Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Прямые "наблюдательные "определения характертстик населения звездных систем .
1. Химический состав шаровых скоплений и ближайших галактик ...5
2. Определение возраста звездных систем
3. Начальная функция масс звезд 14
4. Интенсивность звездообразования в галактиках 16
Глава II. Эволюционное моделирование интегральных показателей цвета и спектров галактик .
1. История метода. 19
2. Обзор результатов эволюционного моделирования звездных систем без звездообразования 32
3. Обзор результатов эволюционного моделирования систем, имеющих молодые звезды 36
4. Характерные особенности применения метода эволюционного моделирования в данной диссертации 38
Глава III. Эволюционное моделирование звездных систем без звездообразования .
1. Построение моделей для значений параметра металличности =0,01, 0.02 и 0.04 41
2. Построение моделей для значений параметра металличности Ю-4 43
3. Химический состав эллиптических галактик. 51
4. Соотношение цвет-металличность для звездных систем без звездообразования 57
5. Начальная функция масс эллиптических галактик 62
6. Отношение массы к светимости для эллиптических галактик 65
Глава ІV. Эволюционное моделирование звездных систем с молодыми звездами .
1. Построение моделей- для систем с монотонным ходом звездо образования .70
2. Одновременное определение интенсивности звездообразования и металличности по интегральному спектру звездной системы ...71
3. Эволюционное моделирование интегральных спектров звездных систем со вспышками звездообразования. »...81
4. Вспышки звездообразования в центральных областях /sfeCl084 и 2903 86
5. Моделирование зависимости отношения массы к светимости от цвета для спиральных, галактик .90
Глава V. Эволюция цвета и возраст звездных систем без звездообразования .
1. Возраст эллиптических галактик 93
2. Возраст некоторых шаровых скоплений .98
Глава VІ. Наблюдения интегральных спектров некоторых близких галактик .
1. Получение наблюдательных данных для М ЗІ, М 32 и 101
2. Обсуждение результатов наблюдении для М 31 и М 32 108
Заключение 110
литература 112
- Химический состав шаровых скоплений и ближайших галактик
- Обзор результатов эволюционного моделирования звездных систем без звездообразования
- Соотношение цвет-металличность для звездных систем без звездообразования
- Одновременное определение интенсивности звездообразования и металличности по интегральному спектру звездной системы
Введение к работе
Нормальными галактиками астрофизики называют галактики, основной вклад в интегральное излучение которых дают звезды. Большинство галактик, доступных сейчас наблюдениям, являются нормальными. Поэтому исследование звездного состава нормальных галактик, а именно, определение их химического состава, возраста, распределения звезд по массам - одна из главных задач внегалактической астрономии. Лишь немногие ближайшие галактики разрешаются на звезды, поэтому стоит проблема определения физических свойств звездного населения галактик по их интегральным фотометрическим характеристикам, решению которой посвящена данная диссертация. Автор диссертации модернизировала метод эволюционного моделирования интегрального цвета галактик, во-первых, оперевшись на теоретические эволюционные треки звезд при учете гигантов, во-вторых, рассчитывая в первую очередь детальные распределения энергии в спектре и уже из них получая интегральные широкополосные цвета галактик. Приложением этого нового варианта метода эволюционного моделирования к распределениям энергии в спектрах галактик различных типов и к интегральным цветам шаровых скоплений автором диссертации были получены следующие выводы, которые и выносятся на защиту. w
1. Гигантские эллиптические галактики имеют среднее содержание металлов "її #0.01, начальную функцию масс ijf (TfL )™ТИ. и возраст не менее 15 млрд. лет.
2. Возраст относительно богатых металлами /[Fi/nJ -- -2/ шаровых скоплений Галактики 7 ± II млрд. лет.
3. Предложен новый метод одновременного определения меташшчнос-ти, интенсивности звездообразования и наклона начальной функции масс по интегральному спектру галактик.
4. В ядрах S L галактик Nf&C 1084 и 2903 - обнаружены вспышки звездообразования.
Химический состав шаровых скоплений и ближайших галактик
Схемы химической эволюции галактик довольно часто опираются на данные о химическом составе звезд разных возрастов в нашей Галактике. В обзоре /31/ подведены некоторые итоги исследованиям в этом направлении. Оказывается, совокупность звезд, дащюс основной вклад в светимость Галактики, довольно однородна по своему химическому составу: металличность звезд диска лежит в пределах 0.5 ї ф и 2 %Q / ,0=0.02/ и практически не коррелирует с их возрастом /изменение металличности звезд диска за время жизни Галактики примерно равно дисперсии нормального распределения по металличности звезд одного поколения/. У Сучкова в /21/ для распределения р и & -карликов диска по металличности получилось два нормальных закона со средними значениями t /Hj " 3 и +0 05 и дисперсиями, равными случайной ошибке наблюдений Звезды балджа - яркой центральной конденсации сферической формы, характерной для галактик более раннего типа, чем So - Галактики тоже имеют металличность, близкую к солнечной /164/. Звезды же гало, имеющие металличность, сильно отличающуюся от солнечной /меньше 0.1 TLQ/І дают небольшой вклад в интегральную светимость Галактики. Отсутствие заметного изменения металличности звезд диска Галактики за последние 10 млрд» лет противоречит так называемой "простой" модели химической эволюции галактик, согласно которой тяжелые элементы непрерывно выбрасываются в межзвездную среду из проэволюционировавших звезд и таким образом каждое последующее поколение звезд оказывается богаче металлами, чем предыдущее Чтобы согласовать теорию с наблюдениями, пришлось вводить понятие непрерывной аккреции первичного /лишенного тяжелых элементов/ газа на диск. Таким образом, звездно - 6 газовая система диска Галактики скорее всего не является замкнутой.
В качестве примера очень близкой к нам галактики, химический состав которой исследовался по наблюдениям отдельных ярких звезд - красных гигантов - можно назвать карликовую эллиптическую галактику в созвездии Дракона. В /139/ найдена металличность звездного состава этой галактики, близкая к металличности шарового скопления М 92 /fFe/НІ = 2.10/. Узкая ветвь гигантов на диаграмме цвет-звездная величина свидетельствует о том что разброс значения металличности внутри галактики очень мал Но в /165/ определялся химический состав 17 красных гигантов - членов галактики в Очало » и при среднем значении металличности L /Hj =-I.86t0.09, близком к результату /139/ и результатам других предыдущих исследований, был тем не менее получен для 17 звезд интервал метадлич-ностей от -1.38 до -2.17. Распределение этих звезд по металличности согласуется с "простой" моделью химической эволюции /которая, напомним, несправедлива для диска нашей Галактики/. Такие противоречивые результаты даже для очень близкой к нам галактики демонстрируют неуверенность определения химического состава галактики по наблюдениям отдельных звезд.
Для галактик, богатых газом, практикуется определение химического состава областей Е II по эмиссионным линиям и последующее отождествление химического состава межзвездной среды с химическим составом звезд. Такое отождествление справедливо только для молодых звезд, поэтому этот метод применяется исключительно для неправильных и поздних типов спиральных галактик, где молодых звезд много. Аномально голубые карликовые галактики - так называемые "изолированные внегалактические Н П-обдасти", очень богатые газом /до 50% общей массы/, испытывающие мощные вспышки звездообразования - оказались весьма бедны тяжелыми элементами /133/. В спиральных галактиках М 101 и Н 33 обнаружен радиальный градиент содержания кислорода /137/, Также в /137/ высказано обоснованное предположение о систематическом уменьшении металличности при переходе от спиральных галактик к неправильным, а из того, что у Ы 101 и М 33, сильно различавшихся по светимости, примерно одинаковые химические составы, делается вывод об отсутствии корреляции между массой галактики и ее металличноетью. Но в /90/, где определялся химический состав 3 неправильных и 3 голубых компактных галактик, зависимость между массой и металличностью обнаружена: too JMt- (8.5І0.4) + (шАэ0)-% . Так что единственный уверенный результат, полученный этим методом, - это относительно невысокое содержание тяжелых элементов в неправильных и компактных голубых галактиках. том, как трудно определять химический состав звездных систем непосредственно из наблюдений, свидетельствует драматическая история установления шкалы металличностей шаровых скоплений. Как звездные системы, шаровые скопления отличаются от эллиптических галактик только меньшей массой. По они гораздо ближе к нам, по ним накоплен большой наблкщательный материал, и естественной является проверка, где только возможно, методов, предназначенных для изучения галактик, на шаровых скоплениях. Первые оценки ме-талличности звезд шаровых скоплений относятся к 50-м годам. В каталоге Кукаркина /9/ сведены воедино двадцатилетние исследования многих ученых в этом направлении, для 90 шаровых скоплений нашей Галактики согласованы между собой определения металличности шестнадцатью различными способами. В основном, эти способы основаны на фотометрии и спектральных наблюдениях с невысокой дисперсией отдельных звезд скоплений, на интегральной фотометрии и спектро-фотометрии и на параметрах диаграммы цвет-звездная величина шаровых скоплений. После фундаментальной работы /9/ всем казалось, что в области исследований химического состава шаровых скоплений все сделано, металличности известны с точностью до 0.1 olex, остались только мелкие уточнения и статистическая обработка результатов. Однако в конце 70-х годов, как следствие непрерывного совершенствования астрономической наблюдательной аппаратуры, появились первые измерения спектров, полученных с высоким разрешением для красных гигантов-членов шаровых скоплений; и результаты их были неожиданными.
Обзор результатов эволюционного моделирования звездных систем без звездообразования
Эллиптические галактики наиболее удобны для исследования методом эволюционного моделирования: в них не заметно явных признаков звездообразования, интенсивность звездообразования можно заранее положить равной нулю /Р + оо /, иу модели становится одним параметром меньше» Поэтому эллиптические галактики всегда пользовались особым вниманием исследователей.
Влияние НФМ на интегральный спектр звездной системы без звездообразования начинает сказываться при X 6000 19 поэтому для изучения НФМ эллиптических галактик обычно используется эволюционное моделирование инфракрасных цветов и линий поглощения, В /152/ по цвету V R. был поставлен верхний предел с 3, а затем, по измеренным Уитфордом линиям поглощения WF и СО интегрального спектра нескольких эллиптических галактик, этот предел был понижен до dl 2. Но сам Уитфорд в /163/, тщательно оценив точность своих наблюдений и пользуясь теми же моделями /152/, установил на уровне 5б верхний предел для cJL : oL 3. В /28/ бесхитростной минимизацией суммы модулей отклонений модельного спектра от наблюдаемого /диапазон спектра 3300 10800 1, 36 точек/ для среднего спектра о Е -галактики из /104/ было получено dL =1.9. Во всех трех работах было зафиксировано \-1 - при уменьшении TL верхний предел оС должен увеличиваться. В /26/ для CjE -галактик при по диаграмме (COjV-K) установлен верхний предел для кк «равный 3.2. И, наконец, в /50/ для ядер М 31, М 32, М 81 и эллиптических галактик I/&C4472 и 3115 при среднем І о наиДеН0 = в пределах: 2 ai 3. Можно констатировать, что все авторы соглашаются на том, что если зафиксировать t Xo» для гигантских эллиптических галактик верхний предел для А примерно равен 3.
Большие споры вызывал химический состав эллиптических галактик. Еще Фабер в /62/, заметив корреляцию между величиной сред-неполосных цветов и светимостью эллиптических галактик, приписала ее изменению металличности. Рассчитав из моделей л(Ь"У)/й1ос=0.40 и зафиксировав нуль-пункт своей шкалы по Н 32, которая, как она считала, имеет солнечный химический состав, она получила для гигантских эллиптических галактик 7 вр#Й2 В /26/ зависимость интегрального цвета V-K от металличности для звездных систем без звездообразования прокалибрована по шаровым скоплениям с известным химическим составом /в старой шкале!/, и эта линейная зависимость, будучи проэкстраполирована в область более красных цветов, дала для гигантских /JUV =-23/ эллиптических галактик 7L"2i .0t в полном согласии с результатами Фабер. Были и другие работы с такой же неправильной калибровкой /43, 41/; в них для jjm/Hj -О.З калибровка узкополосных индексов проводилась по шаровым скоплениям с использованием старой шкалы металличности, а для jjrn/HJ -0.3 - по теоретическим моделям Мулда /102/ со сдвинутым нуль-пунктом, причем в /43/ на глаз видно, что в точке стыковки наклон зависимости резко меняется, однако никаких подозрений у Бернстейна /43/ этот факт не вызвал. Именно при таких калибровках стабильно получалось для гигантских эллиптических галактик iL ii X.Q. Однако в моделях Тинсли /154, 72/, хотя наклон модельной зависимости цвета от содержания тяжелых элементов оказался близким к результату Фабер /62/; А(Ь У)/АКО =0.42, рассчитанное положение нуль-пункта ее шкалы дало для гигантских эллиптических галактик t =0.01. Поскольку Тинсли рассчитывала модели всего для двух значений , окончательный вывод она сформулировала осторожно: для гигантских эллиптических галактик и \ =10 15 млрд. лет. Однако то, что ее выводы не согласуются с общепринятыми, все же было замечено сразу. После того, как в /65/ калибровка Ааронсона и др. /26/ подверглась пересмотру еразу по трем пунктам, одним из которых было изменение шкалы ме-талличностей шаровых скоплений, Ааронсон в /27/ выступил со специальным разбором своего расхождения с Тинсли. Даже после приспо-сабливания своей калибровки к новой шкале металличностей шаровых скоплений, он все равно получал для гигантских -эллиптических галактик [rn/HJ и - =8-3 что, по его мнению, отлично от результата Тиноли [71)/41==-0.3 и d 2. Ааронсон объясняет это различие в результатах тем, что у Тинсли в моделях фигурировала эмпирическая ветвь гигантов, а у него - теоретическая. Однако, как будет рассказано ниже, я, используя в моделях исключительно теоретические эволюционные треки звезд, получаю для гигантских эллиптических галактик металличность, близкую к той, что давала Тинсли.
К исследованиям эллиптических галактик примыкают некоторые исследования центральных областей спиральных галактик ранних морфологических типов, в которых, как считается, звездообразования нет. По линиям поглощения в интегральном спектре для центральных областей М 31, М 81 в /50/ получено [то/НД =4-0.3, а в /114/ - соответственно -0.16 и 0.00. Заслуживает внимания результат /50/ для М 32: їтп/m . = 0.3, в то время как Фабер /62/ приписы---вала М 32 солнечный химический состав.
Особняком стоит вопрос о моделировании отношения массы к светимости для эллиптических галактик. Наблюдатели давно заметили, что существует корреляция между цветом и отношением массы к светимости для эллиптических галактик /см., например, /25, 97//. Смит и Тинсли в /136/ пытались доказать с помощью эволюционного моделирования, что эта корреляция тесно связана с корреляцией цвет-светимость для эллиптических галактик /см., например, /62/ и /126,127//, и обе определяются систематическим увеличением содержания тяжелых элементов с ростом светимости у эллиптических галактик. Однако выяснилось, что модельное SH/\-xo растет слишком медленно с t t чтобы объяснить исчерпывающим образом -наблюдаемые корреляции /136/.
Соотношение цвет-металличность для звездных систем без звездообразования
Следует отметить, что в /39/, где речь идет о центральной части эллиптической галактики hlQrC 4649, индекс магния самый высокий из BGer, приведенных в таблице 2. Это свидетельствует о том, что к центру эллиптических галактик металличность действительно повышается, как этого и следовало ожидать, исходя из того, что и широкополосные цвета краснее в центре Е -галактик, чем / на периферии.
Эволюционные треки, а также спектры, используемые для построения моделей с =0.01 и 0,04, рассчитывались по единой методике /подробнее см. 1 этой главы/, поэтому чтобы получить зависимость широкополосных цветов от металличности, достаточно сравнить между собой результаты моделирования при этих двух значениях металличности. Наклоны этих зависимостей в районе t t npi т = -10 млрд. лет, согласно нашим моделям, получились следующие: Кдо= НАСЬ- УАІЛ"0»20 И 1 = (11-6)/ =0.38. Это примерно в 2 раза меньше, чем получалось при эволюционном моделировании до сих пор /62, 154, 140/. Надо отметить, что и вообще интегральные показатели цвета наших моделей краснее, чем, например, у Тиноли: в /89/ при =0.02 для моделей галактик без звездообразо-, вания получалось о — Л/ =0.94. В поддержку наших результатов говорит тот факт, что цвет модели с =0.02 /см. рис. 8/, рассчитанный с помощью совсем других эволюционных треков, нежели модели с fc =0.01 и 0.04, располагается на двухцветной диаграмме примерно посредине между моделями с І =0.01 и Zi =0.04; таким образом, косвенно подтверждается и красный цвет моделей, и почти линейная зависимость цвета от tog С . При увеличении I градиенты Vv v и "Ub медленно уменьшаются.
Зная значения K v й Uft вблизи t t, » можно сделать несколько любопытных оценок. Согласно /126, 127, 70/, для галактик » SO и спиральных галактик ранних типов показатель цвета меняется с абсолютной звездной величиной по закону &(U y)= =0.097/ JUу . Согласно найденным оценкам К aw и Гі-уЬ это соответствует Діди =0 17 AIMV» так что галактики в интервале J4V =-18 4 -22m отличаются по 2, почти в 5 раз. Следует отметить, что здесь речь идет о средневзвешенном /по светимости звезд/ содержании тяжелых элементов в галактиках, которые могут быть неоднородны по химическому составу. Хорошо известно существование градиента цвета вдоль радиуса Є -галактик, указывающего на более высокое содержание тяжелых элементов в их центральных областях. Согласно /161/, центральная часть галактики /область ф 0.1 1je , где /0. - диаметр, соответствующий половине интегральной светимости/ краснее, чем галактика в целом, на j\ (ЕгЛЛ О 03» Л(JJ" В) =0.12; этому соответствует изменение в 1.5 т 2 раза. /В /127/ получены более низкие значения градиентов цвета/. Следовательно, ядра нормальных эллиптических галактик, по-видимому, имеют химический состав, близкий к солнечному.
Результаты расчета цвета b V моделей звездных систем, обедненных тяжелыми элементами / =10 и , =10 /, описаны мною в статье /16/. Дня моделей с =10 и , =10 и эволюционные треки, и спектры, на основе которых проводились расчеты, совсем другие, нежели для =0.01 и 7- =0»04. Тем более замечательно, что модели с разными L отлично стыкуются между собой: если линейной интерполяцией по too I найти модельные значения E "V ДДЯ 1 =10 млрд. лет при t =Ю 3 И fc. =10 , то получится, что в интервале "2, Ю-2 г Ю ї\лу-Л Ь"У)АЬів =0.15, а в интервале Ю"3 f Ю"4 Cg =0.12. Таким образом, хотя наклон зависимости цвета b""V от \о к. монотонно уменьшается с уменьшением , однако происходит это достаточно медленно, и зависимость R-V от ьаі. незначительно отличается от линейной. Следует помнить, что речь идет о цвете Ь"у систем, в которых горизонтальная ветвь не влияет на цвет - достаточно бедные металлами шаровые скопления к таким системам не относятся, что хорошо видно из рис. 10.
На рис. 10 изображены результаты модельных расчетов интегрального цвета E V звездных систем, обедненных тяжелыми элементами / =10 и Ї. =10 /, без учета горизонтальной ветви. Крестики, соединенные сплошной линией, относятся к модели с возрастом 18 млрд. лет, крестики, соединенные штрих-пунктирной линией, - к модели с возрастом 7 млрд. лет. Между ними - модель с возрастом 10 млрд. лет, полученная линейной интерполяцией между моделями с возрастами 7 и 18 млрд. лет. Кроме результатов модельных расчетов, на рис. 10 нанесены интегральные цвета (b V) шаровых скоплений нашей Галактики в зависимости от металличности в новой шкале. Экспериментальные данные по цвету fc "V исправленному за пыль, и по металличностям шаровых скоплений в новой шкале взяты из каталога Страйжиса/20/. Из общей массы точек резко выделяется группа скоплений с l n/Hj " 2 Это те самые относительно богатые металлами скопления, у которых настолько короткая и красная горизонтальная ветвь, что она практически не влияет на интегральный цвет b""V скопления, хотя населенность ее может быть весьма значительна /см. 2 этой главы/.
Одновременное определение интенсивности звездообразования и металличности по интегральному спектру звездной системы
Все вышесказанное, а также то, что узкополосные индексы не ис кажаются пылью, побудило меня подбирать оптимальную вспышечную модель для N/GC 1084 и 2903 именно по значениям индексов магния и окиси титана, а широкополосные цвета XJ и и о V » вер нее, величину , не зависящую от покра снения, использовать лишь для контроля получаемых результатов. Процедура, применяемая мною для поиска оптимальной вспышечной модели, не гарантирует единственности решения, поэтому то, что получается в результате, следует рассматривать лишь как пример вспышки звездообразования, приводящей к такому интегральному спектру, как у ядра /N/GC 1084 или ядра hl&d 2903, Оптимальной считалась модель с минимальным значением величины. Первый этап поиска проводился на трехмерной координатной сетке: О/ - от I до 10 с шагом I и далее до 100 с шагом 10, ЧҐ - от 10 млн, лет до 100 млн. лет с шагом 10 млн. лет, и еще I млрд. лет, tn - от 0 до 100 млн. лет с шагом 10 млн. лет и от I млрд. лет до 5 млрд. лет с шагом I млрд. лет. Таких сеток было рассчитано 22: для двух значений 7L /0.01 и 0.04/, пяти значений Ы. /1.7, 2.1, 2.35, 2.74 и 3.1/ и нескольких значений Ь . На каждой из них было найдено О іп Яосколь лучшие современные фотометрические наблюдения дают точность 01 01, мы считали, что модели, которые отстоят друг от друга на плоскости (Дтр. Гименее чем на \ (р.01) +(о.01) =0.014, дают совпадающие результаты. Поэтому каждому значению о min соответствовал целый набор моделей. Часть из них отсеивалась после контроля с помощью UDV цветов. На втором этапе поиска сравнивались между собой значения О т У , полученные на разных сетках. Если одно из них было явно меньше всех остальных, это позволяло определить металличность і и показатель степени начальной функции масс cL . Надо отметить, что хотя я также варьировала параметр Ь , но результаты расчетов моделей с разными fo и одинаковыми сильными вспышками звездообразования практически совпадают между собой. Это неудивительно: достаточно сильная вспышка звездообразования /а я рассматриваю только такие/, породив большое количество молодых массивных ярких звезд, дает такой внушительный вклад в интегральную свети- мость галактики, что галактика как бы "забывает", что с ней было до вспышки, и всякие следы влияния параметра h на интегральный спектр пропадают, иллюстрацией этого факта может служить результат модельных расчетов широкополосных цветов 1/ Ё) и Ё V . Галактики, которые до вспышки звездообразования различались по цвету fc V почти на 0.2, после вспышки имеют практически одинаковые показатели цвета /см. рис. 18/. Это обстоятельство было использовано в работе Демина и др. /2/ для объяснения так называ-1 емого "эффекта Холмберга" для пар спиральных галактик.
Значения индексов магния и окиси титана, а также широкополосные цвета \}- Ь и b"V » которые получаются по распределениям энергии в спектрах центральных областей /sf&C 1084 и 2903, приведенным в /157/, собраны в таблице 6. Таблица 6.
По положению центральных областей /\f&C 1084 и 2903 на диаграмме v TiOi JUo/ /Рис 7/ мояно сделать вывод, что они испытывают или недавно испытывали мощные вспышки звездообразования. Для N/&C- 2903 этот вывод подтверждается и тем, что в ее ядре заметны так называемые "горячие пятна". Результаты второго этапа поиска подходящих вопышечных моделей для этих галактик отображены на рис. 19. Для каждой галактики там дана зависимость От?у от металличности с и показателя степени функции масс ol . При существующей ныне точности фотометрических наблюдений (L.n 0.014 можно считать нулевыми, т.е. дающими адекватное модельное представление. Вот конкретные результаты для каждой из галактик. С. =0.04, о по рис. 19 достоверно определить невозможно. Вспышка: ЧҐ =20 млн. лет, "С =0, минимальная возможная сила вспышки CL/ =3 /соответствует 0.5$ всей массы рассматриваемого участка галактики, образовавшимся во время вспышки/.
К сожалению, в спектре отсутствует ультрафиолетовый участок, поэтому мы не имеем возможности рассчитать цвет t/ и проконтролировать достоверность полученной вспышечной модели по двухцветной диаграмме (U-B b V Модельный расчет дает ft-V #. 0.00 » 0.20; тогда центральная область Л/&С 1084 должна быть очень богата пылью: внутреннее Еь_ч,=0.5 0.7.
Согласно рис. 19 при .=0 01 ol 2.2 /скорее всего, с .?іЗ.І/, Модели с =0.04 не подходят по положению на двухцветной диаграмме (ДІ І Ь-У). Вспышка: Г =50 т 100 млн. лет, Ьп=20млн. лет или =30 млн. лет, tn=30 млн. лет. Контроль по двухцветной диаграмме - по индексу Q = (U (bV(X 2o(Eb V)» свободному от покраснения на пыли - на этот раз был проведен. Установлено значение Efc-Y O.2.
Модель дает для центральной области N/GC 2903 минимальную возможную силу вспышки СЬ =20. Если при этом нижний предел масс равен O.ITTLQ - это означает, что минимум 30$ массы центральной области галактики образовалось во время вспышки! Такой большой процент молодых звезд интуитивно кажется маловероятным.
