О динамике цвета галактик

[atandakil_gunze]

О том, что молодые галактики (или области звездообразования) являются голубыми, а более старые - красными, я рассказывал. И рассказывал, почему - в процессе и сразу после завершения звездообразования в галактике или области звездообразования содержатся (в количестве, определенном начальной функцией масс https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/42934.html) голубые звезды большой массы, пусть даже в незначительном количестве, а их светимость сравнительно с желтыми и красными звездами средних и малых масс непропорционально велика, так что именно они определяют, в основном, цвет (и задают светимость) галактики или области звездообразования.
Однако массивные звезды живут недолго (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4719.html - ориентировочная зависимость продолжительность жизни звезды на главной последовательности от ее массы) - и спустя какое-то время, по мере того, как они гибнут, взрываются сверхновыми, из их остатков рождаются другие звезды и так далее - словом, по мере эволюции региона, доля массивных звезд в нем падает все сильнее и, соответственно, он становится все более красным. Потом наступает черед менее массивных звезд белых, бело-желтых, потом, спустя миллиарды лет - еще менее массивных, желтых - и регион постаревших (в среднем) звезд краснеет все больше и больше, пока спустя десяток миллиардов лет в нем не остаются лишь красно-оранжевые и красные звезды.

Я как-то упомянул, что этот процесс зависит еще и от металличности звезд (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5209.html) поскольку скорость эволюции и продолжительность жизни звезды зависит не только от ее массы, но и от содержания в ней элементов тяжелее гелия (металлов).

А теперь я решил привести несколько числовых данных, которые показывают, с какой скоростью краснеет галактика (или ее область) с течением времени в зависимости от металличности ее звезд. Покраснение измеряется стандартным образом - величиной интегральных показателей цвета U-B и B-V, о которых шла речь здесь: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/3650.html

Итак, для металличности исходных звезд в 20% солнечной скорость покраснения (при стандартной IMF) равна:
 

Спустя миллиард лет	U-B=0,10, B-V=0,41
Спустя два миллиарда лет	U-B=0,15, B-V=0,64
Спустя три миллиарда лет	U-B=0,17, B-V=0,74
Спустя пять миллиардов лет	U-B=0,18, B-V=0,77
Спустя семь миллиардов лет	U-B=0,20, B-V=0,81
Спустя девять миллиардов лет	U-B=0,22, B-V=0,83
Спустя одиннадцать миллиардов лет	U-B=0,24, B-V=0,85
Спустя тринадцать миллиардов лет	U-B=0,26, B-V=0,86

 

 

Спустя пятнадцать миллиардов лет

U-B=0,26, B-V=0,86

Разумеется, последние величины - сугубо расчетные, ибо пока в мире еще ни разу не проходило пятнадцати миллиардов лет 

Для металличности исходных звезд, равной солнечной, скорость покраснения равна:

Спустя миллиард лет	U-B=0,21, B-V=0,59
Спустя два миллиарда лет	U-B=0,28, B-V=0,80
Спустя три миллиарда лет	U-B=0,40, B-V=0,89
Спустя пять миллиардов лет	U-B=0,45, B-V=0,93
Спустя семь миллиардов лет	U-B=0,48, B-V=0,95
Спустя девять миллиардов лет	U-B=0,54, B-V=0,98
Спустя одиннадцать миллиардов лет	U-B=0,59, B-V=1,00
Спустя тринадцать миллиардов лет	U-B=0,64, B-V=1,02

 

 

Спустя пятнадцать миллиардов лет

U-B=0,69, B-V=1,04

Для металличности 2,5 от солнечной (то есть, звезд четвертого, пятого и более поздних поколений, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5020.html

Спустя миллиард лет	U-B=0,36, B-V=0,79
Спустя два миллиарда лет	U-B=0,45, B-V=0,89
Спустя три миллиарда лет	U-B=0,53, B-V=0,94
Спустя пять миллиардов лет	U-B=0,69, B-V=1,03
Спустя семь миллиардов лет	U-B=0,81, B-V=1,08
Спустя девять миллиардов лет	U-B=0,87, B-V=1.10
Спустя одиннадцать миллиардов лет	U-B=0,91, B-V=1,12
Спустя тринадцать миллиардов лет	U-B=0,95, B-V=1,13

 

 

Спустя пятнадцать миллиардов лет

U-B=0,98, B-V=1,14

Обратите внимание, насколько быстрее умирают звезды высокой металличности (особенно, массивные) по сравнению с низкометалличными звездами первого (особенно!) и второго поколений.

А теперь нетрудно видеть, что, определив цвет галактики и его интегральные показатели, а также зная по спектру металличность ее звезд, можно определить, когда в этой галактике закончилось звездообразование (или, по крайней мере, завершился его основной этап).
К примеру, интересно знать, что у гигантских эллиптических галактик показатель B-V с ростом их массы, как правило, растет от 0,75 до 0,92 (см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/14520.html и https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2954.html). К примеру, у ближайшей к нам галактики - ископаемого кластера (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/1661.html), эллиптической галактики класса D (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/2388.html) NGC 6482 интегральные показатели цвета равны U-B=0,36, B-V=0,9. Делаем выводы.