po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu

M31 i M33

Mnozhestvo parametrov predostavlyayut prostor dlya modelirovaniya, a unikal'nyi shans dlya proverki teorii dayut lish' blizkie galaktiki, kotorye dostatochno horosho izucheny, — takie, kak chlen Mestnoi gruppy Tumannost' Andromedy ili M31 (NGC 224). Modelirovanie himicheskoi evolyucii pozvolyaet utochnit' i drugie vazhnye parametry, naprimer, istoriyu zvezdoobrazovaniya v rassmatrivaemoi galaktike. Tak, orientiruyas' na gradient himsostava gaza vdol' radiusa (ris. 12(a), vnizu), nalichie kotorogo, kak v nastoyashee vremya schitaetsya, svidetel'stvuet o pritoke veshestva, prakticheski ne soderzhashego tyazhelyh elementov, Hou i dr. [29] postroili dlya M31 evolyucionnuyu model', uchityvayushuyu eksponencial'no zatuhayushuyu vo vremeni akkreciyu, kotoraya, vozrastaet s udaleniem ot centra galaktiki, a takzhe zavisyashie ot poverhnostnoi plotnosti gaza, radiusa i krivoi vrasheniya tempy zvezdoobrazovaniya (sm. formulu (4) iz [29]). Avtory ispol'zovali solpiterovskuyu NFM i schitali, chto himsostav kol'cevyh zon galaktiki evolyucioniruet nezavisimo ot sosednih oblastei.

Ris. 12: Modelirovanie radial'nogo profilya poverhnostnoi plotnosti HI ((a), vverhu) i radial'nogo gradienta soderzhaniya kisloroda ((a), vnizu) na vremeni 9 i 15 gigalet i model' krivoi vrasheniya (b) dlya M31 [29].

Opirayas' na poluchennye rezul'taty (sm ris. 12(a)), avtory zaklyuchayut, chto zavisyashii ot radiusa SFR ne pozvolyaet ob'yasnit' radial'noe raspredelenie HI vo vneshnih oblastyah M31 i menee krutoi nablyudaemyi hod radial'nogo gradienta himsostava po sravneniyu s model'nym. Na ris. 13 pokazany rezul'taty rascheta modeli himicheskoi evolyucii M31 iz [30], v kotoroi uchityvalis' eksponencial'no zatuhayushie tempy akkrecii na galaktiku i SFR(σ_gas). Kak vidno, rezul'taty etoi modeli deistvitel'no luchshe sootvetstvuyut nablyudeniyam, chem rezul'taty, poluchennye v [29].

Ris. 13: Sravnenie model'nyh gradientov himsostava M31 s nablyudeniyami. Punktirnaya liniya sootvetstvuet modeli s bolee vysokim znacheniem central'noi poverhnostnoi plotnosti gaza [30].

Voobshe zhe, kak pokazali Valle i dr. [31], nevozmozhno odnoznachno rekonstruirovat' istoriyu zvezdoobrazovaniya v galaktike, esli opirat'sya tol'ko na raspredelenie himicheskih elemetov, osobenno legkih.

Eshe odnim kosvennym svidetel'stvom nalichiya byvshei v M31 akkrecii (pomimo radial'nogo gradienta himsostava) yavlyaetsya nedavnee obnaruzhenie vokrug Tumannosti Andromedy protyazhennogo zvezdnogo diska. Metallichnost' zvezd lezhit v shirokih predelah, a srednee znachenie [Fe/H] ravno −0,9±0,2. V etoi ogromnoi vrashayusheisya strukture plotnost' padaet eksponencial'no, dispersiya skorostei zvezd nizkaya (~30 km/sek), a na krayah diska obnaruzheny sub-struktury, kotorye, po predpolozheniyu, razrushatsya za vremya poryadka 200 millionov let [32]. Nalichie etih struktur svidetel'stvuet o tom, chto prichinoi ih formirovaniya byl merzhing. Vozmozhno, formirovanie etogo diska prodolzhaetsya do sih por. Otkrytym ostaetsya vopros o tom, byla li akkreciya zvezd razovym epizodom ili net. Vmeste so zvezdami pri merzhinge na M31 akkreciroval i maloobogashennyi gaz, kotoryi stimuliroval zvezdoobrazovanie v diske M31.

Neobhodimost' akkrecii bednogo metallami gaza dlya ob'yasneniya nablyudaemogo radial'nogo gradienta himsostava zvezd v M31 podtverzhdaetsya i v drugih rabotah (sm., naprimer, [33]). V to zhe vremya dlya ob'yasneniya nablyudaemoi metallichnosti oblastei HII v malomassivnyh spiral'nyh galaktikah, takih, kak chlen Mestnoi gruppy M33, pritok obednennogo tyazhelymi elementami veshestva ne trebuetsya [33]. Izuchenie metallichnosti zvezd M33 podtverdilo etot rezul'tat: v otlichie ot Magellanovyh Oblakov, u kotoryh metallichnost' zvezdnogo naseleniya obnaruzhivaet sledy dinamicheskogo vzaimodeistviya i obmena veshestvom, M33 evolyucionirovala v izolyacii [34].

Versiya dlya pechati