Автореферат (1145358), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Был также реконструирован радиальный профиль толщины звездногодиска через профиль σz . Равновесные уравнения Джинса были использованыдля кинематических данных вдоль большой и малой осей, что дало два независимых результата. В итоге, была восстановлена 3D модель галактики и сделанвывод, что внутренний экспоненциальный компонент довольно тонкий (z0 меняется от 0.2 до 0.7 кпк) и является несомненно диском, в то время как внешнийдиск сильно расширяется наружу, и его полутолщина достигает 2.5 кпк в области внешнего кольца звездобразования.
Данные по восстановленному профилю1401020250R, arcsec4050607080σR (асимметричный сдвиг)σz (большая ось)σz (малая ось)200σ, км/с30Рис. 1. Радиальные профили дисперсийскоростей σR и σz , реконструированныепо данным вдоль большой и малой осей.15010050001234R, кпк56дисперсии скоростей σR для звезд были использованы для оценки устойчивостигазового диска в рамках двухжидкостного подхода для определения критиче-κc, где a3.36Gg(a, b)— отношение дисперсии скоростей звезд σR к скорости звука c в газе, κ — эпиского значения поверхностной плотности газа [5, 6] Σcr,2 = αциклическая частота, b — отношение поверхностных плотностей звезд и газа, аg(a, b) — функция, полученная численно в работе [6].
Такой подход приводит коценке критической плотности, по крайней мере, в три раза ниже той, что данав работе [7]. Тем не менее, даже в этом случае поверхностная плотность газав кольце ниже критической, хотя близка к ней (рис. 2). Таким образом, газ навнешнем кольце, даже в наиболее плотных областях (R = 6 кпк), должен бытьмаржинально устойчивым, что не объясняет текущего там звездообразования.1двухжидкостный критерийкритерий КеникатаΣgas / Σcrit0.80.60.40.20012345678Рис.
2. Радиальный профиль отношения наблюдаемой поверхностной плотности газа к критической согласно одножидкостному критерию Кениката [8, 9]и критерию двухжидкостной неустойчивости. Штриховая линия указывает порог звездообразования.R, кпкВразделе 2.2приводятся результаты использования итерационного ме-тода (см. §1.2.2) для построения фазовых (N -body) моделей анизотропных сферически-симметричных темных гало с заданным профилем анизотропии скоро-15стей, которые могут использоваться во многих динамических задачах, где темное гало нужно описывать самосогласованным способом.
Простые алгоритмы,основанные на аналитических функциях распределения DF, ограничены моделями специального класса, например, моделями типа Осипкова–Мерита [10–12](модели ОМ). В разделе 2.2 класс равновесных анизотропных моделей с заранеефиксированными свойствами существенно расширен. Построены модели, близкие к однородным (анизотропные сферы Пламмера), и с пиками плотности вцентре (анизотропные сферы Хернквиста).
Для моделей Пламмера, с профилем анизотропии, отличным от моделей ОМ, получены решения, неустойчивыеотносительно неустойчивости радиальных орбит. Для данного распределенияплотности это дает возможность провести границу по реализуемой в действительности степени анизотропии. Вопрос об устойчивости анизотропных моделейявляется особенно актуальным применительно к моделям темного гало с распределением плотности, соответствующим космологическим темным гало (модельНаварро–Френка–Вайта, NFW [13, 14] и модель Мура и др., M99 [15]).
Былпостроен ряд таких темных гало с профилем анизотропии, взятом из космологических расчетов. Эти фазовые модели могут служить непосредственнымивходными данными для исследования динамики таких систем в N -body расчетах. Вразделе 2.3приводятся выводы ко второй главе.Результаты Главы 2 опубликованы в статьях [15, 24].Глава 3посвящена исследованию связи между параметрами темного га-ло и околополярными кольцами, а также другими приливными структурами.Вразделе 3.1рассмотрены наблюдательные данные, касающиеся галактик сполярными кольцами и околополярными звездными петлями. В§3.1.1пред-ставлен анализ структурных особенностей галактик с оптическими полярнымикольцами.
Обнаружена четкая дихотомия для объектов этого класса. S0 галактики с большими балджами имеют только короткие узкие кольца, а галактики,в структуре которых доминирует диск, всегда показывают протяженные и широкие полярные кольца. С использованием газодинамических программ (см.16раздел 1.1) был впервые численно реализован аккреционный сценарий формирования полярного кольца у S0 галактики. Это позволило объяснить наблюдаемую дихотомию свойств галактик с полярными кольцами. Продемонстрировано, что аккреция вещества из галактики, богатой газом, является эффективныммеханизмом формирования полярных колец, в которые захватывается до 10%всего газа галактики-донора.
Найдено, что пространственные размеры формирующихся колец определяются (при прочих равных условиях) распределениемвещества в аккрецирующей галактике и тем самым выявлена зависимость размера образующегося кольца от степени компактности потенциала S0 галактики (рис. 3), что хорошо согласуется с наблюдаемой дихотомией. Показано, чтосуществование очень протяженных полярных колец можно объяснить тольконаличием у галактик массивных темных гало. Сделаны оценки времени формирования кольца: примерно (7 − 9) × 108 лет для галактик без темного гало инесколько млрд. лет для галактик с массивными темными гало.Рис.
3. Вид полярного кольца на моментвремени t = 10 после прохождения перицентра для четырех экспериментов. Вверхнем правом углу — отношение массы балджа к массе диска. Размер каждого изображения 30 кпк × 30 кпк.В §3.1.2 построены N -body модели взаимодействующих систем NGC 5907и UGC 7388 и промоделировано образование околополярных звездных структуру этих галактик. У галактики NGC 5907 — спиральной галактики позднего типа(Sc), видимой под очень большим углом к лучу зрения (“с ребра”), — имеется слабая кольцеобразная деталь (µR ∼ 27 − 28m /00 ) [16].
Форма этой детали близкак эллипсу, вытянутому вдоль малой оси галактики так, что кольцо оказываетсяв околополярной плоскости галактики. При этом ядро галактики попадает при-17мерно в фокус этого эллипса. По современным представлениям такие особенности ее оптической структуры, по всей видимости, свидетельствуют о происходящем до настоящего времени взаимодействии с маломассивным спутником. Дляпроверки предположения о формировании крупномасштабного околополярного звездного кольца при аккреции на NGC 5907 карликовой галактики былапредпринята серия численных экспериментов по моделированию разрушениякарликового спутника, движущегося в полярной плоскости массивной галактики. Сравнение морфологии кольца в построенной модели с наблюдательнымиданными позволило получить ограничение на массу темного гало основной галактики в пределах размера самого кольца — Mh (r < 52) кпк)/Mgal ≈ 3–4.Даны ограничения на время существования кольца (≤1.5 млрд.
лет после первого сближения галактик) и на структуру спутника — предшественника кольца.Для UGC 7388 — галактики позднего типа, видимой с ребра, — данные фотометрических наблюдений в голубой области спектра основного тела галактикии кривая вращения, полученная из спектральных наблюдений нейтрального водорода, использованы для построения динамической модели галактики. Дискэтой галактики окружен двумя слабыми вытянутыми петлеобразными структурами с поверхностной яркостью в полосе B — µB ∼ 24m /00 и µB ∼ 25m /00 ,соответственно. Присутствие второй детали, развернутой в проекции почти ортогонально по отношению к яркой петле, говорит о происхождении пекулярнойструктуры UGC 7388 в результате аккреции и приливного разрушения маломассивного спутника, остатки которого продолжают двигаться по розеткообразнойорбите.
Из анализа кривой вращения галактики UGC 7388 оценены вклады диска и темного гало для правдоподобных значений отношения массы к светимостии NFW модели темного гало. Определен диапазон значений параметров двухподсистем (диска и гало), которые описывают наблюдаемую кривую вращения.
Построена двухкомпонентная равновесная N -body модель галактики. Изоценок суммарной светимости звездных петель были сделаны ограничения намассу разрушившегося спутника и построена его модель. Из анализа размеров18петель и их геометрии были найдены ограничения на параметры пролета спутника.
Варьирование параметров в пределах найденных ограничений позволилопровести численное моделирование разрушения спутника в гравитационном поле массивной галактики и выбрать на сетке моделей ту, которая наилучшимобразом воспроизводит морфологию звездных петель. Главным итогом проведенных расчетов стало уточнение параметров темного гало (предварительнополученных из кривой вращения) на основе анализа морфологии протяженныхзвездных петель. Полученная в пределах четырех экспоненциальных масштабов диска масса темного гало составляет 1.28 масс диска.Вразделе 3.2приводятся результаты спектральных наблюдений и моде-лирования кинематики хвоста главного компонента взаимодействующей галактики NGC 4676, а также исследование основных геометрических характеристикприливных хвостов у нескольких сотен близких и далеких взаимодействующихгалактик. В§3.2.1проведено детальное наблюдательное и теоретическое ис-следование взаимодействующей системы NGC 4676 (Мышки).
По результатаморигинальных фотометрических и спектральных наблюдений определены основные структурные характеристики главной Мышки — NGC 4676A. Галактика характеризуется отсутствием четко выраженного балджа, наличием областей интенсивного звездообразования в околоядерной области, необычно сильным градиентом показателей цвета от центра к периферии (0.m 05 − 0.m 10/кпк)и пекулярным полем скоростей. Все эти особенности, по-видимому, обусловлены условиями видимости галактики (она наблюдается почти “с ребра”) и сильным гравитационным взаимодействием с NGC 4676B. По эмиссионным линиям Hα и [NII]λ6583 построена кривая лучевых скоростей излучающего газавдоль разреза, проходящего через хвост главной Мышки.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
