|
ヒッパルコス星の CMD を合成 CMD と比べて SFH を出した。主系列と赤色
巨星枝を分けて扱った。フィットは χ2 極小で決めた。 （１）サルピータ― IMF は妥当。開始時から現在にかけて星形成が次第に 活発になる。 |
（２）導かれる質量密度とそれに対応する星形成率の絶対値は M < 0.5 Mo
での IMF の勾配に強く影響される。
（３） 恒星進化モデルは完全でない。He 燃焼星と主系列星の数の比は観測に 較べモデルが 1.5 倍高い。オーバーシュートをより効果的にする必要がある。 |
|
バースト？ 化学進化モデルでは例えば、 Chiappini et al. (1997) のように、SFR は最初急増し、それからゆっくりと下がって行くと考えられている。 しかし、独立な他の研究 Rancho-Pinto, Maciel (1997) などからは、星形成が大変に不規則で、強い時期と弱い時期を 繰り返すことが示唆されている。Ranch-Pinto, Maciel 2000 は彩層輝線強度 と年齢の関係から ( Gyr と 2 - 3 Ｇyr 昔に星形成のピークが存在したと した。しかし、 Edvardsson et al 1993 のデータは現在まで滑らかに 増加する星形成率を示唆する。 |
擬周期性のピーク Hernandez, Valls-Gabaud, Gilmore (2000) はヒッパルコス視差を用いて太陽近傍の星形成史を調べた。彼らは 0.5 Gyr 間隔のピークを検出した。 ヒッパルコス ヒッパルコスは体積制限サンプルを提供するので研究を画期的に 前進させる。 |
 図２．(a) 3.2. 章で述べた constconst モデルの星形成率。 Tb = 形成率変化の時間。 Ib = 最終時 Tf での 星形成率の Tb 時の形成率に対する比。 (b) （a) と同じだが、 var-va- モデルの場合。 |
 図３．(a) const - const モデルでの χ2 |
 図４．ヒッパルコスサンプルの解析。 constconst モデル, サルピータ IMF ｘ＝２．３５ (a) χMS2 (b) （a) と同じだが、χRed2 |
 図５．var - var モデル |
 図６．ヒッパルコスサンプルの解析。 const - const モデル, サルピータ IMF ｘ＝1.35 |
 図７．var - var モデル ｘx = 3.35 |
