Автореферат (1145358), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Скорости в приливном хвосте прослежены до расстояния ∼ 9500 (40.5 кпк) от ядра галактики.Из анализа кривой лучевых скоростей следует, что систематическая скоростьхвоста по отношению к ядру галактики велика (∼ 300 км/с). Разброс скоростей в приливном хвосте также очень большой. Особый акцент в исследовании19сделан на изучении приливного хвоста.
Посредством численного газодинамического моделирования (см. §1.1) показано, что кинематика хвоста несовместимас классической моделью Мышек [17, 18] (модели ТТ и МБР), воспроизводящей только морфологические особенности объекта, а не кинематику. Сделанвывод, что кинематике хвоста лучше соответствуют следующие условия наблюдения системы: более предпочтительным является взгляд на систему из точки, повернутой примерно на 90◦ по сравнению с положением наблюдателя вклассическом варианте ТТ и МБР. Большие значения лучевой скорости в хвосте объясняются наличием у галактик массивных темных гало.
По спектральным наблюдениям в приливном хвосте главной Мышки выделены упорядоченнорасположенные Hα-конденсации, являющиеся, по-видимому, гигантскими комплексами Hii. Сделана нижняя оценка скорости текущего звездообразования —10−9 M /год/пк2 , которая сравнима со скоростью звездообразования в дискахнормальных галактик На основе аналитических оценок и данных численныхрасчетов показано, что основной механизм звездообразования в приливном хвосте Мышки — крупномасштабная гравитационная неустойчивость в газе хвоста.Массы выделяемых в результате неустойчивости конденсаций и длина волнынеустойчивых возмущений оказываются совместимыми с данными об оптических светимостях наблюдаемых областей Hii и об их расположении.В§3.2.2приведены результаты анализа геометрических характеристикприливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактик.
Выборкаблизких объектов включает более двухсот галактик, а далеких — около семисот.Далекие галактики были отобраны в нескольких глубоких полях Космическоготелескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS), и они находятся насреднем красном смещении hzi = 0.65.
Проанализированы распределения длини толщин приливных образований и показано, что хвосты у далеких галактиквыглядят короче, чем у близких. Отчасти этот эффект может быть связан сэффектами селекции, но, с другой стороны, он, возможно, является следствиемобщей эволюции размеров спиральных галактик с z . Показано, что положение20взаимодействующих галактик на плоскости светимость галактики (L) – длинаприливного хвоста (l) объясняется простой геометрической моделью, причемверхняя огибающая наблюдаемого распределения имеет вид l ∝√L. В предпо-ложении, что приливные хвосты являются дугами окружностей, видимых подпроизвольными углами к лучу зрения, решена задача о связи наблюдаемогораспределения сжатий хвостов с их длиной в угловой мере.
Сделан вывод, чтоугловая длина приливных хвостов, визуально выделяемых у близких и далекихгалактик, в среднем, превышает 180◦ .Раздел 3.3посвящен исследованию слияния галактик сравнимых масс(major merger) и поглощению галактикой маломассивного спутника (minor merger).В§3.3.1проанализировано положение взаимодействующих E/S0 галактик нафундаментальной плоскости (ФП). Проведено N -body моделирование близкихстолкновений и слияний двух сферических галактик.
Были использованы двемодели — сфера Пламмера и сфера Хернквиста. Проанализированы измененияцентральной плотности, радиуса половинной массы и центральной дисперсиискоростей. Найдено, что близкие столкновения заметно изменяют эти параметры за короткий промежуток времени (107 –108 лет) после полного слияния галактик. Амплитуда изменения параметров сильно зависит от исходной концентрации вещества в начальной модели. В некоторых экспериментах рассматривались столкновение двух сферических галактик, включающих темное гало.
Вэтом случае изменения параметров было менее выраженным, чем для экспериментов без темного гало. Проведенные численные эксперименты и анализ наблюдательных данных показали, что глобальные параметры галактик раннихтипов устойчивы к сильным гравитационным возмущениям, которые практически не сдвигают параметры остатков слияния на Фундаментальной плоскости.Сделан вывод, что ФП остается по-прежнему хорошим методом определениярасстояния, даже до скоплений, содержащих большое число взаимодействующих галактик.В§3.3.2исследован объект Malin 1 — уникальная галактика, необычай-21но низкой поверхностной яркости (LSB).
Структура и происхождение галактики практически не изучены. Это связано с отсутствием детальных наблюдательных данных, особенно данных спектроскопии высокого разрешения. Представлены результаты спектральных наблюдений галактики Malin 1. На основеизучения звездной кинематики внутренней части (r ≤ 15 кпк) Malin 1 приведены спектроскопические аргументы в пользу наличия у галактики небольшого спутника — Malin 1B, взаимодействующего с главной галактикой. Этотобъект хорошо виден на многих опубликованных изображениях Malin 1, но неупоминается ни в каких астрономических базах данных. Malin 1B находитсяна проекционном расстоянии 14 кпк от ядра Malin 1 и имеет небольшую относительную скорость — 65 ± 16 км/с, значение которой определено впервые.В настоящее время Malin 1 находится в процессе слияния с Malin 1B. Взаимодействие с Malin 1B может объяснить основные морфологические особенностицентральной области Malin 1 — внутреннюю двухрукавную спиральную структуру, бар и внешний однорукавный спиральный узор.
Исследовано крупномасштабное окружение Malin 1. Malin 1 находится в области относительно низкойплотности галактик, что типично для LSB галактик. В ее окрестности обнаружена галактика SDSS J123708.91+142253.2. На основе простой кинематическоймодели показано, что эта галактика может быть ответственна за формированиепротяженной оболочки низкой поверхностной яркости при лобовом столкновении с Malin 1 (в рамках сценария, предложенного в работе [19]).В§3.3.3спектральные наблюдения галактики NGC 7217 и сделанные наоснове динамических аргументов выводы о структуре подсистем этой галактики(см.
§2.1.2) были использованы для выводов о происхождении этих подсистем.Проведен анализ отношения интенсивностей линий в остатках от вычитаниясмоделированного спектра из наблюдаемого. Это позволило исключить околоядерную активность как механизм возбуждения околоядерного газа и сделатьвывод, что пекулярная кинематика ионизованного газа в центральной областиNGC 7217 связана с присутствием внутреннего полярного диска. Наблюдатель-22ные данные сравнивались с результатами численного моделирования слиянийгалактик с газом из базы GalMer. В результате наблюдаемая структура и кинематика NGC 7217 была объяснена двумя событиями взаимодействия галактикисо спутниками на разных начальных орбитах.
Столкновение со спутником наретроградной орбите приводит к появлению внутреннего полярного кольца, вто время как внешнее кольцо звездообразования и утолщение внешнего диска(см. §2.1.2) объясняются слиянием со спутником на прямой орбите. В3.4разделеприводятся выводы к третьей главе.Результаты Главы 3 опубликованы в статьях [2–8, 20, 24, 25, 30].Глава 4посвящена изучению вертикальной структуры звездных дисков,механизмам, влияющим на разогрев дисков в вертикальном направлении, и масштабным соотношениям, включающим вертикальный масштаб распределениявещества.
Вразделе 4.1исследуются нелинейные стадии развития изгибнойнеустойчивости и ее роль в вековом росте дисперсии скоростей звезд в вертикальном направлении. В§4.1.1представлены результаты исследования нели-нейных стадий развития изгибной неустойчивости в звездных дисках с экспоненциальным профилем плотности вдоль R. В обширной серии численныхN -body экспериментов с большим пространственным разрешением удалось детально просканировать пространство ключевых параметров неустойчивости (z0— начальная толщина диска, QT — параметр Тумре, Mh /Md — отношениемассы темного гало к массе диска). Найдено, что неустойчивые моды носят глобальный характер, т.е.
масштаб неустойчивых возмущений оказывается большехарактерного масштаба изменения плотности в диске. Это говорит о том, процесс развития изгибной неустойчивости в неоднородных дисках будет протекатьпо-разному в разных частях галактики. Наш вывод согласуется с выводами работы [20] Характерные времена насыщения неустойчивости порядка миллиардалет, т.е.
этот процесс более медленный, чем, скажем, нагрев при рассеяниях нанеоднородностях в распределении вещества в диске. Выявлены различные механизмы нагрева диска в z -направлении. Подтверждено существование эффекта23изгибной неустойчивости баров, впервые обнаруженного в работе [21].
Для большой серии моделей показано, что изгиб бара является неизбежной стадией егоэволюции.В§4.1.2условия насыщения изгибных мод в неоднородных тонких звезд-ных дисках, которые следуют из анализа дисперсионного уравнения, сопоставляются с теми, что получены на основе результатов N -body экспериментов.Подчеркивается, что в центральных областях неоднородных дисков запас прочности диска относительно развития изгибной неустойчивости меньше, чем дляоднородного слоя. Отмечается стабилизирующее влияние сфероидальной подсистемы (темное гало, балдж), которое, как оказывается, зависит не толькоот полной массы сферического компонента, но и от степени концентрации вещества к центру.
Делается вывод о том, что для подавления изгибных возмущений, способствующих увеличению толщины диска, достаточным может оказаться наличие в спиральных галактиках очень компактного (не обязательномассивного) балджа. Данный вывод подтверждается результатами проведенных N -body экспериментов, в которых моделировалась эволюция почти равновесных, но неустойчивых неоднородных звездных дисков конечной толщиныв присутствии сфероидальных компонент. Получено, что при одной и той жесуммарной массе сферической составляющей (темное гало + балдж) конечнаятолщина диска оказывается существенно меньше в экспериментах, где присутствует концентрированный балдж. На рис. 4 показаны пять изображений, соответствующие поздним стадиям эволюции модельных дисков.
Отношение полной массы сферического компонента к массе диска в пределах радиуса 4 h, гдеh — радиальный масштаб распределения вещества в диске, одинаково для всехмоделей и равно 0.5, но масса сферического компонента по-разному распределена между балджем и темным гало. Когда вся масса сферического компонентапринадлежит очень компактному балджу, галактика, даже на поздних стадияхэволюции, остается очень тонкой. Это означает, что диски галактик с компактными балджами могут быть столь же тонкими, как и диски, погруженные в24Рис. 4. Вид галактики с ребра на моментвремени t = 3 млрд. лет с начала эволюции. Масштаб рамки по горизонтали60 кпк, по вертикали — 10 кпк.