Astronet Астронет: И. О. Дроздовский/АИ СПбГУ История Звездообразования в Близких Галактиках
http://variable-stars.ru/db/msg/1169514/node4.html
История Звездообразования в Близких Галактиках
<< 3. История звездообразования карликовых ... | Оглавление | Библиография >>

4. Связь с большими красными смещениями

Активно рождающие звезды карликовые иррегулярные галактики (dI) составляют довольно большую по числу долю галактик в МГ, и, как видно из изображений глубоких обзоров, эта доля, по-видимому, растет с увеличением красного смещения, т.е. на ранних этапах жизни Вселенной [15]. Большое число "Слабых Голубых Галактик" (``Faint Blue Galaxies'' (FBG) было обнаружено во время глубоких по светимости-кр.смещению обзоров преимущественно на средних красных смещениях (z<1, т.е. на временах около половины хаббловского времени назад). Это действительно небольшие галактики поздних морфологических типов, в которых происходит вспышка звездообразования [2]. Т.о. мы можем считать, что dI, которые мы видим в МГ (например, Leo A, Pegasus, Sextans A и др.) представляют собой космологически важный класс галактик, который может быть использован для выявления направления эволюционных изменений в sfr во Вселенной с красным смещением. На диаграмме Мадо ("Madau-diagram") [27] были использованы результаты обзоров красного смещения для представления изменения SFH с расстоянием. Было показано, что большинство звезд образовалось во Вселенной на красных смещениях z $\sim$ 1-2. Если это правильно, то MSTO от наиболее активных периодов звездообразования во Вселенной должны быть легко видимы как 7-9 млрд.лет MSTOs в галактиках МГ [32]. Определение точных SFH для всех галактик локальной Вселенной, используя анализ СМ-диаграмм предоставляет альтернативную возможность изучать эту зависимость и т.о. служить проверкой диаграммы Мадо.

Последние детальные CM-диаграммы нескольких близких галактик и самосогласующиеся сетки теоретических моделей звездной эволюции изменили наше понимание SFH в галактиках. Для галактик Leo A и Pegasus, например, у которых зарегистрировано RC, видно, что их sfr была выше в прошлом, в то же время пик в sfr произошел сравнительно недавно, что подтверждает диаграмму Мадо (пик случился на z=0.1-0.2, внутри первого интервала). С другой стороны, обзор Mateo всех карликовых галактик МГ [28], а также изучения M31 и нашей Галактики [31], предполагают, что в МГ наиболее значительный пик звездообразования пришелся на эпоху >10 млрд.лет (т.е. z > 3) - эпоху формирования гало. Многие галактики содержат большое число переменных типа RR Lyr (или HB) или/и шаровые скопления, которые могли произойти от значительно более старого населения. Возможно, что dI имеют совершенно различную историю звездообразования посравнению с массивными галактиками. Т.о. хотя небольшие dI в МГ имеют короткие, часто интенсивные, вспышки звездообразования в сравнительно недавние времена, эти вспышки не внесли основной вклад в общее число звезд в галактиках.

dIs представляют небольшую долю по вкладу в звездообразование в МГ. Тем не менее прямые наблюдения деталей самых старых эпизодов звездообразования в лучшем случае ограничены. Существуют только несколько случаев, когда наблюдения позволяют нам делать суждения не только о том, когда была доминирующая эпоха звездообразования, но и насколько интенсивной она была. В наши дни астрофизика обладает совершенными методами анализа CMD [38] и телескопами с достаточным качеством изображений, для изучения звездообразования в галактиках Местного Комплекса, так что вскоре время следует ожидать новых открытий.

Рисунок 10 суммирует то, что мы в данный момент можем сказать о SFH в МГ и как это согласуется с предсказаниями обзоров красных смещений: Мадо и др. [27] и Шэнкса (Shanks) и др. [34]. Мы не включили сюда оценки SFH доминирующих в МГ больших галактик: M 31 и нашей Галактики, тем не менее комбинированная по всем карликовым галактикам SFH в общих чертах согласуется с тем, что мы знаем о SFH этих больших систем. Они имеют последовательную стабильно убывающую глобальную sfr, начиная с (предполагаемой) эпохи их образования >10 млрд.лет. Сейчас нет доказательств в пользу особого пика в sfr вблизи 7-9 млрд.лет или любой другой эпохи, как следует из диаграммы Мадо для карликовых или для больших галактик. Возможно, если dI - галактики с единственным пиком в SFH, то он должен быть в районе диаграммы Мадо. Сейчас еще недостаточное число изученных dI галактик для надежной статистики. Вероятно, этот вопрос можно прояснить еще раз проанализировав уже имеющиеся архивные данные с HST с помощью новых методов анализа CM-диаграмм. Несомненно существует разногласие между SFH в МГ и результатов с обзоров красных смещений. Возможно здесь скрывается проблема большой неполноты в обзорах красных смещений, которые возможно пропускают пассивно эволюционирующие системы в пользу небольших взрывающихся систем.

Рисунок 11: На верхней панели показано изменение в первом приближении обобщенной sfr карликовых галактик МГ со временем (данные взяты из Mateo [28]) для получения суммарной SFH по всем карликам МГ. Красные смещения соответствуют обратному времени, [отсчитываемому от настоящего времени] (для H0 = 50, q0 = 0.5). На средней панели сделана дикая экстраполяция: допущение, что интегральная SFH карликов из МГ из верхней панели подходит и для всей Вселенной. Результирующая плотность звездообразования в МГ против красного смещения нанесена на график, используя такую же схему как у Madau и др. и Shanks и др. [34]; также нанесены эти две модели. Кривая МГ произвольно, и с очень большой степенью неопределенности нормирована к двум другим моделям. На самой нижней панели показана sfr карликов МГ как доля от полной скорости звездообразования проинтегрированной за все время показана против красного смещения, и кривая Мадо также показана в этой зависимости для объема МГ. Эти графики выявляют совершенно разное распределение звездообразования с красным смещением: обнаруженным из обзоров красных смещений галактик и из изучения наблюдаемого звездного населения галактик МГ.

Последние результаты наблюдений на лучших телескопах дает нам повод для оптимизма в том, что мы в скором будущем сможем классифицировать в деталях SFH галактик различных типов в МК.

Использованы материалы из:

<< 3. История звездообразования карликовых ... | Оглавление | Библиография >>

Rambler's Top100 Яндекс цитирования