Диссертация (1145359), страница 15
Текст из файла (страница 15)
Наш анализ показывает, что внутренняяподсистема имеет вертикальный масштаб z0 около 0.2–0.7 кпк, а внешняя —1–3 кпк. Таким образом, мы классифицируем внутреннюю и внешние подсистемы, как тонкий и толстый звездные диски, соответственно.На рис. 2.1 видно, что внутренний диск демонстрирует промежуточныйвозраст около 5 млрд. лет и среднюю металличность −0.2 dex с сильным отрицательным градиентом металличности вдоль радиуса.
Внешний диск низко-94металличный ([Fe/H]= −0.4 dex) и сравнительно молодой (2 млрд. лет). Вовнешнем диске наблюдается яркое кольцо звездообразования со средним возрастом звезд около 1 млрд. лет в области R ≈ 7500 , которое особенно хорошовыделяется при наблюдениях в УФ диапазоне со спутника GALEX и в ближнейинфракрасной области (8µm) по данным с космического телескопа Спитцер.
Вэтом кольце среднее значение металличности звезд падает до очень низкогозначения −0.7 dex. Что касается ядра галактики и ее балджа внутри другогокольца звездообразования, то эти подсистемы очень старые (∼ 13–15 млрд. лет).Как можно объяснить сложную структуру NGC 7217? Тот факт, что внешний звездный диск моложе внутреннего, соответствует парадигме образованиядиска “изнутри-наружу”. Однако резкая граница между двумя дисками, где всесвойства, в том числе возраст, металличность, а также радиальные и вертикальные масштабы распределения звезд, резко изменяются, намекает на временнойразрыв в образовании внутреннего и внешнего дисков или на какое-то событие,спровоцировавшее расширение области звездообразования в область внешнегокольца.1двухжидкостный критерийкритерий КеникатаΣgas / Σcrit0.80.60.40.20012345678R, кпкРис.
2.7. Радиальный профиль отношения наблюдаемой поверхностной плотности газа к критической согласно критерию Кениката и критерию двухжидкостной неустойчивости. Штриховая линия указывает порог звездообразования.Заметим, что молекулярный газ концентрируется во внутреннем диске [119], а нейтральный водород наблюдается в узком кольце во внешнем дис-95ке [105, 106, 116]. Тем не менее, во внутреннем диске практически не наблюдается звездообразование (за исключением околоядерного кольца в области междубалджем и внутренним диском), но оно очень заметно во внешнем диске [120].
Вработе [116] оценивалась гравитационная устойчивость газа во внешнем кольцеи определялся порог поверхностной плотности газа для запуска механизма круномасштабного звездообразования в соответствии с критерием Кениката [121]:Σcr,1 = ακc,3.36G(2.6)где κ — эпициклическая частота, которая выражается через круговую скоростьвращения, c — скорость звука в газе, которую мы приняли равной 6 км/с. Длябезразмерной величины α Кеникат эмпирически получил значение 0.67, исследуя области резкого падения скорости звездообразования в спиральных галактиках.
Динамически это означает принятие во внимание неосесимметричныхвозмущений при рассмотрении неустойчивости звездного диска, потому что дляосесимметричных возмущений α = 1 [79]. В работе [116] было показано, что даже в центре кольца Hi галактики NGC 7217 плотность газа не превышает 25%от критической. Следует однако иметь в виду, что оценка, приведенная в работе [116], не принимает во внимание существование звездного диска. Восстановивпрофиль дисперсии скоростей σR для звезд, мы можем оценить устойчивостьгазового диска в рамках двухжидкостного подхода [122, 123]Σcr,2 = ακc,3.36Gg(a, b)(2.7)где a — отношение дисперсии скоростей звезд к скорости звука в газе, b — отношение поверхностных плотностей звезд и газа, а g(a, b) — функция, полученнаячисленно в работе [123]. Такой подход приводит к оценке критической плотности, по крайней мере, в три раза ниже той, что дана в работе [116].
Тем не менее,даже в этом случае поверхностная плотность газа в кольце ниже критической,хотя близка к ней (см. рис. 2.7)1 . Таким образом, газ на внешнем кольце должен1 В работе [24] оценка критической плотности газа по двухжидкостному критерию была сделана безучета неосесимметричных возмущений.96быть маржинально устойчивым, что не объясняет текущего там звездообразования. Существование кольца звездообразования в галактике без бара само посебе является загадкой. В работе [119] обсуждался сценарий, согласно которомуу галактики бар когда-то был. Он возбудил резонансное кольцо со звездообразованием, а затем был разрушен из-за притока вещества к центру.
Теперь мывидим, что этот сценарий испытывает сильные трудности: звездное население вцентре NGC 7217 очень старое и понятно, что в последние 5 млрд. лет никакогоинтенсивного звездообразования там не было, чтобы обеспечить концентрациювещества к центру и последующее разрушение бара.2.1.6. ЗаключениеМы проанализировали внутреннюю кинематику и свойства звездных населений в близкой изолированной дисковой галактике раннего типа NGC 7217, укоторой имеется кольцо звездообразования.Профили возрастов и металличности NGC 7217 показывают три выделенных подсистемы, которые хорошо соответствуют тем, что проявляются прианализе структуры галактики согласно работе [107]: старый, богатый металлами балдж, доминирующий в области 0.4–1.2 кпк, внутренний диск в области1.6–4 кпк со звездным населением среднего возраста — 5 млрд.
лет и практически солнечной металличностью, и внешний, бедный металлами и относительномолодой диск (t =2–3 млрд. лет), проявляющийся после 4.8 кпк.Мы также проанализировали кинематические профили NGC 7217 вдольбольшой и малой осей и, параметризовав их, восстановили эллипсоид скоростей в той области, где доминируют два экспоненциальных диска. Мы такжереконструировали радиальный профиль толщины, восстановив 3D модель галактики.
В итоге, мы пришли к выводу, что внутренний диск довольно тонкий(z0 меняется от 0.2 до 0.7 кпк), в то время как внешний диск сильно расширяетсянаружу, и его полутолщина достигает 2.5 кпк в области внешнего кольца звездобразования. Используя двухжидкостный критерий гравитационной неустой-97чивости, мы оценили устойчивость газового диска NGC 7217 и показали, чтодаже в наиболее плотных областях (R = 6 кпк) кольцо нейтрального водородамаржинально устойчиво.982.2. Анизотропные модели темных галоРезультаты этого раздела опубликованы в статье [15].В галактиках, как правило, выделяются несколько гравитационно значимых подсистем, различающихся по структуре и динамике. Самыми сложнымив этом отношении являются спиральные галактики, включающие диск, балджи протяженное темное гало. Для корректного описания их динамики требуются многокомпонентные модели. Известно, что расчеты динамической эволюциисоставных самосогласованных моделей галактик очень затратные по времени.В 80-е и 90-е годы прошлого века почти единственной областью исследований,в которой вычислительные затраты были оправданы, являлись численные эксперименты со взаимодействующими галактиками.
Введение в модели “живого”(live) гало взамен “жесткого” (rigid), задаваемого аналитически, коренным образом изменяло итог взаимодействия. Происходило быстрое слияние галактикпри близких столкновениях. Это было результатом действия динамическоготрения, обусловленного наличием массивных темных гало.Что касается моделей изолированных галактик (и дисковых, и эллиптических), то здесь долгое время применялся более “дешевый” подход. Обычно потенциал темного гало считался жестко заданным. Более того, использование “живого” гало при не слишком большом числе частиц N приводило кнеадекватной динамической эволюции модельных галактик.
Происходил быстрый разогрев звездного диска в вертикальном направлении [124]. В дисках также ускорялись все коллективные процессы, ведущие, например, к образованиютранзиентных спиралей и баров. Так, например, в работе [124] приводится скорость роста амплитуды бар-моды в зависимости от числа частиц, моделирующих гало. В моделях с жестким гало бар-мода не проявляла себя на временахпорядка 3 млрд.
лет. Поведение модели, близкое к этому, наблюдалось только при использовании очень большого числа частиц, приходящихся на гало(N = 450 000).99Возможности современной вычислительной техники постепенно привелик массовым экспериментам с большим числом частиц, а значит и с “живым”гало.
Но более существенным стало осознание важности учета изменения углового момента звезд диска при взаимодействии с резонансными частицами нетолько в диске, но и в “живом” гало. Так например, корректное описание упомянутых обменных процессов заставило пересмотреть господствовавшие тридцатьлет (со времен работы Острайкера и Пиблса [125]) представления о стабилизации дисков относительно бар-моды и направлении эволюции образовавшихсябаров [126].Еще одна область приложения самосогласованных моделей с темным гало — космологические расчеты, в которых моделируется процесс формирования галактик. Согласно современным представлениям, образование дисковыхгалактик связано с аккрецией газа на темные гало. Сами темные гало возникают в результате иерархического скучивания флуктуаций плотности темноговещества (первые N -body модели этого процесса — см.
в работе [127]).Для многих динамических задач важно иметь простые алгоритмы построения равновесных моделей “живого” гало. Под этим подразумевается распределение N частиц, представляющих систему, в фазовом пространстве. Задать“живую” равновесную динамическую модель довольно легко, если предположить сферическую симметрию и изотропное распределение частиц по скоростям. Наиболее плодотворный подход — использование функции распределения (DF) в виде f (E), где E — удельная энергия. Согласно теореме Джинса,это гарантирует получение равновесной гравитирующей модели. Если DF неизвестна, но есть соображения относительно хода плотности ρ(r), то f (E) определяется (аналитически или численно) через интегральное соотношение Абеля, часто называемое формулой Эддингтона (см., например, [73]). Так, например, для представляющих большой интерес моделей темного гало — моделиНаварро–Френка–Вайта (модель NFW [88, 89] и модели Мура и др.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
