А. В. ЗАСОВ Звездообразование в галактиках
Основное содержание курса 7. Звездообразование в околоядерных областях. Галактики со вспышками SF. Молодые галактики далекие и близкие. 8. Галактики как открытые системы. Окружение галактик, влияние на звездообразование. Взаимодействие с межгалактической средой. 9. Звездообразование в Е и S 0 -галактиках, варианты возможного происхождения S 0 галактик. Галактики низкой яркости. 10. Нерешенные проблемы.
Основные свойства любой галактики – от наблюдаемой структуры до химического состава межзвездной среды – являются отражением происходящего звездообразования и его истории.
Морфологическая классификация галактик Наличие сфероидального компонента Наличие диска Наличие спиральных ветвей E Да Нет S 0 Да Да Нет S Да Да Да Irr Слаб Да Нет или отсутствует
Классификация галактик по поверхностной яркости и светимости Галактики высокой светимости Компактные галактики Карлики Е (типа М 32) BCG Галактики высокой Большинство яркости наблюдаемых галактик S, E, Irr Галактики низкой LSB, Passive S яркости d. E, d. Irr, d. BCG d. S (редк. ) d. Sph, d. Irr
• Для близких галактик можно изучать области звездообразования, исследуя отдельные звезды, молекулярные облака и области HII.
• В далеких галактик информацию о звездообразовании дает спектр (цвет) локальных областей или галактики в целом. Происходящее звездообразование в первую очередь является причиной того, что одна и та же галактика выглядит по разному в различных спектральных интервалах
Темпы звездообразования, проинтегрированные по времени, представляют собой полную массу звездного населения галактики. Ее оценивают одним из трех способов. 1. Динамический. Моделирование кривой вращения 2. Фотометрический. Оценка светимости (по видимой звездной величине) и отношения масса/светимость по показателю цвета. 3. Эмпирический. Использование барионной зависимости Талли-Фишера «масса диска – максимальная скорость вращения» с учетом того, что масса звезд диска = масса диска – масса газа.
Моделирование галактик Обычное предположение: • Газ вращается с круговыми с скоростями • Градиент давления газа не сказывается на кривой вращения Это не снимает проблему неоднозначности представления кривой вращения. Диапазон возможных решений сокращается, если считать известной структуру галактик (на основе фотометрии)
Ryder, Zasov, Sil’chenko, NGC 157 Кинематический метод
S. S. Mc. Gaugh 2005 Эмпирический метод «Барионная» зависимость Талли-Фишера
Три фундаментальных фактора, касающихся звездообразования: • Звездообразование одновременно происходит на различных масштабах -от отдельных звезд до группировок, не однородных по возрасту звезд, размером в сотни пк. • Максимальный выделенный масштаб – это звездные комплексы и связанные с ними газовые сверхоблака массой ~ 107 масс Солнца • Молодые звездные группировки могут быть как гравитационно связанные, так и не связанные. Первые образуют скопления, последние распадаются за несколько 107 лет.
