О.К. Сильченко. Эволюция дисковых галактик.
реклама
Эволюция дисковых галактик Сильченко О.К. ГАИШ МГУ Морфологический тип определяется соотношением диск:балдж NGC 4565 NGC 4594 Профили поверхностной яркости балджей и дисков: Freeman (1970) Классическая точка зрения: Все дисковые галактики состоят из вокулеровских балджей и экспоненциальных дисков Сейчас используют более общий закон Серсика: Log I = Log I 0 + B R 1/n Современное уточнение(обобщение): Закон Серсика: m(r)=m0+bn(r/re)1/n, где bn=0.8682n-0.1405 -Закон де Вокулера: n=4 -Экспоненциальные диски: n=1 - Балджи дисковых галактик: n встречается от 1 до 4, максимум на 2. Рядом с нами галактики резко делятся на красные и голубые Hogg et al. 2003 Голубые более слабые и ДИСКОВЫЕ Достройка красной последовательности со стороны слабых галактик? Faber et al 2007 Эволюция от голубых к красным? Когда? 3-4 млрд лет назад? Где? В скоплениях и/или группах? Wilman et al. 2009 НЕТ! В плотном окружении диски S0 – старые, балджи S0 моложе дисков, в изоляции – возраста сравнимы Sil’chenko et al. 2012 Katkov et al. 2015 S0 в скоплении Virgo: Johnston et al. (2014) НО должна же быть еще аккреция внешнего газа на диски! Holmberg et al. 2007 Отсутствие корреляции возраст-металличность в диске нашей Галактики НО должна же быть еще аккреция внешнего газа на диски! Парадокс G-карликов: распределение по металличности маломассивных звезд диска нашей Галактики невозможно объяснить в замкнутой модели. Аккреция? Ветер? (Фонтаны!) «Равновесные» диски? ПРИТОК=ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ+ОТТОК Металличность падает при стохастической аккреции внешнего газа, растет по мере образования звезд и перерывах в аккреции. Зависимость масса-металличность для дисковых галактик для «равновесных» дисков КОНЦЕПЦИЯ: Эволюция дисковой галактики последние 8 млрд лет (на z<1) определялась характером аккреции на нее внешнего газа Важен не только темп аккреции, но и когерентность направления Зависимость от окружения и массы: плотное окружение подавляет аккрецию, на фоне большой массы не так заметен вклад молодых звезд при том же темпе аккреции – «downsizing» Как формируются диски галактик? Современная концепция: 16% барионов внутри 84% темной материи. Сферическая аккреция газа в диск? “Собирание” диска натеканием холодного газа вдоль узких жгутов? Agertz et al. 2009 Разные моды аккреции на разных z? Для разных масс? Figure 1 from Ionized Absorbers as Evidence for Supernova-driven Cooling of the Lower Galactic Corona Filippo Fraternali et al. 2013 ApJ 764 L21 doi:10.1088/2041-8205/764/2/L21 Information: Thank you for downloading this PowerPoint slide from The Astrophysical Journal Letters. This slide was designed to be edited; you can: - Remove components (including this text box!) - Resize components - Apply a style or theme - Please remember to include the original article citation information. Fraternali: даже при стабильном горячем гало выпадение холодного газа может провоцироваться галактическими фонтанами, то есть ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕМ В ДИСКЕ! Еще 8 млрд лет назад галактики были такие же, как и сейчас Но морфология драматически меняется на z>1 (HDF-N): На z>1 вид у них был клочковатый, но кинематика – единого диска! Эффективность звездообразования на z>1 на порядок выше, чем на z=0 Scoville et al. 2015 Симуляции подтверждают быстрое формирование толстых звездных дисков на z~2: Bournaud et al. 2007 NGC 4570, SDSS, gri Двухэтапное формирование галактик Сначала, на z>1, БЫСТРО формируются толстые диски (сейчас старые – см. толстый диск нашей Галактики и толстые диски S0 в плотном окружении); На z<1 возрастает момент аккрецируемого газа, формируются (в неэффективном SF) протяженные тонкие диски; при развитии баров и взаимодействии возможно стекание газа к центру и наращивание балджей (эффект Батчера-Эмлера?)
