Диссертация (1145359), страница 36
Текст из файла (страница 36)
Если звездный диск основной галактикибыл полностью разрушен, то газовый диск оседал в плоскости, расположенноймежду плоскостями орбиты и первоначального звездного диска. Если диск основной галактики выживает, газ оседает в его плоскость, концентрируясь наодном из резонансов, возможно, внешнем резонансе, содаваемом баром. Этот232газ собирается в кольцо на R ≈ 8 кпк протяженностью ≈ 1 кпк (см. рис. 3.41).Так как кольцо расположено в области, где поверхностная плотность дискаgS0 галактики довольно низкая, то оно дает значительный вклад в светимостьгалактики.
А поскольку изначальная металличность межзвездного газа в dSdгалактике низкая, то вновь образованные звезды в кольце также будут иметьнизкую металличность, что хорошо согласуется с наличием молодых, бедныхметаллами звездами, обнаруженных во внешнем кольце NGC 7217 в ходе популяционного анализа. Стоит также заметить, что динамический нагрев приводитк крупномасштабному расширению диска gS0 галактики во внешних областях.На рис.
3.42 приведены примеры галактик в положении с ребра — изолированной и двух галактик, провзаимодействоваших со спутником. На рисунке изофоты проведены через 1.m 0/00 , и хорошо видна разница в толщине звездныхдисков. Внешний диск должен быть сформирован в результате второго слиянияне так давно, в противном случае, мы бы видели, как молодые низкометалличные звезды, мигрируя к центру галактики, стирают резкую границу возрастов.Механизм миграции звезд в нашей Галактике был недавно предложен в работах [300, 301]. Характерное время этого процесса около 1 млрд.
лет, и оно даетограничение на эпоху формирования внешнего диска NGC 7217.Следовательно мы можем заключить, что сценарий двух последовательных слияний с небольшими спутниками на разных орбитах непротиворечивообъясняет наблюдаемую структуру NGC 7217.ЗаключениеИз анализа отношения интенсивностей линий в остатках от вычитаниясмоделированного спектра из наблюдаемого мы исключили околоядерную активность как механизм возбуждения околоядерного газа и сделали вывод, чтопекулярная кинематика ионизованного газа в центральной области NGC 7217связана с присутствием внутреннего полярного диска.Сравнивая полученные данные с результатами численного моделирования233Рис.
3.40. Слева — поверхностная плотность звезд и газа (вставка) для продукта слияния S0галактики с dSd галактикой (отношение масс 10:1), богатой газом, на ретроградной орбите.Справа: карта лучевых скоростей звезд и газа (вставка). Расстояния по осям в кпк.Рис. 3.41. Поверхностная плотность звезд (градации серого цвета) и газа (градации красногоцвета) продукта слияния gS0 галактики с небольшим газовым спутником dSd (отношениемасс 10:1) на прямой орбите. Расстояния по осям в кпк.слияний галактик с газом из базы GalMer, мы сумели объяснить наблюдаемуюструктуру и кинематику NGC 7217 двумя событиями взаимодействия галактики со спутниками на разных начальных орбитах. Столкновение со спутником234Рис.
3.42. Верхнее изображение — изолированная гигантская S0 галактика из базы моделейGalMer в положении “с ребра”. Изображения в центре и внизу — S0 галактика после слиянияс богатой газом dSd галактикой (отношение масс 10:1) на ретроградной и прямой орбитах,соответственно.на ретроградной орбите приводит к появлению внутреннего полярного кольца,в то время как внешнее кольцо звездообразования и утолщение внешнего дискамогут быть объяснены слиянием со спутником на прямой орбите.2353.4. Выводы к третьей главеВпервые численно реализован аккреционный сценарий формирования полярного кольца у S0 галактики. Выявлена зависимость размера образующегося кольца от степени компактности потенциала S0 галактики.
Мы нашли, чтоочень протяженные полярные кольца можно объяснить только наличием у галактик массивных темных гало.Построены газодинамические и N -body модели нескольких взаимодействующих систем (NGC 5907, UGC 7388, NGC 4676) и промоделировано образованиеразличных приливных структур у этих систем. Все модели построены впервые.Сделан вывод, что изученные приливные структуры (полярные кольца,крупномасштабные звездные петли, приливные хвосты), являются хорошимииндикаторами распределения темного вещества и дают оценку Mh /M∗ ≈ 2 − 4на масштабах приливных структур.Показано, что слияния эллиптических галактик сравнимых масс не приводят к существенной перестройке структуры слившихся объектов и не сдвигаетпараметры остатков слияния на Фундаментальной плоскости.На примере конкретных галактик (Malin 1, NGC 7217) сделан вывод о том,что слияния галактик со спутниками являются причиной многих особенностейструктуры больших галактик.236Глава 4Вертикальная структура звездных дисков4.1.
Механизмы разогрева звездных дисков ввертикальном направленииДиски спиральных галактик довольно тонкие объекты. Их толщина внесколько раз меньше характерного масштаба изменения плотности в радиальном направлении. При фиксированном значении поверхностной плотностизвезд она определяется тем, насколько далеко звезды способны отходить отосновной плоскости галактики за счет имеющейся у них случайной составляющей скорости в вертикальном направлении. Чем больше разброс скоростей,тем толще диск.
Известно, что случайные скорости молодых звезд малы, но вдальнейшем звездный ансамбль может “разогреваться” из-за действия различных релаксационных процессов, т.е. разброс случайных скоростей может увеличиваться. Таким образом толщина звездных дисков зависит от того, насколькоэффективно протекают процессы релаксации в галактиках, и, в конечном счете,определяется теми факторами, которые способствуют подавлению или, наоборот, запуску различных механизмов нагрева.То, что в галактиках действуют релаксационные процессы основываетсяна обнаруженной более полувека назад корреляции между спектральным типомзвезд в околосолнечной окрестности и их кинематическими характеристиками[302].
Согласно теории звездной эволюции эта корреляция является отражением другой связи — между возрастом звезд и дисперсией случайных скоростей(например, [303]), причем направление этой связи таково: у старых звезд дисперсия скоростей в среднем больше, чем у молодых. Общепринятое объяснениеданного явления сводится к следующему. Все звезды рождаются с небольшимразбросом случайных скоростей (около 5 − 10 км/с).
При этом рост дисперсии237скоростей со временем — динамический нагрев — является отражением процессов случайного рассеяния звезд (постоянного или эпизодического) на массивныхобъектах или крупномасштабных неоднородностях плотности.В литературе обычно обсуждаются три основных механизма нагрева звездного диска: рассеяния звезд на ГМО [304, 305], рассеяния на транзиентных спиральных волнах плотности [306], а также нагрев ансамбля звезд, составляющихдиски спиральных галактик, при их взаимодействии с внешними источниками,например, с маломассивными спутниками (например, [124, 307]).
Последниймеханизм опирается на наблюдательные данные, согласно которым диски галактик, входящих во взаимодействующие системы, в 1.5 − 2 раза толще дисковизолированных галактик [225].Для изолированных галактик, помимо рассеяния на ГМО, часто рассматривают нагрев на неоднородностях в распределении звездного вещества, которые возникают при развитии внутренних неустойчивостей самого диска. Помимо транзиентных спиралей и растущего бара, нагрев может быть обусловленизгибной неустойчивостью.Предлагая тот или иной механизм динамического нагрева, следует иметьв виду один наблюдательный факт: отношение дисперсии скоростей звезд в вертикальном и радиальном направлениях σz /σR < 1.
Величина σz /σR для звезд воколосолнечной окрестности не зависит от спектрального типа звезд (а следовательно, и от возраста) и равна σz /σR = 0.53 ± 0.07 (например, [113]). Аналогичных данных для внешних галактик очень мало. Величина этого отношенияизвестна для нескольких близких галактик1 — например, NGC 488 (морфологический тип Sb) — σz /σR = 0.70 ± 0.19 [90] и NGC 2985 (морфологический типSab) — σz /σR = 0.85 ± 0.1 [91].
Считается, что она уменьшается при переходе кгалактикам поздних типов [92].При рассеяниях на ГМО, если учесть, что ГМО заключены в очень тонкомслое, а звезды большую часть времени находятся вне этого слоя, рост диспер1 В обоих слуаях приведены средние данные по галактике.238сии скоростей звезд происходит по закону σtot ∝ t0.25 , т.е. этот механизм неочень эффективен [308].
В то же время ГМО способны переводить энергиюслучайных движений в плоскости диска в энергию случайных движений в перпендикулярном направлении. В работе [308] найдено, что при рассеяниях звездна ГМО очень быстро устанавливается отношение σz /σR ≈ 0.8. Это значениесущественно больше того, что наблюдается для околосолнечной окрестности.Правда, оно близко к тому, что получено для галактики NGC 2985.
В то жевремя не обнаружено никакой корреляции между интенсивностью излучения влиниях CO и отношением σz /σR [309].Что касается спиральных рукавов, то и численные эксперименты [306],и аналитические выкладки [112, 310, 311] показывают хорошее согласие между теоретической и наблюдательной зависимостями возраст – дисперсия скоростей. Необходимо однако помнить о следующем: в приведенных теоретическихработах принималось, что спиральные рукава эффективно рассеивают звездылишь в плоскости диска.
Для перевода части энергии в плоскости диска в энергию движений в вертикальном направлении обычно привлекаются дополнительные механизмы. Совместный эффект от спиральных рукавов и ГМО дает результат, хорошо согласующийся с наблюдательными данными [310], но это неотвергает другие механизмы вертикального нагрева диска. Для изолированныхгалактик в качестве такого механизма может служить изгибная неустойчивость.В этом разделе мы подробно исследуем нелинейные стадии развития изгибной неустойчивости и ее роль в вековом росте дисперсии скоростей звезд ввертикальном направлении.4.1.1.
Изгибная неустойчивость как один из механизмов вековогоразогрева звездных дисковОсновные результаты этого раздела опубликованы в статьe [9].Ниже представлены результаты численного исследования нелинейных стадий развития изгибной неустойчивости в звездных дисках с экспоненциальным239профилем плотности вдоль R. Найдено, что неустойчивые моды носят глобальный характер (длины волн больше характерных масштабов в диске). Характерные времена насыщения неустойчивости меньше одного миллиарда лет.Линейная теорияПомимо того, что звездные диски неустойчивы относительно образованияспиральных ветвей и баров, в тонких равновесных дисках имеются условия дляразвития изгибной неустойчивости.
Эта неустойчивость возникает в системах ссильной анизотропией движений частиц и аналогична шланговой неустойчивости в плазме.Изгибная неустойчивость бесконечно тонкого гравитирующего слоя с ненулевой дисперсией скоростей была впервые исследована Тумре [312]. Считается,что Тумре скептически отнесся к своим результатам, поэтому они и были опубликованы в малодоступном издании и стали широко известны лишь благодаряих подробному изложению в работе [313]. Изгибная неустойчивость плоскихзвездных систем несколько раз переоткрывалась.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
