Диссертация (1145359), страница 23
Текст из файла (страница 23)
134), ограниченной по массе, начиная с некоторого расстоянии от ядра rc . При этом полная масса гало — Mh0 , арадиус ядра — ah .В ряде экспериментов не вводилось ограничение по массе. В этом случаераспределение плотности в изотермической сфере принималось в обычном виде:ρh (r) =ρh0.1 + (r/ah )2(3.3)Параметры модели подбирались таким образом, чтобы кривая вращения впределах оптического радиуса (19.3 кпк) была близка к наблюдаемой. Используемая нами модель распределения массы в NGC 5907 близка к описанной вработе [205] (см.
также [202]). В таблице 3.2 приводятся параметры основнойгалактики для трех принятых нами вариантов. Во всех случаях кривая вращения имеет плоский участок в области от 8 до 30 кпк (рис. 3.7).СпутникМы рассмотрели две модели спутника (табл. 3.3). Одна из них сфе-рически-симметричная модель Пламмера (1.26) (стр. 37) с параметрами Msat— масса спутника, asat — характерный масштаб распределения вещества.144Рис.
3.7. Кривая вращения NGC 5907. Сплошной кривой показана кривая вращения длямодели 1, штриховыми линиями вклады различных компонент. Кривые вращения для моделей 2 и 3 представлены крестами (×) и кружками (◦) соответственно.Как уже отмечалось, выбор массы спутника (2 − 5) × 108 M был ограничен наблюдательными данными об оптической светимости кольца, не превышающей 1% от светимости NGC 5907. При указанных массах спутника и полнойсветимости рассматриваемой детали ≤ 7 × 107 LB получается, что отношениемасса–светимость Msat /Ls (B) ≥ 3 − 7, а это согласуется с данными для реальных карликовых галактик [206].В таблице 3.3 приведены значения спроецированной на луч зрения центральной дисперсии скоростей для рассмотренных моделей карликовых сфероидальных спутников, найденные как σ0 = [G Msat /6asat ]1/2 .
Эти значения также не противоречат наблюдаемым значениям σ0 у карликовых сфероидальныхгалактик — см., например, характеристики NGC 147 и NGC 185 в обзоре [206].В другом случае спутник представлялся дисковой галактикой с экспоненциальным распределением плотности и отношением вертикального и радиального масштабов 1:5 (см. табл. 3.3). Параметр Тумре QT принимался равным 1.5.145Таблица 3.2.
Модель распределения массы NGC 5907Масштаб, Масса в пределах rc , кпккпкRopt = 19.3 кпк,1010 M1 БалджДиск11.3—59.0—2013.51811.3—59.0—205.0∞11.3—59.0—13.5∞1Гало2 БалджДиск1Гало3 БалджДиск1Гало20Таблица 3.3. Модель спутникаЭкспоненциальный Вертикальный Масса,Дисковый спутникмасштаб, кпкмасштаб, кпк108 M0.40.0825Масштаб (asat ), кпкСфероидальный спутникОрбитаσ0 , км/сМасса,108 M0.4192305Было принято, что спутник движется в полярной плоскости основ-ной галактики (плоскость xz ).
Начальные координаты спутника x0 = 0, y0 =1460, z0 = 52 кпк. Начальная скорость выбиралась из следующих соображений.Мы задавали расстояние наибольшего сближения rmin = 13 кпк и подсчитывали массу галактики M(rmin ) в пределах радиуса, равного rmin . Если бы спутникдвигался в поле точечной массы M(rmin ), то его скорость в точке (x0 , y0 , z0 )должна была бы соответствовать скорости в апоцентре эллиптической орбитыс эксцентриситетом e = 0.6 и большой полуосью a = (z0 + rmin )/2 = 32.5 кпк.Именно это значение скорости мы принимали в качестве начального.
Для трехмоделей основной галактики орбита спутника представлена на рис. 3.8. Расстояние наибольшего сближения для всех трех орбит оказывалось меньше первоначально заданного (∼ 8 − 9 кпк).Для дискового спутника мы рассмотрели три различные начальные ориентации плоскости диска по отношению к плоскости орбиты и к экваториальнойплоскости галактики:а) плоскость диска параллельна экваториальной плоскости галактики;б) плоскость диска перпендикулярна как экваториальной плоскости галактики, так и плоскости орбиты (в плоскости орбиты спутник виден с ребра);в) дисковый спутник движется ребром по отношению к плоскости галактики, при этом в плоскости орбиты диск виден плашмя.Как выяснилось при расчетах, практически нет различий между прямым иретроградным движением дискового спутника.
Это объясняется тем, что вследствие малых размеров самого спутника возмущение, которое испытывают звезды на противоположных концах диска, практически одинаковое. Таким образом, разница в длительности возмущения при прямом и обратном вращенииспутника не имеет значения. В дальнейшем мы будем приводить результатырасчетов только для прямых движений.147Рис. 3.8. Орбита спутника для моделей 1 (а), 2 (б) и 3 (в).РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВПробные частицыСчиталось, что, когда расстояние между галактикамистановится минимальным, спутник полностью разрушается. Далее его остаткипродолжают двигаться только в гравитационном поле главной галактики.
Современем остатки спутника вытягиваются вдоль орбиты первоначального движения, повторяя отдельные ее витки. Мы проследили эволюцию разрушенногоспутника на промежутке времени около 1.4 млрд. лет после момента первогомаксимального сближения галактик. На рис. 3.9.а и 3.9.б показаны результатырасчетов для двух моделей спутника — сферического и дискового. Ориентация дискового спутника в пространстве соответствует варианту б) п.
Орбитана стр. 145. Основная галактика представлена моделью 1 (табл. 3.2). Массаспутника равна 2 × 108 M . На рисунках в правом верхнем углу указано время в млн. лет, прошедшее после первого прохождения спутником перицентраорбиты.Видно, что по мере разрушения спутника (к моменту времени ∼1.4 млрд. лет после первого наибольшего сближения) вокруг галактики образуется диффузная петлеобразная структура, напоминающая видимую нарис. 3.6.б.
Отметим также, что численная модель предсказывает существование в это время протяженной линейной детали, отходящей от смоделированнойпетли вправо и вниз (рис. 3.9). Такая структура угадывается и у NGC 5907148Рис. 3.9. Эволюция структуры карликового спутника в модели пробных частиц: вверху —сферический спутник, внизу — дисковый.
Ориентация диска главной галактики показанаотрезком прямой, его длина соответствует оптическому диаметру NGC 5907. Размер каждойрамки 100 кпк×100 кпк.(рис. 3.6.б). Так как движение остатков спутника происходит в строго полярной плоскости, то петля не размывается вследствие дифференциальной прецессии.
В случае дискового спутника петля получается более тонкой из-за меньшейдисперсии скоростей звезд вдоль оси x.В модели 2 (табл. 3.2) потенциал гало соответствует потенциалу стандартной изотермической сферы с бесконечной полной массой. Чтобы полная массатемного вещества в пределах области движения спутника (∼ 52 кпк) была примерно такой же, как и в модели 1, мы уменьшили массу гало в в пределах Ropt .Расчеты показали, что в и этом случае образуется структура очень похожая на149ту, что представлена на рис. 3.9.а и 3.9.б.Из расчетов также следует, что модель 3 (табл. 3.2) оказывается неприемлимой.
В этой модели масса гало в пределах области движения спутника, существенно больше, чем для моделей 1 и 2. На рис. 3.8 видно, что видимое сжатиевитков орбиты, вдоль которой вытягивается разрушающийся спутник, в этомслучае слишком мало в сравнении с тем, что наблюдается у кольцеобразнойструктуры галактики NGC 5907.
Следовательно, уже сама морфология кольцеобразной детали дает ограничение на массу темного гало галактики NGC 5907в пределах кольца Mh (r < 52 кпк)/(Md +Mb )≈ 3 − 4.Самогравитирующий спутник.Для того, чтобы описать картину разру-шения спутника самосогласованным образом, мы расчитали ряд моделей в рамках гравитационной задачи N -тел. На рис. 3.10.а и 3.10.б показаны эволюциясферического и дискового спутников. В первом случае N = 50 000, во второмN = 100 000. Такое количество частиц бралось не случайно. Мы хотели проследить эволюцию спутника на временах 2–4 млрд. лет. При меньшем числе частицэта эволюция в сильной степени определяется численными эффектами релаксации, приводящими к искусственному разогреву системы.
Время релаксацииtrh для спутника, потенциал которого задается формулой (1.26), оцениваетсякак [207]Ntrh = 0.2ln(0.4N )sa3sat.G MsatДля N = 50 000, Msat = 2 × 108 M , asat = 0.4 кпк это дает примерно8 млрд. лет.Качественно картина образования звездного кольца очень похожа на ту,что описана в п. Пробные частицы на стр. 147. Главное отличие состоит в том,что даже спустя примерно 1.4 млрд. лет после того, как галактики сблизилисьв первый раз, ядро спутника оказывается почти не разрушенным (рис. 3.11.аи 3.11.б). К этому моменту спутник четыре раза успевает пересечь экваториаль-150Рис.
3.10. То же, что и на рис. 3.10, но для модели самогравитирующего спутника.ную плоскость основной галактики. Следует заметить, что дисковый спутникразрушен в большей степени, чем сферический. Соответственно поверхностнаяплотность кольца, образованного из остатков дискового спутника, существенновыше (примерно в 3 раза), чем в случае, показанном на рис. 3.9.а.На рис.
3.11.в показана поздняя стадия разрушения дискового спутника (после восьми прохождений через экваториальную плоскость галактики).Небольшое ядро все еще оказывается гравитационно связанным, но остаткиспутника уже не образуют когерентную кольцеобразную структуру, а размыты по нескольким виткам орбиты.
В аналогичных расчетах других авторах(например, [39]) на больших временах также получались сильно нерегулярныеструктуры. Это дает нам ограничение на время существования наблюдаемой угалактики NGC 5907 звездной петли (< 1.5 млрд. лет).Заметим, что поведение звезд отличается от поведения газа.
Захваченный151массивной галактикой газ замыкается в долгоживущее кольцо, что может датьначало объектам, называемым галактиками с полярными кольцами [39, 182] и[2]. Судьба звездного кольца у галактики NGC 5907 иная — со временем онодолжно превратиться в диффузную, практически ненаблюдаемую структуру.Рис. 3.11.
Морфология кольца, образованного в результате разрушения спутника: (а) — модель сферического спутника (tпоздняя (t= 3.51= 1.41млрд. лет); (б) — ранняя (t= 1.41млрд. лет) и (в) —млрд. лет) стадии эволюции кольца для модели дискового спутника.ЗАКЛЮЧЕНИЕИз наших расчетов следует несколько выводов.- Обнаруженная у галактики NGC 5907 кольцеобразная деталь хорошо описывается как остаток разрушившегося спутника малой массы (∼ 10−3 массы основной галактики).- Структура звездной петли лучше объясняется, если предположить, чтокарликовый спутник был дисковым, а не сферическим.- Из морфологии кольца можно получить ограничение на массу темногогало основной галактики в пределах размера самого кольца — Mh (r <52 кпк)/ (Md + Mb ) ≈ 3 − 4.- На глубоких снимках галактик у некоторых из них, по-видимому, могутбыть обнаружены слабые детали, похожие на звездное кольцо галактики152NGC 5907.
Наша Галактика — один из таких примеров. Карликовый спутник в созвездии Стрельца, частично разрушенный приливными силамисо стороны Галактики, образует вытянутую структуру [206], состоящуюиз движущихся групп звезд (результаты численного моделирования приведены в работе [208]). Однако, вряд ли следует ожидать обнаружениябольшого числа подобных петлеобразных деталей. Во-первых, для образования звездного кольца в полярной плоскости нужна особая геометрияпролета. Во-вторых, в отличие от классических галактик с полярнымикольцами, звездное кольцо наблюдается только в те промежутки времени,когда вещество спутника распределено по одному из витков траектории.На поздних стадиях структура становится размытой, и ее трудно обнаружить из-за сильного уменьшения поверхностной яркости.В нашей работе мы нашли, что в галактике NGC 5907 наблюдается относительно ранняя стадия разрушения спутника (< 1.4 млрд.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
