Автореферат (1145358), страница 2
Текст из файла (страница 2)
Сделан вывод о неоднозначности соотношения между толщиной маржинально устойчивых звездных дисков и массой темного гало, который подтверждается как численными экспериментами, так и наблюдательнымиданными.Степень достоверности и апробация результатов.Достоверность ре-зультатов основывается на применении оттестированных, опробованных и хорошо зарекомендовавших себя методик обработки и анализа наблюдательныхданных и алгоритмов моделирования газодинамических течений и звезднодинамических систем.
Построенные модели физически непротиворечивы и согласуются с общетеоретическими представлениями о процессах, которые двигаютэволюцию галактик. Важным свидетельством достоверности полученных в диссертации результатов является их апробация на всероссийских и международных конференциях, а также публикация основных положений диссертации введущих астрофизических журналах и цитируемость результатов.Основные результаты диссертации докладывались на семинарах Астрономического отделения СПбГУ, ГАО РАН, ФТИ им. Иоффе, общегородскомсеминаре в ИТА РАН, семинаре обсерватории Туорла (Турку) и на многихмеждународных и всероссийских конференциях.
Диссертант лично докладывалсвои результаты (в том числе, в форме приглашенных докладов) на конференциях: “Актуальные проблемы внегалактической астрономии” (Пущино, 1998,91999, 2001, 2004, 2007, 2008, 2009, 2012), Всероссийской астрономической конференции ВАК-2001 (Санкт-Петербург, 2001), Всероссийской астрономическойконференции ВАК-2004 (Москва, 2004), Всероссийской конференции “Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее” (Санкт-Петербург, 2006), “GalacticDynamics” (Пулково, 2007), “The UX Ori Type Stars and Related Topics” (Ялта,2008), “Planetary Formation and Extra-solar Planets” JENAM-2008 (Вена, 2008),“Modelling the Milky Way in the Era of Gaia” JD5, XXVII General assembly IAU(Рио-де-Жанейро, 2009), “Dynamics and Evolution of Disc Galaxies” (Пущино,Москва, 2010), “Minor Merging as a Driver of Galaxy Evolution” EWASS-2011(Санкт-Петербург, 2011), “Modern Stellar Astronomy” (Пулково, 2013), “Multispin Galaxies” (Неаполь, 2013).Публикации.Материалы диссертации опубликованы в 31 печатной рабо-те [1–31], из них 28 статей в рецензируемых журналах и 3 статьи в сборникахтрудов конференций [7, 18, 30].Личный вклад автора.Содержание диссертации и основные положе-ния, выносимые на защиту, отражают персональный вклад автора в опубликованные работы.
В статьях, относящихся к первой главе и связанных с газодинамическими расчетами, Автору принадлежит решающий вклад в постановкезадачи и равный вклад в анализе результатов. Пакеты газодинамических программ были написаны Автором, и им же проводились все газодинамическиерасчеты. В статьях по N -body моделированию Автор формулировал задачу инаравне с соавтором проводил анализ результатов, хотя идея итерационного метода и его программная реализация принадлежат соавтору С.А. Родионову.
Встатье [24], относящейся ко второй главе, Автором была построена фазовая модель галактики NGC 7217 и сделаны все оценки и выводы, касающиеся гравитационной неустойчивости газового диска на основе двухжидкостного критерия.Вклад Автора в анализ результатов равный с соавторами. Во второй статье [15]из второй главы Автору принадлежит постановочная часть задачи и определяющий вклад в анализе результатов. В работах, положенных в основу третьей10главы, Автору принадлежит решающий или наравне с соавторами вклад в постановочную часть и анализ результатов. Численные расчеты в этих работах(кроме статей [7, 8, 30]) производились Автором. В работах, положенных в основу четвертой главы, Автору принадлежит решающий вклад в постановочнуючасть (кроме работы [29]) и равный с соавторами вклад в анализ результатов.
Встатье [29] Автор принимал равное участие с соавторами на всех этапах работы.Все результаты, вынесенные на защиту, получены лично автором.Структура и объем диссертации.Диссертация состоит из введения,четырех глав, заключения и библиографии. В начале каждого раздела диссертации дается указание на основные статьи, в которых получены представляемыерезультаты. В конце каждой главы приводится список полученных результатов.Общий объем диссертации 398 страниц, из них 367 страниц текста, включая 121рисунок и 8 таблиц. Библиография включает 387 наименований на 31 странице.Содержание работыВоВведенииобоснована актуальность диссертационной работы, сфор-мулирована цель и аргументирована научная новизна исследований, показанапрактическая значимость полученных результатов, приведены выносимые назащиту научные положения.
Также в этой части перечисляются конференциии работы, где были изложены результаты данного исследования, указан личныйвклад автора.ВГлаве 1представлены созданные пакеты программ, как газодинамиче-ских, так и звезднодинамических, которые предназначены для описания различных явлений в галактиках. Вразделе 1.1дается описание и результатытестирования вычислительных программ, разработанных для изучения крупномасштабных транзиентных газовых структур в галактиках.
Газодинамическиевеличины определяются на основе трехмерного алгоритма с использованиемтак называемых “сглаженных частиц” (SPH). Представлены тестовые расчеты:11моделирование образования газовых колец вокруг сфероидальных галактик какрезультат поглощения маломассивного спутника, богатого газом, и приливныххвостов при взаимодействии галактик сравнимых масс. Разработанные программы оказались универсальными и могут быть использованы для расчета газодинамических течений на других, отличных от галактических. В качестве примера приведены результаты моделирования CB (circumbinary) дисков вокругмолодых двойных систем.Раздел 1.2посвящен методике N -body моделирования.
В§1.2.1проана-лизирован критерий выбора параметра сглаживания потенциала и шага интегрирования dt в N -body экспериментах при моделировании бесстолкновительной звездной системы. Величина не может быть произвольной и слишкомбольшой, поскольку, с одной стороны, это приводит к значительному искажению потенциала, а с другой — ставит сильные ограничения на пространственноеразрешение структурных особенностей системы. Рассматривается зависимостьвременны́х изменений функции распределения изначально равновесной устойчивой модели от выбранных значений и dt (в качестве моделей используютсясферы Пламмера и Хернквиста).
Исходя из этой зависимости, формулируетсякритерий выбора и dt. Данный критерий сравнивается с критерием выборапараметра сглаживания по Мериту [1], который основан на минимизации средней иррегулярной силы, действующей на частицу единичной массы. Наш критерий выбора и dt может быть сформулирован следующим образом: значение необходимо выбирать в 1.5 − 2 раза меньше, чем среднее расстояние междучастицами в наиболее плотных областях, которые предполагается разрешать.При этом для корректного моделирования динамики системы шаг интегрирования должен быть обязательно подстроен под выбранное значение (в среднемза один шаг частица должна проходить расстояние меньше, чем 0.5).В §1.2.2 пересмотрена методика моделирования дисковых галактик и предложен новый итерационный метод построения равновесных N -body моделеймногокомпонентных галактик с заданным распределением плотности и нало-12женными кинематическими ограничениями самого разного рода.
Метод основан на управляемой подстройке модели под равновесное решение с заданными параметрами или ограничениями. Его основная идея состоит в следующем.На первом этапе модель строится тем или иным приближенным методом. Далее модели дается возможность самостоятельно (через N -body моделирование)подстроиться под равновесное состояние, но при этом “придерживается” распределение плотности и, если надо, фиксируются требуемые параметры распределения по скоростям.
Описаны основная концепция метода, различные рецептыего применения, приведены примеры его использования для построения равновесных сферически-симметричных, трехосных, анизотропных и многокомпонентных систем. Приложения метода включают не только создание начальныхусловий для моделирования эволюции N -body систем, но и построение моделейреальных галактик по их фотометрических и кинематических данным, в частности по кинематике вдоль луча зрения.
Вразделе 1.3приводятся выводы кпервой главе.Результаты Главы 1 опубликованы в статьях [1, 11, 13, 14, 16–18, 21–23, 27].ВГлаве 2рассмотрена задача построения фазовой модели галактикипо ограниченным наблюдательным данным, включающим поверхностную фотометрию и щелевую спектроскопию, а также демонстрируются возможностинашего итерационного метода для построения моделей анизотропных темныхгало с различными профилями анизотропии.Раздел 2.1посвящен изучению близкой изолированной дисковой галак-тики раннего типа NGC 7217, наблюдаемой почти плашмя. У галактики естьпротяженное кольцо звездообразования. Для NGC 7217 до сих пор не былосогласия о структуре и происхождении ее подсистем.
В разделе 2.1 проанализирована внутренняя кинематика и свойства звездных населений этой галактики. Для анализа использовались спектральные данные в диапазоне длин волн4800 < λ < 5500 Å, полученные на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. Указанный диапазон содержит множество абсорб-13ционных линий, что дает информацию о звездной кинематике и составе звездного населения галактики.
Кроме того, туда попадает несколько эмиссионныхлиний, Hβ , [Oiii] и [Ni], что позволялило извлечь информацию о кинематикеионизованного газа, отношении интенсивностей линий и провести диагностикумеханизмов возбуждения ионизованного газа. Параметры внутренней кинематики и звездных населений NGC 7217 были получены путем моделированияполученного спектра методомNBursts[2], в котором используется сетка мо-делей звездных населений высокого разрешения (SSP)pegase.hr[3]. В итоге,сделан вывод, что профили возрастов и металличности NGC 7217 показываюттри выделенных подсистемы, которые хорошо соответствуют тем, что проявляются при анализе структуры галактики согласно работе [4]: старый, богатыйметаллами балдж, доминирующий в области 0.4–1.2 кпк, внутренний экспоненциальный компонент (предположительно диск) в области 1.6–4 кпк со звезднымнаселением среднего возраста — 5 млрд.
лет и практически солнечной металличностью, и внешний, бедный металлами и относительно молодой экспоненциальный диск (t =2–3 млрд. лет), проявляющийся после 4.8 кпк. Кинематические данные были использованы для восстановления эллипсоида скоростейи реконструкции радиальных профилей дисперсии скоростей звезд в трех направлениях (R, ϕ и z ) в той области, где доминируют два экспоненциальныхкомпонента (рис. 1). Из поведения профиля σz на рис. 1 видно, что динамическихолодной подсистемой NGC 7217 является внутренний экспоненциальный компонент.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
