В дисертаційній роботі було проведено дослідження впливу обміну речовиною на хімічну еволюцію галактик та міжгалактичної речовини. Найбільш важливі результати такі: 1. Розглянуто сценарій формування гало, в якому зоряне населення гало галактик утворилось в окремих фрагментах перед злиттям цих фрагментів у єдину галактику. Було розраховано хімічну еволюцію фрагмента в рамках простої, закритої та відкритої (з акрецією газу на галактику) моделей хімічної еволюції галактик до його злиття з основним тілом галактики. Отримані результати дозволяють припустити, що зорі поля гало нашої Галактики утворились в маломасивних фрагментах, злиття яких відбулося на протязі першого мільярда років еволюції Галактики. Формування гало галактик M31 та NGC 5128 шляхом злиття потребує наявності фрагментів, що взаємодіють з оточуючою речовиною, оскільки надлишок малометалічних зір в розрахованому розподілі зір за металічностями для цих галактик неможливо відтворити в рамках простої моделі хімічної еволюції фрагментів. 2. Розглянуто можливість формування гало галактик М31 та NGC 5128 шляхом злиття двох масивних фрагментів (протогалактик). Знайдено, що акреція незбагаченого важкими елементами газу відіграла важливу роль в хімічній еволюції фрагментів до їх злиття. Зоряне населення гало галактики М31, ймовірно, могло утворитись в двох масивних фрагментах, маси яких були приблизно рівними. Розрахована частка міжгалактичного газу, що осіла на фрагмент впродовж його еволюції, склала 30% від повної маси фрагменту, і акреція газу на фрагмент повинна була розпочатись через 2.4 млрд років від початку його еволюції. Зоряне населення поля гало галактики NGC 5128, ймовірно, утворилося в двох масивних фрагментах, співвідношення мас яких склало 1:2.57. Для фрагментів, що утворили гало NGC 5128, визначена частка осідаючого газу склала 50% від повної маси фрагменту і акреція газу на фрагмент повинна була розпочатись через 1 млрд років від початку його еволюції. Ми знайшли, що частка газу, яка припадає на утворення дискової складової галактики М31, складає 16–25% всієї маси галактики, а для NGC 5128 це значення знаходиться в межах 12–21%, що не протирічить спостережним даним. 3. Формування кулястих скупчень гало нашої Галактики, ймовірно, відбувалось в сукупності з формуванням зір поля гало. В галактиках M31 та NGC 5128 формування підсистеми кулястих скупчень гало, ймовірно, відбувалось окремо від підсистеми зір поля гало цих галактик. 4. Було досліджено хімічну еволюцію тонкого і товстого дисків нашої Галактики в рамках відкритої моделі з акрецією. Вважається, що тонкий та товстий диски розділені просторово та мають різні шкали часу еволюції. Для населень дисків було промодельовано Галактичну еволюцію абсолютного та відносного вмісту -елементів (магній, кремній і кисень) та заліза. Знайдено параметри темпу зоретворення і притоку позагалактичного газу, що дозволяють відтворити відносний та абсолютний вміст Mg, Si, O та Fe в товстому та тонкому дисках Галактики. Отримані результати дозволяють припустити, що історії зоретворення в тонкому та товстому дисках Галактики помітно відрізняються. Важливу роль в виникненні різниці в значеннях відносного вмісту важких елементів цих двох підсистем диску Галактики відіграв темп акреції, він повинен бути більш інтенсивним впродовж еволюції товстого диску порівняно з тонким диском Галактики. 5. Аналіз значень стовпцевої густини та червоного зміщення ліній водню і металів в хмарах Ly-лісу та системах з металами дозволяє зробити висновок, що Ly-хмари, які розташовані в околицях систем з високими значеннями стовпцевої густини водню, містять важкі елементи. Це може бути наслідком впливу систем з високими значеннями стовпцевої густини водню (тобто попередників сучасних галактик) на оточуючий їх міжгалактичний газ. Отже можна припустити, що галактики (DLA- та LL-системи) відіграють значну роль в збагаченні Ly-хмар важкими елементами незалежно від того, яким чином вони це роблять – шляхом викидання важких елементів в розташовані поблизу Ly-хмари чи шляхом ініціювання зоретворення в цих хмарах. |
