по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу

M31 и М33

Множество параметров предоставляют простор для моделирования, а уникальный шанс для проверки теорий дают лишь близкие галактики, которые достаточно хорошо изучены, — такие, как член Местной группы Туманность Андромеды или М31 (NGC 224). Моделирование химической эволюции позволяет уточнить и другие важные параметры, например, историю звездообразования в рассматриваемой галактике. Так, ориентируясь на градиент химсостава газа вдоль радиуса (рис. 12(a), внизу), наличие которого, как в настоящее время считается, свидетельствует о притоке вещества, практически не содержащего тяжелых элементов, Хоу и др. [29] построили для М31 эволюционную модель, учитывающую экспоненциально затухающую во времени аккрецию, которая, возрастает с удалением от центра галактики, а также зависящие от поверхностной плотности газа, радиуса и кривой вращения темпы звездообразования (см. формулу (4) из [29]). Авторы использовали солпитеровскую НФМ и считали, что химсостав кольцевых зон галактики эволюционирует независимо от соседних областей.

Рис. 12: Моделирование радиального профиля поверхностной плотности HI ((a), вверху) и радиального градиента содержания кислорода ((a), внизу) на времени 9 и 15 гигалет и модель кривой вращения (b) для М31 [29].

Опираясь на полученные результаты (см рис. 12(a)), авторы заключают, что зависящий от радиуса SFR не позволяет объяснить радиальное распределение HI во внешних областях М31 и менее крутой наблюдаемый ход радиального градиента химсостава по сравнению с модельным. На рис. 13 показаны результаты расчета модели химической эволюции М31 из [30], в которой учитывались экспоненциально затухающие темпы аккреции на галактику и SFR(σ_gas). Как видно, результаты этой модели действительно лучше соответствуют наблюдениям, чем результаты, полученные в [29].

Рис. 13: Сравнение модельных градиентов химсостава М31 с наблюдениями. Пунктирная линия соответствует модели с более высоким значением центральной поверхностной плотности газа [30].

Вообще же, как показали Валле и др. [31], невозможно однозначно реконструировать историю звездообразования в галактике, если опираться только на распределение химических элеметов, особенно легких.

Еще одним косвенным свидетельством наличия бывшей в М31 аккреции (помимо радиального градиента химсостава) является недавнее обнаружение вокруг Туманности Андромеды протяженного звездного диска. Металличность звезд лежит в широких пределах, а среднее значение [Fe/H] равно −0,9±0,2. В этой огромной вращающейся структуре плотность падает экспоненциально, дисперсия скоростей звезд низкая (~30 км/сек), а на краях диска обнаружены суб-структуры, которые, по предположению, разрушатся за время порядка 200 миллионов лет [32]. Наличие этих структур свидетельствует о том, что причиной их формирования был мержинг. Возможно, формирование этого диска продолжается до сих пор. Открытым остается вопрос о том, была ли аккреция звезд разовым эпизодом или нет. Вместе со звездами при мержинге на М31 аккрецировал и малообогащенный газ, который стимулировал звездообразование в диске М31.

Необходимость аккреции бедного металлами газа для объяснения наблюдаемого радиального градиента химсостава звезд в М31 подтверждается и в других работах (см., например, [33]). В то же время для объяснения наблюдаемой металличности областей HII в маломассивных спиральных галактиках, таких, как член Местной группы М33, приток обедненного тяжелыми элементами вещества не требуется [33]. Изучение металличности звезд М33 подтвердило этот результат: в отличие от Магеллановых Облаков, у которых металличность звездного населения обнаруживает следы динамического взаимодействия и обмена веществом, М33 эволюционировала в изоляции [34].

Версия для печати