Моделирование химической и фотометрической эволюции шаровых скоплений

• Автор: Рябова, Марина Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Ростов-на-Дону
• Количество страниц: 143 с. : ил.

Оглавление
Введение
Глава 1. Модель самообогащения в шаровых скоплениях
1.1 Введение
1.2 Однозонная хемодинамическая модель
1.3 Оценка скорости звездообразования
1.4 Эволюция НФМ
1.5 Перемешивание металлов
1.6 Изменение теплового режима газа
1.7 Позднее обогащение
1.8 Функция металличности
1.9 Соотношения масса-металличность для карликовых сфероидальных галактик
1.10 Выводы
Глава 2. Расчет диаграммы «светимость-эффективная температура»
2.1 Введение
2.2 Основы расчета фотометрических характеристик
2.3 Замкнутые звездные системы
2.4 Открытые звездные системы
2.5 Выводы
Глава 3. Множественность точек поворота в шаровых
скоплениях
3.1 Введение
3.2 Результаты моделирования тонкой структуры диаграммы
«цвет-звездная величина»
3.2.1 Модель с самообогащением
3.2.2 Модель с предварительным обогащением
3.2.3 Сравнение результатов численного моделирования
с наблюдательными данными для со Сеп
3.3 Выводы
Глава 4. Моделирование функции распределения звезд по [O/Na] в шаровых скоплениях
4.1 Введение
4.2 Численные модели
4.2.1 Предположение о производстве химических элементов
4.2.2 Модель полного перемешивания
4.2.3 Модель частичного перемешивания в окрестности
группы звезд
4.2.4 Модель частичного перемешивания в окрестности одной звезды
4.3 Выводы
Заключение
Список литературы

Самые важные и интересные проблемы астрофизики — это проблемы «происхождения и эволюции»: происхождения галактик, скоплений, звезд, звездных населений, химических элементов и т. д. Особенности происхождения и эволюции звездных систем «зафиксированы» в свойствах звездных населений. Каждое поколение звезд хранит следы тех условий, которые существовали в системе во время их рождения, и задача состоит в том, чтобы исследовать и расшифровать эти следы.
Шаровые скопления (ШС) являются представителями старейшего населения во Вселенной. Соответственно, детальное изучение их звездного состава содержит в себе ключ к пониманию процессов формирования и ранней эволюции галактик, в частности и нашей Галактики. Эти звездные системы можно назвать строительными блоками нашего знания о Вселенной.
ШС — это единственная популяция в Галактике, которая наблюдается без значительных селекционных эффектов как вблизи галактического центра так и далеко за его пределами.
В настоящий момент в нашей Галактике известно около 150 скоплений, а их полное число, по-видимому, близко к 200 [1]. В нашей Галактике они занимают почти сферический объем с радиусом вплоть до 40 кпк и степенным законом профиля плотности [2]. Провал в функции металличности при [Ре/Н] = —1.0, который впервые был обнаружен в [3], разделил все шаровые скопления на две дискретные группы: малометал-личная, сферически симметричная, медленно вращающаяся подсистема

определяется-уравнением (1.11). Для р=103тн г см-3, Е0 — 1051 эрг, Rc = 10 пк это дает Nsn ~ 30. Очевидно, такого количества недостаточно, чтобы обеспечить обогащение вещества ШС до наблюдаемого значения Z ~ 0.01 — 0.03ZQ. Вместе с тем ясно, что на временах порядка нескольких-значений t в системе происходит достаточно эффективное перемешивание тяжелых элементов, поскольку при этом каждый выделенный элемент газа испытывает несколько прохождений ударных волн от сверхновых, что является достаточным условием для перемешивания [74].
Изменение НФМ, т. е. переход звездообразования в новый режим, в котором было бы возможным рождение маломассивных звезд, происходит, по-видимому, в результате принципиального изменения теплового режима газа протошарового скопления, связанного в свою очередь со способностью уже обогащенного металлами газа охлаждаться до низких температур, Т < 102 К. Переход к этому режиму начинается при (см. ниже), поэтому можно ожидать, что когда становится возможным рождение маломассивных звезд, вещество протошарового скопления будет достаточно хорошо перемешано. Возможно, именно это обстоятельство объясняет высокую степень однородности химического состава в ШС [36].
Следует отметить, что в настоящем разделе речь идет о начальном этапе нуклеосинтеза в ШС и связанным с ним обогащением скопления «в целом». В действительности, последующие этапы 30 могут приводить к локальным вариациям химического состава, которые возможно проявляются в антикорреляции [O/Na] (см. Главу 4).
Следует в этой связи заметить, что сама по себе однородность химического состава указывает на то, что эффекты стимулированного звездообразования не играли заметной роли в ШС. В самом деле, при стимулированном звездообразовании прохождение ударной волны от сверхновой по молекулярному облаку сопровождается фраг-