Диссертация (1145359), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Начальные условия были взяты такими же, какв [32]. Согласие с результатами, приведенными в [32], было полным, а точностьописания фронта ударной волны оказалась сравнимой с той, что была полученапри моих же вычислениях по конечно-разностной схеме Мак-Кормака [43].Во втором эксперименте контролировалось сохранение точности при расчетах трехмерного изотермического течения газа (основной вариант программы)в потенциале дисковой галактики. Для представления гравитационного потенциала галактики была выбрана модель Миямото–Нагаи [44] (см. формулу (3.1)на стр.127).
Масса галактики — 1011 M , масса газа — 1010 M ; SPH частицы(N = 4000) были распределены в диске с радиусом 15 кпк по экспоненциальному закону ρ(R) ∝ exp(−R/h) (h = 4 кпк); шкала высот по z — 200 пк.Начальные скорости — круговые, температура — 104 K. Длина сглаживанияh = 375 пк. В этом случае среднее число соседей, по которым производилосьсглаживание гидродинамических величин, равнялось примерно 20. На рис. 1.1показано относительное изменение полной энергии газа на временной шкале8 × 108 лет. Несмотря на систематический рост ошибок вычислений полнаяэнергия сохранялась с точностью не хуже 0.15%.1.1.4. Астрофизические приложенияДля простоты в схему не было включено самосогласованное определениегравитационного потенциала.
В итоге, круг задач, для решения которых можноиспользовать созданные программы, свелся к следующему: поглощение массив-22Рис. 1.1. Относительное изменение полной энергии газа в одиночной галактике (в процентах)— см. текст.ной галактикой маломассивного спутника, богатого газом, и далекие пролеты галактик сравнимых масс. Поскольку программы включают внешний потенциал,они могут быть использованы и для решения задач, связанных со структуройи эволюцией газовых структур других масштабов, отличных от галактических,например, дисков вокруг молодых двойных систем звезд.Ниже приводятся некоторые результаты расчетов газовых течений в галактиках, как примеры использования программ. Оригинальные результаты расчетов, связанные с различными структурами вокруг галактик и не повторяющиеуже известные результаты, будут приведены в разделах 3.1 и 3.2.1.
Посколькугазовые диски вокруг молодых двойных систем не связаны непосредственно стемой диссертации, но показывают действенность разработанных программ, тонекоторые новые оригинальные результаты расчетов газовых течений в двойных звездах будут также приведены ниже.Образование полярных колец у S0 галактикУ многих S0 галактик как во внешних, так и во внутренних областях,обнаружены кинематически выделенные структуры — кольца, состоящие изгаза и звезд и вращающиеся в плоскости почти перпендикулярной экваториальной [45].
Такая особенность этих колец, названных полярными, заставляетпредположить, что своим происхождением они обязаны какому-то внешнемуфактору. Было предложено несколько сценариев их образования. Часто обсуж-23даются два сценария:: поглощение галактики, богатой газом, и захват частигаза спиральной галактики при близком пролете [46]. Второй сценарий будетподробно рассмотрен в разделе 3.1, в котором будет продемонстрирован рядчисленных моделей формирования полярного кольца за счет аккреции, Эти модели были разработаны нами впервые. Здесь же в качестве примера работоспособности разработанных программ приводятся результаты по моделированиюразрушения газового спутника.При падении спутника, обладающего газовым диском, по первоначальнопараболической орбите (прямое движение, т.е. направления орбитального момента и момента вращения спутника совпадают) на сферическую галактикуможет образовываться газовое кольцо.
Это было продемонстрировано, например, в работе [39]. Чтобы убедиться в возможности решать аналогичные задачи с помощью созданной программы, я повторила вычисления [39]. Рис.1.2воспроизводит историю процесса формирования газового кольца в одном из проведенных численных экспериментов. Параметры модели такие же, как в [39].Потенциал сферической галактики соответствует модели Хернквиста [47]Φ(r) = −G Mhr.r + ahr(1.21)Масса галактики Mhr — 1011 M , размер ядра ahr — 2 кпк. Потенциал спутника описывается аналогичным образом.
Масса спутника — 1010 M , размерядра — 1.4 кпк. Газовый диск спутника с полной массой 109 M был представлен 8 000 SPH частиц. Распределение плотности газа в плоскости диска — экспоненциальное с характерным масштабом 1 кпк. Первоначальные скорости —круговые, температура газа 104 K. Расстояние между спутником и галактикойв исходный момент времени — 20 кпк. Начальная скорость спутника соответствует параболическому пролету, но так как потенциал галактики и спутниканеточечные, орбита отличается от кеплеровской. Она была вычислена заранее, азатем положение спутника определялось путем интерполирования. Считалось,что в момент наибольшего сближения галактик (∼ 3 кпк) происходит полное24разрушение спутника, и газ продолжает двигаться в поле только массивной галактики.
Результаты расчетов представлены на рис. 1.2. Движение спутникапроисходит против часовой стрелки в плоскости xy . Масса газа — 0.1 массызвезд спутника. Время дано в безразмерных единицах; единица времени соответствует 4.2 × 106 лет.Рис. 1.2. Формирование газового кольца вокруг сферической галактики при поглощении еюспутника.Из-за использования постоянной длины сглаживания я не смогла обеспечить такое же разрешение, как в [39], но, как видно на рис. 1.2, полученныерезультаты качественно хорошо согласуются с представленными в этой работе.В рамках аккреционного сценария образования полярного кольца при взаимодействии галактик сравнимых масс было проведено несколько численныхэксперимента.
Массы галактик — 1011 M . Моделировался далекий параболиче-25ский пролет сфероидальной галактики, аккрецирующей газ, мимо спиральной:расстояние до перицентра ∼ 18 кпк. Исходное расстояние между галактиками— 75 кпк. Из соображений простоты для потенциала спиральной галактики,богатой газом, был выбран точечный, сглаженный потенциал, с характерныммасштабом сглаживания 1.5 кпк.
Газовые частицы (N = 10 000) распределялись в диске радиуса 15 кпк согласно закону плотности ∝ 1/r. Масса газа —1010 M . Начальные скорости — круговые. Момент вращения газового дискапараллелен орбитальному моменту сфероидальной галактики.Для пролетающей (аккрецирующей газ) галактики использовались различные потенциалы — от потенциала сглаженной точки (сфера Пламмера, см. формулу (1.26) на стр. 37) с различным масштабом сглаживания до более реалистичного — потенциала Миямото–Нагаи (формула (3.1) на стр.127).На рис.
1.3 показан процесс формирования газового кольца из захваченного сферической галактикой (со сглаженным потенциалом и масштабомa = 1.5 кпк) вещества спиральной галактики. Плоскость пролета (xy ) совпадает с плоскостью диска. Положение сферической галактики в начальный моментвремени (t = −5.0) — справа, внизу, за пределами рамки. Образование кольцапроисходит примерно через 2 × 108 лет (t = 2.2 на рис. 1.3, единица времени8.7 × 107 лет) после прохождения галактикой перицентра. Масса газа, осевшаяв кольце к моменту времени t = 2.2, — ∼ 7 × 108 M .Для демонстрации отличий в поведении газа и звезд был проведен ещеодин эксперимент с параметрами, такими же, как в первом эксперименте, с тойлишь разницей, что вместо газовых частиц были взяты невзаимодействующие(пробные) частицы (рис.
1.4). Видно, что диссипативная природа газа играетрешающую роль в формировании кольцеобразных структур вокруг галактик.Структура приливных газовых хвостовСчитается хорошо установленным, что темп звездообразования во взаимодействующих системах в среднем выше, чем в изолированных. В большинстве26Рис. 1.3. Эволюция приливных возмущений дисковой галактики; газодинамическая модель.Масштаб стороны одной рамки 90 кпк.
Дляt = 1.2приведены разрезы, вдоль которыхопределялись профили поверхностной плотности.случаев области активного звездообразования локализованы в центральных частях галактик. Что касается периферийных структур, например, приливныхдеталей, то для ряда объектов найдено (в основном при помощи анализа показателей цвета), что процесс интенсивного звездообразования имеет место издесь, например, [48].В связи с этим возникает вопрос о механизме звездообразования в такихструктурах.
Внешние области галактик, из которых формируются приливныедетали, поставляют в них не молекулярные облака, с которыми связывается образование звезд, а диффузную газовую составляющую. Таким образом, модели,27Рис. 1.4. То же, что и на рис. 1.3, но для модели пробных частиц.описывающие вспышки звездообразования в центральных областях взаимодействующих галактик за счет столкновений молекулярных облаков [49, 50], оказываются неприменимыми к приливным хвостам и перемычкам. В работе [51]была построена модель фотометрической эволюции приливных структур, основанная на эмпирическом соотношении между темпом звездообразования иплотностью газа (закон Шмидта).
Для расчета структуры хвостов галактикиспользовалось приближение пробных (невзаимодействующих друг с другом)частиц. Было детально прослежено изменение концентрации частиц в образующихся приливных деталях и выявлены те области (каустики), в которых пересекаются и заворачиваются орбиты частиц. Предполагалось, что в этих местахпроисходит сильное сжатие вещества, которое распространяется в виде волны28к внешним областям хвостов.Для того чтобы выяснить, какое влияние на структуру исследуемых объектов оказывают газодинамические эффекты, и сделать выводы относительномеханизма звездообразования, были проделали расчеты, аналогичные [51], нодля газовой модели.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
