Диссертация (1145359), страница 21
Текст из файла (страница 21)
3.3 видно, чтоположения частиц с одинаковым угловым моментом различны для галактикс различной структурой. На рисунке короткий, средний и длинный штрихи соответствуют значениям отношения Mb /Md равным 2.0, 1.0 и 0.5; сплошнаялиния — Mb /Md = 0.2. Линия из звездочек (∗) соответствует модели с нулевой массой диска, линия из кружков (◦) — модели с нулевой массой диска, но сочень концентрированным балджем (ab = 0.5 кпк). Частицы оседают ближе кцентру галактики для моделей с большей концентрацией вещества (галактики сдоминирующим балджем). Это, в частности, означает, что при прочих равныхусловиях кольца, образующиеся вокруг эллиптических галактик с сильной концентрации массы к центру (см, например, кривые, обозначенные звездочками(∗) и кружками (◦) на рис. 3.3), должны быть менее протяженными в среднем, чем те, которые формируются вокруг галактик с более пологим профилемплотности (этот факт впервые был подмечен в моей работе [1]).На рис.
3.4 показана поверхностная плотность вещества кольца вдоль егобольшой оси. Хорошо видно, что кольца, расположенные на больших расстоя-131Рис. 3.3. Радиальный профиль углового момента для четырех моделей (нижние кривые впорядке убывания вклада балджа, см. текст). Горизонтальной линией отмечено среднее значение углового момента для моделей.Рис.
3.4. Поверхностная плотность кольца. Короткий, средний и длинный штрихи соответствуют значениям отношенияMb /Mdравным 2.0, 1.0 и 0.5; сплошная линияя —Mb /Md =0.2.ниях от галактики, оказываются шире.Эти результаты оправдывают задним числом наш выбор параметров пролета. В самом деле, более тесное столкновение приводит к образованию менеепротяженных колец. Угловой момент газовых частиц в момент наибольшего132сближения галактик относительно аккрецирующей галактики в значительнойстепени зависит от произведения vper rper , где vper — скорость аккрецирующей галактики относительно галактики-донора.
Для параболического пролета это приводит к зависимости, пропрорциональной√rper . Когда размер кольца убывает,угловой момент тоже уменьшается. Более тесный пролет приводит к формированию скорее внутреннего кольца, а так как S0 галактики обладают некоторымколичеством газа, то взаимодействие двух ортогональных газовых подсистемпривело бы к разрушению кольца. При еще меньшем расстоянии в перицентрепролет должен закончиться слиянием галактик и полным изменением их структуры.
При более далеких пролетах приливные силы ослабевают, и не удаетсязахватить достаточное количество газа. Мы повторили наши эксперименты приrper = 2.4 = 36 кпк и получили, что масса образующихся колец не превышает 2 × 108 M . При гиперболическом пролете время сильного взаимодействиягалактик оказывается коротким, и процесс формирования кольца становитсянеэффективным. Вспомним также, что мы обсуждаем свойства классическихГПК с признаками звездообразования в кольцах. Таким образом, мы должныпостроить модели формирования достаточно плотных колец — с плотностьюгаза, при которой возможно звездообразование. Это дает дополнительное ограничение на параметры пролета галактик, так как при захвате вещества придалеком пролете оно будет распределяться вдоль более протяженной орбиты, азначит кольцо будет иметь более низкую среднюю плотность.
Таким образом,столкновения галактик, при которых возможно формирование полярного кольца с наблюдаемыми свойствами, должны быть очень редкими. Они происходятмежду галактиками определенных типов и при очень ограниченных параметрахпролета.В ходе наших вычислений мы нашли, что при одном и том же прицельном параметре кольца, образующиеся вокруг галактик с доминирущим балджем, оказываются менее протяженными (примерно в два раза), чем кольца,формирующиеся вокруг дисковых галактик.
Это означает, что при одинаковой133истории аккреции для эллиптических и дисковых галактик, в среднем мы будем наблюдать более протяженные кольца вокруг галактик с доминирующимдиском. Этот вывод может естественным образом объяснить отсутствие протяженных полярных колец вокруг эллиптических галактик. Он может такжеобъяснить разницу в морфологии ионизованного газа в эллиптических и S0 галактиках [186], при условии внешнего происхождения газа в этих галактиках.Заметим однако, что полученная сегрегация по размерам колец (см. рисунок 3.2) не до конца объясняет наблюдаемую дихотомию ГПК (см.
таблицу 3.1). Простая двухкомпонентная модель (балдж–диск), дающая внутренниекороткие кольца для галактик с доминирующим балджем, не может объяснитьсуществование очень протяженных (до 30 кпк в диаметре) полярных колец вокруг дисковых галактик. Вероятно, существует еще один физический фактор,ведущий к более сильным различиям в структурных свойствах ГПК.ВЛИЯНИЕ ТЕМНОГО ВЕЩЕСТВАКак было установлено из анализанаблюдательных данных, для ГПК с протяженными кольцами существует замечательное структурное сходство с галактиками поздних типов.
Динамическиесвойства галактик поздних типов в значительной степени определяются невидимыми массивными гало. Следовательно, можно предположить, что у ГПК спротяженными кольцами есть третья крупномасштабная подсистема (помимобалджа и диска) — массивное темное гало. Существование массивных темныхгало у ГПК следует также из анализа кинематики кольца (например, [179]).Чтобы объяснить высокие скорости вращения в кольцах галактик UGC 7576 иUGC 9796 внутри радиусов 17 кпк и 21.4 кпк, соответственно, требуется количество темной массой, превышающей в 1.6 и 3 раза светящуюся массу [179].Что будет, если включить в расчеты темное гало? Так как масса основнойгалактики возрастет, ее орбитальная скорость по отношению к галактике-донору также увеличится.
Тогда соображения, связанные с угловым моментом захваченного вещества, приведут к выводу об оседании газовых частиц на более134удаленных орбитах.Мы изменили нашу двухкомпонентную модель, добавив третий компонент— гало. В качестве модели гало мы использовали изотермическую сферу, ограниченную по массе, начиная с некоторого расстоянии от ядра: .Mh0−rc /rMh (r) =(r − ah arctg (r/ah )) 1 − e,rc(3.2)где Mh0 — полная масса гало, ah — радиус ядра гало.
Параметр rc вводилсядля того, чтобы избежать расходимости массы на больших расстояниях в изотермической модели. Вплоть до расстояний порядка rc плотность вещества галоизменяется ∝ r−2 , масса же M(r) при этом растет ∝ r. Начиная с rc плотностьрезко падает, и масса стремится к конечному значению Mh0 .Наш выбор параметров гало определялся характерными значениями, полученными в работе [179] в ходе анализа кинематики колец.
Мы взяли ah = 9 кпк,а rc = 3ah . Последнее значение было выбирано для того, чтобы получить разумную оценку массы гало вне сферы радиуса, равного rper . Полная масса темноговещества в пределах оптического радиуса галактики, т.е. внутри 15 кпк, была вдва раза больше массы светящейся материи (балдж+диск). Общую массу балджа и диска мы уменьшили так, что Mb + Md = 0.5 = 5 × 1010 M , при этомMb /Md = 0.01, ab = 0.5 кпк, bd = 3 кпк.Геометрия столкновения была такой же, как и в предыдущих экспериментах.
Поскольку мы ожидали захват газовых частиц на более далекие орбиты иформирования более разреженного кольца, то мы увеличили общее количествочастиц (до 20 000), а также их размер h до 375 пк, чтобы сохранить описаниегаза как сплошной среды.Морфология формирующегося кольца в новых экспериментах показана нарис. 3.5. Безразмерное время (отсчитываемое от момента прохождения перицентра) приводится в правом верхнем углу всех изображений.К моменту времени t = 6 после прохождения перицентра захваченный газраспределяется в кольцеобразной структуре вокруг основной галактики.
Эта135Рис. 3.5. История формирования кольца для галактики с массивным темным гало. Показанапроекция кольца на плоскость орбиты. Размер каждой рамки 80 кпк×80 кпк.структура постепенно превращается в замкнутое кольцо. Мы исследовали егоэволюцию до момента времени t = 20. К этому моменту кольцо полностью замкнулось, но было не совсем симметричным. Согласно работе [182] время формирования кольца, образующиеся в результате полного разрушения небольшогоспутника приливными силами со стороны большой галактики, занимает до семи орбитальных периодов спутника — (3 − 4) × 109 лет. Это в два раза больше,чем в наших расчетахе.
Полная масса газа, захваченная в кольцо, составляет2.2 × 109 M , что мало отличается от того, что мы получали в экспериментахбез темного гало. Чтобы исследовать чувствительность этого значения к структурным свойствам галактики-донора, мы построили дополнительную модель, вкоторой спиральная галактика, богатая газом, имеет свое темное гало.
Параметры этого гало были приняты такими же, как для аккрецирующей галактики.Масса захваченного газа оказалась немного меньше —- 1.4×109 M . (Это значение несколько меньше, чем то, что получается из наблюдений, но мы сейчас небудем обсуждать этот вопрос, так как это значение получилось всего для одногонабора параметров орбиты, и мы не исследовали подробно роль начальных усло-136вий, прицельного параметра, и структуры галактика-донора.
Возможно, чтобыдо конца понять процесс формирования очень массивных колец аккреционногосценария недостаточно, и необходимо рассматривать слияния галактик.)Наиболее примечательной особенностью кольца, сформировавшегося в экспериментах с темным гало, является его размер. Газовое кольцо лежит вне пределов светящегося вещества родительской галактики, его диаметр около 30 кпк.Это значение типично для объектов первой группы ГПК (см. таблицу 3.1).
Кольцо получается довольно узким. Дальнейшая эволюция будет приводить не только к азимутальному размытию плотности газа, но и уплощению радиальногопрофиля плотности, что в итоге привет к образованию дискообразной структуры. Два фактора способствуют образованию широких колец — вязкость [182]и несферичность потенциала (см. рисунок 5 в работе [182] и рисунок 1 в работе [187]). .ОбсуждениеМы проанализировали данные о глобальных структурных свойствах ГПКи пришли к выводу, что существует корреляция между основными характеристиками полярных колец и самих галактик.
Выделяются два различных классаГПК: галактики с доминирующими балджами и внутренними (по отношениюк оптическому размеру галактики) кольцами и галактики с доминирующимидисками и протяженными кольцами. Наш вывод подтверждается результатамичисленных экспериментов и создает правдоподобную картину свойств ГПК.Мы исследовали процесс образования полярных колец за счет аккрециигаза на S0 галактику с пролетающей мимо галактики, богатой газом, используяметод SPH. Расчеты показали, что размер кольца зависит от потенциала аккрецирующей галактики.
При прочих равных условиях взаимодействия, кольца,формирующиеся вокруг галактик с сильной концентрацией массы к центру(галактики с массивными балджами) менее протяженные (в среднем), чемкольца, образующиеся вокруг галактик с массивными дисками. Мы также обна-137ружили, что в аккреционном сценарии невозможно получить очень протяженные кольца (диаметром больше 30 кпк), если рассматривать только светящуюсямассу. Чтобы получить протяженные кольца, нужно взять менее концентрированное распределение вещества, чем то, что наблюдается. Положение спасаетвведение в модель гало из темной материи.Можно предположить, что наблюдаемая дихотомия ГПК является результатом селекции.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
