Диссертация (1149373)
Текст из файла
САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТНа правах рукописиМарчук Александр АлександровичДИНАМИЧЕСКИЙ СТАТУС ГАЗОВЫХ ДИСКОВСПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК С ТОЧКИ ЗРЕНИЯ КРИТЕРИЯДВУХЖИДКОСТНОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИСпециальность 01.03.02 ––«Астрофизика и звездная астрономия»Диссертация на соискание учёной степеникандидата физико-математических наукНаучный руководитель:д.ф.-м.н.Сотникова Наталья ЯковлевнаСанкт-Петербург –– 20182ОглавлениеСтр.Введение .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .Глава 1. Восстановление эллипсоида скоростей в дисковыхгалактиках . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1.1 Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . .1.2 Дисперсии скоростей звезд . . . . . . . . . . . . . . . .1.3 Метод . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .1.4 Наблюдательные данные . . . . . . . . . . . . . . . . .1.5 Проверка для NGC 1068 и результаты . . . . . . . . .
.1.6 Решения «на краю»: NGC 2775 . . . . . . . . . . . . . .1.7 Галактики с большим углом наклона: NGC 338 . . . . .1.8 Равномерно ли нагрет диск NGC 1167? . . . . . . . . .1.9 Выводы к Главе 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ...........4..................................................17172122242837384447Глава 2. Гравитационная неустойчивость . . . . .
. . . . . . . .2.1 Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.2 Двухжидкостная гравитационная неустойчивость. Теория .2.2.1 Гидродинамическое приближение . . . . . . . . . .2.2.2 Кинетическое приближение . . . . . . . . . . . . .2.2.3 Учет толщины . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . .2.3 Данные . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.4 Методы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.4.1 Кинематика . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.4.2 Распределение газа .
. . . . . . . . . . . . . . . . .2.4.3 Массовая модель диска . . . . . . . . . . . . . . . .2.4.4 Индикаторы звездообразования . . . . . . . . . . .2.4.5 Решение уравнений . . . . . . . . . . . . . . . . . .2.5 Результаты и обсуждение . . . . .
. . . . . . . . . . . . . .2.5.1 Результаты для 7 галактик . . . . . . . . . . . . . .2.5.2 Опорная (референсная) модель . . . . . . . . . . .2.5.3 Ошибки . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .....................................................................51515555575759636367687072747477793Стр.2.5.42.6Приближения для параметра Qeff . . . . . . . . . .
. . . . 852.5.5 Неосесимметричные возмущения . . . . . . . . . . . . . . 87Выводы к Главе 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90Глава 3. Гравитационная неустойчивость в плоскости галактикиNGC 628 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
. . . . . . .3.1 Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.2 Поиск кандидатов для анализа . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.3 Данные и метод . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.4 Результаты . . . . . . . . .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.4.1 Ошибки метода . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .3.4.2 Сравнение с законами звездообразования . . . . . . . .3.4.3 Азимутальное усреднение и его последствия . . . . . .3.4.4 Поиск наилучшего согласия с наблюдениями . . . . . .3.5 Выводы к Главе 3 .
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .....................92929496103103107108112114Заключение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116Список литературы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119Приложение А. Описание галактик в Главе 1 . . . .
. . . . . . . . . . . 135Приложение Б. Описание галактик в Главе 2 . . . . . . . . . . . . . . . 1384ВведениеГалактики являются сложными по структуре системами, в которых происходит множество процессов. Одна из самых протяженных подсистем галактикэто газовые диски. При этом физическое состояние газовых дисков (плотность,температура, прозрачность) определяет темп крупномасштабного звездообразования. Указанная связь между состоянием газа и темпом звездообразованиялежит в основе большинства моделей эволюции и формирования галактик.Крупномасштабное звездообразование в галактиках детектируется побольшому количеству молодых звезд высокой светимости.
Показатели цветатаких галактик более голубые, в них наблюдается большое количество яркихобластей ионизованного водорода HII, которые распознаются по излучению вспектральной линии Hα. Современный средний темп звездообразования в нашей Галактике оценивается в 3––5 M⊙ год−1 . Эта величина сильно варьируетсявдоль хаббловской последовательности: она меньше для галактик ранних типови возрастает для галактик поздних типов.Впервые механизм образования новых звезд в однородной газовой среде был объяснен Джинсом в классической работе 1902 года. Согласно схемеДжинса звезды рождаются в газовых облаках, коллапсирующих под действиемгравитационной (джинсовской) неустойчивости. Джинсовский механизм запускается возмущениями, амплитуда которых зависит от времени и может длявыделенных масс облаков нарастать экспоненциально. Джинсовская неустойчивость работает как в пределах отдельного газового облака, так и в пределахвсей галактики.Непосредственно из наблюдений многими авторами отмечалась связьмежду темпом крупномасштабного звездообразования и количеством газа вгазовом галактическом диске.
Очень долгое время темп крупномасштабногозвездообразования описывался эмпирическим законом Шмидта, полученным имdMsв 1959 году [1] в форме∝ (Σg )d , где Ms — масса звезд, Σg — поверхностdtная плотность газа, d ≈ 2.В 1965 году Голдрейх и Линден-Белл в работе [2] исследовали устойчивость галактического газового диска. Ими было найдено, что для простогоосесимметричного диска критерий его устойчивости можно сформулировать в5форме Q > 1, где Q — безразмерный параметр, учитывающий вращение, температуру и плотность газового диска. Этот критерий называется одножидкостнымили простым одножидкостным критерием. Кенникатт в работе 1989 года [3]исследовал закон Шмидта для большой выборки галактик. Для тех областей галактик, в которых газа много, он получил показатель степени d ≈ 1.3.
Однакогораздо более важным результатом была продемонстрированная связь между звездообразованием и неустойчивостью газового диска согласно критерию,предложенному в 1965 году. Было показано, что радиус области, где найденный эмпирический закон Шмидта выполняется и где наблюдается значительноезвездообразование, совпадает с радиусом области, неустойчивой с точки зрения модифицированного одножидкостного критерия Q < 1.5. Кенникатт далфизическое обоснование такой модификации. Поскольку классический одножидкостный критерий применим только для осесимметричных возмущений, нов диске всегда присутствуют возмущения и других мод (неосесимметричные),диску нужно иметь больший запас прочности, чтобы оставаться устойчивым, тоесть эмпирически полученная модификация исправляет одножидкостный критерий за возмущения других мод.Таким образом, в работе [3] впервые на основе наблюдательных данныхбыл физически обоснован механизм крупномасштабного звездообразования иобъяснена связь темпа звездообразования с поверхностной плотностью газа.
Впоследующем полученная пороговая связь между темпом звездообразования игравитационной неустойчивостью газового диска неоднократно исследоваласьи подтверждалась во многих работах [4].Полученный в работе [3] критерий гравитационной неустойчивости хорошо работает для объяснения наблюдаемого звездообразования в центральныхобластях и для тех мест в галактике, где имеется большое количество межзвездного газа. Однако для примерно половины исследованных галактик в [4] простойодножидкостный критерий не может служить объяснением наблюдаемого на периферии и во внешних газовых кольцах крупномасштабного звездообразованиячерез механизм гравитационной неустойчивости.
Одна из причин этого заключается в том, что газовый диск должен рассматриваться совместно с звезднымдиском. В статье Джог и Соломона 1984 года [5] было продемонстрировано, как именно присутствие звездного диска может изменять динамическоесостояние газового диска, делая его заметно менее устойчивым в некоторыхслучаях. Обновленный критерий гравитационной неустойчивости называется6двухжидкостным, поскольку для описания звездного диска в [5] использовалисьгидродинамические уравнения. В наиболее корректной форме с использованиембесстолкновительного уравнения Больцмана критерий был рассмотрен в работеРафикова 2001 года [6] и там же были найдены решения.Несмотря на большое число работ, посвященных исследованию динамического статуса дисков в галактиках и его связи с звездообразованием, многиесущественные детали процесса все еще не ясны.
Так, нет согласия относительноисправления гравитационного критерия за неосесимметричные возмущения иотносительно предсказательной силы критерия в целом. Причин этому несколько. Основная из них связана с отсутствием необходимых наблюдательныхданных, сложностью их получения и замещением их не всегда обоснованными предположениями, а также вытекающим отсюда отсутствием корректнойпроверки моделей на примере реальных галактик.
Данная работа посвящена исследованию и решению этих вопросов.Актуальность темы. Для корректного анализа гравитационной неустойчивости важное значение имеет информация о дисперсии скоростей звезд вдиске галактики, поскольку величина дисперсии скоростей в радиальном направлении определяет запас устойчивости диска относительно возмущенийв его плоскости, а в вертикальном — толщину диска и степень его «динамического» разогрева в вертикальном направлении. К сожалению, прямымизмерениям так называемый эллипсоид скоростей доступен только в непосредственной окрестности Солнца. Для внешних галактик его приходится восстанавливать косвенным образом из спектральных данных о звездах.
Было предложенонесколько методик восстановления через параметризацию профилей дисперсиискоростей [7, 8, 9, 10], с использованием уравнения асимметричного сдвига [11,12], а также с помощью N -body моделирования и последующего построениямаржинально устойчивых моделей дисков, наилучшим образом приближающих спектральные данные [13]. К сожалению, проведенный в этих работаханализ использует большое количество предположений, а иногда и вовсе является некорректным. Поэтому для правильного анализа динамического статусадиска необходимо дополнительное исследование возможности восстановлениякомпонент эллипсоида скоростей в изучаемых галактиках. Данный вопрос обсуждается в Главе 1 диссертации.7Вторым важным моментом является постоянный рост количества и качества наблюдательных данных в больших обзорах неба.
Характеристики
Тип файла PDF
PDF-формат наиболее широко используется для просмотра любого типа файлов на любом устройстве. В него можно сохранить документ, таблицы, презентацию, текст, чертежи, вычисления, графики и всё остальное, что можно показать на экране любого устройства. Именно его лучше всего использовать для печати.
Например, если Вам нужно распечатать чертёж из автокада, Вы сохраните чертёж на флешку, но будет ли автокад в пункте печати? А если будет, то нужная версия с нужными библиотеками? Именно для этого и нужен формат PDF - в нём точно будет показано верно вне зависимости от того, в какой программе создали PDF-файл и есть ли нужная программа для его просмотра.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
