Численное моделирование химической эволюции Галактик

• Автор: Курбатов, Евгений Павлович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2010
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 89 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Ранняя химическая эволюция Галактики

1.1 Введение

1.2 Модель эволюции галактики

1.3 Эволюция обилий кислорода и железа в Галактике

1.4 Распределение тяжёлых элементов над галактическим диском

1.5 Заключение по первой главе

2 О скорости звездообразования и турбулентной диссипации в моделях галактик

2.1 Введение

2.2 Скорость звездообразования
2.3 Диссипация турбулентной энергии
2.4 Однозонная модель эволюции галактик
2.5 Формирование звёздного населения Галактики
2.6 Заключение по второй главе
3 Влияние распада ОВ-ассоциаций на эволюцию карликовых галактик
3.1 Введение
3.2 Механизм выброса звёзд

3.3 Численное моделирование
3.3.1 Однозонная модель галактики
3.3.2 Результаты расчётов
3.4 Заключение по третьей главе
3.5 Приложение
Литература

Введение
Введение
Галактики представляют собой системы, состоящие из газа, звёзд и тёмного вещества. В различных классификациях по морфологическому типу вводится более десяти типов галактик [1, 2], которые приблизительно можно разделить на эллиптические, дисковые и неправильные. Широкое многообразие типов галактик отражает большое различие условий их формирования и эволюции. Наиболее популярным сейчас сценарием формирования структур является иерархический сценарий в рамках космологической модели ACDM, согласно которой вещество во Вселенной представлено барионной н тёмной составляющей (CDM — Cold Dark Matter, холодное тёмное вещество) в отношении по массе, примерно, 1 : 6, а закон расширения Вселенной определяется, главным образом, тёмной энергией, плотность которой составляет более 70% от средней плотности массы-энергии. Формирование структур в иерархическом сценарии происходит путём конденсации и роста начальных космологических возмущений в тёмном веществе и газе на фоне расширяющейся Вселенной. В этом сценарии первые гравитационно связанные объекты — минигало с массами до 10е М© — сливаются, со временем образуя гало тёмного вещества галактиктических скоплений и галактик [3]. Образование галактик происходит в течение всего процесса слияния гало — путём коллапса газа, содержащегося в гало, аккреции га-

ячейки размером 10 — 100 пк, хотя звездообразование происходит на существенно меньших масштабах. Однако, предполагая степенной спектр масс компонент МЗС, как было сделано выше, а также степенную зависимость дисперсии турбулентной скорости от масштаба [72], можно утверждать, что среднее значение турбулентной энергии МЗС пропорционально величине турбулентной энергии и температуры на малых масштабах, то есть в областях звездообразования. В дальнейшем под температурой Т будет подразумеваться величина, связанная с максимальным значением дисперсии турбулентной скорости Сто соотношением
<4 = — , (2.9)
где ц — средний молекулярный вес.
Если спектр масс имеет солпитеровский наклон, /3 = 2.35, то ф — д р2-17Ъ у-2-025. В дальнейшем для СЗО мы примем зависимость вида
ф = я£2- (2.10)
Следует отметить, что квадратичная зависимость СЗО от плотности предлагалась ранее в модели звездообразования, регулируемого ионизацией [35] и эта зависимость хорошо себя зарекомендовала в однозонной модели эволюции галактик [30]:
1р — /р2, / = 2 х 107 см3/г/с . (2.11)
Константу пропорциональности д можно определить из условия равенства
СЗО по моделям (2.10) и (2.11) при температуре, равной вириальной:
(4 х 104)~2д = / , (2.12)