| ハロー・厚い円盤と薄い円盤を形成した２回の降着を仮定する化学進化モデ ルを提示する。ハローの進化は直接には扱わない。モデルが円盤用だからであ る。薄い円盤の形成は厚い円盤よりずっと長く掛かった。これは薄い円盤を作 るガスが厚い円盤から降り注ぐだけでなく、主に得銀河間空間からのガスだか らである。薄い円盤を作るタイムスケールは銀河中心からの距離により変わり、 内側ほど短い。その結果銀河系建設は内側から外側へ広がって行った。 | 星形成には最低値を設けたので、厚い円盤の星形成は途中で停止した。これは 観測と合う。観測との比較で最もきついのはG-矮星のメタル分布である。我々 のモデルは最新のデータに合う。モデルはガス質量、星形成率、超新星 率、それに 16 主要元素量の時間変化を予想する。それらの制約から、 ハロー、厚い円盤の形成タイムスケールは 1 Gyr 以下、薄い円盤では太陽付近 で 8 Gyrである。 |
 図２．太陽近傍における G型矮星のメタル量分布。 |
 図３．[O/Fe] - [Fe/H] 関係。実線＝モデルA. 点線＝モデル C. |
 図４．モデル A による太陽近傍星形成率の時間変化。  表１．太陽近傍での入力パラメター |
 図５．IMF で重みを付けた様々な元素の放出率と初期質量の関係。 |
 表３．太陽の元素質量組成 |
 図６．モデル A による太陽近傍でのタイプ Ia 型とタイプ II 型超新星の発生率。 |
 図７．モデル A による太陽近傍における G-型矮星のメタル量分布。 観測データは Rocha-Pinto, Maciel 1996. |
 図８．モデル C による太陽近傍星形成率変化。 |
 図１１．C の [X/Fe] - [Fe/H] 関係。 |
 図１２．N の [X/Fe] - [Fe/H] 関係。 |
 図１３．log (X/H) - O/H 関係  図１４．[O/Fe] - [Fe/H] の 動径変化 |
 図１５．現在のガス表面密度の動径変化。実線＝モデルA |
 表４．組成勾配 |
 表５．組成勾配 |
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