Диссертация (1145359), страница 18
Текст из файла (страница 18)
Если функция распределения f (E, L), соответствующаясферически симметричным анизотропным моделям, может принимать отрицательные значения при допустимых значениях E и L, то итерационный методне может быть применен к построению таких систем. Например, итерационным методом не может быть построена равновесная модель сферы Пламмера спрофилем анизотропии OM (2.8) и параметром ra < 3/4 apl .Построенные равновесные модели могут оказаться неустойчивыми (например, описанные в данной работе модели P4 и модель HC0.7). Критерии устойчивости в звездной динамике служат самыми сильными ограничителями глобальных параметров реальных систем.
В контексте задачи о построении анизотропных сферически симметричных моделей наш метод дает непосредственный материал для исследования устойчивости таких моделей и ограниченийна возможный вид профиля анизотропии β(r). Тем самым класс устойчивыхравновесных моделей существенно расширяется, а для данного распределенияплотности это дает возможность провести границу по реализуемой в действи-113тельности степени анизотропии.Вопрос об устойчивости анизотропных моделей является особенно актуальным применительно к моделям темного гало с распределением плотностиNFW или M99.
И если семейство так называемых γ -моделей2 (например, [150])достаточно подробно исследовано на устойчивость при различных профиляханизотропии [147, 149, 151], то случай анизотропных моделей NFW и M99 практически не изучен.Следует также отметить, что построенные анизотропные модели темныхгало с распределением плотности, соответствующим космологическим темнымгало, могут служить непосредственными входными данными для исследованиядинамики таких систем в N -body расчетах. Легко обобщить такие модели наслучай сферически симметричных анизотропных моделей с вращением. Такиемодели могут быть использованы в задачах об аккреции газа на темные галои моделировании процесса формирования дисковых галактик. Сравнение глобальных параметров звездных дисков на различных стадиях их формированияс данными наблюдений дисковых галактик на различных красных смещениях может дать оценку относительной эффективности внешних и внутреннихпроцессов, влияющих на эволюцию галактик.
Другим результатом решения такой задачи может быть проверка ряда соотношений между структурными икинематическими параметрами диска и гало, вытекающие из известных полуаналитических моделей формирования дисковых галактик [134–137].2 Сфера Хернквиста принадлежит этому семейству.1142.3. Выводы ко второй главеПроанализирована внутренняя кинематика и свойства звездных населенийв галактике раннего типа NGC 7217. Восстановлен эллипсоид скоростей в тойобласти, где доминируют два экспоненциальных диска, и реконструирован радиальный профиль толщины.Сделан вывод, что внутренний старый диск довольно тонкий, в то времякак внешний (молодой) диск сильно расширяется наружу в область кольцазвездообразования.Сделана оценка устойчивости газового диска NGC 7217 и показано, чтокольцо нейтрального водорода маржинально устойчиво.Построена серия моделей анизотропных сферически-симметричных темных гало с заданным профилем анизотропии скоростей, тем самым расширенкласс равновесных моделей.
Для данного распределения плотности это даетвозможность провести границу по реализуемой в действительности степени анизотропии.Построенные анизотропные модели темных гало с распределением плотности, соответствующим космологическим темным гало, могут служить непосредственными входными данными для исследования динамики таких системв N -body расчетах.115Глава 3Взаимодействующие галактики и темные галоБлагодаря развитию наблюдательной техники и методов компьютерногомоделирования появилось много новых подходов к изучению распределениямассы, в частности невидимой, в галактиках разных типов.
К ним относятся методы, основанные на эффекте гравитационного линзирования [152], на поискезакономерностей в изменении толщины слоя Hi вдоль радиуса галактики [153],на исследовании кинематики систем планетарных туманностей [154], карликовых спутников [155], а также на исследовании динамики прецессирующих пылевых дисков в галактиках ранних типов [156] и окологалактических полярныхструктур [157]. Моделирование морфологии и кинематики полярных колец помогает сделать заключение не только о распределении темного вещества, но ио форме темных гало [158].Еще один из перспективных путей решения вопроса о характерных параметрах темного вещества связан с анализом морфологии и кинематики транзиентных, относительно недолго существующих структур, формирующихся пригравитационном взаимодействии галактик, — приливных хвостов, перемычек иостатков разрушившихся при взаимодействии спутников (например, [159–161]и [3, 4].Исследованию связи между параметрами темного гало и околополярнымикольцами и другими приливными структурами и посвящена данная глава.3.1.
Полярные кольца и звездные петлиМногочисленные наблюдения (особенно с телескопа Хаббл) показывают,что взаимодействия между галактиками и их слияния на ранних стадиях эволюции Вселенной были в числе основных процессов, ведущих к появлению угалактик наблюдаемых сейчас свойств.
Даже в современную эпоху, по край-116ней мере, 5-10% галактик входят в состав взаимодействующх систем. Многиедругие галактики демонстрируют в своей структуре признаки взаимодействияи слияния в прошлом (например, эллиптические и S0 галактик с наклоннымигазовыми дисками, галактики с оболочками, галактики с кинематически выделенными ядрами и т.д.)Галактики с полярными кольцами (ГПК), имеющие протяженные кольцаиз звезд, газа и пыли, которые вращаются в плоскости, ортогональной основнойплоскости галактики раннего типа, можно рассматривать как крайний примервзаимодействия в прошлом.
Действительно, в случае ГПК, остатки слившихсягалактик не смешиваются в одном объекте, но сохраняются раздельно в квазиустойчивом состоянии в течение длительного времени.ГПК очень редкие объекты. Например, в первый Каталог галактик с полярными кольцами (Polar Ring Catalogue — PRC [45] вошло только 6 кинематически подтвержденных галактик с полярными кольцами. Сейчас число этихобъектов значительно расширено. Новый каталог включает 275 кандидатов вгалактики с полярными кольцами [162].Уникальная геометрия ГПК дает возможность проверить 3D форму потенциала галактики, наложить ограничения на массу темного вещества и исследовать устойчивость наклонных колец и дисков.
ГПК также ставят вопросо происхождении таких выделенных кинематически объектов. Очевидно, чтоколлапс одного протогалактического облака не может привести к формированию объекта с двумя крупномасштабными подсистемами, ортогональными другдругу. Это означает, что в истории ГПК должны были иметь место вторичныесобытия.Было предложено несколько сценариев формирования полярного кольца:аккреция вещества из соседней системы или слияние со спутником, богатымгазом; поздняя аккреция вещества из первичных газовых филаментов; формирование кольца из вещества, возвращающегося из приливного хвоста, которыйобразовался при слиянии двух богатым газом спиральных галактик (см.
обзо-117ры [163, 164].Все вышеперечисленные механизмы могут создать кольцевые структурывокруг галактик ранних типов. На наш взгляд, наиболее простым (и, возможно, наиболее распространенным) сценарием является первый. Наблюдения рядавзаимодействующих систем наглядно демонстрируют процесс формированиякольца вокруг одной из галактик из вещества, вытянутого из компаньона (например, NGC 7464/65 [165], NGC 3808A,B и NGC 6285/86 [166].Еще один неясный вопрос — это вопрос о природе центрального объекта уГПК и о возможной корреляции свойств галактики, в частности характеристикее темного гало, с характеристиками околополярного кольца.Чтобы прояснить эти и другие вопросы мы предприняли моделированиеформирования газового полярного кольца вокруг галактик различной структуры. В качестве механизма формирования кольца рассматривалась аккрециягаза из пролетающей спиральной галактики сопоставимой массы.
В наших вычислениях мы постарались ответить на следующие основные вопросы. Работаетли этот механизм? Что определяет размер формирующегося кольца и каковаего структура? Каково характерное время формирования кольца? Какая долягаза может быть захвачена в кольцо? Какие можно получить ограничения намассу темного вещества?Подробная газодинамическая модель формирования полярного кольца засчет аккреции была построена впервые.С галактиками с полярными кольцами тесно связаны другие объекты,показывающие структуры, образовавшиеся в результате аккреции звездноговещества из разрушившегося приливными силами небольшого спутника.
Этиструктуры часто проявляются в виде слабых звездных петель, намотанных наосновное тело галактики в плоскости, сильно наклоненной к основной плоскости галактики. На глубоких снимках периферийных областей галактик наклонные звездные петли в последнее время выявляются все чаще и чаще. Вкачестве наиболее ярких примеров можно назвать нашу Галактику, галактики118NGC 5907 [167], NGC 4013 [168] и NGC 5055 [169].Еще одна галактика, у которой обнаружены протяженные звездные петли, это галактика UGC 7388 [170]. Галактика является дисковой и наблюдаетсяпрактически с ребра, как и NGC 5907, поэтому петли, расположенные в околополярной плоскости, особенно хорошо выделяются на ее фоне.Упомянутые объекты дают редкую возможность исследовать эффектысильного приливного взаимодействия во всех подробностях и не только получить ответы на вопросы относительно первоначальной структуры спутников идинамической стадии взаимодействия, но даже уточнить параметры глобальнойструктуры главной галактики [161], в частности, ее темного гало [5]).Общий вид получаюшихся в результате разрушения спутника структурзависит от многих параметров: соотношения масс галактик, параметров пролета, распределения массы внутри компонентов.
Как правило, при разрушениималомассивного спутника приливными силами большей галактики образуетсянесколько звездных петель, которые очерчивают орбиту первоначального движения спутника. Морфология петель определяется орбитальными параметрами, но, главным образом, распределением массы в центральной галактике. Изучая и моделируя петли, можно получить это распределение. Более того, петли, образующиеся при разрушении карликовых спутников, из-за их значительных размеров, несут информацию о распределении массы в удаленных областяхбольшой галактики, в том числе о распределении массы в темном гало.Для галактик NGC 5907 и UGC 7388 мы впервые численно протестировалисценарий формирования околополярных звездных петель за счет разрушениямаломассивного спутника и получили ограничения на массу темного веществау этих галактик.В разделе 3.1 все расстояния приведены для значения постоянной Хаббла75 км с−1 Мпк−11193.1.1.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
