А В ЗАСОВ Звездообразование в галактиках L

А. В. ЗАСОВ Звездообразование в галактиках

L. Blitz et al, 2006

NGC 6946 и окрестности в линии HI • R. Boomsma et al a-ph 0410022

ОСНОВНАЯ ПРОБЛЕМА КОЛИЧЕСТВЕННЫХ ОЦЕНОК ТЕМПОВ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ: • Все оценки базируются на определенной модели эволюции светимости звездных систем, то есть являются модельно зависимыми • Оценки, полученные различными способами, могут отражать SFE, усредненное в различном интервале времени от 106 лет (О-звезды) до 109 лет (по широкополосным цветам)

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ 1. По показателям цвета или распределению яркости в оптическом спектре галактики Проблема: зависимость от принятой модели эволюции звезд, в том числе умеренной массы, учет поглощения, которое может быть не одинаковым для звезд разных возрастов

Для светимости на длине волны имеем: l (m, t) – светимость звезды массы m c возрастом t на длине волны F(m) – начальная функция масс звезд (T-t) , функция звездообразования, описывающая изменение SFR(t) mmin, mmax – интервал масс звезд Обычно принимается степенная функция

Фактор эволюции звездообразования b b = SFR/<SFR>, где <SFR> = звездная масса/возраст для диска галактики Если SFE характеризует современное звездообразование, то b – его историю. SFR=const соответствует b = 1 SFE = 3 млрд лет соответствует b = 0. 16 Для абсолютного большинства галактик 0. 1 <b <1.

L. Portinari et al. The M/L ratio and the IMF in galactic discs. 2003

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ 2. По не - ионизующему УФ излучению • Проблемы: сильное трудно учитываемое поглощение. Чувствительность к верхнему пределу начальной функции масс.

• По модели STARBURST 99 (Leitherer+ 1999) SFR(UV) [Масс Солнца в год]= =2. 03*10 -40 LUV[erg/sec/A].

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ 3. По мощности ионизущего излучения а) по яркости излучения в эмиссионных линиях б) по тепловому радиоизлучению Проблемы: учет поглощения в эмиссионных линиях, чувствительность к верхнему пределу масс звезд, при низких SFR – трудно учитываемый вклад абсорбционных линий, а также вклад излучения горячих старых звезд (AGBзвезд) и ударного возбуждения газа

Около 13 % болометрической светимости молодой звездной группировки приходится на ионизующие кванты <912 А. • SFR [Mc/год] = 8. 9 • 1042 LH эрг/с (Kennicutt 1992, 1998) LH должна быть исправлена за поглощение в нашей и родительской галактике, за вклад линий N[II] в излучение в H - фильтре, а для галактик со слабым звездообразованием – и за влияние абсорбционной линии H.

Влияние абсорбционных линий на интенсивность эмиссий водорода

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ 4. По тепловому излучению межзвездной пыли Проблема: учет вклада старых звезд в нагрев пыли; учет того, что часть излучения выходит из галактики, не нагревая пыль.

Bell, Kennicutt, a-ph 0010340

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ 5. По совокупности УФ и ИК светимости Ltot = (1 - )LIR + LUV obs - доля излучения, не связанного с молодыми звездами (Hirashita et al, 2003, Boissier et al, 2004). Премущество: нет необходимости учета поглощения, слабая зависимость от принятой модели звездообразования

• Hirashita H. et al 2003

ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ОБЫЧНО ОЦЕНИВАЮТСЯ • 6. По светимости (яркости) нетеплового радиоизлучения (зависимость FIR-радио). Причина тесной корреляции для галактик различных масс и типов не очень понятна. На качественном уровне, корреляция объясняется тем, что как Н-поле, так и SFR и поглощение излучения пылью зависят от одного параметра – локальной плотности газа.

1997

M 51 radio-FIR correlation Murphy et al. 2005, Ap. J, (astro/ph 0510227)

Ключевой вопрос в оценке SFR – начальная функция масс звезд • «Стандартная» IMF Salpeter: F(m) ~ m d(log m), = 1. 35, интервал масс 1 – 100 Мс. Вопрос об универсальности IMF остается открытым. Есть аргументы за и против. (см. обсуждение напр. B. Elmegreen, a -ph 0605517, I. K. Baldry, K. Glazebrook 2003, N. Bastian, S. P. Goodwin, a-ph 0604464).

L. Portinari et al. The M/L ratio and the IMF in galactic discs. 2003

• Наличие универсальной барионной зависимости Талли-Фишера говорит о том, что IMF в области малых масс не могут сильно отличаться для галактик с близкими скоростями вращения.

СРАВНЕНИЕ РАЗЛИЧНЫХ СПОСОБОВ ОЦЕНКИ SFR Засов, Абрамова, 2006

SFR (по UV+FIR) и доля ИК излучения, принадлежащая старому звездному населению Засов, Абрамова, 2006

SFR связан с поверхностной плотностью газа, Но разброс остается большим (по Kennicutt)

Темпы звездообразования в первую очередь зависят от плотности газа. • А как обстоит дело с эффективностью звездообразования? Какие факторы его определяют? • Это – ключевой вопрос в изучении рождения звезд в галактиках