosty sposób rozwiązuje po wyższe problemy, ale jednocześnie dlatego, że stanowi on próbę całościowego ujęcia problemu ewolucji galaktyk. Na podstawie współczesnych danych obserwacyjnych stwier dzających wybuchy jąder galaktyk różnego typu — galaktyk N, galaktyk Seyferta,a nawet naszej Galaktyki — autor szkicuje schemat ewolucji jądra. Zakłada, że wybuchy jąder galaktyk są zjawiskiem dość częstym, powtarzającym się w trakcie ewolucji galaktyk, zwłaszcza we wczesnych stadiach. Pewne fakty obserwacyjne wskazują na to, że kwazary (quasi-stellar-objects) stanowiłyby najbardziej prym ityw ne galaktyki i że jądra tych tw o rów przeradzają się z czasem w galaktyki N lub galaktyki Seyferta. We wczesnym Wszech- świecie mogły powstać pewne niejednorodności masy jako fluktuacje gęstości materii lub pozostałości po wielkim wybuchu. Ponieważ gęstość materii w tym okresie musiała być dużo wyższa niż obecnie, istniało dość duże prawdopodobieństwo szybkiej akrecji materii na te niejednorodności. Podczas akrecji następował wzrost tem peratury i tym samym dzielności promieniowania takiej koncentracji. Na otrzym anie obserwowanej jasności kwazara — tzn. na „rozświetlenie kwazara — potrzebna byłaby energia dostarczona w wyniku akrecji chmury o masach jedynie 106 — 107 mas Słońca (D a 11 a b u i t i C o x 1972). Po wzroście dzielności promieniowania następowałaby faza wybuchu spo wodowanego wzrostem ciśnienia promieniowania — część materii zostałaby wyrzucona na zewnątrz tworząc halo w okół pierwotnej koncentracji. Kształt przyszłej galaktyki uwa runkowany byłby obecnością i wielkością rotacji (możliwość utworzenia dysku), pola magnetycznego (możliwość ukierunkowania wyrzutu materii). Tem peratura materii wyrzuconej maleje z czasem, przy odpowiednich warunkach ciśnienia i tem peratury mogą się tw orzyć gwiazdy halo ubogie w ciężkie pierwiastki. Część tej materii znowu jest akreo- wana na jądro i powodując wzrost tem peratury, dzielności promieniowania, a zatem i ciśnienia promieniowania doprowadza do następnego wybuchu. W ten sposób materia międzygwiazdowa o niskiej zawartości cięższych pierwiastków opada w procesie akrecji na jądro galaktyczne, gdzie tw orzą się ciężkie pierwiastki, które drogą wybuchu wydosta ją się na zewnątrz. Procesy te mogą się powtarzać, ich częstość maleje z czasem, ponieważ ilość materii akreowanej na jądro maleje zużywana w procesie tworzenia się gwiazd w o to czce jądra. Obfitość ciężkich pierwiastków w materii międzygwiazdowej wzrasta zarówno dzięki nukleosyntezie w jądrze galaktyki, jak i w gwiazdach.
O h n i s h i proponuje następujący ciąg ewolucyjny: pierwotna koncentracja— »• kwa- z a r—► galaktyka N, galaktyka Seyferta—*• zwykła galaktyka.
Na podstawie tych rozważań, biorąc pod uwagę jedynie efekty grawitacyjne i ciśnie nie promieniowania, autor otrzym ał ciekawe wyniki. Powtarzające się cykle akrecji-eks- plozji dla naszej Galaktyki powinny występować z następującymi długościami okresów: 2,711 * 10® lat, 0 ,9 5 ' 10® lat, 8 ,4 5 ' 107 lat, 7 ,6 1 ' 107 lat, i 6 ,9 3 '1 0 7 lat. Po piątym w ybu chu okres ten jest prawie stały równy ok. 6 ,6 4 - 107 lat. Czas życia kwazarów ocenia się na 10® — 109 lat, z kolei okres aktywności jąder różnych galaktyk jest rzędu 107 lat co by dawało dość dobrą zgodność z wynikami obliczeń.
Rysunek 5 przedstawia wzrost obfitości pierwiastków cięższych od helu w funkcji czasu. W tabeli 3 podane są ułamki obecnej zawartości (ze względu na masę) cięższych
Chemiczna ewolucja galaktyk 325
Rys. 5. Obfitość cięższych pierwiastków Z (t) produkowanych w jądrze i zasięg fali uderzeniowej w wybuchu jądra rmj,x( 0 w funkcji czasu. Z( t ) — znormalizowane dla t = 10* lat. Osie rzędnych dla Z( t ) — ułamek ooecnej obfitości, dla r ax( 0 — odległość od centrum w kpc. Z ( t ) i r max( 0 stanowią funkcję schodkową, jednakże w celu uproszczenia dla ( > 3 ■ 109 lat przedstawiono je
w postaci wygładzonej, (wg O h n i s h i 1973)
T a b e l a 3
Obfitość cięższych pierwiastków
akumulowana po kolejnych wybuchach jądra Galaktyki (wg O h n i s h i 1973)
Wybuch % obecnej zawartości t (czas) w latach 1 5 9 2,71 10 2 8 2,81 109 3 10 2,89 109 4 13 2,97 109 5 16 3,04 109
pierwiastków akumulowane po kolejnych wybuchach jądra. W przybliżeniu byłoby to zgodne ze stosunkiem obfitości w gwiazdach skrajnej populacji halo i w gwiazdach dysku.
Korelacja obfitości z odległością od jądra obserwowana dla niektórych galaktyk (obse rwuje się spadek obfitości z odległością od jądra) może być w ytłum aczona mechanizmem rozprowadzania cięższych pierwiastków drogą wybuchu jądra.
Obok tych efektów związanych z ewolucją chem iczną O h n i s h i daje próbę wyja śnienia stwierdzonych odstępstw od prawa Hubble’a — liniowej zależności przesunięcia ku czerwieni (redshiftu - z) od odległości. Odstępstwa takie obserwuje się np. w galaktykach podwójnych mających różne z. Zjawisko to tłumaczy się poprzez wprowadzenie tzw. „własnego” redshiftu, który wg O h n i s h i obrazuje grawitacyjną aktywność jądra. W omawianej pracy ( O h n i s h i 1973) podane jest ilościowe oszacowanie tego czynnika.
326 E. Basińska-Grzesik
Wszystkie te próby skonstruowania pewnych schematów ewolucji Galaktyki są z ko nieczności bardzo proste i oczywiście uzyskane wyniki mogą dalece odbiegać od rzeczy wistych wartości. C a m e r o n (1972) nazywa budowanie takich modeli pasjonującą grą, w której należy spośród bardzo wielu parametrów astrofizycznych opisujących formacje gwiazd, ich ewolucję, rozprzestrzenianie się materii międzygwiazdowej wyrzucanej przez gwiazdy wybrać najbardziej prawdopodobne. Rezultaty tej gry mogą jedynie wskazywać na konsekwencje, do których prowadzi przyjęcie takich, a nie innych założeń. Jednocześ nie podjęcie prób obserwacyjnego sprawdzenia choćby tych najprostszych modeli mogło by w pewnym stopniu wyjaśnić zależność pomiędzy składem chemicznym materii, z któ rej powstały obserwowane gwiazdy, a ich wiekiem i położeniem w Galaktyce. Może okaże się, że w pewnych okresach ewolucji układów gwiezdnych — np. w stadiach spokojnego życia — zupełnie inne efekty, dotąd zaniedbywane, odgrywają istotną rolę.
L I T E R A T U R A
A 1 p h e r, R. A., B e t h e, H., G a m o w, G., 1948, Phys. Rev., 73, 803. A r n e 11, W. D., 1971, Ap. J „ 166,153.
A r n e 11, W. D., C 1 a y t o n, D. D., 1970. Nature, 227, 780. B i e r m a n n, P., 1974, Astronomy and Astrophysics, 30, 31.
B i e r m a n n, P., T i n s 1 e y, B. M., 1974, Astronomy and Astrophysics, 3 0 ,1 .
B u r b i d g e , E. M., B u r b i d g e, G. R., F o w 1 e r, W. A., H o y 1 e, F ., 1957, Rev. M6d. Phys., 29, 547.
C a m e r o n , A. G. W., 1970, [w] Galactic Astronomy, Gordon and Breach Science Publishers, N. York — London — Paris, tom 2,171.
C a m e r o n, A. G. W., 1972, [w] Dynamic structure o f nuclear stars. Univ. of Toronto Press, Toron to, Canada, 365.
C a m e r o n, A. G. W., F o w 1 e r, W. A „ 1971, Ap. J ., 167, 111. D a 11 a b u i t, E „ C o x, D., 1972, Ap. J „ 173, L13.
I r v i n, J. B., 1973, Sky and Telescope, 46, 287.
I w a n o w s k a , W., 1973, The chemical evolution o f the Galaxy, preprint.
K 1 e i n, O., B e s k o w, G., T r e f f e n b e r g, L., 1946, Ark. Mat., Astr., Fys., 33B, No. 1. K u c h o w i c z , ! ) . , 1971, Post. Fiz., 22, 495 i 601.
K u c h o w i c z , B., 1973, Post. Fiz., 24, 669. K u r o c z k i n, D., 1973, Post. Astr., XXI, 283.
M e n e g u z z i, M., A u d o u z e, J., R e e v e s, H., 1971, Astronomy and Astrophysics, 15, 337. O h n i s h i, T., 1969, Publ. Astr. Soc. Japan, 21, 307.
O h n i s h i, T., 1973, Astrophys. Space Sci., 25, 217. Q u i r k, W. J ., T i n s 1 e y, B. M., 1973, Ap. J ., 179, 69.
R e e v e s, H., A u d o u z e, J ., F o w 1 e r, W. A., S c h r a m m, D. N., 1973, Ap. J ., 179, 909. S c h r a m m, D. N„ 1973, Ap. J., 185, 293.
S e a r s, R. L., 1974, R.A.S.C. Jour., 68 ,1 . S p i n r a d, H., 1970, Quart. J.R .A .S., 11,188.
S e e g e r, P. A., F o w 1 e r, W. A., C 1 a y t o n, D. D., 1965, Ap. J . Suppl. Ser., 11, No. 97,121. T a l b o t , R. J ., Jr., A r n e 11, W. D., 1971, Ap. J ., 170, 409.
T a 1 b o t, R. J ., Jr., A r n e 11, W. D., 1973a, Ap. J ., 186, 51. T a 1 b o t, R. J ., Jr., A r n e 11, W. D., 1973b, Ap. J ., 186, 69. T i n s 1 e y, B. M., 1968, Ap. J., 151, 547.
T i n s 1 e y, B. M., 1972a, Astronomy and Astrophysics, 20, 38? T i n s 1 e y, B. M„ 1972b, Ap. J ., 178, 319.