Loading Posts...

Пасынки галактики, или звездные объекты внегалактического происхождения внутри Млечного Пути

С тех пор как примерно сто лет назад нашу Галактику признали изолированной звездной системой, существующей в безграничной Вселенной, никому дате в голову не приходило, что звезды и звездные скопления, находящиеся в пределах видимости от Солнца, могли образоваться где-нибудь за ее пределами. Другими словами, астрономы были уверены, что все галактические звездные объекты являются генетически связанными, то есть образовавшимися из единого протогалактического облака. Однако скорости и химический состав некоторых даже ближайших звезд и шаровых звездных скоплений никак не укладывались в такое представление. Посмотрим, как эволюционировали наши представления о формировании структуры Галактики.

КАК ФОРМИРОВАЛАСЬ ГАЛАКТИКА

Изучение процесса формирования и эволюции галактик, в частности нашей Галактики – Млечный Путь, является одной из интереснейших задач современной астрономии. При решении этой задачи используются результаты теории звездной эволюции, статистические характеристики звездных населений, результаты построения моделей Галактики, выводы теоретической и наблюдательной космологии. Сопоставление возрастов, скоростей, химического состава и геометрии подсистем Галактики позволили обрисовать важнейшие черты ее эволюции. До последнего времени полагали, что Галактика сформировалась из медленно вращающегося клочковатого газового облака, начальные размеры которого в десятки раз превосходили ее современные размеры. Это протогалактическое облако вначале сжималось (коллапсировало) под действием собственной гравитации. В процессе первоначального сжатия при столкновениях холодных газовых облаков шел процесс звездообразования и рождались звезды и шаровые скопления первого поколения. Сейчас считается, что важную роль в возникновении галактик играла темная холодная материя, которая легко собиралась в сгустки, и в создаваемую таким образом потенциальную яму собиралась и видимая материя. По результатам спутникового эксперимента WMAP (NASA) стало известно, в частности, что звезды во Вселенной появились уже через 200 млн лет после ее возникновения.

В построении картины формирования гало важную роль сыграла ставшая классической работа 1962 г. трех американских ученых О. Эггена, Д. Линден-Белла и А. Сэндиджа по исследованию связи кинематики и металличности (общее содержание химических элементов тяжелее водорода и гелия) у старых звезд. На основе анализа движения и металличности всего у 221 звезды они обнаружили сильную корреляцию между эксцентриситетом галактических орбит и наблюдаемого ультрафиолетового избытка (который является индексом металличноста звезд). Звезды с наибольшим избытком (т.е. с наименьшим содержанием металлов) неизменно движутся по наиболее вытянутым орбитам, тогда как звезды с небольшим избытком или без него движутся по почти круговым орбитам. В итоге они первыми предположили, что Млечный Путь образовался из быстро сколлапсировавшегося газового облака. Эта модель эволюции Галактики дает только один из возможных сценариев. Еще одну точку зрения в 1978 г. выдвинули астрономы Л. Сирл и Р. Зинн из Калифорнии. Они заявили, что движение звезд гало исключительно по сильно вытянутым галактическим орбитам является следствием наблюдательной селекции и в гало имеются звезды с умеренными эксцентриситетами орбит. Кроме того, много очень малометалличных шаровых скоплений находится вблизи галактического центра. Все это противоречит сценарию быстрого коллапса протогалактики, поэтому Сирл и Зинн предположили, что Галактика формировалась путем постепенного поглощения (слияния) большого числа относительно небольших фрагментов.

Эта точка зрения получила дополнительное подтверждение, когда детальный анализ содержаний химических элементов в звездах галактического поля продемонстрировал аномальные содержания некоторых химических элементов у значительного количества малометалличных звезд гало, которое не удается объяснить в рамках гипотезы образования их из вещества единого протогалактического облака. Зато такой химический состав находит естественное объяснение в предположении, что эти звезды родились в изолированных протогалактических фрагментах или галактиках-спутниках, у которых теоретически могла быть иная химическая история. Другими словами, получается, что в малометалличном гало нашей Галактики сосуществуют два компонента: собственное гало, звезды которого генетически связаны с единым прото галактическим облаком, и аккрецированное гало, все объекты которого ведут свое происхождение от разрушенных в разное время приливными силами Галактики карликовых галактик-спутников.

Третий из рассматриваемых в настоящее время сценариев образования Галактики передоверяет основную роль темной материи, которая первой сформировала потенциальную яму. В эту яму постепенно натекли фрагменты, образовавшие Галактику. Согласно современной стандартной космологической модели  (Lambda-Cold Dark Matter), галактики растут по массе за счет слияний. Как правило, гало галактики формируется в результате нескольких крупных слияний, сопровождаемых множеством мелких слияний. Когда спутники сливаются с такой галактикой, как Млечный Путь, они лишаются своих звезд из-за приливных сил. Эти звезды следуют приблизительно по средней орбите своего прародителя, и это приводит к образованию потоков и оболочек. Но это все в теории, а каковы наблюдательные свидетельства?

КИНЕМАТИКА КАК ГЛАВНЫЙ ПОМОЩНИК В ПОИСКЕ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

За последние несколько лет наблюдательная астрономия дала нам несколько убедительных свидетельств того, что не все звезды, принадлежащие в настоящий момент нашей Галактике, образовались из единого протогалактического облака. Часть звездных объектов в разное время были ею захвачены из ближайших галактик-спутников. Эпоха аккреции изолированных протогалактических фрагментов и внегалактических объектов началась, по-видимому, на самых ранних этапах формирования Галактики и продолжается до сих пор. В частности, в 1994 г. европейские астрономы Р. Ибата, Г. Гилмор и М. Ирвин в журнале Nature опубликовали статью, где сообщили, что они обнаружили большую, протяженную группу звезд в созвездии Стрельца, движущуюся в направлении центра Галактики, которую они интерпретировали как принадлежащую карликовой галактике, находящуюся ближе к нашей собственной галактике, чем любая другая известная нам галактика. Они определили, что эта галактика сопоставима по размеру и светимости с самой крупной из восьми других карликовых сфероидальных галактик-спутников – системой Форнакс (от названия созвездия Печь) и предложили назвать ее карликовой галактикой Сагиттариус (от названия созвездия Стрелец, dSph Sgr). Галактика в Стрельце вытянута по на- правлению к плоскости Млечного Пути, откуда авторы предположили, что она
претерпевает разрушение приливными силами Галактики, прежде чем будет ею поглощена.

Изучение пространственных скоростей и вычисленных по ним галактических орбит показало, что с этой галактикой с высокой вероятностью ассоциируется около десятка шаровых скоплений. Элементы галактических орбит еще нескольких скоплений также указывают на то, что они были захвачены из различных галактик-спутников. Предположительно даже ω Cen, крупнейшее из известных шаровых скоплений Галактики, находящееся довольно близко к галактическому центру и имеющее ретроградную орбиту, в свое время было ядром карликовой галактики. Другими словами, даже не очень точные астрометрические данные для столь удаленных от Солнца объектов позволили с достаточной долей уверенности выявлять скопления, родившиеся за пределами Галактики и впоследствии захваченные ею.

КАК ИЩУТ ЗВЕЗДЫ ПОЛЯ И ШАРОВЫЕ СКОПЛЕНИЯ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКОГО ПРОИСХОЖДЕНИЯ

Шаровые звездные скопления являются одними из старейших объектов в Галактике и поэтому вызывают сильнейший интерес в связи возможностью понять с их помощью, как происходило формирование и ранняя эволюция Млечного Пути. До недавнего времени все шаровые скопления принято было считать типичными представителями собственного галактического гало, то есть образовавшимися из единого протогалактического облака на начальных этапах формирования Галактики. Однако впоследствии, как указано выше, было показано, что часть скоплений, скорее всего, попали в нашу Галактику из распавшихся галактик-спутников. Это открытие по времени примерно совпало с возникновением теории, согласно которой массивные галактики, подобные нашей, формируются на ранних этапах своей эволюции в результате непрерывной аккреции карликовых галактик.

Читать:  Сверхновые звезды

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. В частности, результаты численного моделирования 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.

Теория динамической эволюции предсказывает и неизбежную диссипацию скоплений в результате совместных действий звездно-звездных сближений, приливных разрушений и ударных взаимодействий с диском и балджем Галактики. И действительно, у всех скоплений, для которых удалось получить качественное оптическое изображение, обнаружились следы приливного взаимодействия с Галактикой в форме протяженных деформаций (приливных хвостов). Удалось даже оценить для скопления ω Cen, что в результате последнего прохождения через плоскость диска это скопление потеряло в виде звезд чуть меньше одного процента своей массы. В итоге, даже в ближайшей околосолнечной окрестности мы можем попытаться идентифицировать звезды внегалактического происхождения.

Широкополосные фотометрические исследования обнаружили много кинематически холодных (то есть с малым разбросом скоростей) потоков, вероятно, от шаровых скоплений, а также и более дисперсных потоков, вызванных карликовыми галактиками, например, Сагиттариус. Многие из этих потоков являются отдаленными, и их удалось выявить после тщательной фильтрации. К настоящему моменту несколько исследований близлежащего звездного гало выявили различные небольшие группы звезд, которые, вероятно, были аккрецированы вместе.

НОВАЯ ЭРА В ДИНАМИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ

В апреле 2018 г. в динамической астрономии наступила новая эра после появления в свободном доступе данных Gaia Data Release 2 (DR2) в результате работы миссии Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) – космический телескоп Европейского космического агентства, преемник проекта Hipparcos. ИСЗ был выведен на орбиту 19 декабря 2013 г. Предполагается, что с помощью Gaia будет составлена трехмерная карта части нашей Галактики с указанием координат, направления движения и спектрального класса около миллиарда звезд. Астрометрические данные: параллаксы и собственные движения – стали известны более чем для миллиарда звезд вплоть до 21m звездной величины с точностью (0,1-1,0) мсд (микросекунды дуги) и аналогичной неопределенностью собственных движений в мкс/год. Для шаровых скоплений собственные движения определены вообще с фантастической точностью – 0,05 мсд/год. Одновременно для нескольких миллионов звезд (вплоть до удаленных от Солнца до 1-3 кпк) дали возможность вычислить для них компоненты пространственных скоростей. В результате практически для всех известных в настоящее время шаровых скоплений удалось восстановить галактические орбиты.

Для выявления звезд поля и шаровых скоплений с общим происхождением по данным Gaia анализируются их динамические свойства, в частности, в пространстве интегралов движения. Так, группа из 13 зарубежных астрономов во главе с Макретом из Ливерпульского университета в 2018 г. проанализировали относительные содержания а-элементов и скоростей у нескольких десятков тысяч звезд в пределах 15 кпк от Солнца в выборке, составленной путем кросс-идентификации между каталогами SDSS-APOGEE DR14 и Gaia DR2. Они обнаружили, что у части металличных звезд отношения [α/Fe] ниже, чем у основной массы звезд поля. В итоге был сделан вывод о захвате на ранних этапах эволюции нашей Галактикой массивной галактики-спутника, в результате чего часть звезд поля, рожденных в этой галактике-спутнике, попали в нашу Галактику, а часть звезд уже образовавшегося тонкого диска при этом «разогрелась», сформировав подсистему толстого диска. К такому же выводу пришли и Нидерландские астрономы Амина Хелми с соавторами в статье, опубликованной в 2018 г. в журнале Nature. Они, по данным обзора APOGEE и Gaia DR2, а также в результате численного моделирования, показали, что во внутреннем гало преобладают обломки карликовой галактики более массивной, чем Малое Магелланово Облако, которую они назвали Гайя-Энцелад. Они продемонстрировали, что среди исследованных ими звездных объектов сотни лирид и более дюжины шаровых скоплений образовались в этой галактике. Причем слияние Млечного Пути с Гайя-Энцеладом, по их мнению, привело к динамическому «разогреву» предшественника толстого галактического диска и, следовательно, способствовало формированию этой подсистемы Галактики примерно 10 млрд лет назад. Однако обломки Гайя-Энцелада не единственная субструктура, присутствующая в окрестностях Солнца. В частности, солнечную область пересекают обнаруженные около 20 лет назад потоки Хелми. Более того, совсем недавно, по данным Gaia DR2 и DECaPS, были обнаружены свидетельства не одного, а двух захватов массивных галактик примерно 9-11 млрд лет назад.

В недавно опубликованной работе нидерландский астроном Хельмер Коппельман с соавторами из Италии и Соединенных Штатов на огромном наблюдательном материале подтвердили, что малометалличные звезды гало ([Fe/H] < -1,0) имеют больше ретроградных орбит, чем более богатые металлами звезды. Ретроградное гало содержит, по их мнению, смесь обломков таких объектов, как Гайя-Энцелад, Секвойя и даже химически определенный толстый диск. Секвойя, по-видимому, имеет меньший диапазон орбитальных энергий, чем предполагалось ранее, и ограничивается высокой энергией орбит. Секвойя сама по себе может быть небольшой галактикой, но поскольку она пересекается как в пространстве интегралов движения, так и в пространстве химического состава с менее связанными обломками Гайя-Энцелада, ее природа еще не может быть полностью определена. В ретроградном гало авторы обнаружили обломки еще одного небольшого объекта, который они назвали Тамнос. Звезды двух потоков Тамноса находятся на низко наклоненных, слегка эксцентричных ретроградных орбитах, движущихся со скоростью ≈ 150 км/с, и химически отличаются от других структур.

Исследование связи между шаровыми скоплениями и известными событиями слияния, которые пережил Млечный Путь, показывают, что около 40% шаровых скоплений, вероятно, сформировались на месте, то есть генетически связаны с единым протогалактическим облаком. Большая доля, 35%, по-видимому, связана с известными событиями слияния, в частности, с Гаей-Энцеладом (19%), карликовой галактикой Сагиттариус (5%), прародителем потоков Хелми (6%) и галактикой Секвойи (5%), хотя некоторая неопределенность сохраняется из-за степени перекрытия их динамических характеристик. Из оставшихся скоплений 16% связаны с низкоскоростной группой, в то время как остальные находятся на очень высоко поднимающихся над галактической плоскостью и сильно вытянутых орбитах, поэтому они имеют, скорее всего, гетерогенное происхождение.

Читать:  Достопримечательности туманности «Тарантул»

Проанализировав кинематические свойства ретроградных структур в Галактике, британский астроном Г. Мэйонг с соавторами решили, что эти структуры, скорее всего, являются остатками обломков родительской карликовой галактики Секвойи, а никак не потоками от шарового скопления Центавра, которое в свою очередь, является ядром этой галактики.

ВОЗРАСТЫ ШАРОВЫХ СКОПЛЕНИЙ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКОГО ПРОИСХОЖДЕНИЯ

Согласно современным представлениям, чем меньше масса эволюционирующей звездно-газовой системы, тем ниже в ней эффективность звездообразования. Одновременно в ней будет и медленнее идти обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами. В результате звезды одной и той же металличности в менее массивной системе будут моложе, чем в более массивной. Поэтому звездные объекты, родившиеся в разрушенных карликовых галактиках и принадлежащие в настоящее время Млечному Пути, должны быть моложе генетически связанных звезд поля аналогичной металличности. Проверить это можно, определив их возрасты. К сожалению, у одиночных звезд возрасты получаются с большой неопределенностью. Зато для большого количества звезд с одинаковыми возрастами и металличностью, то есть для шаровых скоплений, они получаются более надежно. Это связано с тем, что существуют методы, позволяющие определить светимости точек поворота их главных последовательностей на диаграмме «цвет – светимость» (положения которых на диаграмме зависят лишь от возраста и металличности) без учета межзвездного поглощения и покраснения. Поэтому анализ зависимости металличности от возраста скоплений оказался весьма информативным при идентификации тех из них, которые родились из межзвездного вещества, испытавшего отличную от вещества единого протогалактического облака химическую эволюцию. Разными авторами возрасты определены для 96 шаровых скоплений, которые европейские астрономы Дидерик Крашен с соавторами в 2019 г. привели в единую шкалу.

Из диаграммы видно, что в диапазоне [Fe/H] > -1,5 более низкие возрасты шаровых скоплений предположительно внегалактического происхождения однозначно свидетельствуют о том, что они образовались в менее массивных галактиках, в которых была меньшая эффективность звездообразования, чем в Млечном Пути. Менее металличные скопления все являются очень старыми, поэтому для таких скоплений возраст не может быть индикатором их природы.

КАК СОДЕРЖАНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ ПОМОГАЮТ ОПРЕДЕЛЯТЬ ПРИРОДУ ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТОВ

Поскольку генетически связанные с единым протогалактическим облаком и аккрецированные шаровые скопления образовывались из межзвездного вещества, испытавшего различные истории химической эволюции, можно ожидать, что относительные содержания химических элементов в скоплениях разной природы окажутся различными. Долгое время полагали, что образование всех звезд в каждом скоплении происходило одновременно, и поэтому содержания всех химических элементов в их звездах должны соответствовать содержаниям в первичных протооблаках этих скоплений. Но потом выяснили, что во всех скоплениях происходило самообогащение, что изменяло содержания некоторых химических элементов. Известно, что по крайней мере в двух самых массивных скоплениях, ω Cen и М54, происходило даже обогащение элементами, выброшенными вспышками сверхновых, приведшее к образованию в них более молодого населения звезд с более высоким содержанием элементов группы железа.

Но сверхмассивных скоплений немного, тогда как в остальных искажены в основном содержания только тех химических элементов, которые участвуют в реакциях протонных захватов, происходящих в гидростатических процессах горения гелия в центре или в слоевых источниках гигантов асимптотической ветви с массами менее 8М. Главным образом эти процессы уменьшили в таких звездах относительные содержания первичных α-элементов (кислорода и в меньшей степени магния) и увеличили – натрия и алюминия. При сбросе оболочки такой звездой на более поздних стадиях эволюции эти элементы попадают в межзвездную среду скопления, в итоге новые поколения звезд в нем оказываются с измененным химическим составом. Средние содержания остальных химических элементов в звездах скоплений остались практически первичными. Это позволяет нам использовать их для восстановления эволюции Галактики на ранних этапах ее формирования.

Относительные содержания химических элементов в атмосферах маломассивных звезд главной последовательности можно использовать для оценки параметров начальной функции масс, скорости звездообразования, а также в качестве временной шкалы химически эволюционирующей системы. Действительно, согласно современным представлениям все химические элементы тяжелее бора образовались в реакциях ядерного нуклеосинтеза в звездах разных масс. Отсюда следует, что количество атомов тяжелых элементов будет с неизбежностью увеличиваться в процессе эволюции Галактики, а отношение числа атомов тяжелых элементов к числу атомов водорода в атмосферах непроэволюционировавших звезд (т.е. их полная металличность) должно служить индикатором их возраста.

Наряду с полной металличностью в качестве химического индикатора возраста звезд оказалось удобно использовать и относительные содержания в них различных химических элементов, поскольку возникновение большинства элементов может быть довольно надежно приписано тому или иному процессу нуклеосинтеза в звездах определенных масс, эволюционирующих за теоретически определяемое время. Согласно сценарию, предложенному новозеландским астрономом Беатрис Тинсли в 1979 г., самые малометалличные звезды, наблюдаемые в настоящее время, образовались из межзвездной среды, обогащенной элементами, выброшенными массивными звездами (М > 8М), находящимися на стадии асимптотической ветви гигантов, и элементами, образовавшимися в процессе их последующей вспышки в виде сверхновой II типа. В частности, массивные сверхновые звезды SNe II являются основными поставщиками в межзвездную среду элементов α-захвата, r-процесса и небольшого количества элементов группы железа. Основная же масса элементов группы железа синтезируется в звездах меньших масс (М = 4-8 М) как результат аккреции вещества на углеродно-кислородный белый карлик в тесных двойных системах, взрывающихся вследствие этого как SNe la. Производство α-элементов происходит за более короткое время, чем железа, что обусловлено разницей во временах эволюции сверхновых типа II (≈30 млн лет) и Ia (≈0,5-1,5 млрд лет). Поскольку вклад SNe la в синтез элементов группы железа существенно больше, чем вклад в синтез а-элементов, то отношение [α/Fe] будет убывать в Галактике по мере обогащения межзвездной среды остатками этих сверхновых. Таким образом, к тому моменту, когда величина [α/Fe] начнет уменьшаться, пройдет, по меньшей мере, 1 млрд лет после начальной вспышки звездообразования.

Чем больше скорость звездообразования в системе, тем при большем значении металличности будет наблюдаться «излом» зависимости [α/Fe] – [Fe/H] из-за наступления эпохи вспышек SNe Ia и обогащения их выбросами межзвездной среды. (Как следствие, расположение излома также зависит от общей массы системы: чем меньше масса системы, тем ниже значение [Fe/H], при котором начинается уменьшение [α/Fe].) Причем, дальнейшее уменьшение отношения [α/Fe] с увеличением общей металличности будет тем круче, чем меньше скорость звездообразования в системе. И если звездообразование в системе вообще приостановится, то пропадет источник α-элементов (то есть сверхновые типа II) и только SNe Ia будут обогащать межзвездную среду элементами группы железа, поэтому отношение [α/Fe] уменьшится внезапно.

Читать:  Темные туманности

АНАЛИЗ СОДЕРЖАНИИ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЕЗДНЫХ ОБЪЕКТАХ

Итальянский астроном А. Муччиарелли с соавторами в 2017 г. для 235 выделенных ими звезд ядра разрушаемой в настоящее время карликовой галактики Сагиттариус (Sgr) построили и проанализировали зависимость [Mg, Ca/Fe] от [Fe/Н]. Они нашли, что в малометалличном диапазоне ([Fe/H] < -1,0) последовательность звезд из этой галактики совпадает с последовательностью звезд поля Галактики, а при большей металличности она лежит несколько ниже, чем у звезд поля. Причем авторы отмечают, что в области [Fe/H] > -1,0 зависимость относительных содержаний а-элементов от металличности в галактике Сагиттариус очень похожа на ту, которая наблюдается у звезд самого массивного спутника Галактики – Большого Магелланова Облака. Это, по их мнению, предполагает и у галактики Сагиттариус также большую массу. И действительно, моделирование кинематики приливного хвоста звезд галактики Сагиттариус показало, что для того, чтобы воспроизвести дисперсию скоростей в потоке от этой галактики, масса ее темного гало должна быть М = 6 • 10 в 10 степени М☉. Муччиарелли с соавторами удалось воспроизвести наблюдаемые химические закономерности в родительской карликовой галактике Сагиттариус в модели, подразумевающей именно такую большую ее начальную массу и значительную ее потерю несколько миллиардов лет назад в период, начиная с первого ее пересечения перицентра нашей Галактики.

Галактика Сагиттариус является первой обнаруженной захваченной галактикой-спутником. Однако исторически она оказывается последней, то есть аккрецируемой в настоящее время, а не в далеком прошлом. Выше мы уже упоминали об обнаружении обломков карликовой галактики-спутника – Гайя-Энцелада. В этом году британский астроном Г. Мэйонг с соавторами, по данным Gaia DR2 and DECaPS, уточнили, что это обломки не одной, а двух массивных галактик Сосиски Гайя и Секвойи. (Неблагозвучное название «Сосиска» галактика получила благодаря тому, что все звездные объекты, которые ей приписывают, обладают в основном сильно вытянутыми в вертикальной плоскости относительно галактического диска орбитами, и поэтому на кинематической диаграмме принадлежащие ей звезды образуют тонкую вытянутую структуру.) Сосиска Гайя (корректнее сказать, что это Гайя-Энцелад в несколько урезанном виде) является главным аккрецированнным событием, которое построило звездное гало галактики Млечный Путь. Поэтому в дальнейшем будем называть ее Гайя-Энцелад. Событие Секвойи обеспечило основную массу высокоэнергичных ретроградных звезд в звездном гало. Ей также принадлежало и недавно обнаруженное шаровое скопление FSR1758, которое является вторым по величине в этой галактике, после центрального скопления Омега Центавра. Этой галактике принадлежали в прошлом еще пять шаровых скоплений, а также несколько ретроградных структур. Звездная масса в Галактике Секвойя составляет 5 • 10 в 7 степени М☉ в то время как общая масса составляет 10 в 10 степени М☉. Хотя Секвойя явно менее массивна, чем Гайя-Энцелад, она имеет ярко выраженные химодинамические свойства. Сильно ретроградные звезды Секвойи имеют типичный эксцентриситет 0,6, тогда как Энцеладовские звезды не имеют четкого чистого вращения и движутся по преимущественно радиальным орбитам. В среднем звезды Секвойи имеют меньшую металличность на 0,3 dex по сравнению с Гайя-Энцеладом. Анализ показывает, что галактики Гайя-Энцелад и Секвойя могли быть захвачены и аккрецированы в сопоставимые эпохи.

В первом объявлении об открытии Гайя-Энцелада Хэлми с соавторами (2018) обломкам этой галактики приписали широкий диапазон азимутальных угловых моментов звезд (-1500 < Lz < 150) кпк км/с. Представление о двух захваченных объектах хорошо согласуется с работой Макрета с коллегами 2019 г., где звезды гало разделены по эксцентриситету и показано, что группы с низким и высоким эксцентриситетом имеют разные коэффициенты обилия и, вероятно, разное происхождение. Для группы с низким эксцентриситетом, эти авторы предположили, что они, вероятно, будут смесью звезд in situ (то есть генетически связанных с единым галактическим облаком), а также звезд из нескольких более мелких аккрецированных объектов, которые включают обломки Секвойи.

Рисунок демонстрирует более низкие относительные содержания магния в звездах с эксцентричными орбитами, а также изменение наклона этой полосы при [Fe/H] = -1,3. Эта особенность обусловлена началом обогащения железом с помощью SNe la. Величина [Fe/H], при которой происходит изменение наклона, в первую очередь связана с эффективностью звездообразования и дополнительно зависит от скорости притока и оттока газа его материнской галактики. Отсюда следует, что она также должна быть функцией массы родительской галактики, которая регулирует плотность газа и приток/отток газа. В итоге, авторы оценили, что масса прародителя этой популяции с высоким эксцентриситетом была где-то около 10 в 8 степени М☉.

ЗВЕЗДЫ ВНЕГАЛАКТИЧЕСКОГО ПРОИСХОЖДЕНИЯ В ОКРЕСТНОСТЯХ СОЛНЦА

Пятнадцать лет назад автор вместе со своей ученицей Татьяной Борковой на основе составленного нами сводного каталога спектроскопических определений содержаний железа и четырех альфа-элементов в близких звездах поля исследовали для них зависимости [a/Fe] от [Fe/Н]. При этом все звезды мы разделили на две группы: генетически связанные с единым протогалактическим облаком и предположительно аккрецированные, выделив последние по полной остаточной скорости относительно локального центроида Солнца – Vост > 240 км/с. Все эти звезды находятся на ретроградных орбитах, а это считается убедительным свидетельством в пользу их внегалактического происхождения. Более половины звезд составленного каталога, содержащего почти 900 звезд, можно увидеть даже в небольшой бинокль, а часть из них даже простым глазом. То есть даже просто взглянув на небо невооруженным глазом можно увидеть на нем звезды, попавшие к нам из других галактик.

Пожалуй, наиболее ярким представителем внегалактических пришельцев можно назвать самую яркую звезду из созвездия Волопаса – Арктур. Эта звезда дала свое название одноименному потоку звезд, движущемуся относительно Солнца со скоростью 122 км/с. Хотя орбита Арктура не ретроградная, но высокая скорость и при солнечном возрасте значительно меньшее содержание в нем тяжелых элементов с высокой вероятностью свидетельствуют о его необычном происхождении. Другим ярким объектом является Омега Центавра – ярчайшее шаровое скопление Галактики, бывший центральный объект распавшейся карликовой галактики-спутника Секвойи.

Подписывайтесь на наши каналы в Яндекс Дзен и Телеграмм
Подписаться
Уведомление о
guest
1 Комментарий
старее
новее большинство голосов
Inline Feedbacks
View all comments
Игорь
Игорь
3 месяцев назад

Если вся материя вселенной распадется на чистую энергию, то космическое пространство вернётся в свое первородное состояние, когда по не известным причинам началась концентрация рассеянной  энергии (как отдалённый аналог, в первом приближении, появления тумана, а затем росы из воздуха), ну и дальше как по протоколу, сжатие и взрыв. Темная энергия это производная от физического вакуума, образовавшаяся в результате концентрации энергии космического пространства, не израсходованная во время взрыва. Она окружала зону взрыва и была по объёму в тысячи раз зоны взрыва и способствовала торможению продуктов БВ. Фрагменты взорвавшегося  вещества, попали в плотное поле тёмной энергии окружающей зону взрыва (по объему в тысячи раз больше вещества) и вступили во взаимодействие… Подробнее »

Loading Posts...