Диссертация (1145359), страница 25
Текст из файла (страница 25)
Они уточнялись позднее при построениимоделей петель в N -body экспериментах, исходя из согласия наблюдаемой морфологии петель с модельными данными.250250(а)200vc (км/с)200vc (км/с)(б)150100M/L = 2.4M/L = 2.6M/L = 2.7M/L = 3.05010100z0/h = 0.2z0/h = 0.3z0/h = 0.35z0/h = 0.4500001502003010250250(в)30(г)200vc (км/с)200vc (км/с)20r (кпк)r (кпк)150100c=6c=8c = 10c = 1250150100v200 = 130v200 = 150v200 = 170v200 = 190v200 = 21050000102030r (кпк)01020Рис. 3.13. Зависимость кривой вращения галактики UGC 7388 от отношения(а); относительной толщины диска30r (кпк)z0 /h(б); параметра концентрации галоскорости для гало на вириальном радиусеv200M/L для дискаc(в); круговой(г). Точки с барами данные из работы [170].160N -BODYЭКСПЕРИМЕНТЫМоделированияе взаимодействия спутникаи центральной галактики производилось при помощи пакета NEMO [58].
В качестве интегратора использовалась программа gyrfalcON [85, 86], реализующая высокопроизводительный алгоритм решения задачи N тел со сложностьюO(N ).Равновесная численная модель основной галактикиДля построениясамосогласованной двухкомпонентной модели основной галактики с заранее заданными параметрами использовалась программа mkgalaxy [64] из пакета NEMO.Устойчивость диска контролировалась правильным выбором параметра ТумреQT > 1.В работе используется следующая система единиц (при G = 1): единица массы mu = 6.75 × 1010 M , единица длины lu = 3 кпк, единица времениполучается tu ≈ 107 лет.Модель спутникаВ качестве модели спутника была взята сфера Пламме-ра (1.26) (стр.
37) с полной массой Msat и характерным масштабом распределения вещества asat . Последний параметр варьировался и подбирался, исходяиз скорости разрушения спутника. Слишком компактный спутник не успевалразрушиться к моменту образования двух петель. При asat = 1.5 кпк спутникразрушался, оставляя вещество на витках орбиты, но при этом разрушение небыло слишком быстрым. Распределение звезд по скоростям считалось изотропным.Геометрия пролетаПараметры орбиты подбирались следующим образом.Расстояние в апоцентре rap было принято равным размеру самой большойпетли — 35 кпк, расстояние в перицентре rper — исходя из формы петель.
Мыдопустили, что “эксцентриситет” петли e =ствует эксцентриситету орбиты: rperp1 − b2 /a2 ≈ 0.7 примерно соответ1−e= rap.1+e161Для приближенной оценки орбитальной скорости была вычислена полнаямасса внутри сферы радиуса rap : M(rap ) = Md + Mh (rap ).Для диска бралась его полная масса Md = Ld · (M/L), так как h rapи доля массы диска вне rap пренебрежимо мала. Масса гало вычислялась поформуле интегральной массы для модели NFW (3.8) (стр.158).Затем была сделана оценка орбитальной скорости спутника в апоцентреvap в предположении, что вся масса M (rap ) сосредоточена в центре галактикиv 2 (rap )12= G M(rap )−,(3.9)2rap aгде a = ra /(1 + e) — большая полуось орбиты.Угол наклона орбиты к плоскости диска варьировался в пределах от 30◦ до90◦ .
Спутник запускался из апоцентра, а затем прослеживалась его эволюцияпод действием приливных сил со стороны основной галактики на протяжениидвух-трех витков его орбиты.РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВОбщее число частиц, представляющих цен-тральную галактику, зависело от параметров модели и варьировалось от 0.5 ×106 до 0.7 × 106 . Число частиц в спутнике составляло 104 .Шаг интегрирования δt выбирался из следующих соображений: на характерное время парного сближения двух частиц должно было приходитьсянесколько шагов интегрирования [13].Варьировался параметр v200 , по сути соответствующий массе гало, и наклон орбиты.Изменение массы гало влияло на угол между петлями — более массивное гало приводило к большему углу между петлями.
На рис. 3.14 (верхний ряд) показана форма петель для различной массы гало (слева направо)M200 = 22.2, 26.6, 31.1, 37.0 Md , соответственно. Начальное положение спутника во всех случаях одно и то же. Начальная скорость спутника пересчитанав соответствие с изменившейся массой гало.
Таким образом, в первом приближе-162нии, изменение формы петель связано только с изменением формы потенциала,что приводит к более быстрому орбитальному движению спутника при увеличении M200 .Рис. 3.14. Зависимость морфологии петель от массы темного гало (верхний ряд; масса увеличивается слева направо, см. текст) и от угла наклона орбиты к плоскости диска (нижнийряд; угол уменьшается слева направо, см. текст).На рис. 3.14 видно, что при увеличении массы гало петли становятся более“развернутыми”.
Это можно объяснить тем, что с ростом массы гало потенциалгалактики становится ближе к сферически симметричному, т.к. возрастает долясферически симметричного компонента системы. Можно также заметить, чтос ростом M200 уменьшается длина “хвостов” у петель. Для самого массивногогало (последнее изображение на рис. 3.14 в верхнем ряду) петли даже не пересекаются. На первом изображении таких пересечений несколько. В связи с этимбыли отброшены слишком массивные модели (без пересекающихся “хвостов”петель), поскольку на снимке SDSS такой “хвост”, являющийся продолжениембольшой петли, отчетливо виден в северной части.Одновременно с массой гало подбирался угол наклона орбиты к плоскостидиска. На рис. 3.14 (нижний ряд) показана зависимость наблюдаемой формыпетель от этого угла (изменение угла слева направо: 90◦ , 60◦ , 45◦ и 30◦ ). Из-163менение наклона орбиты i меняет как “высоту” петель, так и их форму.
Прималых углах наклона петли 30◦ видны почти с ребра, из-за чего представляются более вытянутыми. Наиболее подходящей конфигурации соответствует уголв 60◦ (нижний ряд, вторая рамка слева).После этого оставался еще один параметр, характеризующий положениеорбиты в пространстве — долгота перицентра. Этот параметр определялся ужепосле того, как была получена подходящая форма петель. Общие закономерности здесь таковы. Изменение долготы дает поворот двух петель вокруг центрагалактики, схожий с тем, что показан на рис. 3.14, только без изменения формысамих петель.В ходе моделирования были уточнены параметры гало, дающие наиболееправдоподобную картину петель: c = 8, v200 = 180 км/с, Mm athrmh = 26.6Md .Результат расчета показан на рис.
3.15. Это модельное изображение похожена наблюдаемую картину петель у галактики UGC 7388.Рис. 3.15. Изображение галактики UGC 7388. Слева —N -body модель; N = 1.2 × 106 , i = 60◦ ,t = 2.9 млрд. лет. Справа — репродукция изображения галактики в фильтре r из работы [170]с наложенными на звездные петли эллипсами.ЗАКЛЮЧЕНИЕМы проанализировали кривую вращения галактикиUGC 7388 и сделали оценки вкладов диска и темного гало.
Был также определендиапазон значений параметров двух подсистем, которые описывают наблюдае-164мую кривую вращения. В итоге мы построили самосогласованную численнуюмодель галактики и проведели расчеты разрушения карликового спутника вполе центральной галактики. В результате расчетов, при варьировании параметров орбиты, а также параметров, описывающих структуру основной галактики и спутника, удалось получить “визуальное” сходство морфологии модельных звездных петель с наблюдаемыми. Это свидетельствует о правдоподобности предположения, что протяженные петлеобразные структуры вокруг дискаUGC 7388 являются результатом разрушения карликовой галактики приливными силами. Главным итогом проведенных расчетов стало уточнение параметров темного гало (предварительно полученных из кривой вращения) на основеанализа морфологии протяженных звездных петель.
Полученная в пределах четырех экспоненциальных масштабов диска масса темного гало составляет 1.28масс диска.1653.2. Приливные хвостыПриливные структуры (хвосты и соединяющие галактики перемычки) являются временными образованиями, возникающими при тесных сближениях ислияниях галактик [210]. Приливные образования имеют, как правило, низкуюоптическую поверхностную яркость (µ(B) ≈ 24m –25m /00 ), и они наблюдаютсяу нескольких процентов галактик в окружающей нас области Вселенной (см.обзор в статьях [3, 6]).Приливные структуры интересны по многим причинам. Например, из ихвещества могут образовываться карликовые галактики [211].
В численных экспериментах по взаимодействию галактик часто наблюдается формирование гигантских конденсаций — до 108 M — вследствии гравитационного коллапсазвезд и газовых облаков, вытянутых в приливной хвост (например, [212, 213].Такого рода конденсации могут давать начало карликовым галактикам.Текущий темп звездообразования в приливных хвостах иногда довольновысок, причем области звездообразования (области Hii) могут располагатьсяв хвосте довольно равномерно, как, например, в хвосте NGC 4676 A [4].
В дисках нормальных галактик звездообразование обычно происходит в гигантскихH2 комплексах. Приливные детали образуются из диффузного газа, вытянутого из самых внешних областей галактики. Это ставит вопрос о механизмезвездообразования для этих структур, который возможно связан с глобальнойгравитационной неустойчивостью в хвостах [4].Морфология хвостов и перемычек определяется глобальной динамическойструктурой галактик.
Так, например, выяснилось, что протяженность приливных хвостов зависит не только от параметров пролета и относительной скоростивзаимодействующих галактик, но и от распределения массы темной материи(например, [159, 160, 214, 215]. В работе [159] были проанализированы результаты численных экспериментов и сделан вывод, что если масса темного веществадостаточно велика, то образующиеся приливные хвосты оказываются слишком166короткими и маловыразительными. В то же время во взаимодействующих исливающихся системах мы часто наблюдаем весьма протяженные приливныедетали, простирающиеся на расстояния до 50–100 кпк.Вывод о том, что протяженные приливные хвосты могут служить индикаторами присутствия темной материи в далеких, периферийных частях галактик, там, где уже не виден Hi диск, подкрепляется и кинематическими данными.Сотниковой и Решетниковым [4] на примере главного компонента знаменитойвзаимодействующей системы NGC 4676 (Мышки) было сделано заключение отом, что кинематика приливного хвоста (его длина превышает 40 кпк) совместима только с моделью темного гало, масса которого пределах оптическогоразмера хвоста в несколько раз превосходит суммарную массу диска и балджагалактики.Не менее интересна и встречаемость приливных образований на разныхкрасных смещениях, поскольку она отражает изменение темпа слияний и взаимодействий галактик со временем [216, 217].В следующих разделах 3.2.1 и 3.2.2 приводятся результаты спектральныхнаблюдений и моделирования кинематики хвоста главного компонента взаимодействующей галактики NGC 4676(Мышки), а также исследование основныхгеометрических характеристик приливных хвостов у нескольких сотен близкихи далеких взаимодействующих галактик.3.2.1.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
