Диссертация (1145359), страница 28
Текст из файла (страница 28)
3.4),и газодинамические эффекты могут оказывать существенное влияние на эволюцию хвоста. Детальное описание методики расчетов дано в работах [1, 2] (см.178также раздел 1.1).Были проведены численные эксперименты с параметрами, соответствующими моделям ТТ и МБР. В первом эксперименте рассматривался пролет двухточечных масс (со сглаженным потенциалом; масштаб сглаживания 1 кпк); масса каждой галактики — 1011 M .Во втором эксперименте (с параметрами пролета, соответствующими модели МБР) потенциал дисковой компоненты представлялся потенциалом Миямото–Нагаи: (формула (3.1) на стр. 127) с параметрами: Md — масса диска, adи bd — параметры, характеризующие масштаб распределения вещества в диске.Если гравитационную постоянную принять за единицу, а в качестве единиц длины и времени взять 7.25 кпк (большая полуось орбиты при этом равначетырем единицам длины) и 50 млн.
лет, соответственно, то единица массы,равная массе диска, будет составлять 3.39 × 1010 M ; bd = 1.0, ad /bd = 0.2.В качестве сферической компоненты была выбрана сфера Пламмера: (формула (1.26) на стр. 37) с параметрами: Mb = 0.3 — масса диска и ab = 0.3 —масштаб распределения вещества.Количество SPH-частиц равнялось 12 000, характерная длина сглаживания h = 375 пк. Рассматривалось изотермическое течение с температурой газаT = 104 K. Газовые частицы распределялись в диске основной галактики дорадиуса в 15 кпк (ТТ) и 7.25 кпк (МБР) согласно закону плотности ∝ 1/r.При расчетах было сделано несколько упрощений. Во-первых, потенциалы галактик считались заданными, во-вторых не учитывалась самогравитация газовых частиц — частицы двигались во внешнем потенциале. Кроме того, деталиповедения газа и формирования приливных деталей во второй галактике не рассматривались вообще.
Поскольку нас интересовали морфология и кинематикаглавного компонента и, в особенности, периферийных областей приливного хвоста, то такие упрощения оправданы. Дело в том, что хвост образуется из газасамых внешних частей диска, наиболее удаленных от возмущаемой галактики, т.е. из вещества, находящегося вне области наиболее сильных изменений179гравитационного поля, и учет самосогласованности потенциала не оказывет существенного влияния на его эволюцию.На рис. 3.18 представлены распределения лучевой скорости в хвосте навсем его протяжениии вдоль воображаемого разреза для модели МБР (для сравнения на рисунке показаны круговые скорости в экваториальной плоскости дляпотенциала основной галактики). Видно, что кинематические характеристикимодели далеки от наблюдаемых (рис. 3.17.в) — и амплитуда изменения лучевойскорости в хвосте и характерные значения скорости оказываются существеннониже тех, что дают наблюдения.
(Для модели ТТ точки, соответствующие лучевым скоростям газа в хвосте, лежат еще ниже.) Резкое падение скорости врайоне 4000 объясняется особенностями пространственной конфигурации хвоста— газовый хвост в этом месте загибается так, что его далекие области накладываются в проекции на более близкие. Небольшая амплитуда разброса лучевых скоростей обусловлена тем, что модельный хвост оказывается достаточнотонким. Можно предположить, что наблюдаемая большая дисперсия скоростейсвязана с большой шириной приливного хвоста.Если в каждой точке приливного хвоста скорость газа разложить на двекомпоненты — радиальную и трансверсальную (по отношению к центру главной галактики), — то можно подметить интересную особенность в распределении этих скоростей.
На рис. 3.19 такое разложение приведено для газодинамической модели, соответствующей модели МБР. Трансверсальная скорость всредней части хвоста (2000 < r < 5000 ) близка к круговой скорости (радиальная скорость мала), в периферийной же области доминирует радиальная компонента, направленная от центра галактики. При “классическом” взгляде намодельную систему (рис. 3.20.а) далекие области хвоста проецируются на картинную плоскость таким образом, что в лучевую скорость основной вклад даеттрансверсальная компонента полной скорости, значение которой невелико. Развернувшись на 90◦ и посмотрев на систему из плоскости главной галактики, мыувидим, что вклад скоростей меняется (рис.
3.19). В этом случае на конце хво-180vr (км/с)200100классическая модельнаша модель0−20020406080100120r (")Рис. 3.18. Распределение лучевых скоростей вдоль разреза, проходящего через приливнойхвост для модели, аналогичной модели МБР (кривая вращения — сплошная линия); (+) —положение “классическоого” наблюдателя; (×) — положение смещено на90◦(см. рис. 3.20.а).ста лучевая скорость частиц — это, в основном, радиальная скорость. Отсюдаследует наш первый вывод. Для получения больших значений лучевой скорости в модельном распределении более предпочтительным является взгляд насистему из точки, сдвинутой на угол примерно в 90◦ по сравнению с классическим вариантом (вид хвоста главной Мышки остается практически прежним).Однако для объяснения наблюдаемых систематических скоростей в приливномхвосте такая модификация модели оказывается недостаточной.Модель с темным веществомЕсли предполагать, следуя модели МБР, чтомасса системы определяется только светящимся веществом, то характерные скорости в хвосте все равно оказываются ниже наблюдаемых, даже при поворотелуча зрения.
На рис. 3.19 видно, что у основания хвоста и в средней его части скорость газа близка к круговой для данного потенциала. Это наблюдениеприводит ко второму существенному выводу: при построении реалистичной с181300200vr (км/с)1000−100радиальная скоростьтрансверсальная скорость−200−300020406080100r (")Рис. 3.19. Распределение радиальной (+) и трансверсальной (4) скоростей газовых частиц взависимости от их удаленности от центра галактики для модели, аналогичной модели МБР;сплошная линия — кривая вращения для потенциала основной галактики.точки зрения кинематики модели Мышек следует учесть возможность присутствия массивного протяженного темного гало у галактик системы.
Суммарныйпотенциал светящегося и темного вещества и будет определять большие наблюдаемые скорости в хвосте.Мы провели еще одну серию численных экспериментов. Распределение массы темного гало основной галактики задавалось стандартным образом согласномодели изотермической сферы (формула (3.2) на стр. 134), ограниченной по массе, начиная с некоторого расстоянии от ядра rc . При этом полная масса гало —Mh0 , а радиус ядра — ah .Мы не вносили никаких изменению в геометрию столкновения галактик посравнению с моделью МБР. Это сделано для того, чтобы исследовать чувствительность кинематики хвоста только к тем параметрам, которые описываютструктуру галактик. Основные характеристики балджа и диска главной Мышки соответствовали наблюдаемым величинам.
Масса диска и балджа (в преде-182150100(а)500B−50−100−150−200 −150 −100 −50A050100150100(б)500−50−100−150−200 −150 −100 −50050100Рис. 3.20. Проекция системы на плоскость диска основной галактики (а), A — положение“классического” наблюдателя; B — положение развернуто на90◦ .Вид системы с “ребра” состороны стрелки (б). Большой кружок — положение второй галактики.лах оптического радиуса ropt = 4.2 кпк) — Mb = 1010 M , Md = 3 × 1010 M ;масштабные параметры: ab = 1 кпк, bd = ropt и ad /bd = 0.2. Для второй галактики были выбраны те же самые параметры.Что касается третьего компонента — гало, — то наши знания о распределении темного вещества в периферийных частях галактик весьма неопределенны, поэтому выбор параметров модели гало во многом является произвольнойпроцедурой, часто основанной на косвенных соображениях.
Одним из таких183соображений является следующее. Протяженность приливного хвоста, как оказывается, очень чувствительна к глобальной динамической структуре самихвзаимодействующих галактик [159]. (Такая зависимость характерна не толькодля хвостов, но и для других крупномасштабных деталей, сформировавшихсяв результате приливного взаимодействия, например, для полярных колец [2].)Если галактики обладают очень массивными гало, то приливные хвосты в численных экспериментах получаются слишком короткими. Это обстоятельствоограничивает нас в выборе массы гало. В качестве наиболее приемлимых параметров мы взяли следующие: масса гало в пределах оптического радиуса —Mh = 1010 M ; радиус ядра ah = 9 кпк; rc = 18 кпк.
Отношение массы галок суммарной массе диска и балджа в пределах оптического хвоста (40 кпк) —равно примерно 4.Из наших экспериментов следует также, что протяженность хвоста зависит от характерного масштаба распределения газа в галактике до столкновения— чем он больше, тем более протяженный и широкий хвост формируется. В работе [232] отмечалось, что модельный хвост в их расчетах в два раза короченаблюдаемого. Именно поэтому мы выбрали более широкое начальное распределение газа, чем в модели МБР — радиус газового диска — 10 кпк.Проведенные численные эксперименты показали, что разброс лучевых скоростей в приливном хвосте главной Мышки зависит от массы темного гало второй галактики: разброс получается большим для больших масс.
Это, по-видимому, связано с тем, что, несмотря на удаленность хвоста от пролетающей галактики, неосесимметричные возмущения, создаваемые потенциалом гало, остаются значительными, что способствует динамическому разогреву частиц газа. Нарис. 3.21 приведены совмещенные наблюдательные и численные данные о лучевых скоростях хвоста для момента времени, соответствующего 1.8 × 108 летпосле прохождения перицентра. Гало второй галактики взято более массивным,чем для главного компонента (Mh (4.2 кпк)= 3 × 1010 M ). Остальные характеристики — как у гало основной Мышки.
Положение наблюдателя в модельной184системе выбрано следующим: из плоскости диска главной галактики, развернувшись на 100◦ от апоцентра в сторону второго компонента (рис. 3.20.а,б; стрелкана рис. 3.20.а соответствует лучу зрения).На рис. 3.21 видно, что основные характеристики наблюдаемого распределения лучевых скоростей в хвосте (абсолютные значения и разброс скоростей)хорошо воспроизводятся предлагаемой моделью. Рассогласование наблюдаемыхи численных данных при r ≥ 7000 объясняется тем, что из-за изгиба хвостащель спектрографа не проходит точно вдоль его плоскости. Следует также отметить, что модель не описывает провал на кривой лучевых скоростей в районе1500 .
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
