Диссертация (1145359), страница 56
Текст из файла (страница 56)
В то же время, для искусственной выборки #1 со случайными нескоррелированными распределениями µ0,d и z0 /h наклон линии регрессии (рис. 4.42.в,черные закрашенные кружки, сплошная линия) и коэффициент корреляции(r = −0.545) оказываются очень близкими к тому, что найдено для BM02 иMSR10 выборок. Таким образом, даже при отсутствии корреляции между видимой центральной поверхностной яркостью диска и его относительной толщиной,может существовать корреляция между приведенной поверхностной яркостьюдиска и его относительной толщиной.Эта корреляция, однако, может быть “замыта”, если разброс значений µ0,dвзять большим.
Покажем это на примере искусственных выборок #3 и #4356(рис. 4.42.г, черные закрашенные и открытые кружки, соответственно). Выборка #3 имеет очень небольшой разброс значений z0 /h (σ = 0.02) и относительноширокое распределение по величине µ0,d , как для выборки #1. Выборка #4,напротив, имеет очень маленький разброс значений µ0,d (σ = 0.2) и широкоераспределение по z0 /h (σ = 0.1).Как следствие, выборка #3 вообще не показывает корреляции S0,d – z0 /h(рис.
4.42.г, правый график, черные закрашенные кружки ). При большом разбросе величины z0 /h и маленьком разбросе значений µ0,d (выборка #4) ожидаемая корреляция будет очень сильной (рис. 4.42.г, правый график, открытыекружки).Пытаясь объяснить корреляцию S0,d – z0 /h, авторы работы [381] признали,что значения S0,d и z0 /h не были получены независимо друг от друга. Они рассмотрели ряд эффектов, которые могут повлиять на соотношение S0,d – z0 /h.
Вчастности, они утверждают, что не вполне точное положение галактики “с ребра” просто сдвигает точки на рис. 4.42 к верхнему правому углу из-за переоценки z0 . Следовательно, систематические ошибки из-за возможно неправильногоопределения угла наклона может только слегка рассеять зависимость, показанную на рис. 4.42, но не может повлиять на саму корреляцию, если она существует. Это объяснение не может быть принято, потому что мы видим разброссоотношения (4.28) явно вокруг медианного значения µ0,d .Наклон линий регрессии (4.26) и (4.27) в два раза больше, чем наклонотношения (4.28) с медианным значением hµ0,d i, однако наклон отношения дляискусственной выборки #1 также оказывается больше (см. выражение (4.29)),что связано с разбросом значений µ0,d вокруг среднего значения выборки.Исходя из всего сказанного выше следует, что нельзя подтвердить наблюдательным путем, что корреляция S0,d – z0 /h существует, так как величина S0,d неявляется наблюдаемой, а вычисляется с помощью формулы приведения (4.28).357Рис.
4.42. Корреляции между относительной толщиной и центральной поверхностной яркостью диска: видимой (слева) и приведенной (справа): а) MSR10 выборка; б) BM02 выборка;в) выборки #1 (черные кружки) и #2 (открытые кружки); г) выборки #3 (черные кружки)и #4 (открытые кружки), см. текст.358ЕСТЬ ЛИ ФИЗИЧЕСКИЕ ОСНОВАНИЯ ДЛЯ КОРРЕЛЯЦИИS0,d– z0 /h?Ранее мы обсуждали корреляцию Mtot /Md –z0 /h (формула (4.25)).Она следует исключительно из физических соображений, которые, правда, оказываются сильно упрощенными в применении к реальным галактикам. В формулу (4.25) входит масса диска Md , которую можно выразить как Md =2πΣ0,d h2 , и полная масса галактики внутри области R = 4h: Mtot (4h) =4vc2 h/G.
Центральная поверхностная плотность связана с центральной поверхностной яркостью Σ0,d ∝ 10−0.4S0,d . ОтсюдаMtot (4h) vc2 0.4S0,d∝ 10.Mdh(4.31)Объединяя (4.31) и (4.25), получаем:hv2∝ c 100.4S0,d .z0h(4.32)BM09 пришли к такому же заключению. Они использовали найденную имиэмпирическую корреляцию h ∼ v 1.5 , и получили z0 /h ∼ Σ0,d /h1/3 . Они рассматривали такой результат как теоретическое обоснование корреляции междуh/z0 и S0,d , найденной в BM02.
Но мы должны подчеркнуть, что в соотношение (4.32) входит не только множитель с S0,d , но и множитель vc2 /h (в версииBM09 h1/3 ). Таким образом, из соотношения (4.32) никак не следует, что должнасуществовать корреляция между S0,d и (z0 /h)!3594.3. Выводы к четвертой главеЧисленно исследованы механизмы нагрева звездного диска в вертикальном направлении. Теоретический линейный критерия изгибной неустойчивостисогласован с результатами численных экспериментов.
Показано, что существование очень тонких дисков поддерживается не только массивным гало, но икомпактным балджем не очень большой массы.Сделан вывод о неоднозначности соотношения между толщиной маржинально устойчивых звездных дисков и массой темного гало, который подтверждается как численными экспериментами, так и наблюдательными даннымина основе составленных каталогов галактик, видимых с ребра.Составлена выборка видимых с ребра галактик, отобранных из обзора2MASS. Выборка состоит из 175 объектов в трех полосах JHKs ближнего ИКдиапазона.
Проведена 2D декомпозиция изображений галактик на балдж и диски проведена статистика основных параметров подсистем.Составлен самый большой каталог, состоящий из более 5 тысяч видимыхс ребра галактик, отобранных из каталога SDSS DR7. Произведена визуальнаяклассификация объектов по характерным особенностям структуры: изогнутыедиски, сильные пылевые полосы, X-образные структуры. Оценен морфологический тип галактик каталога. Определены основные параметры галактик, выполнена 1D декомпозиция изображений.На основе данных по галактикам, видимым с ребра, из наших каталоговпоказано, что некоторые масштабные соотношения, в которые входит относительная толщина дисков, являются ложными и связаны с применением формулредукции.360ЗаключениеВ заключении перечислим основные результаты, представленные в даннойработе.1.
Представлен пакет программ для моделирования трехмерных газодинамических течений методом SPH. Результаты численных экспериментов,в которых моделировались газовые течения, возникающие при взаимодействии галактик, показывают, что детали эволюции крупномасштабныхприливных и кольцеобразных структур в таких системах хорошо воспроизводятся с помощью созданных программ. Программы оказались универсальными, и могут быть использованы для расчета газодинамическихтечений, возникающие при взаимодействии галактик, а также для моделирования CB дисков вокруг молодых двойных систем.2.
Сформулированы практические рекомендации по выбору параметра сглаживания потенциала в N -body экспериментах для корректного моделирования эволюции звездных систем: значение необходимо выбирать в1.5 − 2 раза меньше, чем среднее расстояние между частицами в наиболее плотных областях, которые предполагается разрешать. При этом шагинтегрирования должен быть обязательно подстроен под выбранное значение (в среднем за один шаг частица должна проходить расстояниеменьше, чем половина ).3.
Представлен новый способ построения фазовых равновесных моделейзвездных систем, которые назван итерационным методом. Он основан науправляемой подстройке модели под равновесное решение с заданнымипараметрами или ограничениями. Метод может быть использован для построения моделей звездных систем с произвольной геометрией и кинематическими характеристиками в широком диапазоне. Приложения метода включают создание начальных условий для моделирования эволюции361N -body систем и построения моделей реальных галактик по их фотометрических и кинематических данным.4. Мы проанализировали внутреннюю кинематику и свойства звездныхнаселений в близкой изолированной дисковой галактике раннего типаNGC 7217, у которой имеется кольцо звездообразования.
Мы параметризовали кинематические профили NGC 7217 вдоль большой и малой осей,восстановили фазовую модель галактики и реконструировали радиальныйпрофиль толщины. В итоге, мы пришли к выводу, что внутренний (старый) диск довольно тонкий, в то время как внешний (молодой) диск сильно расширяется наружу в область внешнего кольца звездобразования. Используя двухжидкостный критерий гравитационной неустойчивости, мыоценили устойчивость внешнего газового кольца NGC 7217 и показали,что даже в наиболее плотных областях кольцо маржинально устойчиво.5. Используя итерационный метод, мы построили целую сетку равновесныхфазовых моделей темных гало с различными профилями анизотропиидвижений, включая те, что следуют из космологических расчетов.
Некоторые из моделей оказались неустойчивыми относительно неустойчивости радиальных орбит, что дает непосредственный материал для исследования устойчивости таких моделей и ограничений на возможный видпрофиля анизотропии. Построенные анизотропные модели темных галос распределением плотности, соответствующим космологическим темнымгало, могут служить непосредственными входными данными для исследования динамики таких систем в N -body расчетах.6.
Впервые численно реализован аккреционный сценарий формирования полярного кольца у S0 галактики. Полная масса вещества, захваченного вкольцо, превосходит 109 M . Выявлена зависимость размера образующегося кольца от степени компактности потенциала S0 галактики. Мы на-362шли, что очень протяженные полярные кольца можно объяснить только наличием у галактик массивных темных гало.
Процесс формированиякольца примерно (7 − 9) × 108 лет для галактик без темного гало идоходит до нескольких млрд. лет для галактик с массивными темнымигало;7. Мы построили численную модель, в которой обнаруженная у галактикиNGC 5907 кольцеобразная деталь хорошо описывается как остаток разрушившегося спутника малой массы (∼ 10−3 массы основной галактики).Из морфологии кольца на основе нашей модели мы получили ограничение на массу темного гало основной галактики в пределах размера самогокольца — 3–4 массы диска.8. Мы проанализировали кривую вращения галактики UGC 7388 и сделали оценки вкладов диска и темного гало. Это позволило нам построитьсамосогласованную численную модель галактики и провести расчеты разрушения карликового спутника в поле центральной галактики. В результате расчетов, при варьировании параметров орбиты, а также параметров, описывающих структуру основной галактики и спутника, удалось получить “визуальное” сходство морфологии модельных звездных петель снаблюдаемыми.
Главным итогом проведенных расчетов стало уточнениепараметров темного гало на основе анализа морфологии протяженныхзвездных петель. Полученная в пределах четырех экспоненциальных масштабов диска масса темного гало составляет 1.28 масс диска.9. Для системы NGC 4676 gо эмиссионным линиям Hα и [NII]λ6583 построена кривая лучевых скоростей излучающего газа вдоль разреза, проходящего через хвост главной Мышки.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
