Диссертация (1145359), страница 57
Текст из файла (страница 57)
Из анализа кривой лучевых скоростейследует, что систематическая скорость хвоста по отношению к ядру галактики очень велика (∼ 300 км/с). Разброс скоростей в приливном хвосте363также очень велик. Найденные кинематические особенности позволилисущественным образом пересмотреть классическую модель Мышек. Мыпостроили новую численную модель системы с новыми условиями видимости и обязательным присутствием массивных темных гало у галактиксистемы.10.
В приливном хвосте главного компонента NGC 4676 выделена совокупность упорядоченно расположенных областей Hii и определен текущийтемп звездообразования. На основе аналитических оценок и данных численных расчетов показано, что основным механизмом звездообразованияв приливном хвосте Мышки является крупномасштабная гравитационнаянеустойчивость в газе хвоста.11. Мы исследовали геометрические характеристики приливных хвостов вбольших выборках близких и далеких взаимодействующих галактик. Наблюдаемая длина хвостов далеких галактик оказалась, в среднем, меньше,чем у близких. Причиной этого, вероятно, является трудно формализуемое сочетание эффектов селекции и реальной эволюции свойств галактик.12.
Проанализировав наблюдательные данные и проведя численные эксперименты, мы показали, что глобальные параметры галактик ранних типовустойчивы к сильным гравитационным возмущениям. Оказалось, что положение слившихся объектов на Фундаментальной Плоскости (ФП) еслии сдвигается во время близкого взаимодействия, то это происходит в течение очень короткого промежутка времени, а амплитуда этих измененийсопоставима с наблюдаемым разбросом ФП для эллиптических галактик.13. На основе спектральных наблюдений галактики Malin 1 и ее впервые обнаруженного спутника Malin 1B мы сделали вывод, что в Malin 1 находитсяв процессе слияния со своим спутником.
Взаимодействие со спутником может быть причиной основных морфологических особенностей в централь-364ной части Malin 1 — наличием внутренней двухрукавной спирали, бара иоднорукавного спиральный узор в диске Malin 1.14. Мы обсудили возможное происхождение внешнего диска низкой поверхностной яркости у галактики структуры Malin 1 на периферииза счет лобового столкновения с массивной галактикой и даже нашли галактику, с которой могла столкнуться галактика Malin 1 —SDSS J123708.91+142253.2.15. Из анализа отношения интенсивностей линий в остатках от вычитаниясмоделированного спектра из наблюдаемого мы сделали вывод, что пекулярная кинематика ионизованного газа в центральной области NGC 7217связана с присутствием внутреннего полярного диска. Сравнивая полученные данные с результатами численного моделирования слияний галактикс газом из базы GalMer, мы сумели объяснить наблюдаемую структуруи кинематику NGC 7217 двумя событиями взаимодействия галактики соспутниками на разных начальных орбитах.
Столкновение со спутникомна ретроградной орбите приводит к появлению внутреннего полярногокольца, в то время как внешнее кольцо звездообразования и утолщениевнешнего диска могут быть объяснены слиянием со спутником на прямойорбите.16. Нами были численно исследованы нелинейные стадии развития изгибнойнеустойчивости в звездных дисках с экспоненциальным профилем плотности вдоль радиальной компоненты. Все наблюдаемые моды оказалисьглобальными, с масштабом неустойчивых возмущений больше характерного масштаба изменения плотности в диске. Характерные времена насыщения неустойчивости составляют около миллиарда лет. На основаниинаших расчетов мы можем заключить, что в отсутствии физических факторов, вызывающих рассеяния звезд в вертикальном направлении (взаи-365модействие с ГМО или близкие галактиками), существует три механизмавертикального нагрева диска:- первоначальная изгибная неустойчивость, которая нагревает диск доуровня, соответствующего линейному критерию изгибной неустойчивости;- формирование X-образных (ящико-/арахисо- подобных) структур вцентральных частях галактик без баров;- изгибная неустойчивость бара, которая также вызывает образованиеящико-/арахисо- подобных структур.Теоретический линейный критерия изгибной неустойчивости согласованс результатами численных экспериментов и сделан вывод, что изгибнаянеустойчивость определяет лишь минимальное значение отношения σz /σRдля дисков реальных галактик, а не степень их динамического разогревав вертикальном направлении.17.
Проведенный нами качественный анализ дисперсионного уравнения длянеоднородных моделей привел нас к новым выводам относительно условий стабилизации изгибных мод в звездных дисках. Эти выводы былиподтверждены в численных экспериментах. Поскольку наиболее неустойчивыми являются центральные области диска (особенно если диск горячий), условия, при которых рост возмущений подавлен, определяются нетолько массой сферического компонента, но и распределением плотностив нем. При увеличении концентрации к центру подавляющий эффект усиливается. Присутствие в галактике компактного и не очень массивногобалджа (или компактного гало) эффективно препятствует росту изгибных возмущений.
NТаким образом, показано, что существование оченьтонких дисков поддерживается не только массивным гало, но и компактным компонентом (например, балджем) не очень большой массы.36618. Стабилизирующий эффект компактного балджа делает широко обсуждаемую связь между толщиной галактики и массой сфероидального компонента (в первую очередь, темного гало) неоднозначной. Это означает, чтотребуется более корректный подход к процедуре оценки массы темного гало по наблюдаемому значению относительной толщины звездного дискаz0 /h в спиральных галактиках. Этот вывод получен из численных экспериментов, но он подтверждается и наблюдательными данными на основесоставленных каталогов галактик, видимых с ребра.19.
Составлена выборка видимых с ребра галактик, отобранных из обзора2MASS. Выборка состоит из 175 объектов в трех полосах JHKs ближнего ИК диапазона. Проведена 2D декомпозиция изображений галактик набалдж и диск и проведена статистика основных параметров подсистем.20. Составлен самый большой каталог, состоящий из более 5 тысяч видимыхс ребра галактик, отобранных из каталога SDSS DR7. Произведена визуальная классификация объектов по характерным особенностям структуры: изогнутые диски, сильные пылевые полосы, X-образные структуры.Оценен морфологический тип галактик каталога. Определены основныепараметры галактик, выполнена 1D декомпозиция изображений.21.
На основе данных по галактикам, видимым с ребра, из наших каталогов показано, что некоторые масштабные соотношения, в которые входитотносительная толщина дисков, являются ложными и связаны с применением формул редукции.БлагодарностиВ первую очередь я благодарна моим родителям, когда-то посеявшим вомне зерно познания и интереса к устройству окружающего нас Большого мира.Они были бы рады моим результатам. Многие результы, вошедшие в диссерта-367цию, являются плодами тесного и многолетнего сотрудничества с моим неизменным соавтором В.П. Решетниковым. С наших первых с ним работ началось моеувлечение взаимодействующими галактиками. Еще два направления, представленные в диссертации, возникли благодаря моему руководству кандидатскимидиссертациями С.А.
Родионова и А.В. Мосенкова. Это N -body моделированиеи исследование видимых с ребра галактик. Последний проект начался неожиданно. Я попросила А.В. Мосенкова проверить свой результат относительностабилизации изгибных возмущений компактным балджем, собрав имеющуюсялитературу по галактикам, видимым с ребра. Но проще оказалось составитьсвои собственные большие каталоги и определить параметры дисков. Оба моиученика оказались талантливыми, а работа с ними принесла огромное удовольствие. Судьба также подарила мне сотрудничество с известными специалистамив области внегалактической астрономии — О.К.
Сильченко, А.В. Моисеевым иД.В. Бизяевым. Благодаря работе с В.П. Грининым мне удалось выйти за пределы начальной применимости моих газодинамических программ и показать ихработоспособность на примере объектов, отличных по масштабам от галактик,— газовых дисков вокруг двойных звезд.368Список литературы[1] Sotnikova N.
Y. Simulation of large-scale gas structures formed in the interaction between galaxies. I. Method and preliminary results // Astrophysics.1996. Vol. 39. P. 141–152.[2] Reshetnikov V. P., Sotnikova N. Y. Global structure and formation of polar-ring galaxies. // A&A. 1997. Vol. 325. P. 933–942.[3] Sotnikova N. Y., Reshetnikov V. P. Tidal features as probes of dark matterin galaxies // Bulletin of the Russian Academy of Sciences: Physics.
1998.Vol. 62. P. 1754–1758.[4] Sotnikova N. Y., Reshetnikov V. P. Star formation in the NGC-4676 system(the Mice) // Astronomy Letters. 1998. Vol. 24. P. 73–83.[5] Reshetnikov V. P., Sotnikova N. Y. The Polar Stellar Ring and Dark Halo ofNGC5907 // Astronomy Letters. 2000. Vol. 26. P. 277–284.[6] Reshetnikov V. P., Sotnikova N. Y. Tidal tails and galaxy evolution // Astronomical and Astrophysical Transactions. 2001. Vol. 20. P. 111–114.[7] Evstigneeva E.
A., Reshetnikov V. P., Sotnikova N. Y. Numerical modeling ofencounters between spherical galaxies // Stellar Dynamics: From Classic toModern, Proc. of the intern. conf.Saint-Petersburg, 2000 / Ed. by L. P. Ossipkov, I. I. Nikiforov. Saint-Petersburg: Sobolev Astronomical Institute, 2001.P.
162–165.[8] Evstigneeva E. A., Reshetnikov V. P., Sotnikova N. Y. Effect of the environment on the fundamental plane of elliptical galaxies // A&A. 2002. Vol. 381.P. 6–12.[9] Sotnikova N. Y., Rodionov S. A. Mechanisms of the Vertical Secular Heatingof a Stellar Disk // Astronomy Letters. 2003. Vol. 29. P. 321–335.[10] Sotnikova N. Y., Rodionov S. A. Bending Instability of Stellar Disks: TheStabilizing Effect of a Compact Bulge // Astronomy Letters.
2005. Vol. 31.P. 15–29.369[11] Rodionov S. A., Sotnikova N. Y. Optimal Choice of the Softening Length andTime Step in N-body Simulations // Astronomy Reports. 2005. Vol. 49.P. 470–476.[12] Sotnikova N. Y., Rodionov S. A. Estimating the dark halo mass from the relative thickness of stellar disks // Astronomy Letters. 2006. Vol. 32. P. 649–660.[13] Rodionov S.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
