Диссертация (1145359), страница 24
Текст из файла (страница 24)
лет от моментапервого наибольшего сближения галактики и спутника). Наш вывод был сделан на основе того, что на поздних стадиях вещество спутника распределяетсясразу вдоль нескольких витков орбиты. Более поздние глубокие снимки галактики действительно помогли увидеть вторую петлю [168]. В этой же работебыла пересмотрена модель формитрования звездных петель вокруг галактикиNGC 5907. Единственное существенное отличие этой модели от нашей заключается в выводе о более поздней ((∼ 2.5 млрд.
лет) стадии разрушения спутника.В остальных отношениях модели сходны, при этом наша работа была первой.153Приливные звездные петли UGC 7388Результаты этого раздела опубликованы в статье [30].Для UGC 7388 имеется подробная фотометрия основного тела галактикии протяженных петель, а также кривая вращения. Имеющейся информациидостаточно для того, чтобы построить модель распределения массы в галактикеи промоделировать процесс разрушения маломассивного спутника.НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕДАННЫЕИсточником наблюдательных дан-ных послужила статья [170].Основная галактикаUGC 7388 — гигантская спиральная галактика позд-него типа (Sc).
Исходя из видимой “толщины” диска (видимого сжатия изофот— b/a ≈ 0.17), в статье [170] был определен его наклон к лучу зрения i ≥ 80◦ ,т.е. диск виден практически с ребра.Согласно данным NED (the NASA/IPAC Extragalactic Database), расстояние до UGC 7388 составляет 93.8 Мпк.Интегральная звездная величина галактики в фильтре B достигает −20.m 4.У галактики нет заметного балджа. Распределение яркости вдоль большой осихорошо описывается экспоненциальным законом, характерным для звездногодиска с радиальной шкалой h = 3 кпк.Принадлежность к поздему типу подтверждается интегральным показателем цвета галактики ((B − V )0 ≈ 0.5 − 0.6 с учетом поправки за наклон) иотносительно высокой долей нейтрального водорода — отношение полной массыводорода к светимости галактики в полосе B составляет M(Hi)/LB ≈ 0.2 − 0.3.Фотометрия диска в полосе K по изображению, взятому из 2MASS1 , даетоценку отношения масштаба распределения вещества в вертикальном направлении2 к радиальной шкале hz /h = 0.4.
Такое высокое значения hz /h не харак1 http://www.ipac.caltech.edu/2mass/.2 В данном случае считается, что плотность убывает с высотойzсогласно экспоненциальному закону154терно для Sc галактик. Возможным объяснением может быть то, что значениеугла наклона для UGC 7388, определенного по сжатию изофот, преувеличено, и галактика видна не с ребра, а несколько развернута по отношению к наблюдателю. Однако, поскольку пылевая полоса, проходящая через весь диск,расположена довольно симметрично, то такое большое значение относительнойтолщины говорит скорее о реально толстом диске, а не завышенном значенииугла наклона галактики.Звездные петлиДиск галактики окружен двумя слабыми вытянутыми пет-леобразными структурами с поверхностной яркостью в полосе B — µB ∼24m /00 и µB ∼ 25m /00 , соответственно. Протяженность петель составляет примерно 20 кпк (сжатие осей b/a ≈ 0.6) для более яркой детали и 34 кпк (сжатиеосей b/a ≈ 0.7) для более слабой.
Обнаружено также крупномасштабное вращение более яркой петли вокруг тела самой галактики. Поскольку галактикавидна почти с ребра, а яркая петля наклонена под большим углом к диску, то,если бы не наличие второй петли, UGC 7388 можно было бы отнести к галактикам с кинематически подтвержденным полярным кольцом. Однако присутствиевторой детали, развернутой в проекции почти ортогонально по отношению к яркой петле, говорит о другом происхождении пекулярной структуры UGC 7388— аккреции и приливном разрушении маломассивного спутника, остатки которого продолжают двигаться по розеткообразной орбите. На рис. 3.12 приведеносоставное SDSS изображение галактики в фильтрах g, r, i.В статье [170] была сделана оценка интегральной светимости петель.
Онасоставляет 20–30% от светимости диска (с учетом внутреннего поглощения).Оценка интегральной светимости петель важна для определения массыразрушившегося спутника. Однако приведенное выше значение нужно использовать с осторожностью в качестве отношения масс разрушившегося спутника иизначального диска. Если брать его таким, как оно есть, то это может привестик завышению массы спутника, т.к.
вещество, выброшенное из диска в результа-155Рис. 3.12. Составное изображение галактики UGC 7388 в трех цветовых фильтрахg, r, i.Изображение взято с сервера SDSS.те взаимодействия, также вносит вклад в светимость петель. Подобный эффектдовольно трудно оценить, поэтому при последующем моделировании было принято, что масса компаньона составляет примерно 0.2 от массы видимой частигалактики.МОДЕЛИРОВАНИЕ КРИВОЙ ВРАЩЕНИЯ ГАЛАКТИКИВ ста-тье [170] была получена кривая вращения галактики. Мы использовали ее дляопределения вкладов всех подсистем и построения модели распределения массыв центральной галактике.Для UGC 7388 была принята двухкомпонентная модель: экспоненциальный диск и темное гало с распределением плотности и параметрами, соответствующими современным космологическим расчетам.Модель дискаБыл принят следующий закон распределения яркости в дискеI(R, z) = I(0, 0) exp(−R/h) sech2 (z/z0 ) ,156где (R, z) — координаты в цилиндрической системе координат, h — радиальныймасштаб распределения яркости в диске, z0 — полутолщина однородного слоя,которая связана с уже упоминавшимся масштабом распределения вещества ввертикальном направлении следующим соотношением: z0 = 2hz .
Центральнаяяркость I(0, 0) связана с полной светимостью диска Ld (а значит и с абсолютнойзвездной величиной галактики) через формулу: Ld = 4πI(0, 0)z0 h2 .Для диска были взяты следующие параметры: h = 3.0 кпк — экспоненциальный масштаб; z0 /h = 0.2 — относительная толщина диска; MB = −20.m 4 —интегральная звездная величина в фильтре B .Отношения массы к светимости M/L варьировалось в диапазоне 2.4 − 3.0.Модель галоНаварро, Френк и Вайт [88, 89] в космологических N -body рас-четах высокого разрешения нашли, что темные гало, получающиеся в результате слияний более мелких флуктуаций темной материи, имеют универсальныйпрофиль плотности NFW (2.10) (стр.
109), независимо от их массы, вращенияи эпохи формирования Параметры ρs и rs , входящие в формулу (2.10), дают характерное значение плотности и характерный масштаб распределения темноговещества, соответственно.Обычно для описания профиля NFW используют два других параметра.В качестве одного из них можно взять, например, M200M200 ≡ 200ρcrit4π 3r ,3 200(3.4)где r200 — это радиус сферы, внутри которой средняя плотность вещества в200 раз превосходит критическую плотность во Вселенной, а M200 — массатемного вещества, внутри сферы радиуса r200 . Часто радиус r200 связывают срадиусом сферы, внутри которой темное гало вириализовано, т.е.
находитсяв динамическом равновесии. В этом случае массу M200 называют вириальноймассой.Другим параметром может служить так называемый параметр концентра-157ции cr200.rsc≡(3.5)Параметр c не является вполне независимым и довольно сильно связан с историей слияний, т.е. вообще говоря зависит от массы гало и “космологии”. Нов пределах одной “космологии” существует разброс этого параметра, и в первом приближении можно пренебречь его зависимостью от вириальной массы,считая c свободным параметром.Имея M200 и r200 , можно определить круговую скорость на радиусе r2002v200≡G M200.r200(3.6)Обычно в качестве одного из двух основных параметров, описывающих модельгало NFW, выбирают v200 .
Эта скорость часто близка к максимальной скорости вращения дисковой галактики или скорости на плоском участке кривойвращения, поэтому параметр v200 удобен для сопоставления моделей с наблюдательными данными. Если зафиксировать космологические параметры, то M200и r200 определятся какM2003v200v200=, r200 =,10 G H(z)10 H(z)(3.7)здесь H(z) — постоянная Хаббла на данную эпоху расширения Вселенной (z —красное смещение)3 .Таким образом, если выбрать c, H(z) и v200 , то можно полностью определить модель темного гало на данном красном смещении.Для сферически симметричного распределения плотности в гало полнаямасса гало внутри сферы радиуса r равнаZrM(r) = 4πr2 ρ(r)dr03 Коэффициент “10” не является точным числом, а зависит от принятой “космологии”.
Для стандартной космологическойΛCDMмодели он равен примерно десяти.158Для профиля NFW (2.10) (стр. 109) с учетом принятых обозначений получаемMh (r̃) = M200F (r̃ c),F (c)(3.8)где r̃ ≡ r/r200 , аF (y) = ln(1 + y) −y.1+yМасса M200 и радиус r200 связаны с круговой скоростью вращения v200 черезсоотношения (3.7).Таким образом, основные параметры, характеризующие распределениемассы для модели гало с профилем плотности NFW, являются c — параметрконцентрации, постоянная Хаббла и v200 .При построении кривой вращения значения v200 варьировались от 160 км/сдо 220 км/с. Диапазон значений определялся максимальным значением круговой скорости вращения диска UGC 7388 и тем соображением, что на большихрасстояниях от центра скорость вращения должна быть меньше максимальной,иначе масса гало в пределах вириального радиуса оказывается слишком большой.
Значения параметра концентрации c для UGC 7388 брались в интервалемежду 6 и 12.Построение начальной N -body модели центральной галактики требовалоследующих параметров: отношение “масса-светимость” M/L; относительнаятолщина диска z0 /h; c, v200 — параметры гало, описанные выше; постояннаяХаббла.В результате варьирования параметров гало и отношения M/L для дискаполучилась сетка кривых вращения для разных значений искомых параметров.На рис.
3.13 показаны различные семейства модельных кривых вращенияв зависимости от варьируемых параметров: M/L, z0 /h для диска и c, v200 длягало. Семейства кривых вращения построены для каждого из параметров. Приварьировании одного из параметров остальные параметры считаются фиксированными: c = 8, v200 = 170 км/с, M/L = 3.0M /L , z0 /h = 0.2.159Отношение массы гало к массе диска внутри четырех экпоненциальныхмасштабов диска составило 1.17 при v200 = 170 км/с и 1.28 при v200 = 180 км/с.В центральных областях галактики (в области < 2 h) все модельные кривые лежат выше наблюдательных точек.
Это связано с тем, что галактика наблюдается почти с ребра и для внутренних областей эффекты проекции приаводят к тому, что наблюдаемая кривая вращения лежит ниже кривой круговыхскоростей [209]. Самой информативной точкой является последняя, поэтомутолько из одного анализа кривой вращения трудно сделать однозначный выбор параметров модели диска и гало.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
