Диссертация (1149373), страница 12
Текст из файла (страница 12)
В случаях,отмеченных звездочкой ∗ , масса соответствующего газа получена прямым интегрированием поверхностной плотности на доступном профиле и должна рассматриваться как полная масса впределах нескольких экспоненциальных масштабов диска.Unit (IFU) или на длиннощелевом спектрографе. Несмотря на большое количество появившихся за последние годы IFU обзоров (таких как MaNGA, SAMI,CALIFA, DiskMass, ATLAS3D ), в большинстве случаев они имеют сравнительно короткую протяженность данных, покрывающую только центральную частьгалактик. Длинные профили σlos,maj редки и требуют тщательного поиска в статьях. Кинематичекие данные для галактик NGC 2985, NGC 3898 и NGC 5533были найдены в работе [11]. Наблюдения в этой работе проводились на PPAKIFU [96] и содержат наиболее протяженные профили дисперсий скоростей внашей выборке, протянутые вплоть до 100′′ . Для галактики NGC 2985 профиль был дополнительно сверен с данными, полученными на William HerschelTelescope [8].
Профили дисперсий скоростей для галактик NGC 1167 [13] иNGC 338 [34], протянутые на расстояние около 50′′ от центра, получены при62наблюдениях на смонтированном в главном фокусе 6-метрового телескопа Специальной Астрофизической Обсерватории универсальном редукторе SCORPIO[97] в длиннощелевом режиме. В случае NGC 1167 дисперсии дополнительносравнивались со значениями на картах обзора CALIFA [98]. Данные для последних двух галактик NGC 4258 [99] и NGC 4725 [100] были получены с помощью193-сантиметрового телескопа в Observatoire de Haute-Provence на длиннощелевом спектрографе CARELEC [101] и также имеют максимальное удаление в50′′ − 60′′ .Профили поверхностной плотности атомарного водорода ΣHI (R) для всехгалактик в составленной выборке также были получены из наблюдений в обзоре WHISP. Для пяти галактик искомые профили брались из работы [82], адля NGC 4258 и NGC 4725 из [90].
В [90] для двух упомянутых галактик также приведены профили поверхностной плотности молекулярного газа ΣH2 (R),полученные из CO обзоров BIMA [102] и IRAM HERACLES [103] соответственно. Атомарного водорода в галактиках выборки много — от 4 × 109 M⊙до 3 × 1010 M⊙ , но распределен он по-разному. Так, например, галактикаNGC 1167 демонстрирует диск размером 160 кпк с полной массой HI около1.7 × 1010 M⊙ , но при этом поверхностные плотности атомарного водорода малы(< 2 M⊙ пк−2 ). Самые большие центральные значения поверхностной плотности нейтрального водорода ΣHI около 10 M⊙ пк−2 у галактики NGC 338, самыемаленькие у NGC 1167 и NGC 3898. Кроме NGC 4258 и NGC 4725 наблюдательные данные о профиле поверхностной плотности молекулярного газа имеютсятолько для NGC 2985, найденные в работе [104].
Для галактик NGC 338 [105],NGC 1167 [106] и NGC 3898 [107] были найдены данные об интенсивности линии 12 CO(J = 1 → 0), которые позволяют найти полную массу молекулярноговодорода и построить модельное распределение поверхностной плотности. Подробности работы с профилями поверхностной плотности молекулярного газа,а также отдельный случай NGC 5533 описаны в следующем разделе.Информация о поверхностной фотометрии галактик c проведенной декомпозицией на балдж и диск бралась из работы [46] в полосах B, R, I; из [88] вполосах J, H, K; из [108] в полосе J; из [86] в полосе R; данные в ИК полосе3.6µm из обзора S4G [87] и [47].
Для галактики NGC 4258 были использованырезультаты работы [92] в полосах V,I,J.Наличие и размер областей крупномасштабного звездообразования устанавливалось визуально по наличию голубых областей на изображениях галактик63из Sloan Digital Sky Survey (SDSS), а также по наличию эмиссии в линии Hα(работы [79, 85, 109]), в УФ по данным GALEX и в ИК по изображениям, полученным на телескопе SPITZER.
Темп звездообразования SFR в рассматриваемыхгалактиках составляет 1 − 5 M⊙ /год [110, 111]. Единственным исключением является NGC 1167, в которой скорость рождения новых звезд мала и составляетвсего 0.3 M⊙ /год [79].В анализе используется значение постоянной Хаббла равное H0 =75 км/с/Мпк и величины Ωmatter = 0.27, Ωvacuum = 0.73, к которым приводятсявсе данные. Используемое значение постоянной Хаббла отличается от принятого в Главе 1, поскольку там работа выполнялась раньше.
Оба использованныхзначения согласуются с самыми новыми данными о величине постояннойХаббла [112].2.4МетодыВ этом разделе описываются методы проведенного анализа, решение уравнений и работа с наблюдательными данными.2.4.1 КинематикаНаблюдательные данные «холодной» газовой кривой вращения vc (R) принеобходимости исправлялись за среднюю скорость, перегибалась через центри исправлялись за наклон умножением на sin i. Получившийся профиль приближался сглаженным кубическим сплайном.
Для нахождения эпициклическойчастоты κ в случае бесконечно тонкого диска использовалась формула√√ vcR dvc1+.κ= 2Rvc dRПроизводная в формуле выше вычислялась численно, для проверки использовалось повторное приближение кривой вращения полиномом малой степени ивычисление κ для этого повторного приближения. В случае галактики NGC 338,64у которой кривая вращения достаточно короткая, для расстояний от центра галактики больше 60′′ при вычислении κ использовалось предположение о выходе√ vcкривой вращения vc (R) на этом участке на плато, то есть κ = 2 .RКак было отмечено в Главе 1, задача извлечения компонент эллипсоида скоростей (stellar velocity ellipsoid, SVE) из наблюдательных данных оченьтрудна, поскольку принадлежит к классу так называемых некорректных задач,в которых может быть найдено больше одного решения [7, 8, 9, 17].
Для анализа диска с точки зрения двухжидкостной неустойчивости требуется знать толькоодну из компонент — радиальную дисперсию скоростей звезд σR . Из наблюдательных данных, связанных с этой компонентой, для всех галактик был найденпрофиль дисперсии скоростей звезд вдоль луча зрения по большой оси σlos,maj(для NGC 338 и NGC 1167 это тот же профиль, что и в первой главе). Указаннаясвязь описывается вторым уравнением в (1.2):)( 2σ2zσφ2222σlos,maj = σRsin i + 2 cos i ,(2.7)σ2RσRгде σφ и σz — азимутальная и вертикальная компоненты SVE соответственно. Найти точное значение σR пользуясь только уравнением (2.7) невозможно,однако с помощью дополнительных условий можно получить ограничения наискомую величину.Все галактики в изучаемой выборке, за исключением NGC 1167 иNGC 2985, наклонены на значительный угол к лучу зрения, составляющий> 50◦ .
В Главе 1 было показано, что восстановить предложенным там методом эллипсоид скоростей для таких галактик нельзя, но можно получитьограничения на величину компоненты радиальной дисперсии σR . Выведенныев разделе 1.7 ограничения связаны с дисперсиями скоростей вдоль малой осиσlos,min . К сожалению, такие наблюдательные данные были найдены не длявсех галактик в составленной выборке.
По этой причине и для единообразиябыли использованы более широкие ограничения, использующие данные вдольбольшой оси σlos,maj и уравнение (2.7).Первым из дополнительных условий является уравнение (1.3), описывающее связь между азимутальной и радиальной компонентами SVE и кривойвращения в случае равновесного диска и для эпициклического приближения[39]:()σ2φ∂ ln vc= 0.5 1 +.(2.8)σ2R∂ ln R65Это уравнение используется для оценки первого слагаемого в уравнении (2.7).∂ ln vcЧестное вычисление производнойвозможно, однако на практике для ис∂ ln Rследуемых галактик она хоть и лежит почти целиком между описываемыминиже оценками, получается сильно неустойчивой и зависимой от аппроксимаций из-за множителя R в производной.
В эпициклическом приближениислагаемое (σφ /σR )2 может быть также записано как (κ/2Ω)2 , где κ(R) сосчитана ранее, а профиль угловой скорости Ω(R) = vc /R может быть легко посчитанс использованием приближения vc (R). К сожалению, результат оказывается также нестабилен, поскольку это дословно переписанное выражение (1.3). Поэтомулучше воспользоваться соображениями, что для твердотельного участка вращения в центральных областях выражение в скобках в уравнении (1.3) равно 2, ана плоском участке кривой вращения на периферии диска производная близкак нулю.
Таким образом для большого по протяженности участка будут вернынеравенства 0.5 ⩽ (σφ /σR )2 ⩽ 1.Второе слагаемое в уравнении (2.7) можно ограничить условиями0.3 ⩽ σz /σR ⩽ 0.7. Здесь нижняя оценка более строгая и обеспечивает устойчивость диска относительно изгибной неустойчивости [44]. Верхняя оценкаследует из анализа наблюдений [10, 11, 38, 63], а также из работы Засова с соавторами [13].
В работе [10] получен верхний предел для указанного отношенияоколо 1 и показана зависимость σz /σR от морфологического типа, где σz /σR = 1для раннего типа галактик. Однако единственная галактика на рисунке 4 в [10]с отношением около 1 является NGC 2775 (σz /σR < 1.02 ± 0.11). Как былопоказано в Главе 1, этот результат скорее всего является неверным, посколькув случае NGC 2775 из-за большого наклона следует, что вклад вертикальнойкомпоненты SVE в данные на луче зрения сравним с наблюдательными ошибками и решение получается вырожденное. В результате в работе получаетсяформальное оптимальное значение σz /σR на краю диапазона варьирования,которое не может считаться достоверным.
В работе [63] было найдено среднееσz /σR = 0.51 по большой группе галактик поздних типов. Ограничение формыSVE для части галактик из обзора CALIFA [98] в работе [38] не выявило связиотношения σz /σR с морфологическим типом и было найдено среднее значениеσz /σR ≈ 0.7 ± 0.2. Кроме того использованные оценки для σz /σR также следуют из Главы 1 и опубликованного результата [17], в которых для галактикиNGC 1167 с хорошей точностью было найдено σz /σR = 0.3 во внешних областях66и σz /σR = 0.7 во внутренних. Таким образом все приведенные исследованияпоказывают обоснованность предложенных ограничений 0.3 ⩽ σz /σR ⩽ 0.7.После подстановки неравенств в уравнение (2.7) получены следующиеограничения на величину радиальной дисперсии звезд:σlos,majσlos,maj√< σR < √.sin2 i + 0.49 cos2 i0.5 sin2 i + 0.09 cos2 i(2.9)Для галактики NGC 1167, при анализе которой использование наблюдательных данных вдоль малой оси σlos,min позволило найти компоненты SVE длядвух участков профиля [17], указанные оценки согласуются с найденными значениями.
Это не удивительно, поскольку используются те же самые данные иограничения на σz /σR совпадают с полученными величинами. Для галактикиNGC 2985, которая вместе с NGC 1167 представляют собой все галактики ввыборке с углом наклона, который позволяет возможное восстановление SVEприведенным в Главе 1 методом, такое восстановление не проводилось, поскольку профиль данных вдоль малой оси σlos,min слишком короткий. Тем не менееуказанные оценки так же справедливы и для нее, поскольку в работе [11] с использованием ряда предположений для NGC 2985 было найдено σz /σR ≈ 0.7.В дальнейшем анализе использовались обе оценки (2.9) на величину σR и былинайдены верхняя и нижняя граница Qeff соответственно, между которыми находится настоящее значение Qeff .Для вычисления из наблюдательных данных ограничений на σR профильσlos,maj (R) перегибался через центр и приближался сглаженными кубическимисплайнами, после чего домножался на соответствующую константу из (2.9).Для того, чтобы исключить влияние балджа, в анализе не рассматривалисьточки внутри эффективного радиуса re,b (в случае нескольких фотометрий использовалось наибольшее значение re,b ).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
