Каково распределение звезд населения I и II в галактике Млечный Путь?

На этот вопрос трудно ответить однозначно, потому что старая бимодальная классификация популяций I и II в наши дни более тонкая — например, тонкий диск, толстый диск, популяция балджа и т. д. Однако, если вы определяете популяцию II как те звезды, которые родились в первый миллиард лет эволюции нашей Галактики, то следующий грубый расчет дает представление о пропорциях.

Предположим, что все звезды рождаются в соответствии с функцией масс Солпитера.$n(M) = A M^{-2.3}$, где$M$находится в солнечных единицах и$A$является некоторой константой. Предположим, что минимальная масса равна 0,1, а максимальная — 100. [Нет убедительных доказательств начальных вариаций функции массы в нашем галактическом населении. Доступны и другие функции масс, но их использование немного сложнее и не изменит результат, кроме других неопределенностей, о которых я упомяну.]

Предположим, что скорость звездообразования$\Phi(t)$был равномерным и начался примерно 12 миллиардов лет назад. Это сложнее обосновать. Вполне вероятно, что в начале эволюции Галактики скорость звездообразования была намного выше — об этом предположении я расскажу в конце. Скорость звездообразования равна$\Phi(t)=C$в единицах звезд в год. Предположим, что мы рассматриваем только звезды главной последовательности и что звезды проводят незначительную часть своей жизни за пределами главной последовательности (опять же, это не совсем правильно, но здесь сойдет). Предположим, что время жизни главной последовательности определяется выражением$10^{10} M^{-2.5}$лет, где$M$находится в солнечных единицах. Не обращайте внимания на белых карликов.

Количество звезд на единицу массы, образовавшихся к тому времени$t$

$$N(M) = \int^{t}_0 C n(M)\ dt = CAM^{-2.3}t$$ Но если звезда родилась в $t$, то он жил бы и умер, если бы $t < 1.2\times10^{10} - 10^{10}M^{-2.5}$. При равномерной скорости звездообразования доля звезд с массой $M$которые все еще живы в то время $t$, $f(t) = (5/6)M^{-2.5}$.

Так что, если Галактике 12 миллиардов лет, только звезды с$M<0.93$те, кто родился в самом начале, все еще живы. Кроме того, все звезды эстрады II с$M>0.96M_{\odot}$умер. Эти два предела настолько близки, что мы предположим, что между этими массами находится ничтожно малое количество звезд.

Для поп-звезд I и Pop II с$M<0.93$, соотношение звезд Pop II/Pop I — это просто соотношение временных масштабов их образования, потому что все, кто родился, все еще живы, т.е.$N_{II}/N_{I} = 10^{9}/1.1\times10^{10} = 0.09$а общее количество звезд равно

$$N(<0.93) = 1.2\times10^{10}CA \int_{0.1}^{0.93} M^{-2.3}\ dM = 1.74\times10^{11}CA$$

Теперь вы, возможно, подумали, что это число было верхним пределом, потому что, конечно, вы должны добавить к населению, которое я насчитываю, все звезды с$M>0.96$которые родились в прошлом и еще не умерли. Ну получается, что цифра маленькая . Для звезд эстрады с$M>0.96$:

$${N_{I}} = \int_{0.96}^{100} 10^{10} CAM^{-2.3}\frac{5}{6}M^{-2.5}\ dM = 3.1\times10^{9}CA$$ Даже если не учитывать время жизни звезд, число звезд с $M>1$является $7.7\times10^{9} CA$.

Конечным результатом является то, что$N_{II}/N_{I} \sim 0.09$. Точнее, будет

$$N_{II}/N_{I} \simeq \frac{\int_{\tau_{II}} \Phi_{II}(t)\ dt}{\int_{\tau_{I}} \Phi_{I}(t) \ dt},$$ где $\tau_{I}$и $\tau_{II}$представляют периоды, в течение которых типы звезд рождались и $\Phi(t)$скорость звездообразования в то время.

Насколько чувствителен расчет к изменениям$\Phi$? Вполне вероятно, что скорость звездообразования в ранней Галактике была намного выше. Что ж, если бы скорость звездообразования была выше, то на раннем этапе образовалось бы больше звезд с большой массой, и они бы быстрее обогатили межзвездную среду. Как только межзвездная среда богата металлами, звезды с низким содержанием металлов не могут образовываться. Так что будет компромисс (хотя, вероятно, не точный).$\Phi$могло быть больше, но тогда$\tau_{II}$было бы меньше.

Очень трудно точно установить это число с помощью наблюдений, потому что пространственное распределение двух популяций очень различно, и мы не можем напрямую определить возраст звезд, глядя на них. Звезды населения II более сферически распределены по Галактике, в то время как звезды населения I сосредоточены в галактической плоскости, где находится Солнце. Тем не менее, выпуклые звезды, хотя и богаты металлами, также, вероятно, очень стары — так что вы включаете их? Существует также промежуточная популяция «толстого диска» с промежуточной металличностью, которая, вероятно, сформировалась более чем на 2-3 миллиарда лет раньше.

Таким образом, когда мы смотрим вокруг, то видим, что среди близлежащих звезд преобладают звезды Поп-1 примерно в соотношении 200:1 (здесь мое определение состоит в том, что звезды Поп-2 бедны металлами; мы не можем определить возраст звезды, просто взглянув на нее! ). Экстраполяция этого с использованием оценок распределения плотности звезд с низким содержанием металлов предполагает, что население гало II составляет лишь несколько процентов звездной массы Галактики.. В свою очередь, это говорит о том, что эпоха формирования звезд населения II длилась намного меньше 1 миллиарда лет. Я пытаюсь немного точнее определить это число, но интерпретация путается из-за того, что классифицируется как Поп II, какое используется ограничение металличности, а также из-за возможности того, что гало нашей Галактики может включать население из-за числа событий слияния и аккреции, не все из которых бедны металлами. Наконец, есть вопрос о выпуклости. Здесь находится примерно 20-25% звездной массы, и она, вероятно, образовалась быстро (около миллиарда лет) в начале Галактики. По причинам, которые я обсуждал выше, такой период интенсивного звездообразования означает, что межзвездная среда была обогащена, и большинство звезд балджа имеют высокую металличность.