目的：天の川銀河円盤とアンドロメダ銀河円盤の化学進化を研究した。共通の
性質と違う点を摘出した。
方法：M31 の星形成率、ガスプロファイル、メタル量分布などの観測データを
用い、円盤スケール長で規格化した分布で比べると二つの銀河は良く似ている
ことが判った。これは両者を共通の枠組みで記述する可能性を示唆する。
結果：星のプロファイル、ガスの割り合い、メタル量がどちらも我々のモデル
で記述できる。ただし、M31 の星形成効率が天の川の２倍である必要がある。
図１．（上）HI, 分子、ガス総量の表面密度。（下）丸＝観測星形成率。線＝ 右下の星形成率での予想。
図３．（上）天の川の酸素組成。実線＝ 良く引用される -0.07 dex/kpc と -0.04 dex/kpc ライン。（下）M31
図５．諸量のプロファイル。左と中は実距離。右は規格化距離で示す。黄色 ＝天の川（酸素勾配は -0.04 dex/kpc）。青＝ M31。実線＝天の川モデル。 破線＝ M31 モデル。
図７．様々な場所でのメタル量分布。実線＝モデル。M31 のメタル分布は 各点での RGB (6 - 12 Gyr) （Worthey et al 2005）から決めた。
M31 の星形成率プロファイルは Kennicut-Schmidt law とは合わない。これらの
不一致の原因は M31 では近い過去に激しい星形成が起きたことであろう。これは
2 億年前に近くの銀河、多分 M32 と正面衝突したという仮説とよく合う。
結論：天の川は静謐な進化を遂げてきたので単純なモデルで記述される。M31
には銀河間相互作用を含むより複雑なモデルが必要である。こちらの方が一般の
渦状銀河の記述にはふさわしい。
図２．ガス表面密度と単位面積当たり星形成率。実線＝ケニカット則。 破線の間＝GALEX の結果(Boissier et al 2007)。M31 の円盤内側は 奇妙な振る舞いを示す。
図４．スケール長で規格化した距離に対する、様々な量のプロファイル。（下）酸素 勾配に対しては天の川の二つの勾配に対する図を示す。
図６．諸量の時間変化。星形成効率 α = 0.1(天の川), = 0.2(M31) とした。 各パネル右端の縦線は観測値。M31 の星形成率予測が高すぎたことに注意。