Диссертация (1145359), страница 14
Текст из файла (страница 14)
Главная особенность профилей дисперсии лучевых скоростей галактики NGC 7217 — минимум в областивнутреннего экспоненциального компонента и гладкий рост наружу. Такое пове-87дение является совершенно неожиданным: анализ звездных населений показал,что внешний звездный компонент моложе внутреннего, и естественнее было быпредположить, что звездная подсистема, образованная недавно из динамически холодного газа, сама должна быть динамически холодной. Тем не менее,дисперсия скоростей звезд растет вплоть до R ≈ 5000 , и этот результат является статистически значимым, как для данных вдоль малой, так и для данныхвдоль большой осей. В разделе 3.3.3 будет дано возможное объяснение этихособенностей.2.1.4.
Динамический анализ: два разных диска NGC 7217Кинематические данные были использованы для восстановления эллипсоида скоростей и реконструкции радиальных профилей дисперсии скоростей звездв трех направлениях — R, ϕ и z . Был также вычислен радиальный профильтолщины звездного диска через профиль σz . Равновесные уравнения Джинсабыли использованы для кинематических данных вдоль большой и малой осей,что дало два независимых результата.Для звездного диска, наблюдаемого под промежуточным углом наклона,три компоненты дисперсии скоростей σR , σϕ и σz входят в выражения для дисперсии лучевых скоростей вдоль большой и малой осей диска:2σlos,min(R cos i) = σR2 sin2 i + σz2 cos2 i ,(2.1)2σlos,maj(R) = σϕ2 sin2 i + σz2 cos2 i .Измеряя, как изменяется дисперсия лучевых скоростей вдоль главных осей, мыможем получить только линейную комбинацию σR (R), σϕ (R) и σz (R). Чтобывосстановить все три профиля, требуется дополнительная информация.
Длязамыкания системы уравнений (2.1) можно использовать некоторые динамические соотношения, справедливые для системы, находящейся в равновесии. Одноиз них связывает дисперсии скоростей σR (R) и σϕ (R) со средней азимутальной88скоростью звезд [73]:σϕ21∂ ln v̄ϕ=1+.σR22∂ ln R(2.2)Использование уравнения (2.2) совместно с системой (2.1) позволяет восстановить радиальные профили всех трех компонент дисперсии скоростей. Кконкретной галактике (NGC 488) эта методика впервые была применена в работе [90]. К сожалению, описанная процедура при работе с данными, как ониесть, приводит к результату с большими шумами, поскольку она включает в22и σlos,maj, а такжесебя вычитание двух близких по значению величин σlos,minчисленное дифференцирование профиля v̄ϕ (R).
Возможным решением является параметризация кинематических профилей, полученных из наблюдений, ипоиск решения методом минимизации невязок (см., например, [90–92]). Правда,в этом случае результат может зависеть от принятой параметризации. По этойпричине мы применили менее параметризованный подход, близкий к тому, чтоописан в работе [93]. Мы приблизили все кинематические профили полиномами и вычислили все величины, в том числе и производные, аналитически. Нодаже в этом случае вычитание профиля дисперсии лучевых скоростей вдольбольшой оси из профиля вдоль малой оси приводит к ненадежному и неоднозначному решению.
Чтобы избежать такого результата, мы использовали ещеодно уравнение, характеризующее условие равновесия в звездном диске — уравнение для асимметричного сдвига. Депроецированная лучевая скорость газавдоль большой оси галактики является мерой круговой скорости vc , в то времякак депроецированная лучевая скорость звезд позволяет определить среднююазимутальную скорость звезд v̄ϕ , которая связана с радиальной дисперсией скоростей σR . В итоге, мы можем получить профиль σR через профили скоростейгаза и звезд вдоль большой оси диска через уравнение для асимметричногосдвига [73]:vc2 − v̄ϕ2 = σR2σϕ2σR2−1−ln σR2∂ ln Σd ∂−∂ ln R∂ ln R!,(2.3)где Σd — поверхностная плотность звезд.
При условии постоянства отношения89массы к светимости ((M/L)I = 1.86 в солнечных единицах согласноpegase.2моделям [111]) поверхностную плотность Σd в уравнении (2.3) можно заменитьна поверхностную яркость. Мы предполагаем, что фотометрические данные вполосе I отслеживают старое звездное население, внутреннюю кинематику которого мы изучаем.
Кроме того, из-за наличия логарифмической производной,точный выбор (M/L)I не является критическим. Уравнение асимметричногосдвига может быть использовано непосредственно для получения радиального2определенопрофиля дисперсии скоростей, при условии, что отношение σϕ2 /σRиз уравнения (2.2).
Тем не менее, уравнение (2.3) требует знание радиальногоградиента σR . Мы предполагаем, что во внешних областях галактики (между 3000 и 7000 ) σR (R) следует экспоненциальной зависимости ∝ exp(−R/hkin ),и используем последний член в уравнении для асимметричного сдвига в виде2R/hkin , где hkin — свободный параметр.В разделе Подход, основанный.. на стр. 48 говорилось, что условие равновесия в вертикальном направлении приводит к зависимостиσz2 (R) ∝ exp(−R/h) ,(2.4)где h — радиальный масштаб диска.Теория нагрева звездного диска дает степень анизотропии скоростейσz /σR ≈ 0.4–0.6 [112], что согласуется с данными наблюдений для внешнихгалактик [90–92] и близко к тому, что наблюдается в околосолнечной окрестности [113].
Поскольку отношение σz /σR близко к константе, из зависимости (2.4)следует:σR ∝ exp(−R/2 h) .(2.5)Отсюда также получаем hkin = 2 h. Этот подход работает для нашей Галактики [80], но в случае NGC 7217 мы не стали фиксировать значение hkin , аоценили его итеративно путем подгонки профиля радиальной дисперсии скоростей экспоненциальным законом и подстановки значения hkin в уравнение дляасимметричного сдвига.
Значение hkin нужно для того, чтобы оценить лишь по-90следнее слагаемое в уравнении (2.3). Его значение может повлиять на конечныерезультаты, но эффект весьма незначителен. Мы изменяли диапазон R, который использовался для подгонки σR экспоненциальным законом и не заметилиникакой существенной разницы в окончательных результатах.
Получив σR (R)из уравнения (2.3), можно затем вычислить σz (R) с помощью одного из уравнений системы (2.1). Мы использовали оба уравнения для контроля надежностирезультатов.Наконец, мы можем получить профиль толщины из условия равновесияизотермического диска в вертикальном направлении (п. 3 раздела Подход, основанный.. на стр. 48). Для дисков предположение о постоянстве дисперсиискоростей σz вдоль оси z находится в согласии с результатами моделированиязадачи N тел (см, например, рисунок 2 в работе [13] и рис. 1.13 на стр. 54).
Однако, следует иметь в виду, что простая оценка толщины дает верхний пределдля толщины диска. Если у галактики есть массивное темное гало, толщинадиска будет меньше при том же значении σz .Для того, чтобы депроецировать профили лучевой скорости, мы должнызнать наклон плоскости вращения диска к лучу зрения. NGC 7217 имеет округлый внешний вид, тем не менее, достаточно высокие наблюдаемые лучевыескорости позволяют предположить, что галактика не наблюдается в положении почти плашмя. Анализ эллиптичности изофот в предположении бесконечнотонкого звездного диска дает оценку угла наклона в диапазоне от i = 26◦ –28◦[105, 114, 115], в то время как кинематический анализ обычно приводит кнесколько более высоким значениям угла i = 30◦ –31◦ (см., например, [106, 116],где проводился анализ Hi кинематики и [117], где анализировалась звезднаякинематика). Имея в виду возможную значительную толщину звездного дискаNGC 7217, мы приняли значение угла наклона i = 30◦ .
Варьирование i между26◦ и 35◦ изменяет оценки толщины диска не более чем на 10%.На рис. 2.4 представлены восстановленные радиальные профили σR и σz .Вертикальные штриховые линии на рисунке показывают условные границы бал-9101025030R, arcsec4050607080σR (асимметричный сдвиг)σz (большая ось)σz (малая ось)200σ, км/с2015010050001234R, кпкРис.
2.4. Радиальные профили дисперсии скоростей в5Rиz6направлениях, реконструирован-ные по данным вдоль большой и малой осей. Сплошные линии — профили, рассчитанные спомощью уравнения (2.2); символы — профили, для получения которых использоваласьvc .джа и внутреннего экспоненциального диска.
Мы оценили возможные ошибки,используя стандартный метод [118]. Мы вычислили σR и σz , предполагая, чтоошибки наблюдательных данных, используемых в процедуре восстановленияпрофилей, распределены по нормальному закону, и измененяли входные данные в соответствии с этими ошибками. Мы сделали несколько тысяч реализаций данных и для каждой реализации восстановили профили, усредняя затемполученные значения и оценивая в каждой точке на профиле дисперсию всехреализаций.Из поведения профиля σz на рис.
2.4 видно, что динамически холоднойподсистемой NGC 7217 является внутренний экспоненциальный компонент. Поэтому, это, конечно, диск, а не псевдобалдж. Действительно, на диаграммеБини–Корменди (рис. 2.5) эта подсистема NGC 7217 с эллиптичностью изофотε ≈ 0.1 и отношением vmax /σlos = 1.24 лежит значительно выше псевдобалджей. В области R > 3000 (>2.4 кпк) вертикальная составляющая дисперсияскоростей медленно растет наружу, достигая значения 110 км/с в районе внешнего кольца звездообразования. Профиль σR падает с расстоянием, как и следовало ожидать, но в переходной области, где начинает доминировать внешнийдиск (R = 40–50 arcsec; 3.2–4.0 кпк), монотонное падение прекращается. Весь921.8Трехосные SB балджиОбычные SB балджиSA балджиE галактики1.6Сплюснутые1.4vmax / σ1.2N3945N7217N43711.0N1553N47360.8N4826N4565N2950Вытянутые0.60.40.20.00.00.10.20.30.40.50.60.7εРис.
2.5. Зависимость между отношением наблюдаемой максимальной скорости вращенияк дисперсии скоростей и эллиптичностью изофот для галактик ранних типов; открытыесимволы — балджи, закрашенные символы — псевдобалджи. Галактика NGC 7217 показанакрасным крестом.профиль σR может быть разделен на две части, соответствующие двум экспоненциальным звездным компонентам.0102030R, arcsec405060708032z0, кпкбольшая осьмалая ось100123456R, кпкРис. 2.6. Реконструированный радиальный профиль вертикального масштаба диска.
Сплошные линии — профили, рассчитанные с помощью уравнения (2.2); символы — профили, дляполучения которых использоваласьvc .93Профили толщины диска в области 1500 –8000 , восстановленные по даннымдля большой и малой осей, показаны на рис. 2.6. Между ними есть качественноесогласие, но количественно они расходятся. Как было отмечено в разделе 2.1.2,наблюдательные данные вдоль малой оси хуже по качеству, чем данные вдольбольшой оси, но они не имеют особенностей на профиле лучевой дисперсии скоростей. Таким образом, оба набора данных имеют свои недостатки, и ни одиниз них не может быть предпочтительным.
Одна из причин рассогласования восстановленных профилей толщины диска — принятый угол наклона галактики,который используется при депроецировании данных вдоль малой оси. Виднотакже, что внутренний звездный диск относительно тонкий (z0 = 0.2–0.7 кпк).На его внутренней границе отношение радиального масштаба к вертикальномусоставляет около 4–5. Внешний диск расширяется наружу, и в области внешнегокольца звездообразования его полутолщина равна 2.5–3 кпк.2.1.5. Объяснение структуры of NGC 7217Из анализа кинематики звезд и газа (профилей лучевых скоростей идисперсии лучевых скоростей) гигантской дисковой галактики раннего типаNGC 7217 мы реконструировали эллипсоид скоростей и профиль вертикальногомасштаба распределения вещества в области 2000 –7000 (1.6–6 кпк). Ранее в работе [107] было показано, что этот диапазон содержит две звездные подсистемы,имеющие экспоненциальные профили поверхностной яркости с различными радиальными масштабами h, внутренняя — с относительно маленьким значениемh и внешняя — с большим масштабом.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
