Диссертация (1145359), страница 43
Текст из файла (страница 43)
Зависимость отношениямассивным гало:σz /σRотRдля момента времениt = 3000(модель 12 сµ = 3.0, µb = 0).по-разному распределена между двумя сферическими подсистемами. В модели 50 вся масса заключена в гало (µ = µh = Mh (4h)/Md (4h)), в модели 53 —присутствует только компактный балдж11 (µ = µb = Mb (4h)/Md (4h)). Остальные модели представляют собой промежуточные случаи между двумя крайними и отличаются вкладом балджа: µb = 0 — модель 50, µb = 0.0625 — модель76, µb = 0.125 — модель 75, µb = 0.25 — модель 49, µb = 0.5 — модель 53. Начальная толщина для всех моделей выбиралась одинаковой z0 = 0.1.
Кривыевращения для этих моделей приведены на рис. 4.11. Разнообразие приведенныхкривых в какой-то мере отражает реальное разнообразие кривых вращения спиральных галактик.Мы проследили эволюцию этих моделей вплоть до t = 5000. Рис. 4.12иллюстрирует изменение динамических характеристик диска σR и σz — дисперсии скоростей в радиальном и вертикальном направлениях, вычисленных приR = 2h. Все модели демонстрируют начальный рост σz и уменьшение σR . Вдальнейшем (после t ≈ 1000) последняя величина выходит на примерно посто11 В модели 53 балдж с массой, равной половине массы диска, и характерным масштабом 500 пк нетипичен для реальных галактик.
Этот случай рассматривается нами как предельный.2790.4Model 50Model 76Model 75Model 49Model 530.350.3Vc0.250.20.150.10.05002468101214RРис. 4.11. Начальные кривые вращения для моделей 50, 76, 75, 49 и 53. Отношение полноймассы сферического компонента к массе диска в пределах радиусамоделей —978µ = 0.5(модели различаются поµb ;4hодинаковое для всехсм. текст). Единица измерения скорости —км/с.янное значение, а σz для некоторых моделей (в первую очередь это касаетсямодели с массивным балджем) продолжает медленно расти. Число частиц в наших моделях и параметр сглаживания потенциала выбирались таким образом,чтобы время парной релаксации было намного больше промежутка времени, накотором мы рассматриваем эволюцию численных моделей.На рис. 4.13 показаны пять изображений, соответствующие поздним стадиям эволюции модельных дисков.
В модели 50, как и предполагалось, отношениеσz /σR было очень большим и не соответствовало стандартному линейному критерию. На конечных стадиях эволюции галактика сильно утолщалась. Но когдамы перенесли 50% массы из гало в балдж (модель 49: µh = µb = 0.25), то картина изменилась. На конечных стадиях эволюции диск был намного тоньше,чем в модели 50. В модели 53, когда мы всю массу сферической компонентыпоместили в балдж, амплитуда наблюдаемого изгиба была очень мала, и дажена поздних стадиях эволюции галактика оставалась совсем тонкой.Количественно толщину диска можно оценивать как среднеквадратиче-280Рис. 4.12.
Эволюция дисперсии скоростейрис.σRиσzприR = 2hдля тех же моделей, что и на4.11.ское значение z -координат частиц диска zrmsp= < (z− < z >)2 >. Такая оцен-ка часто встречается в литературе. Можно показать, что для вертикальногопрофиля плотности (4.1) (стр. 239) связь между этой величиной и z0 выражает-√ся соотношением zrms = π/2 3z0 ≈ 0.91z0 . Однако на практике указанная величина оказалась не слишком хорошей характеристикой толщины. Во-первых,выяснилось, что флуктуации значения этой величины вдоль R велики дажепри использовании большого числа частиц, если только не проводить усреднение в концентрических кольцах большой ширины. Во-вторых, вычисляемаятаким образом толщина оказывается систематически завышенной из-за имеющегося значительного хвоста частиц, отлетевших на большие расстояния от281Рис.
4.13. Вид галактики с ребра на момент времениt = 3000 для моделей 50, 76, 75, 49 и 53.Масштаб рамки по горизонтали 60 кпк, по вертикали — 10 кпк. Отношение полной массысферического компонента к массе диска в пределах радиусаи равно4 h одинаковое для всех моделейµ = 0.5.плоскости диска. По этим причинам мы оценивали толщину диска на данномрасстоянии R через медиану абсолютного значения z , которую обозначали какz1/2 . Удвоенное значение z1/2 — это не что иное как толщина диска, в пределахкоторой содержится половина частиц. Для профиля плотности (4.1) (стр. 239)имеем: 2z1/2 = z0 ln 3 ≈ 1.1z0 .
На рис. 4.14 показаны различия в радиальныхпрофилях толщины диска для модели 53, полученных двумя описанными способами (усреднение проводилось в концентрических кольцах; ширина кольца∆R = 0.4). Видно, что величина z1/2 ведет себя намного более гладким образом (имеется в виду и общий монотонный ход плотности и уровень флуктуаций), чем среднеквадратическое значение z -координаты, часто используемоедля оценок толщины диска в N -body экспериментах.
Более подробно о преиму-282ществах использования величины z1/2 для оценки толщины модельных дисковпо сравнению с величиной zrms говорится в п. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ТОЛЩИНЫ..на стр. 316.Рис. 4.14. Радиальные профили толщины галактики на момент времениt = 3000длямодели 53. Толщина определялась двумя способами: как среднеквадратическое значениеz -координатчастиц дискаzrmsи как удвоенная медиана величины|z|—2z1/2 .На рис. 4.15 приведен радиальный профиль толщины диска для моделей50, 76, 75, 49 и 53 на момент времени t = 3000.
Заметим, что профиль толщиныдля модели 50, имеет достаточно необычную форму. По всей видимости, онасвязана с наличием X-образных стационарных орбит в центральных областях,возникающих при определенной толщине диска, когда имеются условия для резонанса между частотами колебаний звезд в плоскости диска и в вертикальномнаправлении (например, [320]). На рис. 4.15, так же как и на рис. 4.13, где показаны изображения модельных галактик с ребра, видно, что чем больше массысфероидальной составляющей содержится в компактном балдже, тем тоньшедиск галактики. Заметим, что, поскольку не все наши модели вышли на стационарный режим, то их толщина продолжает медленно расти (рис.
4.16), однакоразличия в толщине все время сохраняются. Для всех остальных подобных моделей с одинаковой (но по-разному распределенной) массой сферической состав-283Рис. 4.15. Радиальный профиль толщины галактики (2z1/2 ) на момент времениt = 3000длямоделей 50, 76, 75, 49 и 53 (см.
подпись к рис. 4.11).ляющей в диапазоне µ от 0.25 до 2.0 были получены аналогичные результаты.Стабилизирующее влияние балджа особенно ярко проявлялось в тех случаях,когда основная масса галактики была заключена в диске.Конечная толщина диска при фиксированном начальном значении QTопределялась только относительной массой сфероидальной составляющей ивкладом балджа в эту массу и не зависела от того, насколько далеким от устойчивости выбиралось начальное состояние диска. Старт от разных начальныхтолщин диска приводил к моделям, между которыми не было систематическихразличий.
Рис. 4.17 иллюстрирует этот результат12 : для группы моделей 11 —z0 = 0.1, для модели 25 — z0 = 0.2, для моделей 26 — z0 = 0.3. Наш результатаналогичен тому, что был получен в численных экспериментах в работе [319].Таким образом, наши трехмерные расчеты хорошо согласуются с выводом, следующим из анализа дисперсионного уравнения для тонкого диска, чтобалдж является эффективным стабилизирующим фактором при развитии изгибной неустойчивости.
Более того, поскольку начальный изгиб зарождается внаиболее неустойчивой центральной части галактики [9], необходимо стабилизи12 На рис. 4.17 модели с одинаковыми начальными номерами — разные случайные реализации однойи той же звездной системы284Рис.
4.16. Эволюция толщины диска (2z1/2 ) приR = 2hдля моделей 50, 76, 75, 49 и 53 (см.подпись к рис. 4.11).ровать именно центральные области. Для этого не требуется массивное темноегало — достаточно наличия компактной сферической компоненты вроде балджа. Это говорит о том, что конечная толщина модельной галактики зависитне только от полной массы сферической подсистемы, но и от распределениямассы в ней.ГАЛАКТИКИ С БАРАМИЭффективным механизмом разогрева дисковв вертикальном направлении для галактик, неустойчивых относительно образования бара, является изгибная неустойчивость баров [318] и [9]. Изгиб в баре,в отличие от изгиба всего диска, зарождается не в центральных областях, а вовсем баре сразу (особенно хорошо это видно на цветных 2D гистограммах изгиба 4.7 и 4.8.
Поэтому вывод о том, что при развитии изгибной неустойчивостибара компактный балдж будет оказывать столь же эффективное стабилизирующее действие, как в случае горячих звездных дисков, заранее не очевиден.<В наших экспериментах с QT = 1.5 и µ ∼1.0 изгиб в баре зарождался до-статочно рано при t ≈ 800. Наличие компактного балджа, в конечном итоге,приводило к образованию более тонких дисков, хотя сам эффект был достаточ-285Рис. 4.17. Радиальный профиль толщины галактики (2z1/2 ) на момент временимоделей, различающихся только начальной толщиной. Для всех моделейt = 3000дляµ = 0.6, µb = 0.но сложным.В пределах R < 1.5 h самой заметной особенностью баров на поздних этапах эволюции были X-образные структуры. Если смотреть на диск с ребра, тоони проявляются как балдж с заметной протяженностью в z -направлении, имеющий “ящикообразные” изофоты.
В области R < 1.5 h, где доминировал бар,нам не удалось выявить четких закономерностей в изменении толщины модельных дисков с увеличением вклада балджа в суммарную массу сфероидальногокомпонента. В среднем, присутствие балджа отодвигало момент образования бара, а также вело к снижению уровня насыщения изгибной неустойчивости бара.Но при этом требуется дальнейший анализ, чтобы до конца понять процессы,протекающие при взаимодействии компактного балджа и бара.Что касается периферийных областей дисков (R > 1.5 h), то на позднихстадиях эволюции они всегда были заметно тоньше в моделях, где присутствовал компактный балдж. Рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
