Содержание
Темпы звёздообразования, притока и оттока газа в галактике
Для оценки темпов звёздообразования очень часто используется простой закон Шмидта-Кенникатта
как и более сложные законы, например, такие [23]: и (т.н. закон Кенникатта) где V(R) — линейная, а &Omegagas — угловая скорость вращения газа.Считается, что у разных объектов разные истории звёздообразования: у сфероидов (балджей и эллиптических галактик) интенсивное звёздообразование идёт на ранних этапах эволюции, в спиральных галактиках SF идёт не так интенсивно, как у сфероидов, и максимальное значение SFR (которое ниже, чем у эллиптических галактик) достигается на более поздних временах, а в неправильных галактиках, богатых газом, средние значения SFR очень низкие и максимум звёздообразования ещё не пройден(рис. 11) [23].
В некоторых галактиках низкой поверхностной яркости, как оказалось, темпы звёздообразования могут быть сравнимы с SFR спиральных галактик, хотя раньше считалось, что SFR в богатых газом галактиках низкой поверхностной яркости всегда очень низкие.
В работах встречаются разные модели аккреции и галактических ветров, часто используется экспоненциальный закон для темпа аккреции:
где τ — параметр модели. Выбор масштаба времени аккреции τ влияет на темпы звёздообразования. Зависимость τ(R) вызывает радиальный градиент SFR и, как следствие, градиент тяжёлых элементов, которые производят звёзды за время своей эволюции. Отток газа из галактики обычно принимается линейно зависящим от SFR:
где λ — тоже параметр модели. И λ, и τ подбираются таким образом, чтобы максимально удовлетворить наблюдениям.
|
Публикации с ключевыми словами:
галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды
Публикации со словами: галактики - эволюция галактик - аккреция - химия межзвездной среды | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
