Диссертация (1145359), страница 46
Текст из файла (страница 46)
4.22. То же, что и на рис. 4.20, но для моделей семейства AL.Теперь рассмотрим модели из семейства AL, которые полностью идентичны моделям из семейства AR, но темное гало у них самогравитирующее.298Рис. 4.23. То же, что и на рис. .4.21, но для моделей семейства AL.Рис. 4.22 и 4.23 демонстрируют эволюцию отношения σz /σR и толщины диска вблизи 7 кпк для моделей AL.
На рис. 4.23 показаны радиальные профилиэтих величин на момент времени t = 5 млрд. лет. В этих моделях, в отличиеот моделей, содержащих статическое гало, образуется бар. Бар появляется спустя примерно полмиллиарда лет после начала эволюции. Бар растет, а затемего рост замедляется из-за обмена моментом импульса с частицами гало [126].Во время роста бара в нем начинает развиваться изгибная неустойчивость (см„например, [318]). Это приводит к формированию ящико-/арахисо- подобныхструктур. Эти структуры легко узнаваемы при взгляде на профиль толщиныдиска (рис. 4.23.б, области с R < 6 кпк).
Как мы уже обсуждали в работе [9], изгиб в баре приводит к его утолщению и росту отношения σz /σR в области бара.Вне бара, в области диска, эволюция моделей семейства AL аналогична эволюции моделей семейства AR, хотя модели AL немного толще и имеют несколькобольшее значение отношения σz /σR (рис. 4.22 и 4.23).
.Подведем итог:(i) изгибная неустойчивость нагревает диск до значения, предсказываемоголинейным критерием;(ii) наблюдается искусственный нагрев диска в вертикальном направлении,299который зависит от числа частиц, и даже для моделей, использующих дляпредставления диска 106 и 5 × 106 частиц, разница в конечной толщинедиска оказывается значительной.Зависимость эффекта от числа используемых частиц поддерживает идею о существенной парной релаксации в плоских системах [333].Все наши модели с “живым” гало толще моделей со статическим гало вобласти вне бара (см, например, модели с самым высоким разрешением AR.M5и AL.M5 на рис.
4.20–4.23). Это может быть связано с физическими или численными эффектами. Например, “физическое” (а не только численное) взаимодействие между звездами диска и частицами гало может приводить к динамическому разогреву диска. Атанасула [335] показала, что “живое” гало, в отличиеот статического, может стимулировать рост бара, поглощая угловой момент.В работе [64] приводились такие же аргументы при объяснении более сильного утолщения дисков в моделях с “живым” гало. Бар также может влиять напериферийные области и способствовать их разогреву в вертикальном направлении.
Другое объяснение — более эффективный численный нагрев в моделяхс “живым” гало. Так, например, в наших экспериментах самого высокого разрешения масса частиц гало была достаточно велика, в восемь раз больше, чеммасса частиц диска. Таким образом частицы гало могли эффективно рассеиватьчастицы диска. Возможно, если бы мы взяли достаточно большое количествочастиц для представления гало наши модели в области вне бара вели бы себяаналогично моделям со статическим гало.
Сейчас мы не можем сказать, какое объяснение является самым правильным. Для этого нужны экспериментыс бо́льшим числом частиц. Заметим, правда, что это не изменяет наш выводо первоначальном (довольно быстром) нагреве диска за счет именно изгибнойнеустойчивости.Мы провели дополнительную серию численных экспериментов, чтобы подтвердить вывод о численном нагреве. Мы рассмотрели эволюцию изначаль-300Рис. 4.24. То же, что и на рис. 4.20, но для моделей семейства ATL.но толстых моделей (ATL), для которых мы не ожидали увидеть развитиеизгибной неустойчивости.
Для этих моделей мы взяли исходное отношениеσz /σR ≈ 0.33 для всего диска. Рис. 4.24 показывает, как изменялось отношение σz /σR и толщина диска в области, близкой к 7 кпк. Начальные условия дляэтих моделей были за пределами области неустойчивости, и, как следствие, этимодели не проходили стадию начального изгиба.
Таким образом, рис. 4.24 показывает чисто искусственный численный разогрев, который ослабевает с увеличением числа частиц. Стартуя от практически таких же начальных условий(σz /σR ≈ 0.31 при t = 0), Селвуд [333] получил аналогичный результат: толькодля N = 4 × 106 отношение σz /σR не менялось со временем на контрольномрадиусе.Модели, которые мы только что рассмотрели, имели относительно массивное темное гало. У моделей семейства BL гало было менее массивным. Массагало внутри области в четыре масштаба диска была сравнима с общей массойдиска.
Рис. 4.25 демонстрирует эволюцию отношения σz /σR и толщины дискавнутри тонкого кольца с радиусом 7 кпк. На рис. 4.26 показаны радиальныепрофили этих величин для t = 5 млрд. лет. Эволюция моделей BL аналогична эволюции моделей AL. Сначала развивается изгибная неустойчивость.301Рис. 4.25. То же, что и на рис. 4.20, но для моделей семейства BL.Рис. 4.26. То же, что и на рис. 4.21, но для моделей семейства BL.Это приводит к очень быстрому разогреву диска до уровня, предсказываемоголинейным критерием. Этот этап сопровождается образованием бара с его последующим изгибом и появлением ящико-/арахисо- подобных структур. После5 млрд. лет эволюции в области за пределами бара модели BL толще, чем модели AL, но они имеют схожие значения σz /σR , поскольку модели BL имеют менеемассивное гало.
Толщину диска можно оценить через условие вертикальногоравновесия для изотермического слоя [78]: σz2 = πGΣd z0 , где Σd — поверхностная плотность слоя. Это соотношение дает верхний предел на толщину диска.Если имеется массивное темное гало, то толщина диска будет меньше при по302том же значении σz .Опять мы видим, что модели с различным числом частиц не похожи другна друга, и опять мы сталкиваемся с численным разогревом.
Однако в случаемоделей семейства BL разница между моделями с низким и высоким пространственным разрешением оказывается менее драматичной. Возможно, это происходит из-за того, что в случае не очень массивного гало массы частиц диска игало сравнимы, и частицы гало рассеивают частицы диска менее эффективно.Значения σz /σR для моделей BL.1M и BL.5M близки (рис. 4.25.а и 4.26.а), нотолщины заметно отличаются (рис. 4.25.б и 4.26.б).Как и в предыдущем случае, для модели с самым высоким пространственным разрешением из семейства BL (модель BL.5M) отношение σz /σR вне области бара соответствует линейному критерию изгибной неустойчивости.ЗаключениеИсследуя развитие изгибной неустойчивости в N -body экспериментах, рядавторов [313], [9], [331] исходили из того, что уровень насыщения неустойчивости выше задаваемого линейным критерием.
В своих экспериментах с тонкими дисками конечной толщины и реалистичными профилями плотности Мерити Селвуд [313] наблюдали неустойчивые длинноволновые моды (m = 0, 1, 2)даже при отношении σz /σR гораздо большем, чем критическое значение (см.рисунок 3 в работе [313]). В работе [9] на основании результатов большой сериичисленных экспериментов был сделан вывод, что уровень насыщения крупномасштабных изгибных возмущений может быть в 2-3 раза выше линейного.
Вработе [331] изучались нелинейные стадии изгибной неустойчивости и вертикальная структура звездных дисков, погруженных в сферическое темное гало.Авторы пришли к выводу, что именно изгибная неустойчивость является основным фактором увеличения толщины диска.Считалось, что медленный разогрев диска в вертикальном направленииреален и происходит за счет изгибной неустойчивости, а не является резуль-303татом численной релаксации, потому что в такого рода экспериментах радиальная дисперсия скоростей σR прекращала расти, когда затухали мелкомасштабные спиральные возмущения. Более того, предполагая, что реальные галактики маржинально устойчивы относительно изгибных возмущений, авторыработ [323, 326, 331] попытались оценить вклад темного гало в полную массугалактики на основе относительной толщины диска z0 /h для галактик, наблюдаемых с ребра (см.
формулу (4.14) на стр. 305). Критическое значение отношения σz /σR бралось из N -body экспериментов, и оно было намного больше, чемσz /σR = 0.3 (см. рисунок 1 в работе [323], рисунок 5 в работе [326] и рисунок 12в работе [331]). В работе [12] мы показали, что включение в модель компактногобалджа делает связь между относительной толщиной и массой гало неоднозначной (см.
рисунок 6 в работе [12] и рис. 4.31 на стр. 325). Теперь мы представилиаргументы в пользу того, что при моделировании дисков с N < 106 конечноезначение отношения σz /σR было сильно завышено, если старт происходил отначальных условий с очень “тонкими” дисками. Как показано в работе [333],такая переоценка обусловлена численной парной релаксацией во вращающихсяплоских системах с недостаточным количеством используемых частиц.Так, например, медленное увеличение толщины и дисперсии скоростей, ввертикальном направлении, которые мы наблюдали в модели 9_1 в работе [9],было обусловлено (хотя бы частично) численными эффектами. Для относительно небольшого числа частиц в диске (N = 2 × 105 ) численный нагрев можетбыть значительным. Даже для моделей с числом частиц в диске 5 × 106 эффектчисленного разогрева не может быть полностью устранен.
Это означает, чтонужно быть очень осторожными при интерпретации результатов численногомоделирования, касающихся увеличения толщины диска или дисперсии скоростей в вертикальном направлении, особенно когда эксперименты стартуют отсамых тонких моделей.На основании наших расчетов мы можем заключить, что в отсутствии физических факторов, вызывающих рассеяния звезд в вертикальном направлении304(взаимодействие с ГМО или близкие галактиками), существует три механизмавертикального нагрева диска:(i) первоначальная изгибная неустойчивость, которая развивается и затухаетна шкале времени один млрд.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
