The History of Star Formation in the Local Disc from the G Dwarf Metallicity Distribution


Ropcha-Pinto, Maciel
1997 MN 289, 882 - 888



　アブストラクト　

　G-型矮星のメタル量分布から太陽近傍で星形成バーストが起きたか を研究した。メタル分布と年齢・メタル量関係を同時に解く方法を 提案する。観測エラー、宇宙分散、スケール高効果を考慮した。 　不規則な星形成史を持つ銀河の化学進化をシミュレイションして、 この方法の有効性をテストした。太陽系近傍に適用すると、少なくとも ２回の強い星形成期、一つは 8 Gyr 昔、もう一つは 2 - 3 Gyr 昔 があったことが分かった。




図．Majewski97 より。Noh, Scalo90 が、Barry 1988 が近傍星輝線強度 から得た年齢分布（ヒストグラム）に基づいて決めた星形成史。三角＝ Ｂarry データを 1 Gyr で平滑化。実線＝ Twarog 1980 の等時線に基づく 星形成史。斜線＝低速度星。白線＝高速度星。

　１．イントロダクション　

　b(Tg)　

　Ｔg ＝現在時間。B(Tg) = 現在の星形成率。⟨B&rang: = Tg までの平均 星形成率とする。過去の研究は b(Tg) = B(Tg)/⟨B&rang: = 1 となった。 これから多くの研究は　SFR は過去ほぼ一定であるか、わずかに低下している と結論した。

　不規則な SFR　

　しかし SFR が暴れることが幾つかの証拠から推察される。

(i) 星の年齢分布

(ii)　晩期型矮星の CaII 輝線

(iii)　Li 分布

(iv) 現在の質量関数

(v)　恒星運動学

(vi) 白色矮星の光度関数 		　３回のバースト　

　Majewski 1993 のレビューにそれらがまとめられている。彼の考えでは バーストの後は超新星によりガス温度の上昇が起き、星形成が押さえられる。 数　Gyr 経つと高温ガスが周囲と混じり合い、次のバーストが始まる。 彼は A, B, C の３バーストを認めた。バースト A は現在のバーストで、 バースト B は 5 - 6 Gyr 昔、バースト C は　8 Gyr 昔に起きた。 バースト A と B の間は静謐期で、おそらくこれは晩期型矮星の彩層輝線 分布に見られる Vaughan-Preston ギャップに対応するのだろう。

　G-矮星のメタル量分布　

　バーストの痕跡は長寿命の G-型矮星のメタル量分布にも残っている。 バースト時のメタル量を持つ星の数は多いからである。




図１．実線＝オリジナルと破線＝回復した星形成史の比較。方法のテスト。


図２．文献からの AMR. 　

図３．採用した各 AMR に対する近傍円盤における SFH. A，B, C は Majewski 1993 のバースト位置。 　


図４．Edvardsson et al 1993 の AMR を使った場合の結果との比較。 　

図５．様々な AMR に対する　SFH の比較 　




表１．SFR

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．

　　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




図．


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