Автореферат (1145358), страница 5
Текст из файла (страница 5)
Относительная масса гало и балджа указанавверху каждой рамки.массивное темное гало.В§4.1.3показано, что во многих N -body экспериментах по моделирова-нию изолированных дисковых галактик конечной толщины присутствует численный вертикальный нагрев, который медленно увеличивает вертикальнуюдисперсию скоростей и толщину звездных дисков.
Даже для моделей с числомчастиц N > 106 в диске, этот нагрев может быть значительным и создаватьиллюзию действия некого физического механизма. Этот эффект похож на тот,что выявлен в численных экспериментах [22]. Так, например, медленный вертикальный нагрев в моделях с массивным темным гало является во многомчисленным эффектом, и при использовании достаточно большого числа частицэффективность нагрева за счет этого механизма резко падает даже в присутствии “живого” гало. Показано, что в экспериментах с числом частиц, демфирующих указанный эффект, в отсутствие ящико-/арахисо- подобных структуризгибная неустойчивость нагревает звездный диск до значения отношения вертикальной дисперсии скоростей к радиальной σz /σR ≈ 0.3, которое предсказывается линейной теорией.
В присутствии ящико-/арахисо- подобных структурпоследнее утверждение верно для областей за пределами этих структур (в случае моделей с баром — вне бара). Обращается внимание на то, что изгибная25неустойчивость в численных экспериментах развивается и затухает на шкалевремени около миллиарда лет. Ее основная роль заключается в том, что онаопределяет минимальное значение отношения σz /σR ≈ 0.3 (косвенно это минимальная относительная толщина диска) для дисков реальных галактик, а нестепень их динамического разогрева в вертикальном направлении. При этоместь свидетельства того, что существуют галактики, маржинально устойчивыек росту изгибных возмущений с отношением σz /σR ≈ 0.3.В разделе4.2приводятся результаты теоретического исследования связитолщины звездных дисков с параметрами темного гало галактики и наблюдательные проявления этой связи.
В§4.2.1анализируется получаемая на осно-ве теоретических соображений зависимость между минимально возможной дляустойчивого звездного диска его относительной толщиной z0 /h и относительноймассой сфероидального компонента, включающего темное гало. Oценен коэффициент в этой зависимости и записано соответствующее теоретическое соотношение. Указанное теоретическое соотношение можно использовать для получения по наблюдаемой толщине реальных спиральных галактик оценки снизуна массу темного гало. Зависимость была протестирована в численных N -bodyэкспериментах, моделирующих динамическую эволюцию тонких дисков в присутствии сфероидальных составляющих с разным распределением плотностии разной массой.
Оказалось, что теоретическая зависимость является нижнейогибающей для модельных данных. Точки, лежащие на нижней огибающей, соответствуют моделям с компактными балджами или очень массивными гало.Сама же модельная зависимость имеет большой разброс. Относительная толщина диска может быть разной в зависимости от того, как масса сфероидальногокомпонента распределена между балджем и гало и насколько компактен балдж.Неоднозначность связи между толщиной галактики и массой сфероидальногокомпонента с разным распределением плотности в численных экспериментахосложняет оценку массы темного гало по относительной толщине звездногодиска z0 /h для реальных галактик.
Для нижней оценки массы темного гало по26относительной толщине реальных галактик можно использовать теоретическоесоотношение, совпадающее с нижней огибающей численной зависимости. Однако даже для самых тонких галактик оно дает очень слабое ограничение намассу темного компонента (масса темного гало в пределах четырех радиальныхмасштабов диска должна быть больше примерно одной массы диска).В§4.2.2представлены два больших списка галактик, видимых с ребра.Один — является выборкой на основе обзора 2MASS в трех полосах (MSR10).Это самый большой список видимых с ребра галактик в ИК диапазоне. Другой — представляет собой каталог на основе SDSS — EGIS (Edge-on GalaxiesIn SDSS) — самый большой каталог таких объектов.
Для галактик из MSR10выборки в ИК диапазоне поглощение пыли значительно меньше, чем в оптике, что дает возможность более надежно определять параметры компонентовгалактики. Окончательный вариант сформированной выборки содержит 175 галактик в Ks фильтре, 169 галактик в фильтре H и 165 галактик в фильтре J .Была проведена 2D декомпозиция галактик из выборки в трех полосах J , H иKs . Получены и статистически проанализированы основные параметры дискаи балджа галактик разных морфологических типов — от ранних до поздних.Упор сделан на изучении параметров диска: видимой центральной поверхностной яркости диска µ0,d , радиальном h и вертикальном z0 масштабах. Для исследования кинематических и динамических свойств галактик выборки быладобавлена информация о максимальной скорости вращения каждой галактикииз базы данных LEDA.
Количество видимых с ребра галактик, вошедших вкаталог EGIS на основе SDSS, составило 5747 объектов, из которых 4768 являются регулярными галактиками без видимых особенностей в структуре, аостальные содержат сильную пылевую полосу. Отдельно создана выборка из1865 объектов (в это число так же входят галактики с сильной пылевой полосой) с особенностями структуры.
В каталоге представлены галактики всехморфологических типов и присутствует большая доля галактик ранних и промежуточных типов. Для всех галактик каталога сделана 1D декомпозиция по27фотометрическим разрезам, параллельным большой и малой осям галактики.Определены параметры диска — µ0,d , h и z0 . Центральные области исключалисьиз рассмотрения. Затем модель диска вычиталась из изображения и оценивался вклад балджа в общую светимость, т.е. определялось отношение светимостибалджа к полной светимости галактики B/T или к светимости диска B/D.SDSS изображения отягчены влиянием пыли.
Чтобы минимизировать это влияние, делалась 3D декомпозиция, включающая простое описание поглощениятонким слоем пыли. Как выяснилось позже, поскольку и в 1D, и в 3D декомпозиции параметры балджа не определялись одновременно с параметрами диска,как это делается в 2D декомпозиции, параметры диска оказались смещенными.Недооценивался радиальный масштаб h, переоценивалась вертикальная шкала z0 , как следствие, переоценивался вклад диска в светимость галактики. Всмещении параметров была систематика: вертикальный масштаб больше всего переоценивался для галактик с большим истинным вкладом балджа.
Из-заэтой систематики оказалось невозможным использовать параметры диска и, впервую очередь, относительную толщину для поиска различных корреляций.Для этой задачи была выполнена 2D декомпозиция ряда галактик каталогаEGIS.В§4.2.3изучается ряд корреляций между относительной толщиной дис-ков и другими структурными параметрами галактик, в частности, относительной массой темного вещества. В результате этого исследования удалось внестиясность в некоторые спорные представления о вертикальной структуре дисков.В работах [23, 24] было обнаружено, что отношение h/z0 коррелирует с отношением динамической массы к светимости диска, если понимать под динамическоймассой полную массу, заключенную внутри сферы радиуса, равного четыремрадиальным масштабам диска и оцениваемую по скорости вращения.
Полнаямасса включает в себя массу диска Md , массу темного гало Mh и массу балджаMb . Таким образом отношение динамической массы к светимости диска определяет относительную массу сферического компонента или относительную массу28темного гало для галактик без балджа. Найденная корреляция означает, чтоотносительно тонкие диски в галактиках без балджа, как правило, погруженыв более массивные темные гало.
Указанная корреляция найдена из соображений, включающих условие равновесия диска в вертикальном направлении и егоустойчивость относительно возмущений в плоскости диска и изгибных возмущений. Для проверки аналитической корреляции в работе [23] для двух выбороквидимых с ребра галактик позднего типа были использованы ширина линии HiW50 в качестве меры динамической массы и известные структурные параметрыдисков в полосах R и Ks .
Сделан вывод, что диски становятся тоньше с увеличением массовой доли темных гало. Для выборки MSR10, которая содержиточень много галактик с массивными балджами, мы провели такой же анализ.Целью было расширение результатов на весь диапазон морфологических типовгалактик и проверка выводов, следующих из наших расчетов, о неоднозначности связи между относительной толщиной дисков и вкладом сферическогокомпонента в полную массу, когда у галактики есть балдж (см. §4.2.1). Было взято отношение Mtot /Md , чтобы продемонстрировать тенденцию диска куплощению с возрастанием относительной массы сферической составляющей(рис.
5). Разброс точек на рис. 5 довольно большой. В §4.1.2 был сделан вывод, что присутствие компактного балджа бывает достаточно, чтобы подавитьизгибную неустойчивость, которая ведет к утолщению диска. Обобщение этогорезультата было сделано в §4.2.1, где на основе большой серии численных экспериментов было показано, что у зависимости отношения z0 /h от (Mh +Mb )/Mdсуществует четкий разброс, несмотря на одинаковую массу сферической составляющей по разному распределенной.
Все это делает корреляцию между h/z0 иMtot /Md довольно неоднозначной. Этот результат сильно отличается от того,что представлено в работе [23]. В работе [25] было установлено, что для видимых с ребра галактик существует соотношение, связывающее относительнуютолщину z0 /h и центральную поверхностную яркость диска S0,d , приведеннуюв положение “плашмя”: чем тоньше галактика, тем меньше центральная поверх-29Рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
