<< 2. Звездные индикаторы | Оглавление | 4. Связь с большими z >>
3. История звездообразования карликовых галактик МГ
If we indulge in fanciful imagination and build worlds of our own,
we must not wonder at our going wide astray from the path of truth
and nature... On the other hand, if we add observation to observation,
without attempting to draw not only certain conclusions, but also
conjectural views from them, we offend against the very end for which
observations ought to be made.
| |
|
Hodge в 1989г. ввел понятие "куба эволюции" населения (Рис.7) для визуализации SFH галактик. За прошедшее десятилетие мы сильно продвинулись в изучении этого вопроса, но до сих пор еще не достигли того уровня, когда могли бы строить надежные и полноценные эволюционные кубы даже для галактик Местной Группы. В частности, скорости звездообразования (SFR) обычно плохо известны. Поэтому эволюционные кубы, представленные здесь, не масштабированы по оси SFR. Моделирование наблюдаемых CMDs, как описано в пункте 2.12, может решить данную задачу.
Рисунок 8 показывает, что галактики могут сильно различаться по их SFHs даже имея одинаковые морфологические типы. Во всех изученных к настоящему времени галактиках Местной Группы с достаточно глубокой фотометрией было обнаружено "старое" и "взрослое" населения (относительные доли их разные). Таким образом, dSph галактики, которые сильно обеднены газом сейчас, должны были потерять оставшийся газ несколько млрд.лет назад, возможно, при выметании звездным ветром массивных звезд и взрывом сверхновых (например, Fornax, Leo I?), или из-за приливных эффектов, или за счет обдирания ударными волнами от взаимодействия с соседними массивными галактиками, такими как наша Галактика (например, Draco, Ursa Minor?). NGC205 и M32 могут быть остатками балджей разрушенных близких галактик, у которых газ и, возможно, диски были удалены за счет обдирания ударными волнами от M31 (Sofue 1994). Van den Bergh (1994b) показал, что возраста доминирующих населений в маломассивных галактиках уменьшаются с увеличением галактоцентрического расстояния. Далекие галактики МГ, которые представляют собой переходные типы между dIrs и dSphs (Phoenix, LGS3) могут находиться на стадии перехода от одного типа к другому (например, Kormendy 1985).
 |
 |
|
Рисунок 9: Эволюционные кубы для dIrs и dSphs галактик Местной Группы. Оси такие же, как и на Рис. 7. Некоторые галактики содержат шаровые скопления (GCs). Расстояния: dIrs (верхние 3 ряда) - от барицентра МГ; dSph: (4,5 ряд) - от Галактики, (6 ряд) - от M31. Отметим сильное различие в звездообразовании у этих галактик. Звездообразование в галактиках происходило в разные времена и с разной интенсивностью. В некоторых галактиках происходило значительное обогащение хим.состава, а в других - совсем небольшое. LGS3 и Phoenix - промежуточные между dIrs и dSphs. NGC205 и NGC147 - карликовые эллиптические (dE). |
Нагревая газ в dSphs сверхновые Ia, образовавшиеся после первой вспышки звездообразования могли задержать повторные вспышки на несколько млрд.лет (Burkert et al. 1997). В то время, как разные населения в карликовой галактике в Киле (Carina) не показали предсказанного обогащения химического состава (Smecker-Hane et al. 1996), два старых населения галактики в Скульпторе, которые различны по металличности (Grebel 1995) делает эту dSph галактику кандидатом во временно приостановившую процесс звездообразования из-за таких вспышек сверхновых Ia. Но необходима более глубокая фотометрия MSTO для более надежных заключений. Более массивные галактики (dIrs, dEs) могут сохранить свой газ, несмотря на сильный звездный ветер и вспышки сверхновых (De Young et al.1994). Анализ с использованием модельных CMD показывает, что SF в dIrs зачастую проходит спокойно в течении длительного времени, пока вдруг не прерывается коротким неактивным промежутком (Aparicio & Gallart 1995: "судорожное" звездообразование). Зависящее от обмена с новыми образовавшимися звездами и от критической плотности вещества (Hunter 1996) небольшие эпизоды звездообразования способны поддерживать должное количесвто молодых звезд в течении хаббловского времени посредством переработки газа. Внешние спусковые механизмы (например, взаимодействия) не требуются для этого механизма.
Упрощенный сценарий возможной эволюционной истории карликовых галактик приведен на Рис.9. Многие детали, особенно различные возможные пути обогащения хим.состава не учитывались.
 |
|
Рисунок 10: Упрощенный сценарий истории эволюции карликовых галактик Местной Группы, учитывающий эпохи активности звездообразования. ("SF", голубые стрелки) и гравитационного взаимодействия между галактиками (наклонный красный шрифт и красные стрелки). BCD - голубые компактные галактики. Направление эволюции галактики зависит от массы, положения и содержания (газа) всех других галактик. Указаны возможные процессы, ведущие к эволюционным изменениям. |
<< 2. Звездные индикаторы | Оглавление | 4. Связь с большими z >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звездообразование - Местная группа галактик - ближайшие галактики
Публикации со словами: звездообразование - Местная группа галактик - ближайшие галактики | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
