Диссертация (1145359), страница 12
Текст из файла (страница 12)
на стр. 65) и вычислим для нее среднюю лучевую скорость v̄los (x) и дисперсию лучевой скорости σlos (x) вдоль щели, наложенной на большую ось галактики в положении с ребра. Полученные профили представлены на рис. 1.22.Были построены две модели диска. Первая — DISC.MVLOS — с заданнымпрофилем v̄los (x), вторая — DISC.SVLOS — с заданным профилем σlos (x).
Использовалась массовая модель галактики, описанная в предыдущем разделе.Процесс итераций был похож на построение модели DISC.SVR, но с кинематическими ограничениями, имитирующими наблюдательные данные.Начальная модель была “холодной” c круговыми орбитами для частиц (см.предыдущий раздел, где строилась модель DISC.SVR). Было сделано 100 ите-73Рис. 1.19.
Начальные стадии эволюции балджа для многокомпонентной модели галактики.Диаграммы вверху — вид балджа “с ребра” для двух моментов времениt=0ки внизу — зависимости характеристик балджа от сферического радиусаrи160.Графи-для несколькихмоментов времени (см. текст).раций, каждая с ti = 20. Это в два раза больше, чем использовалось при построении модели DISC.SVR, так как сходимость была медленной. Остальныепараметры были такими же, как и для модели DISC.SVR: dt = 1/24 , = 0.04 иθ = 0.9. Для коррекции профиля v̄los (x) (при построении модели DISC.MVLOS)или профиля σlos (x) (при построении модели DISC.SVLOS) использовались алгоритмы, описанные в п. ПРОФИЛЬ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ.. на стр.
60.Количество слоев, на которые разбивалась модель, было взято ndiv = 200.Построенные модели DISC.MVLOS и DISC.SVLOS были проверены на рав-74Рис. 1.20. Начальные стадии эволюции гало для многокомпонентной модели галактики. Показаны зависимости характеристик гало от сферического радиусаt = 0, 40, 80, 120и160rдля моментов времени(см. текст).Рис. 1.21. Сравнение моментов функции распределения по скоростям (v̄ϕ ,σϕрационной модели диска (DISC.SVR) с решениями уравнений Джинса (1.29).иσz )для ите-75Рис.
1.22. Средняя лучевая скоростьv̄los (x) и дисперсия лучевой скорости σlos (x) вдоль щели,наложенной на большую ось галактики в положении с ребра для модели DISC.SVR. Этипараметры определяются в п. ПРОФИЛЬ ЛУЧЕВЫХ СКОРОСТЕЙ.. на стр. 60.новесие. В обоих случаях мы использовали модели балджа и гало такие же,как и для диска DISC.SVR (см. п. МНОГОКОМПОНЕНТНАЯ МОДЕЛЬ.. настр. 65). Моделируя эволюцию построенной многокомпонентной модели, мы использовали те же параметры для кода gyrfalcON, что и в предыдущем разделе.Эволюция дисков DISC.MVLOS и DISC.SVLOS показана на рис.
1.23 и 1.24, соответственно. Эволюция модели рассчитывалась с “живыми” диском, балджеми гало. Видно, что построенные модели близки к равновесию.Сравним диск DISC.SVR и два других диска, построенных на основеDISC.SVR с использованием кинематики вдоль щели. На рис. 1.25 видно, профили v ϕ и σz практически неотличимы для всех моделей (и начальной, и двухвосстановленных). Что касается профилей σR и σϕ , они получились довольноразными. Дисперсии скоростей σR и σϕ для модели DISC.MVLOS заметно больше, чем для целевой модели DISC.SVR, особенно на периферии диска. МодельDISC.SVLOS оказалась довольно близка к целевой модели DISC.SVR.
Это следует иметь в виду в приложениях этого метода к наблюдательным данным.ВыводыПредставлен новый метод построения равновесных фазовых моделей звездных систем — итерационный метод, основанный на управляемой эволюции76Рис. 1.23. Начальные стадии эволюции модели DISC.MVLOS. Показаны те же величины, чтои на средних и нижних графиках на рис. 1.18.Рис. 1.24. То же, что и на рис.
1.23, но для модели DISC.SVLOS.звездно-динамической системы. Результат применения метода — равновеснаяN -body модель с заданными параметрами, или ограничениями (распределениемассы и кинематические параметры). Метод прост как концептуально, так и в77Рис. 1.25. Радиальные профили четырех моментов функции распределения по скоростям,v̄ϕ , σR , σϕиσz ,для моделей DISC.SVR, DISC.MVLOS и DISC.SVLOS на момент времениt = 160.реализации. Эта простота делает его очень мощным инструментом, позволяющим варьировать кинематические ограничения на модель или вовсе не ставитьих.Мы описали лишь несколько типов кинематических ограничений. Для других видов ограничений легко разработать соответствующие схемы переноса скоростей из старой модели в новую.
Таким образом, наш метод может быть использован в различных приложениях.В первую очередь, итерационный метод, может быть использован для задания начальных условий в N -body экспериментах. Кроме этого, метод можетбыть применен для построения фазовых моделей реальных галактик по кинематике вдоль луча зрения. Это, в частности, открывает новый путь для исследования распределения темной материи в галактиках, когда модель темного галоподбирается соответствующей наблюдаемой кинематике.781.3. Выводы к первой главеПредложены новые методы и алгоритмы построения численных моделейзвездных систем и их крупномасштабных подсистем.Представлен новый способ построения фазовых равновесных моделейзвездных систем, которые назван итерационным методом.
Он основан на управляемой подстройке модели под равновесное решение с заданными параметрамиили ограничениями. Метод может быть использован для построения моделейзвездных систем с произвольной геометрией и кинематическими характеристиками в широком диапазоне. Приложения метода включают создание начальныхусловий для моделирования эволюции N -body систем и построения моделей реальных галактик по их фотометрических и кинематических данным.Методы, включая газодинамические на основе SPH, реализованы в видепакетов программ, которые оттестированы на различных примерах.79Глава 2Фазовые модели галактикОдна из самых сложных задач с точки зрения звездной динамики — построение фазовой модели конкретной галактики по ограниченным наблюдательным данным, включающим поверхностную фотометрию и щелевую спектроскопиу.
Существуют различные способы для решения этой проблемы. Наиболее развитые схемы основаны на методе Шварцшильда [68] и его модификациях [69–72]. В оригинальном методе используется библиотек орбит в заданномпотенциале и в итоге воспроизводится структура и кинематика галактики. Нашитерационный метод также подходит для решения этой задачи.Для работы всех этих методов нужна подробная массовая модель всехподсистем галактики, что сделать довольно трудно. Именно поэтому многиеиз перечисленных методов хорошо зарекомендовали себя лишь при построениипростых по структуре систем, например, эллиптических галактик. В этой главемы продемонстрируем возможности нашего итерационного метода для построения анизотропных темных гало.Во многих случаях нам не нужна подробная информация о функции фазовой плотности (DF) — достаточно знать лишь ее первые моменты, средниесистематические скорости и дисперсии скоростей.
Профили дисперсии скоростей можно извлечь из данных длиннощелевой спектроскопии вдоль главныхосей галактики [90–93]. Методика, описанная в приведенных работах, была нами усовершенствована и применена для восстановления профилей дисперсиискоростей σR , σϕ и σz для звездного диска галактики NGC 7217.802.1. Восстановление эллипсоида скоростей поlos-кинематике для галактики NGC 7217Результаты этого раздела опубликованы в статьe [24].В настоящее время наши представления о структуре галактик резко меняются. Классический взгляд, что стандартная дисковая галактика представляетсобой девокулеровский балдж и экспоненциальный звездный диск, не соответствует современным высокоточных наблюдениям, в частности, фотометрическим данным. Данные поверхностной фотометрии вплоть 27m –28m /00 в полосеr говорят о том, что профиль яркости на периферии нельзя представить единым экспоненциальным законом: 90% дисков оказываются либо усеченными,либо имеют еще один более протяженный экспоненциальный компонент [94].Фотометрические профили многих балджей также не аппроксимируются стандартным девокулеровским законом, а описываются более сложной моделью Серсика и также могут быть экспоненциальными [95–98].В настоящее время принято деление балджей на две категории: классические балджи высокой светимости, которые сформировались в быстрых процессах слияний более мелких структур, и псевдобалджи [99], которые, по-видимому, формируются в результате вековой динамической эволюции диска [100] исвязаны с образованием бара в галактике [101].
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
