在Ferrini(1994年)工作的基础上,也就是说薄盘的形成和演化与晕没有直接关系,而与厚盘紧密相关,即星系演化经历了3个阶段:晕、厚盘和薄盘.由于三成份多分量模型可以比其他模型给出更多的有关星系演化方面的信息,因此它可在星系演化研究方面发挥更加重要的作用.利用星系化学演化的三成份模型,Travaglio(1999年)较详细地研究了中子俘获元素的星系化学演化.虽然取得了重要的成果,但Pardi(1995年)的星系化学演化的三成份模型只考虑了:

三成份金属丰度特征量;

场星的年龄 金属丰度关系;

[O/Fe][Fe/H]化学演化;

太阳附近G矮星金属丰度分布等约束条件.

由于三成份多分量模型含较多可调参数,因此需要较多的观测结果加以约束.

本文中,笔者在利用Pardi(1995年)的三分量多成份模型基础上,进一步考虑质量面密度、超新星爆发率、内落速率、恒星形成率和各分区质量比等约束条件,使三成份多分量星系化学演化模型更加完善.又利用约束模型对α-族元素(O,Mg,Si,S和Ca)的化学演化进行了计算,得出了这些元素的丰度随金属丰度的变化规律,并将计算结果与观测结果进行了比较.

星系化学演化的主要任务是重现观测到的星系中恒星与气体的元素丰度分布图像,它是研究星系形成和演化的重要手段.近几年来,星系化学演化研究越来越显示出其重要性和活跃性[4,5,6,7,8,9],并开始逐渐深入到星系形成和演化研究的许多方面.所采用模型取自文献。

化学演化的基本方程可以写成

ds1,jdt=H1,jcj2+a1,jcjs2,j−D1,j,

ds2,jdt=H2,jcj2+a2,jcjs2,j−D2,j,

dgjdt=−μjgjn+aj′cjs2,j+Hj′cj2+Fj+Wj,

dcjdt=μjgjn−(a1,j+a2,j+aj′)cjs2,j−(H1,j+H2,j+Hj′)cj2,

drjdt=D1,j+D2,j−Wj,

dXi,jdt=(Wi,j−Xi,jWj+Kj)/(gj+cj).

ds1,jdt=Η1,jcj2+a1,jcjs2,j-D1,j,

ds2,jdt=Η2,jcj2+a2,jcjs2,j-D2,j,

dgjdt=-μjgjn+aj′cjs2,j+Ηj′cj2+Fj+Wj,

dcjdt=μjgjn-(a1,j+a2,j+aj′)cjs2,j-(Η1,j+Η2,j+Ηj′)cj2,

drjdt=D1,j+D2,j-Wj,

dXi,jdt=(Wi,j-Xi,jWj+Κj)/(gj+cj).

其中下标j指每个分区,即j=H指晕,j=T为厚盘,j=D为薄盘;下表1,2分别指小质量星s1和大质量s2星,即s1:mmin<m≤m′;s2:m′<m≤mmax,其中mmin,m′和mmax分别取0.1M⊙,4M⊙和100M⊙;Fj代表内落或外流速率;Kj代表每个分区内落物质中的某种元素i的质量.取三分量的总的质量面密度为70M⊙/pc2[9],星系的年龄为14 Ga.

(2)式分别表示各成份(即晕、厚盘、薄盘)中小质量星、大质量星质量的变化是由分子云间的作用(H1,2;jcj2)、分子云与大质量星的作用(a1,2;jcjs2,j)和恒星死亡(D1,2;j(t))引起的.

(3)式表示气体质量面密度的变化由以下几部分引起:分子云间(Hj′cj2)、分子云和大质量星的作用(aj′cjs2,j)使星际气体增加;星际气体的冷却、坍缩形成分子云(-μjgjn),引起气体质量面密度的减少(本文中,笔者取n=1.5);恒星演化到晚期通过星风和超新星爆发将一部分气体抛回到星际介质(Wj(t));由气体内落或外流(Fj)引起的气体质量变化.

(4)式中各项的物理意义与(3)式中的基本相同.

(5)式表示恒星演化结束后剩余物质量的变化.

(6)式表示星际介质中元素丰度的变化.方程中恒星死亡率D1,2;j和气体质量返还率Wj为D1,j(t)=∫m′mminϕ(m)′Ψj(t−τm)dm;

D2,j(t)=∫mmaxm′ϕ(m)′Ψj(t−τm)dm;

Wj(t)==∫mmaxml(t−τm)[∑iQji(m)]ϕ(m)Ψ(t−τm)dm.

(7)D1,j(t)=∫mminm′ϕ(m)′Ψj(t-τm)dm;

D2,j(t)=∫m′mmaxϕ(m)′Ψj(t-τm)dm;

Wj(t)==∫ml(t-τm)mmax[∑iQji(m)]ϕ(m)Ψ(t-τm)dm.}

Ψ(t)为恒星形成速率,τ为恒星寿命,Qji为元素转换矩阵.参数H1,2,j,a1,2,j,aj′,Hj′,fj,μj的选取依赖于IMF和观测约束.

α-元素是指一些核电核数为偶数的元素的简称,包括:16O,20Ne,24Mg,28Si,32S,36Ar,40Ca.这些核素在C,O燃烧时通过俘获α粒子产生.银河系中与太阳系金属丰度有关的贫金属星的α?元素丰度增加规律首先由Aller & Greenstein(1960年)所探讨,随后Clegg(1981年),Francois(1986年),Francois(1987年),Francois(1988年),Magain(1989年),Zhao & Magain等给出了相似的结果.1993年,Edverdsson给出了189颗光谱为F和G的矮星的α?元素的丰度, 得出在[Fe/H]>-1 dex时,[α/Fe]随着[Fe/H]的增加而减少.

图1～5给出了O,Mg,Si,S,Ca相对Fe的丰度随[Fe/H]的变化.由于这些元素的化学演化图像大致相同,他们可能产生于同一个天体物理环境中.即:α?元素主要产生于短寿命的大质量星死亡后的SNⅡ爆炸,中等质量星和小质量星在计算中几乎不产生α?元素和Fe,因此,当这些星爆发对星际介质贡献时,[α/Fe]随[Fe/H]的变化平缓;但随着金属丰度的增加,有较长寿命的SNⅠa的前身星死亡后能产生重要的元素Fe.这些超新星爆炸后,把大量的Fe抛洒到星际介质,引起了[α/Fe]的降低.因此,在星系化学演化整个阶段,丰度比率[α/Fe]反映了SNⅡ,SNⅠa对星际介质的贡献多少,化学演化结果能很好地解释这一趋势.

1981年,Clegg研究了20颗光谱为F和G的主序星的S丰度,得出:这些星平均的[S/Fe]≈0.1dex,但有较大的丰度偏差为0.12?dex.此后,Francois(1987年,1988年)使用高清晰度(R≈80 000),低噪声(S/N≈100),波长为869.3和869.4?nm的SiⅠ的光电光谱,观测了范围是-1.6?dex≤[Fe/H]≤0.2dex的恒星,结果是在晕中的恒星的平均[S/Fe]≈0.6dex.虽然在低的[Fe/H],只有极少量的S丰度观测资料与理论预言对比,但Francois的观测资料,却充分提供了在[Fe/H]=-1?dex附近或[Fe/H]<-1?dex时,[S/Fe]随[Fe/H]的演化趋势,即:[α/Fe]随着[Fe/H]的增加而减少.

1989年,Lambert指出:晕中恒星的平均[S/Fe]应该降低0.2?dex.如果是这样,可以看出计算结果将会符合得更好.此后1990年,Zhao测定了20颗南半球矮星的Ca丰度,这些星的金属丰度范围是:-3?dex≤[Fe/H]≤1.4?dex,得出这些星的平均的[Ca/Fe]≈0.41?dex.

1993年,Edverdsson使用高清晰度(R≈60 000),低噪声(S/N≈200)的光电二极管和波长为871.2和871.7?nm的MgⅠ数字光谱,确定了189颗光谱为F和G的矮星的Mg丰度,他们的测量结果是:当[Fe/H]=-1.0?dex时,[Mg/Fe]≈0.5?dex,然后随[Fe/H]快速下降,在[Fe/H]=0?dex时接近到太阳系丰度;同时用波长为614.5,780.0,873.5?nm的SiⅠ光谱确定Si的丰度得出:[Fe/H]=-1.0?dex时,[Si/Fe]≈0.25?dex;在[Fe/H]=-0.1?dex时,接近太阳值;用波长为586.7和616.6?nm的CaⅠ确定Ca的丰度.在-1?dex≤[Fe/H]≤0.2?dex范围内,结果是当[Fe/H]=-1.0?dex时,[Ca/Fe]≈0.25?dex;在[Fe/H]=-0.2?dex时,接近太阳值.对比可知所有的计算结果都与观测符合得很好.

那么证据何在呢?当光在任意两个星系之间传播时,光到达时比开始运行时更红一些(即红移现象——译者).在观察者看来,输入光的波长拉长了,波峰之间的距离也变长了。这一现象只有当星系正在相互离开时,才能得到解释。

恒星距离地球越远,接受到它的光谱就越是有规律的发红,这正是哈勃所注意到的。从地球的角度看,这些恒星正在按他们各自与地球的距离成正比的速度退缩。如果目前各星系正在相互拉大距离,那么过去它们一定比目前更接近一些。根据它们现在的扩张率推断,一百亿到二百亿年前,这些星系一定是完全结合在一起的。其实,初期的星系分离速度比现在快得多。因为不论促使宇宙物质向外爆炸的初动力是什么,从一开始,重力的吸引力就对冲力起着拖拽的作用,逐渐地使扩张缓慢下来。许多科学家推算,大约在一百五十亿年前,整个宇宙处于爆炸性的急剧膨胀之中.这种宇宙的爆发就是我们通常所说的大爆炸。

在原始阶段,宇宙压缩得十分紧密。挤压的结果使其温度远远超过今天最炽热的恒星的中心部分。在爆炸后的第一秒钟内,宇宙的温度高达摄氏一百亿度。这样的高温,连原子核都要被击毁。物理学家利用数学模式和原子加速器推算出了在宇宙形成的最初那一瞬间所发生的亚原子形成详细过程。

紧接在这一瞬间之后的是一个温度相应较低的阶段(从大爆炸后的第一秒钟到三分钟之间)。在这一阶段中所发生的某些核反应留下了一些残迹。直到今天,还有一些原始的氦和氚遗留下来。除此之外,还有逐渐衰减的原始高温——即贝尔实验室的研究人员所发现的微波辐射。

人们一般把大爆炸误解为一大堆物质在先于其存在的虚空中突然炸开。这种看法意味着宇宙有一个明确的、较为密集的中心和较分散的、不断扩大的周边。甚至有一个可以观察得到的“边缘”。在这个边缘之外,虚无的空间可以无限止的扩张。这种关于宇宙的描述尽管广为流传,但在两个方面却有着严重的错误。

首先,不应该把星系看成是匆匆通过空间的,而应看成是裹在一个膨胀的空间之中的,就象受到烘烤后慢慢膨胀的果子面包中的小葡萄干似的。爆炸的正是空间本身.第二,目前尚无证据证实宇宙有一个唯一的中心或边缘.以我们的望远镜所能观察到的来看,星系的分布是令人惊奇地一致。一个观察者站在这些星系中的任何一个上面,他将会看到一幅与他在地球上看到的一模一样的宇宙图.这既表明宇宙在体积上是无限的,其中均匀地分布着无限的星系;而且,更为奇怪的是,它同时又表明,空间在体积上是有限的,但却没有边缘或界限。

这后一种可能性含蓄地表达在爱因斯坦的“弯曲空间”概念中.一般人可能很高兴接受地球表面的面积是有限而没有边缘和界限这种概念。因为这样一来,人们就可以周游世界各地而不会从某个边缘掉下去。同样,空间(逐渐扩张的)体积也可能是有限的。因此,原则上讲,一个搭车到各星系巡回的人很可能周游宇宙各地而不会碰到一处边界。如果有一位宇航的麦哲伦沿着一条直线离开地球进行环宇航行的话,他一定会从地球的另一面返回。

利用银河系化学演化的三成份模型,进一步考查了超新星爆发率、内落速率、质量面密度、恒星形成率和各分区质量比等约束条件的限制.从计算结果与观测值的比较可以看出,三成份多分量模型确实可以与绝大多数观测约束条件相符合,比较真实地反映星系演化过程是一个比较好的星系化学演化模型,由此可以更加深入地研究各种元素丰度的星系化学演化.

对于厚盘,模型预言的贫金属星的数目大于观测结果,这可能由于:1) 厚盘与晕之间相互耦合,联系紧密,不易区分,并且这些贫金属恒星较暗,很难得到一个较完备的观测样本.2) 由于化学增丰强烈依赖于初始质量函数IMF,然而由于至今为止对IMF的研究存在诸多不确定的因素,采用不同的初始质量函数IMF结果可能有所不同,可能应进一步考虑初始质量函数IMF随时间变化的情况,因此厚盘中的G矮星问题不是模型缺陷.

另外,利用该模型,得到α?元素(O,Mg,Si,S和Ca)的丰度分布随金属丰度的变化规律,并将计算结果与观测结果进行比较.由计算结果可见,所采用模型能够重现太阳附近区域的一系列观测特征,说明所采用的星系化学演化模型是合理的.理论计算得出:大质量星SNⅡ超新星的爆炸产生α?元素还有一些Fe元素,中等质量星和小质量星在计算中不产生α?元素和Fe;SNⅠa超新星产生大量的Fe.丰度比率[α/Fe]反映了SNⅡ,SNⅠa对星际介质的贡献多少.计算结果很好地符合了这些观测趋势,说明所采用的计算方法是合理的.

由于三成份多分量模型可以比其他模型给出更多的有关星系演化方面的信息,因此它将在星系演化研究方面发挥更加重要的作用;但是,目前星系化学演化模型以及恒星核合成产量仍具有较大的不定性.如Woosley & Weaver 1995年和Nomoto 1997年曾先后给出不同物理条件下,各种质量SNⅡ超新星爆炸下元素的核合成的产量.为更深入研究元素星系化学演化历史和真实图像,需要更多、更精确的元素丰度观测资料,以精确地确定SNⅡ,SNⅠa对元素核合成的产量的贡献,特别是对α?族、铁峰元素丰度的观测.随着恒星丰度观测资料的增多和精度的提高,对元素丰度分布及星系化学演化的研究将进入一个新的阶段。