Звездные объекты внегалактического происхождения в

История звездообразования в
разрушенных карликовых
галактиках-спутниках
в свете содержания альфаэлементов в их звёздах
Владимир Марсаков
Южный федеральный университет
Расширенное название:
Восстановление истории звездообразования в
уже разрушенных приливными силами нашей
Галактики карликовых галактиках-спутниках по
данным о химическом составе атмосфер ранее
им принадлежавших звезд и в настоящее время
находящихся в окрестностях Солнца
Вероятные члены карликовой галактики-спутника Сагиттариус
М 54 - ядро
Larso R.B., 1996. ASP Conf. Ser., № 92, 241
Arp 2, Ter 8, Ter 7
Ibata R. et al., 1994, Nature, 370, 194
Pal 12
Mateo M. 1996. ASP Conf. Ser., № 92, 434
Dinescu D. et al., 2000, AJ, 120, 1892
M 53, Pal 5, NGC 4147, NGC 5053,
Dinescu D. et al., 2000, AJ, 120, 1892
NGC 5634
Palma C. & Majewski S.R., 2002, ApJ. 564. 736
Bellasini M. & Ferraro F.R., AJ, 125. 188
Шаровые скопления вероятного внегалактического происхождения
Rup 106, Pal 13, NGC 5466,
NGC 6834, NGC 7006
Dinescu D. et al., 2000, AJ, 120, 1892
Dinescu D. et al., 2001, AJ, 122, 1916
 Cen
Freeman K., 1993, IAU Symp. 153. 263
Tshuchiya T. et al., 2003. ApJ. 589. L29
Приливные “хвосты”
Leon S. et al., 2000. A&A. 359. 907
Результаты численного моделирования Эйбэди и др. (2003)
показали, что орбиты достаточно массивных галактик-спутников
постоянно уменьшаются в размерах и перемещаются в галактическую
плоскость динамическим трением. Со временем такие галактики,
приобретя очень эксцентричные орбиты практически параллельные
галактическому диску, начинают интенсивно разрушаться приливными
силами Галактики при каждом своем прохождении перигалактического
расстояния, теряя звезды с четко детерминированными орбитальными
энергиями и угловыми моментами. Поэтому, если наблюдатель находится
между апогалактическим и перигалактическим радиусами такой орбиты,
то приливный «хвост» от разрушаемой галактики будет наблюдаться в
виде «движущейся группы» звезд с малыми вертикальными компонентами
скоростей и широким, симметричным и часто двухвершинным
распределением радиальных компонентов пространственных скоростей.
Значит обломки таких разрушенных галактик-спутников мы
можем наблюдать в том числе и в окрестности Солнца.
Возможность отследить скорость звездообразования в изолированной системе:
чем меньше скорость з/о в галактике, тем меньше тяжелых элементов успеют «наварить»
SNII, в итоге «излом» зависимости произойдет при меньшем значении [Fe/H].
заполненные
Наличие звезд внегалактического происхождения в
подсистеме толстого диска Галактики
Открытые кружки – звезды движущейся группы «Арктура», предположительно
попавшие в Галактику из распавшейся довольно массивной галактики-спутника.
История звездообразования
в родительской галактике
шарового скопления ω Cen
и звездного потока Центавра
NASA Web Site Statement
Характеристики шарового скопления ω Cen
Расстояние от Солнца
Расстояние до центра Галактики
5.3. кпк
6.4. кпк
Масса
Радиус ядра (rc)
Приливный радиус (rh)
5·106 М
2.2 пк
88 пк (57')
Величина центральной концентрации - C = lg (rh/rc )
Центральная плотность (lg ρ0)
Эллиптичность
Апогалактический радиус орбиты
1.61
3.37
0.83
8.4. кпк
Перигалактический радиус орбиты
Максимальное удаление от галактич. плоскости
Эксцентриситет орбиты
1.2 кпк
1 кпк
0.7
Аномалия формы ШС ω Cen
Наименее металличное население
(пунктирные изоденсы)
демонстрирует хорошо известную
эллиптичность восток-запад,
тогда как
богатое металлами население (рис. а) и
промежуточной металличности (рис. б),
наоборот – север-юг.
Pancino et al. ApJ. 534. L83. 2000
Зависимость лучевой скорости звёзд ШС ω Cen
разной металличности от позиционного угла
Norris et al. ApJ. 487. L187. 1997
Черная дыра в центре ШС ω Cen
E.Nouola, K. Gebhardt, M. Bergmann. arXiv:0801.2782v1[astro-ph]
Численное моделирование динамических процессов,
происходящих при взаимодействии галактики-спутника с
диском и балджем нашей Галактики, показало, что захват
ядра карликовой галактики на вытянутую
ретроградную орбиту с малым апогалактическим
радиусом вполне возможен, при этом галактика должна
быть довольно массивной - 109 М (Abadi et al., Astrophys.
J. 591, 499, 2003; Tshuchiya et al., Astrophys. J. 589, L29. 2003).
У звёздно-газовой системы с большой начальной массой
можно предполагать длительную химическую эволюцию.
Функция металличности гигантов ШС ω Cen
по данным фотометрии (N. Suntzeff, R. Kraft. AJ. 111. 1913. 1996)
N
100
80
60
40
20
0
-2,0
-1,8
-1,6
-1,4
-1,2
-1,0
-0,8
-0,6
-0,4
[Fe/H]
Звёзды металличного «хвоста» сильнее концентрируются к центру.
Собственные движения гигантов ШС ω Cen
разной металличности
Ferraro et al. ApJ. 573. L95. 2002 заявляют о наличии в скоплении
трех выделенных групп звезд с металличностями
[Fe/H]  -1.6, -1.2 и < -0.5 и разными собственными движениями
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела ШС ω
Cen
J.Hughes et al. 127. 980 (2004) - определили возрасты групп с
[Fe/H]  -1.6, -1.2 и < -0.5, которые оказались равными
15 3, 13 3 и 8.5 2 млрд. лет, соответственно.
Два типа сценариев, используемых для
объяснения свойств ШС ω Cen
1. Захват небольшого, богатого металлами шарового
скопления ядром карликовой галактики еще до того,
как последняя была захвачена нашей Галактикой (J.M.
Lotz, R. Telford, H.C. Ferguson et al, Astrophys. J. 552, 572.
2001).
(Вопрос: как возникло такое скопление?)
2. Длительная химическая эволюция единой
изолированной системы с тремя вспышками
звездообразования (T. Tsujimoto, T. Shigeyama, Y. Yoshii,
Astrophys. J. 519, L63. 1999).
Диаграмма “[α/Fe] – [Fe/H]” ШС ω Cen
E.Pancino еt al. ApJ. 534. L83. 2000
50    0 км/с и | W | 65 км/с
Узкая последовательность на диаграмме очень похожа на получаемую в
закрытой модели химической эволюции. Отсюда вывод: звезды потока
Центавра с большой вероятностью генетически связаны между собой.
(В.Марсаков, Т.Боркова, АЖ. 32. 545. 2006)
СВОДНЫЙ КАТАЛОГ СПЕКТРОСКОПИЧЕСКИХ ОПРЕДЕЛЕНИЙ
СОДЕРЖАНИЙ АЛЬФА-ЭЛЕМЕНТОВ В ~2000 ЗВЁЗДАХ ПОЛЯ
 4700 определений из 136 публикаций
Параметры атмосфер
Содержания
химических
элементов
Пространственные
скорости (по данным
Hipparcos)
Элементы галактических
орбит
металличные [Fe/H] > -1.0
малометалличные [Fe/H] < -1.0
Teff = 60 K
Teff = 140 K
 lg g = 0.12
 lg g = 0.24
[Fe/H] = 0.06 dex
[Fe/H] = 0.09 dex
[Mg/Fe`] = 0.07 dex
[Mg/Fe`] = 0.10 dex
[Si/Fe`] = 0.07 dex
[Si/Fe] = 0.10 dex
[Ca/Fe`] = 0.07 dex
[Ca/Fe`] = 0.10 dex
[Ti/Fe] = 0.15 dex
[Ti/Fe] = 0.15 dex
(U, V, W)  2 км/с
На основе модели Галактики, состоящей из диска, балджа и
массивного протяженного гало (Allen S, Santillan A. 1991)
Относительные содержания всех величин получены в результате трехходовой итерационной процедуры с
присвоением веса, как каждому первоисточнику, так и каждому индивидуальному определению.
Предполагаемая полнота охвата первоисточников с объемом более 5 звезд на апрель 2009 г. более 90%.
Компилятивный каталог спектроскопических определений
содержаний альфа-элементов в гигантах ШС ω Cen
Для исследования химического состава шаровых скоплений был составлен
компилятивный каталог, использующий все найденные опубликованные
спектроскопические определения содержаний четырёх альфа-элементов
(Mg, Si, Ca, Ti) и железа в звездах, доступных для такого рода наблюдений
шаровых скоплений.
Содержания четырех α-элементов и железа более чем для двухсот гигантов
шарового скопления ω Cen опубликованы в 7 работах.
Для каждой исследованной звезды параметры атмосфер и содержания
химических элементов определены, как правило, лишь однократно,
поэтому почти все приведенные в нашем окончательном списке данные
являются исходными, т.е. не претерпевшими никакой коррекции.
Внутреннюю точность определения относительных содержаний каждого
альфа-элемента мы оценили равной 0.18, а средних значений относительных
содержаний всех измеренных альфа-элементов - 0.12.
Функция металличности гигантов ШС ω Cen
по данным спектроскопии
60
50
40
N
30
20
10
0
-2,0
-1,5
-1,0
[Fe/H]
Sp
-0,5
Функции металличности объектов ω Cen:
- звезды шарового скопления
- звезды движущейся группы
35
процент звезд
30
25
20
15
10
5
0
-2,0
-1,5
[Fe/H]
-1,0
-0,5
Генетически связанные звёзды Галактики,
отобранные по критерию Vост < 240 км/с
0,5
[Mg,Si,Ca/Fe]
0,4
0,3
0,2
0,1
0,0
-0,1
-2,5
-2,0
-1,5
-1,0
[Fe/H]
-0,5
0,0
0,5
0,6
0,6
0,4
0,4
[Ca/Fe]
[Mg/Fe]
Относительные содержания четырёх альфа-элементов в
звёздах Галактики, потока и шарового скопления ωCen
0,2
0,2
0,0
0,0
-0,2
-0,2
-3,0
-2,5
-2,0
-1,5
-1,0
-0,5
0,0
0,5
-3,0
-2,5
-2,0
0,6
0,6
0,4
0,4
0,2
0,0
-0,2
-0,2
-2,5
-2,0
-1,5
-1,0
[Fe/H]
-1,0
-0,5
0,0
0,5
-0,5
0,0
0,5
0,2
0,0
-3,0
-1,5
[Fe/H]
[Ti/Fe]
[Si/Fe]
[Fe/H]
-0,5
0,0
0,5
-3,0
-2,5
-2,0
-1,5
-1,0
[Fe/H]
Звёзды Галактики и объектов ω Cen:
генетически связанные звёзды Галактики
звёзды движущейся группы поля
звёзды шарового скопления
«аномальные» звёзды шарового скопления
0,5
[Mg,Si,Ca/Fe]
0,4
0,3
0,2
0,1
0,0
-0,1
-2,5
-2,0
-1,5
-1,0
[Fe/H]
-0,5
0,0
0,5
Высокие начальные отношения [α/Fe] в этой,
как известно, первоначально довольно
массивной разрушенной галактикеспутнике, средние массы предшественниц SNe
II были такими же, как в нашей Галактике, а
низкие отношения [α/Fe] получились уже в
довольно металличных более молодых ее
звездах, рожденных после обогащения м/з
среды в ней SNe Iа.
Показано:
1. зависимости [α/Fe] от [Fe/H] для звезд потока и
шарового скопления Омега Центавра совпадают, что
свидетельствует в пользу генетической связи этих
объектов;
2. функции металличности потока и скопления
демонстрируют одинаковый разброс, но положения
максимумов распределений разнесены на ∆[Fe/H] 
0.5 (при меньшей металличности у шарового скопления);
3. в шаровом скоплении ограниченная группа звезд с
промежуточной металличностью ([Fe/H]  -1.0)
демонстрирует повышенные относительные
содержания α -элементов.
Выводы:
1. Нисходящая ветвь зависимости [α/Fe] от [Fe/H]
скопления ωCen образована молодыми богатыми
металлами звездами родительской галактики.
2. Звезды шарового скопления ωCen в одноименном
потоке отсутствуют – там только звезды родительской
галактики.
3. Скорость звездообразования в карликовой
галактике ωCen всегда была значительно ниже, чем
в нашей Галактике, о чем свидетельствуют малая
металличность «точки излома» на [Fe/H]  -1.3 и
быстрое падение отношения [α/Fe] в дальнейшем.
4. Для определения статуса звёзд ШС промежуточной
металличности с аномально высокими
относительными содержаниями α –элементов
требуются дополнительные исследования.