Диссертация (1145359), страница 40
Текст из файла (страница 40)
Первый раз — при t ≈ 200 млн. лет, что четко связывается с появлением “начального” изгиба всего диска. Второй раз — приt ≈ 1000 − 1200 млн. лет, что совпадает с моментом максимума амплитудыизгиба самого бара.На рис. 4.6 представлена величина σz /σR в зависимости от R для нескольких моментов времени. Видно, что в случае относительно холодных (как и вслучае горячих — рис. 4.6, МОДЕЛЬ 26_1) дисков общий уровень σz /σR , покрайней мере, в областях R < 2h, выше линейного (4.3).
В работе [313] былоотмечено, что не очень горячие модели (QT ∼ 1) ведут себя практически так,как предсказывает линейная теория. Сильные отклонения имеют место лишьдля горячих моделей. В наших экспериментах мы наблюдали похожую картину. Уровень насыщения неустойчивости, связанной со всем диском, в моделяхс QT (8.5) = 1.5 был близок к линейному (рис.
4.6, t = 800, МОДЕЛЬ 8_1).Однако, когда в действие вступала изгибная неустойчивость формирующегосябара, конечный разогрев диска в вертикальном направлении в области R < 2hбыл практически таким же, как для моделей с QT (8.5) = 2.0 (рис. 4.6, t = 3000,259Рис. 4.7. МОДЕЛЬ 8_1. Эволюция диска сQT (8.5) = 1.5.Ранние стадии. В каждой строке:первое изображение — вид галактики плашмя; вторая гистограмма — 2D карта изгиба; третьягистограмма — 2D карта распределения толщины галактики: чем светлее участок диска, темон толще.260Рис.
4.8. МОДЕЛЬ 8_1. То же, что и на рис. 4.7, но для поздних стадий эволюции.МОДЕЛИ 26_1 и 8_1).Для остальных моделей с QT (8.5) = 1.5 и небольшой массой темного вещества (Mh (4h)/Md (4h) < 1) наблюдались те же стадии роста изгибных возмущений, что и в МОДЕЛИ 8_1. Если в диске образовывался бар, то в немрано или поздно начинала развиваться изгибная неустойчивость.
Амплитудаизгиба стремительно росла, и в конечном итоге неустойчивость выходила нанасыщение (все это происходило на масштабах времени порядка одного миллиарда лет). Заметим, что даже форма изгиба была в каждом случае оченьпохожа на то, что наблюдалось в МОДЕЛИ 8_1. Модели различались лишь261временем образования бара и длительностью стадии, предшествующей началуформирования изгиба в самом баре. Чем больше была масса темного гало, темпозже образовывался бар и тем дальше от этого момента отодвигался моментзарождения изгиба в баре.
Чем больше была начальная толщина диска, темпозже образовывался бар.ЗВЕЗДНАЯ РЕЛАКСАЦИЯ В МОДЕЛЯХ С МАССИВНЫМ ГАЛОИзвестно, что массивная сферическая компонента эффективно подавляетразвитие бароподобной неустойчивости [125], а также оказывает стабилизирующее действие на рост изгибных возмущений [323, 324]. Звездная релаксация втаких моделях (если она имеет место) должна быть обусловлена какими-то другими факторами.
Опишем закономерности эволюции вертикальной структурызвездного диска, погруженного в массивное гало, на примере МОДЕЛИ 9_1.Из-за наличия массивной сфероидальной компоненты в галактике изгибная неустойчивость диска была подавлена. Бар также не образовывался (покрайней мере, на временной шкале в 5 млрд. лет). Поскольку массивное гало,в первую очередь, стабилизирует диск относительно роста возмущений в плоскости диска с азимутальными числами m ≤ 2, на первый план выходят модыболее высокого порядка. Они проявляются в виде множественных короткоживущих спиральных волн и присутствуют в диске на протяжении нескольких егооборотов.
Их амплитуда вначале весьма значительна, но уже к моменту времени t = 3000 млн. лет спиральный узор практически полностью замывается.Транзиентные спирали формируются в результате коллективных процессов, и именно они ответственны за нагрев диска в его плоскости.
Впервые этасвязь была отмечена в работе [306]. На рис. 4.4.в представлены графики зависимости дисперсии скоростей в радиальном (σR ) и вертикальном (σz ) направлениях от времени. Как и следовало ожидать, рост дисперсии скоростей в радиальном направлении медленно уменьшается по мере уменьшения амплитудыспиральных ветвей, и после t = 1500 млн. лет звездная релаксация в плоско-262сти диска, связанная с транзиентными спиральными возмущениями, становитсянеэффективной. В то же время все пять миллиардов лет эволюции величинаσz медленно растет, правда скорость роста постепенно уменьшается. В работе [9] мы считали, что наблюдаемый вековой разогрев диска в вертикальномнаправлении не является следствием эффекта численной парной релаксации,потому что уровень и характер роста σz и σR сильно различаются (величинаσR на поздних этапах эволюции практически не изменяется).
Причину ростаσz мы объясняли рассеянием звезд на транзиентных спиральных возмущениях, которые из-за самогравитации порождают неоднородности в распределениивещества в вертикальном направлении. Позже, в работе [28] мы показали, чтосущественный вклад в рост вертикальной дисперсии скоростей дает численнаярелаксация, которую трудно устранить для плоских систем (см. раздел 4.1.3).Механизмы векового разогрева диска в вертикальном направленииВ ходе проведения численных звездно-динамических экспериментов намибыло просканировано пространство управляющих параметров (начальная полутолщина диска, степень “разогретости” диска в его плоскости и относительнаямасса сфероидальной подсистемы).
Детальный анализ результатов экспериментов позволил выделить два различных механизма векового разогрева дисков вz -направлении:(i) крупномасштабная изгибная неустойчивость всего диска;(ii) изгибная неустойчивость баров.Действие того или иного механизма нагрева зависит от значений управляющих параметров. Если в галактике подавлена бар-мода, нагрев обусловленкрупномасштабной изгибной неустойчивостью, связанной со всем диском.
Этослучай очень горячего диска (QT (8.5) > 1.5) и (или) умеренно массивного гало.Особенно сильно при этом нагреваются центральные области. Ключевую роль263в разогреве играет мода с азимутальным числом m = 0. Время ее появлениязависит от начальной толщины диска: чем диск толще, тем дальше по времени отодвигается вторичный подъем “температуры” диска, связанный с ростом“колоколообразной” моды.Если в диске развивается бар-мода, самый большой вклад в нагрев даетизгибная неустойчивость бара.
До тех пор пока бар не образовался, максимальное значение σz /σR в центральных областях равно 0.37, на периферии — 0.3.Это уровень, на который выходит изгибная неустойчивость, связанная со всемдиском. Он хорошо согласуется с линейным критерием. После образования бара в момент его излома в центральных областях уровень σz /σR поднимается до0.7 − 0.8. Нагрев на вертикальных изгибных возмущениях бара доминирует визначально не очень горячих дисках (QT (8.5) = 1.5) с маломассивным гало.Помимо этого, для не слишком горячих моделей (QT (8.5) = 1.5) с массивным гало мы наблюдали нагрев на вертикальных неоднородностях, но этотэффект может быть частично обусловлен и численной релаксацией.ВыводыНами были численно исследованы нелинейные стадии развития изгибнойнеустойчивости в звездных дисках с экспоненциальным профилем плотностивдоль радиальной компоненты.1.
Все наблюдаемые моды являются глобальными, т.е. масштаб неустойчивых возмущений оказывается больше характерного масштаба измененияплотности в диске. Наш вывод согласуется с выводами Селвуда [324] иозначает, что, хотя дисперсионное уравнение (4.2)), полученное для однородного слоя, локально справедливо и для неоднородных (в частности,экспоненциальных, как в наших экспериментах) дисков, его применимостьдля анализа уровня насыщения длинноволновых возмущений неoчевидна.Это также говорит о том, процесс развития изгибной неустойчивости в264неоднородных дисках будет протекать по-разному в разных частях галактики.2.
Значение (σz /σR )cr ≈ 0.3 получено из линейного анализа. Как показываютчисленные расчеты, уровень насыщения крупномасштабных возмущенийв центральных областях диска в два-три раза выше линейного уровня.Чем меньше масса темного гало, тем больше усредненное в пределах двухэкспоненциальных масштабов диска отношение дисперсий скоростей в вертикальном и радиальном направлениях. Аналогичная зависимость былаотмечена в работе [325], правда без обсуждения механизмов, лежащих вее основе.
Спиральные галактики ранних типов имеют в среднем меньшееотношение массы темного вещества к массе светящегося и, как следует изданных наблюдений, приведенных в начале, — большее значение (σz /σR ),что согласуется с результатами наших расчетов.3. Характерные времена насыщения неустойчивости составляют около миллиарда лет.4. В ходе численных экспериментов были выделены различные механизмывекового разогрева звездных дисков в z -направлении. Подтверждено существование эффекта изгибной неустойчивости баров, впервые обнаруженного в работе [318]. Для большой серии моделей показано, что изгиббара является неизбежной стадией его эволюции.2654.1.2.
Изгибная неустойчивость звездных дисков: стабилизирующеевлияние компактного балджаОсновные результаты этого раздела опубликованы в статьe [10].Одна из особенностей звездных дисков спиральных галактик — необычайная “хрупкость” их структуры. Эта особенность была выявлена посредствомлинейного анализа бесстолкновительного уравнения Больцмана и неоднократно иллюстрировалась результатами N -body экспериментов. Многочисленныеисследования показали, что первоначальная регулярная структура звездныхдисков может радикальным образом изменяться вследствии развития разногорода неустойчивостей, которые приводят к появлению крупномасштабных образований как в плоскости диска (бары, спиральные рукава, кольца), так и ввертикальном направлении (изгибы).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
