仙女星系（M31）的化学-多色测光演化

发布时间：2020-08-07 19:47

【摘要】：M31(仙女星系)是本星系群中最大的旋涡星系。由于盘是星系的主要成分,大部分的重子物质都包含在星系的盘中,本文建立了一个唯象的星系盘形成的内落模型,详细研究了M31盘的恒星形成历史和化学-分光演化性质。论文的目的是利用一种简单的唯象的星系形成模型,结合与观测的比较对M31盘中的恒星形成历史,盘的形成时标等物理参数给出一个较为明确的结论。 论文的第一部分详细综述了M31的最新观测和研究进展,包括M31的核球,盘和晕等方面的观测性质。讨论了M31与银河系观测性质的相似性和相异性。对它们的形成机制作了比较。给出了它们的基本观测数据。 论文的第二部分中,我们建立了一个M31盘形成的内落模型,认为盘是由具有原初化学成分的气体内落而形成的。考虑到气体冷却时标的不同,引入了两个内落时标 ( 和t0。这两个时标都被假设是离开盘中心距离的函数,因此t0不同,表示盘上不同半径处气体内落开始的时刻不同;( 的不同表示盘不同的地方内落大小不同。我们假设 t0是离开盘中心距离的线性函数,内落时标随离盘中心距离以e指数增加。这两者都表明盘是由内到外而形成的。 恒星形成率(SFR)是研究星系形成和演化最重要的参数。Kennicutt定律是通常采用的。即SFR正比与气体面密度的N次方,其中N=1.4。这一关系是基于对近邻盘状星系SFR观测得到的一个平均结果。对于具体一个星系而言,不同地方的SFR很可能有不同的表现性质。我们考虑了三种形式的恒星形成速率SFR:(1)SFRⅠ,仅与气体面密度相关(N = 1);(2)SFRⅡ,仅与气体面密度相关(但N = 1.4),即Kennicutt定律。(3)SFRⅢ,与气体面密度(N = 1)及盘的角速度都相关。通过详细的模型计算比较了这三种SFR给出的盘的性质。结果表明第一种SFR(N = 1)能较好地拟合出盘在5个波段(U,B,V,R,K)的标长,气体和金属丰度轮廓。 然后,利用星族合成的方法讨论了M31盘的颜色梯度及其演化。模型预言的颜色轮廓不能完全与观测吻合。主要原因是消光的影响包括M31内部消光和银河系前景消光;另外M31核球的贡献也是一个重要原因。真正的比较需要有合理的消光模型和核球形成模型对观测数据或者理论预言进行消光和核球贡献的改正。 最后,因为M31具有较大的核球,我们基于盘的不稳定性形成核球这样一种机制简单讨论了它对模型的影响。
【学位授予单位】：中国科学院研究生院（上海天文台）
【学位级别】：硕士
【学位授予年份】：2004
【分类号】：P157
【图文】：

星系化学演化的示意图

内落时标和盘形成时标随半径的变化

为了得到 M31 中气体总面密度分布，我们首先把 Berkhuijsen(1977图 5-1 采用 SFR-I，不同模型得到的气体面密度分布与观测结果的比较 。 * 和 o 代 表 观 测 结 果 ， 分 别 取 自 Berkhuijsen(1977) 和Walterbos(1986)。不同模型结果如图中所示。

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本文编号：2784442