Диссертация (1145359), страница 39
Текст из файла (страница 39)
4.3. МОДЕЛЬ 26_1. Гистограммы слева: 2D карта изгиба для нескольких моментоввремени. Цветом для разных участков диска показано отклонение среднего значенияосновной плоскостиz = 0.Изображения справа: вид галактики с ребра.zот253момента быстрого роста дисперсии скоростей σz . Один — при t ≈ 500 млн. лет(момент выхода амплитуды “начального” неосисимметричного изгиба на максимум), второй — при t ≈ 1000 − 1200 млн. лет (момент выхода амплитудыосесимметричной моды на максимум).
Подобная связь присутствует во всехнаших моделях без баров. Это позволяет сделать вывод о том, что именно изгибная неустойчивость ответственна за рост σz , причем при появлении “колоколообразной” моды (m = 0) происходит наиболее эффективный перевод энергиислучайной скорости звезд в плоскости диска в энергию случайных движений ввертикальном направлении.Рис.
4.4. ЗависимостьσR(верхняя кривая) иσz(нижняя кривая). На графике представленыинтегральные величины, отнесенные ко всей галактике: а) — МОДЕЛЬ 26_1; б) — МОДЕЛЬ8_1; в)— МОДЕЛЬ 9_1.Заметим, что при построении графиков на рис. 4.4 использовались интегральные величины σz и σR , вычисленные для всей галактики. Эти величиныпозволяют судить лишь об общем ходе процессов, происходящих в диске.
Нарис. 4.5 представлены радиальные разрезы величины σz , усредненной в азимутальном направлении, для разных моментов времени. Видно, что эффектрелаксации наиболее ярко проявляется для центральных областей.Рис. 4.6 демонстрирует зависимость отношения σz /σR от R для несколькихмоментов времени (усреднение величины σz /σR производилось в концентрических кольцах). На рис. 4.6 видно, что в области размером около двух экспонен-254Рис.
4.5. МОДЕЛЬ 26_1. ЗависимостьσzотRдля нескольких моментов времени.циальных масштабов диска (примерно 7−7.5 кпк) отношение σz /σR ≈ 0.4−0.8,что выше величины, предсказываемой линейным критерием (4.3).На рис. 4.1 и 4.2 (изображения справа) при помощи изофот, а на рис. 4.3(изображения справа) при помощи градаций цвета, представлено изображениемодельной галактики с ребра для нескольких моментов времени. Изображениев четыре раза преувеличено по вертикали.
Благодаря этому отчетливо виденизгиб диска. Отметим, что эволюция галактики на поздних этапах приводит кпоявлению семейства X-образных орбит в центральных областях диска (рис 4.2и 4.3, t = 1200, 1400, 3000; изображения слева. Возможно, насыщение “основной”осесимметричной моды происходит при такой толщине галактики, при которойвозникает резонанс между частотами колебаний звезд поперек диска и в плоскости вращения. Этот резонанс может обусловлавливать наличие X-образныхорбит, не раз наблюдавшихся в численных экспериментах [320–322].В других моделях “начальная” и осесимметричная моды проявляли себяиначе, чем в МОДЕЛИ 26_1. Поведение всех моделей можно отнести к одному255Рис.
4.6. Зависимость отношенияσz /σRотR для нескольких моментов времени — МОДЕЛИ26_1 и 8_1.из следующих случаев.1. И “начальная” и осесимметричная моды проявлялись практически одновременно. В конечном счете выживала только осесимметричная мода. Резкийразогрев диска происходил в момент роста амплитуды возмущения. Такой сценарий событий наблюдался для изначально тонких галактик, т.е. для тех моделей, которые стартовали от начальных условий, далеких от линейного уровнянасыщения неустойчивости. Подобную картину эволюции демонстрируют почти все модели с QT (8.5) = 2.0 и z0 < 0.3 кпк.2. Моменты появления “начальной” и осесимметричной мод хорошо разделялись во времени, как для подробно описанной МОДЕЛИ 26_1.2563.
“Начальная” мода вообще не проявлялась, а появление осесимметричнойможно было наблюдать на очень поздних стадиях эволюции. Этот сценарий характерен для изначально толстых дисков, т.е. для моделей, которые стартовалиот условий, близких к пределу насыщения неустойчивости. Это хорошо соответствует теоретическому результату, согласно которому при данном отношениимассы сферической компоненты к дисковой при увеличении толщины дискараньше других становится устойчивой мода с азимутальным числом m = 1 [53].При дальнейшем увеличении толщины диска в конце концов насыщается модаm = 2, и на первом плане остается мода m = 0.
Заметим, что результаты нашихэкспериментов и теоретические выкладки Фридмана и Поляченко [53] не согласуются с выводами Мерита и Селвуда [313]. Эти авторы приводят аргументыв пользу того, что в толстых дисках (горячих в радиальном направлении) впервую очередь стабилизируется мода m = 0, и на первом плане должна оставаться мода m = 1. В наших экспериментах по мере утолщения диска резкоуменьшался инкремент роста моды m = 0.
На фоне медленно растущей модыm = 0 сначала наблюдалась небольшая по амплитуде мода m = 1, а после того как она сносилась на периферию, четко проявлялась осесимметричная мода.Вертикальная дисперсия скоростей в “толстых” моделях начинала расти толькопосле развития осесимметричных возмущений. Так, например, появление этоймоды в МОДЕЛИ 32 наблюдалось лишь спустя 3000 млн. лет после началаэволюции.4. В некоторых моделях, в которых формировался бар, с “начальным” изгибом всего диска был связан лишь незначительный рост дисперсии скоростейв вертикальном направлении. Это относится ко всем моделям с QT (8.5) = 1.5и z0 < 0.3 кпк.
Для более толстых галактик “начальный” изгиб всего дискане наблюдался вообще. Во всех моделях с QT (8.5) = 1.5 ведущим механизмомразогрева была изгибная неустойчивость самого бара, которая исследуется вследующем параграфе.257ИЗГИБНАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ БАРОВВторой механизм верти-кального разогрева диска, выявленный в ходе проведения экспериментов, связан с изгибной неустойчивостью баров. Впервые изгиб бара в 3D численныхэкспериментах был обнаружен в работе [318]. Его появление объяснялось развитием шланговой неустойчивости в баре.
В наших экспериментах эта неустойчивость отвечала за вековой разогрев диска практически во всех моделях сбарами8 .Рассмотрим сценарий эволюции диска на примере МОДЕЛИ 8_1. Основные этапы эволюции изгиба в этой изначально не очень горячей модели показаны на цветных 2D гистограммах на рис. 4.7 и 4.8. На ранних стадиях(t ≈ 200−400 млн. лет) на первый план выходит “начальный” изгиб всего диска(группа гистограмм, расположенных в средней колонке).
Постепенно начальноеизгибное возмущение достигает своего уровня насыщения, сносится на периферию галактики и распадается (t ≈ 600 млн. лет). К этому времени в галактикеуже сформировался отчетливый бар (рис. 4.7 и 4.8; группа изображений слева;все изображения ориентированы так, что большая ось бара расположена горизонтально; размер одной рамки 40 кпк × 40 кпк.). При t ≈ 800 млн. лет изгибначинает зарождаться уже в баре. Он хорошо виден на группе изображений всреднем столбце, где цветом для разных участков диска показано отклонениесреднего значения z от основной плоскости z = 0; желтый цвет означает, чтодиск в этой точке в среднем расположен выше плоскости, а голубой — что ниже;чем ярче цвет, тем больше среднее отклонение; яркий красный и яркий синийцвета говорят о том, что в данной точке отклонение выходит за рамки заданногоинтервала; интервал среднего отклонения частиц от −0.5 кпк до 0.5 кпк;При t ≈ 1000 млн.
лет амплитуда изгиба достигает максимального значения, после чего изгибное возмущение быстро распадается (t ≈ 1200 −8 В некоторых моделях, которые стартовали от значенияQT (8.5) = 2.0, на поздних стадиях, несмотряна высокое значения дисперсии скоростей в плоскости диска, формировался отчетливый бар, но значениедисперсии скоростей в вертикальном направлении было к этому моменту уже настолько велико (из-за релаксации, связанной с изгибной неустойчивостью всего диска), что изгиб в баре не формировался.2581600 млн.
лет).Эффект изгиба бара становится понятным, если посмотреть на группу гистограмм в третьем столбце рис. 4.7 и 4.8. На них градациями серогоцвета показана толщина диска в разных его участках. Интервал изменениятолщины от 0 до 1 кпк; яркая красная точка означает, что в этой областизначение толщины вышло за пределы интервала.
Толщина вычислялась какp< (z(R, ϕ)− < z(R, ϕ) >)2 >. Видно, что бар значительно тоньше остальнойгалактики. Это можно объяснить следующим образом. Поскольку в бар захвачена основная часть звезд диска, он имеет бо́льшую поверхностную плотность.И из-за действия самогравитации диск в области бара “утоньчается”, что и приводит к образованию изгиба.Если посмотреть график зависимости дисперсии скоростей в вертикальном направлении от времени (рис. 4.4.б), можно заметить, что подъем кривой происходил дважды.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
