Диссертация (1145359), страница 29
Текст из файла (страница 29)
Эта особенность в наблюдательных данных, по-видимому, связана с условиями видимости хвоста, когда его основание (где радиальные скорости малы)попадает в поле зрения и не заслоняется основной галактикой. Такого рода детали чувствительны к геометрии столкновения и стадии наблюдения системы,зависимость от которых мы детально не изучали.500400vr (км/с)3002001000−100−200−300−20020406080100120r (")Рис. 3.21. Распределение лучевых скоростей газовых частиц вдоль разреза, проходящего через приливной хвост для модели с темным гало; кружки и треугольники — наблюдательныеданные (см. подпись к рис.3.17.в).185В заключении данного раздела заметим, что мы не претендуем на построение точной модели системы. Мы обращаем внимание на то, что анализкинематических характеристик далеких приливных деталей, несмотря на рядупрощающих предположений, приводит нас к выводу о присутствии протяженного темного гало у галактик NGC 4676.
Этот вывод интересен тем, что он неявляется сугубо частным. Так, например, статистические исследования морфологических и кинематических особенностей протяженных приливных деталеймогут дать новые, независимые от других методов, результаты о распределениитемной материи на больших расстояниях от центра галактик. Особенно любопытно провести такой анализ для взаимодействующих галактик на разных z .Это позволило бы лучше понять закономерности формирования и эволюцииодной из основных компонент современных галактик — темного гало.ГРАВИТАЦИОННАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ КАК ВОЗМОЖНЫЙМЕХАНИЗМ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В ХВОСТЕИз анализа на-блюдательного материала следует, что текущий темп звездообразования в приливном хвосте главного компонента Мышек довольно высок.
В дисках нормальных галактик звездообразование обычно связывается с гигантскими H2 комплексами. Что же касается приливных деталей, то материалом для их формирования служит не молекулярный водород, а диффузный газ из самых внешнихобластей галактики. Следовательно стандартные модели, описывающие вспышки звездообразования в центральных областях взаимодействующих галактик засчет столкновений молекулярных облаков [49, 50], оказываются неприменимыми к приливным хвостам.
Каков же тогда возможный механизм звездообразования для этих структур?На рис. 3.17.г видно, что области Hii в хвосте NGC 4676A расположеныдостаточно равномерно — с характерным расстоянием между ними от 4 до8 кпк. Такая упорядоченность областей звездообразования может быть обусловлена действием крупномасштабной гравитационной неустойчивости. Из расче-186тов формирования газовых хвостов при тесном взаимодействии галактик следует, что во временной эволюции этих структур существует стадия, когда хвостсжат гравитационными силами в плотный протяженный жгут [1] (см. такжеп. Структура приливных газовых хвостов на стр. 25). При определенных условиях жгут становится гравитационно неустойчивым и распадается на отдельныеконденсации, служащие очагами звездообразования.
Нашей численной схемойне предусмотрено моделирование данного процесса, но мы можем оценить длину волны неустойчивого продольного возмущения λ. Для этого воспользуемсяаналитическим критерием гравитационной неустойчивости бесконечного цилиндра [52], формула (1.22).2λ ' 2.2 D e σz /2 G mc ,где D — поперечный размер цилиндра, σz2 — дисперсия скоростей в продольномнаправлении, а mc — масса цилиндра, приходящаяся на единицу длины. Сжатие газа в жгут происходит на раннем этапе образования приливного хвоста исоответствует времени ∼ 8 × 107 лет после момента наибольшего сближениягалактик. Необходимые для оценки λ параметры берутся из расчетов (см., например, рисунок 6 в работе [1] и рис. 1.5 на стр.
29). Они дают:λ ' (5 − 6) кпк ,(3.10)что соответствует массам в несколько миллионов солнечных масс. Абсолютная звездная величина конденсаций, наблюдаемых в приливном хвосте, MB ≈−14m ... − 15m . Отсюда можно получить оценку отношения масса–светимостьпорядка единицы, что не противоречит данным для областей звездообразования. Заметим, что величина λ почти на порядок больше характерного масштабагравитационной неустойчивости в газовом диске спиральной галактики и в тоже время хорошо согласуется с масштабом распределения областей Hii в приливном хвосте NGC 4676A. Такое соответствие подтверждает предположение окрупномасштабной гравитационной неустойчивости как триггерном механизмезвездообразования в приливном хвосте Мышки.187Предложенный механизм действует не всегда.
Время развития неустойчивости довольно велико — несколько десятков миллионов лет. Согласно расчетамфаза жгута длится (4 − 6) × 107 лет [1]. При этом, с уменьшением плотностижгута (mc ) увеличивается размер неустойчивого возмущения, и в то же время пропорционально exp(−σz2 /2Gmc ) уменьшается инкремент (например, [53]).Таким образом, только при сжатии вещества до больших плотностей имеетсязапас времени для развития гравитационной неустойчивости в газовом жгуте.Возможно, именно с данным обстоятельством связан тот факт, что высокийтемп звездообразования в приливных структурах наблюдается лишь для единичных объектов.В некоторых численных экспериментах по взаимодействию галактик сообщалось об образовании гигантских конденсаций — до 108 M , — вследствиигравитационного коллапса звезд и газовых облаков, вытянутых в приливнойхвост [212, 213].
В расчетах [212] скучивание звезд, по-видимому, происходилоза счет усиления первоначальных, достаточно больших, флуктуаций в звезднойкомпоненте, которые всегда присутствуют в N -body моделях и являются артефактами. Образование газовых комплексов — явление вторичное: газ просто собирается в гравитационную яму звездных конденсаций. В работе [213] газоваясоставляющая (даже в далеких периферийных областях галактик) описываласьне как непрерывная среда, а как совокупность неупруго сталкивающихся облаков с массой порядка 4×105 M . Задаваемая степень неупругости столкновенийопределяла уровень динамического разогрева газовых облаков вследствии приливного взаимодействия галактик.
Это соответствующим образом влияло навеличину критической массы Джинса. При удачном подборе параметров разогрев газа облаков был таков, что в нем выделялись гравитационно связанныеструктуры с массой ∼ 108 M (эта величина почти на порядок превосходитмассу Джинса для галактического диска). Заметим, что из работы неясно, скаким именно физическим процессом связано формирование газовых комплексов в описанных расчетах: с гравитационной неустойчивостью приливного хво-188ста или с усилением естественных флуктуаций в системе с конечным числомоблаков. Таким образом, хотя масса конденсаций, наблюдаемых в численныхэкспериментах, не противоречит аналитической оценке (3.10), вопрос о том, насколько адекватно эти эксперименты описывают реальный процесс образованиягигантских газовых облаков в приливных структурах, остается открытым.Основные результаты- Определены основные характеристики главной Мышки — NGC 4676A.
Галактика характеризуется отсутствием четко выраженного балджа, наличием областей интенсивного звездообразования в околоядерной области,необычно сильным градиентом показателей цвета от центра к периферии(0.m 05–0.m 10/кпк) и пекулярным полем скоростей. Все эти особенности,по-видимому, обусловлены условиями видимости галактики (она наблюдается почти “с ребра”) и сильным гравитационным взаимодействием сNGC 4676B.- По эмиссионным линиям Hα и [NII]λ6583 построена кривая лучевых скоростей излучающего газа вдоль разреза, проходящего через хвост главнойМышки. Скорости в приливном хвосте прослежены до расстояния ∼ 9500(40.5 кпк) от ядра галактики.- Из анализа кривой лучевых скоростей следует, что систематическая скорость хвоста по отношению к ядру галактики очень велика (∼ 300 км/с).Разброс скоростей в приливном хвосте также очень велик.
Найденныекинематические особенности позволяют существенным образом пересмотреть классическую модель Мышек:а) кинематике хвоста лучше соответствуют следующие условия наблюдения системы — более предпочтительным является взгляд на систему източки, повернутой примерно на 90◦ по сравнению с положением наблюдателя в классическом варианте ТТ и МБР;189б) для объяснения больших значений лучевой скорости в хвосте обязательным является наличие массивного невидимого гало у галактик системы.Последний вывод может служить исходной точкой построения новогонезависимого метода для статистического исследования распределениятемной материи на больших расстояниях от центра галактик (> 40 кпк!).- В приливном хвосте выделена совокупность упорядоченно расположенных областей Hii и определен текущий темп звездообразования, которыйсравним со скоростью звездообразования в дисках нормальных галактики составляет ≈ 10−9 M /год/пк2 .- На основе аналитических оценок и данных численных расчетов показано,что основным механизмом звездообразования в приливном хвосте Мышкиявляется крупномасштабная гравитационная неустойчивость в газе хвоста.1903.2.2.
Характеристики приливных структур взаимодействующихгалактикРезультаты этого раздела опубликованы в статье [25].В этом разделе приведятся результаты анализа геометрических характеристик приливных хвостов близких и далеких взаимодействующих галактики делаются выводы о связи этих характеристик с глобальными параметрамисамих галактик.Выборка близких объектов включает более двухсот галактик, а далеких —около семисот. Далекие галактики были отобраны в нескольких глубоких поляхКосмического телескопа Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS, GEMS), и онинаходятся на среднем красном смещении hzi = 0.65.Все числовые величины приведены для космологической модели с постоянной Хаббла 70 км с−1 Мпк−1 и Ωm = 0.3, ΩΛ = 0.7.Выборки галактик и измеряемые параметрыБЛИЗКИЕИДАЛЕКИЕСТРУКТУРАМИГАЛАКТИКИСПРИЛИВНЫМИДля изучения характеристик близких галактик былорассмотрено две выборки: 1) KPG — двойные галактики из каталога [236]; 2)SDSS — галактики с приливными хвостами из каталога [237], основанного навизуальной классификации 14 034 объектов обзора Слоана.
В первую выборкувошли 44 галактики, для которых в Цифровом обзоре неба (DSS) можно было измерить характеристики приливных структур, во вторую — 182 объекта сясно различимыми в SDSS приливными образованиями. У многих из изученных галактик наблюдается не один, а два хвоста и поэтому число измеренныхнами приливных хвостов (64 в выборке KPG и 266 в SDSS) превышает числогалактик.При изучении далеких галактик использовался каталог взаимодействующих галактик, найденных в глубоких полях Космического телескопа Хаб-191бл [238]. Этот каталог включает данные для примерно семи сотен кандидатовв галактики с приливными структурами в ряде глубоких площадок, наблюдавшихся на Космическом телескопе Хаббл (HDF-N, HDF-S, HUDF, GOODS,GEMS). Исследованные площадки отчасти перекрываются (например, HUDFвходит в состав GOODS), и в таких случаях характеристики галактик оценивались по более глубокому полю.
Всего во всех глубоких полях было изучено 867приливных образований.ПАРАМЕТРЫ ПРИЛИВНЫХ СТРУКТУРДля всех взаимодействую-щих галактик по высококонтрастным оптическим изображениям были определены геометрические характеристики приливных образований: длина хвоста открая диска галактики до его конца (l), измеренная с учетом кривизны хвоста,ширина на половине полной длины (h), и отношение k = D2 /D1 , являющеесямерой кривизны (рис. 3.22). Для прямолинейного хвоста k = 0, для изогнутогоk > 0.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
