【摘要】：M31(仙女星系)是本星系群中最大的旋渦星系。由于盤是星系的主要成分,大部分的重子物質都包含在星系的盤中,本文建立了一個唯象的星系盤形成的內落模型,詳細研究了M31盤的恒星形成歷史和化學-分光演化性質。論文的目的是利用一種簡單的唯象的星系形成模型,結合與觀測的比較對M31盤中的恒星形成歷史,盤的形成時標等物理參數給出一個較為明確的結論。 論文的第一部分詳細綜述了M31的最新觀測和研究進展,包括M31的核球,盤和暈等方面的觀測性質。討論了M31與銀河系觀測性質的相似性和相異性。對它們的形成機制作了比較。給出了它們的基本觀測數據。 論文的第二部分中,我們建立了一個M31盤形成的內落模型,認為盤是由具有原初化學成分的氣體內落而形成的。考慮到氣體冷卻時標的不同,引入了兩個內落時標 ( 和t0。這兩個時標都被假設是離開盤中心距離的函數,因此t0不同,表示盤上不同半徑處氣體內落開始的時刻不同;( 的不同表示盤不同的地方內落大小不同。我們假設 t0是離開盤中心距離的線性函數,內落時標隨離盤中心距離以e指數增加。這兩者都表明盤是由內到外而形成的。 恒星形成率(SFR)是研究星系形成和演化最重要的參數。Kennicutt定律是通常采用的。即SFR正比與氣體面密度的N次方,其中N=1.4。這一關系是基于對近鄰盤狀星系SFR觀測得到的一個平均結果。對于具體一個星系而言,不同地方的SFR很可能有不同的表現性質。我們考慮了三種形式的恒星形成速率SFR:(1)SFRⅠ,僅與氣體面密度相關(N = 1);(2)SFRⅡ,僅與氣體面密度相關(但N = 1.4),即Kennicutt定律。(3)SFRⅢ,與氣體面密度(N = 1)及盤的角速度都相關。通過詳細的模型計算比較了這三種SFR給出的盤的性質。結果表明第一種SFR(N = 1)能較好地擬合出盤在5個波段(U,B,V,R,K)的標長,氣體和金屬豐度輪廓。 然后,利用星族合成的方法討論了M31盤的顏色梯度及其演化。模型預言的顏色輪廓不能完全與觀測吻合。主要原因是消光的影響包括M31內部消光和銀河系前景消光;另外M31核球的貢獻也是一個重要原因。真正的比較需要有合理的消光模型和核球形成模型對觀測數據或者理論預言進行消光和核球貢獻的改正。 最后,因為M31具有較大的核球,我們基于盤的不穩(wěn)定性形成核球這樣一種機制簡單討論了它對模型的影響。
【學位授予單位】：中國科學院研究生院（上海天文臺）
【學位級別】：碩士
【學位授予年份】：2004
【分類號】：P157
【圖文】：

星系化學演化的示意圖

內落時標和盤形成時標隨半徑的變化

為了得到 M31 中氣體總面密度分布，我們首先把 Berkhuijsen(1977圖 5-1 采用 SFR-I，不同模型得到的氣體面密度分布與觀測結果的比較 。 * 和 o 代 表 觀 測 結 果 ， 分 別 取 自 Berkhuijsen(1977) 和Walterbos(1986)。不同模型結果如圖中所示。

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本文編號：2784442