Диссертация (1145359), страница 47
Текст из файла (страница 47)
лет. Она нагревает диск до уровня, соответствующего линейному критерию изгибной неустойчивости;(ii) формирование X-образных (ящико-/арахисо- подобных) структур в центральных частях галактик без баров;(iii) изгибная неустойчивость бара, которая также вызывает образованиеящико-/арахисо- подобных структур.Мы уже упоминали, что последние два механизма связаны не с изгибнойнеустойчивостью, а с неустойчивостью орбит [320, 332]. Оба работают в центральных областях галактики и отвечают за формирование ящико-/арахисоподобных структур.
Как следует из нашего моделирования, присутствиеящико-/арахисо- подобных структур не влияет на области за их пределами.Вне бара значение σz /σR не больше, чем предсказывает линейная теория изгибной неустойчивости, и звездный диск остается довольно тонким.Если говорить о самом диске (а не о центральных областях псевдобалджа), то в наших моделях проявляется только действие классической “линейной” неустойчивости, которая нагревает диск до значения σz /σR ≈ 0.3. Этозначение довольно маленькое, и Тумре [312] когда-то сомневался в значительной роли изгибной неустойчивости в нагреве диска.
Теперь, мы разделяем егосомнения. Эта неустойчивость насыщается довольно быстро и не влияет на вековую эволюцию звездного диска. Она развивается и затухает на шкале временименее одного миллиарда лет и не производит никаких долгоживущих структур.Главная роль, которую она играет в реальных галактик, это определение минимального значения σz /σR . Таким образом, в отсутствии других механизмов305вертикального нагрева, реальные галактики должны быть маржинально устойчивы к изгибным возмущениям (должны иметь отношение σz /σR ≈ 0.3). Возникает один интересный вопрос: а есть ли реальные галактики, маржинальноустойчивые к изгибным модам, или они все перегреты в вертикальном направлении за счет рассеяния звезд на ГМО, других неоднородностях или за счетвзаимодействия с ближайшими спутниками?Отношение σz /σR в окрестности Солнца составляет около 0.5 [113] и слабозависит от спектрального типа звезд.
Только для звезд спектральных классовА и В это соотношение это отношение составляет около 0.4 [336]. Что касаетсявнешних галактиках, то их диски они довольно толстые: типичное значение отношения h/z0 меньше 5, а для самых тонких из них оно составляет менее 10 [19]и [337]). Комбинируя уравнение равновесия в вертикальном направлении, условие устойчивости в плоскости диска, и пренебрегая вкладом балджа в полнуюмассу галактики, мы можем получить следующее выражение14σz2Md (4h)z0≈ 0.62 2Q2T ,hσR Md (4h) + Mh (4h)(4.14)где QT — параметр Тумре, Md (4h) — масса диска внутри области радиуса вчетыре радиальные шкалы диска 4h, а Mh (4h) — масса гало внутри той жеобласти.
Если мы предположим, что у галактики σz /σR = 0.3, QT = 1.4 иона не имеет слишком массивного гало, то величина отношения h/z0 для такойгалактики будет ≈ 9. Таким образом, диски галактик без массивного темногогало должны быть такими же тонкими, как наблюдаемые диски самых тонкихгалактик. Но при наличии темного гало диски должны быть еще тоньше. Еслимы возьмем большее значение параметра Тумре, то минимальное отношениеh/z0 возрастет. Например, для галактики с σz /σR = 0.3, QT = 2 и Md (4h) =Mh (4h), звездный диск должен иметь h/z0 ≈ 9.
Из этого мы можем сделатьвывод, что по крайней мере самые тонкие галактики маржинально устойчивыотносительно изгибной неустойчивости. С другой стороны, мы можем полагать,14 Подробнее об этом говорится в разделе 4.2.1.306что звездные диски с h/z0 = 5 в среднем динамически перегреты и имеютσz /σR > 0.3.До недавнего времени, не было достоверных данных о форме эллипсоидаскоростей (т.е. об отношении σz /σR ) для внешних галактик. В настоящее времяэто отношение измерено для нескольких галактик [90–92, 309]. Обнаружена корреляция: диски галактик более поздних типов имеют меньшее отношение σz /σR(см. рисунок 5 в работе [309]).
Для галактик ранних типов отношение σz /σR значительно больше, чем 0.3 (например, σz /σR = 0.75 ± 0.09 для Sab галактикиNGC 2985). Таким образом, есть веские аргументы в пользу того, что дискигалактик очень раннего типа перегреты относительно, относительно уровня, задаваемого изгибной неустойчивостью. Это означает, что в галактиках раннихтипов действуют другие механизмы вертикального разогрева дисков, которыене включены в наши простые модели изолированных галактик. Есть по крайнеймере два кандидата на роль таких механизмов: нагрев ГМО и взаимодействиес внешними галактиками или спутниками.Удивительно то, что для галактик поздних типов отношение σz /σR близкок 0.3 (0.25 ± 0.20 для NGC 2280 и 0.29 ± 0.12 для NGC 3810 [309]).
Это означает, что эти галактики маржинально устойчивы к изгибным возмущениям.Результат немного шокирующий, так как галактики поздних типов обладаютбольшим количеством газа, в том числе в молекулярной форме. Например, дляNGC 3810 обнаружена эмиссия в линиях CO [338], но по неизвестным причинамрассеяния звезд на молекулярных облаков неэффективно в этой галактике.Другой любопытный результат — отсутствие зависимости σz и σz /σR отповерхностной плотности молекулярного газа ΣH2 , облака которого могли рассеивать звезды в вертикальном направлении. В то же время существует корреляция между σR и ΣH2 . Если она реальна, то этот факт ставит вопрос о ролиГМО в рассеянии звезд в направлении поперек основной плоскости галактики.Подводя итог, можно сказать, что изгибная неустойчивость, в первую очередь, определяет минимальное значение σz /σR для дисков реальных галактик, а307не степень их динамического разогрева в вертикальном направлении.
При этоместь свидетельства того, что существуют галактики, маржинально устойчивыек росту изгибных возмущений с отношением σz /σR ≈ 0.3.3084.2. Толщина звездных дисков галактик разных типов имасштабные соотношенияВертикальную структуру звездных дисков напрямую можно изучать только в одном случае: когда галактика наблюдается в положении “ребра”. Нижеприводятся результаты теоретического исследования связи толщины звездныхдисков с параметрами темного гало галактики и наблюдательные проявленияэтой связи. Для получения наблюдательного материала мы составили выборкувидимых с ребра галактик всех морфологических типов по данным ИК обзора 2MASS (в дальнейшем MSR10 выборка). В дополнение к этому мы создалибольшой каталог галактик из обзора SDSS. Была выполнена 2D фотометрическая декомпозиция всех объектов из MSR10 выборки и определены параметрыдисков и балджей.
Для видимых с ребра галактик из каталога SDSS проведен1D анализ структуры дисков, а для ряда галактик выполнена 2D декомпозиция. Полученные относительные толщины дисков z0 /h анализируются с точкизрения некоторых масштабных соотношений.4.2.1. Оценка массы темного гало по относительной толщинезвездного дискаОсновные результаты этого раздела опубликованы в статье [12].Многочисленные наблюдательные данные дают нам свидетельства существования темной материи, которая проявляет себя только через гравитационное воздействие на звездные системы различных масштабов (от галактик доскоплений галактик и сверхскоплений), в сильной степени определяя их динамику и структуру. Не утихают споры вокруг двух основных проблем, связанныхс темным веществом: какова его природа и насколько оно по массе превышаетсветящуюся материю.
Первый вопрос далек от разрешения. Что касается второго вопроса, то применительно к масштабам отдельных галактик, речь идет отом, начиная с каких областей (внутренних или внешних) масса темного ком-309понента (темное гало) превалирует над массой светящегося вещества.Имеется ряд наблюдательных ограничений на массу и протяженность темных гало у галактик, причем эти ограничения не зависят от вопроса о природетемной материи. Они, как правило, дают нижнюю оценку массы темного компонента в пределах фиксированного радиуса. Для спиральных галактик такаяоценка в первую очередь следует из анализа вклада различных составляющихсистемы в ее кривую вращения для так называемой модели максимального диска. В рамках этой модели в пределах оптического радиуса галактики массатемного компонента обычно не превышает массу звездного диска.
При исследовании конкретных систем совместная интерпретация данных по кривым вращения и радиальным профилям дисперсии скоростей вместе с соображениями омаржинальной устойчивости звездных дисков (см., например, [339–342]15 ) зачастую существенно поднимает нижнюю границу массы темного гало в пределахфиксированного радиуса (иногда интерпретация данных по дисперсии скоростей звезд на основе численного моделирования увеличивает массу темного галопочти на порядок по сравнению с величиной, даваемой моделью максимальногодиска16 ).Гораздо сложнее найти ограничения на верхний предел массы темных гало.
Если речь идет об области в пределах оптического радиуса галактики, тотут привлекаются соображения, связанные с устойчивостью. Например, наличие в галактиках правильного спирального узора, связанного с распространением волн плотности, требует “активного” в гравитационном отношении звездногодиска, что уменьшает вклад сфероидального компонента в общее гравитационное поле спиральной галактики и в общую массу [343]. Другим важным тестомна присутствие массивного гало является длина приливных хвостов во взаимодействующих спиральных галактиках.
Во взаимодействующих системах мы15 В этих работах результаты численныхN -bodyэкспериментов с варьируемой массой диска исполь-зовались для объяснения наблюдаемой дисперсии скоростей звезд для ряда спиральных галактик.16 В качестве примера можно привести галактику NGC 891 [340].310нередко наблюдаем весьма протяженные приливные детали, простирающиесяна расстояния до 40−100 кпк. Как показано в работе [214] на основе численногомоделирования взаимодействующих дисковых галактик с темными гало, которые соответствуют моделям, получаемым в космологических расчетах [88, 89],только для двух типов моделей удается согласовать расчетные параметры схарактеристиками наблюдаемых систем: для моделей с протяженным гало умеренной массы и кривой вращения, которая в пределах оптического радиусапрактически полностью определяется звездным диском, и для моделей с компактным маломассивным гало, дающим основной вклад в кривую вращения вовнутренних областях диска.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
