Диссертация (1149373), страница 14
Текст из файла (страница 14)
Восстановление радиального профиля SFRвдоль главной оси не производилось, вместо этого по изображениям измерялосьрасстояние от центра до внешних областей, дальше которого не наблюдаетсяактивное звездообразование или же темп его существенно снижается. Для всех71Таблица 3 –– Фотометрические параметры и массовые модели исследуемых галактик.NGC Полоса Ссылка re,bhµd0M/LMd2(′′ )(′′ )(mag/′′ ) (M⊙ /L⊙ ) (1010 M⊙ )(1)(2)(3)(4)(5)(6)(7)(8)338RN0715.018.321.929.64sub8.54BN0715.017.722.536.48sub8.161167RN076.724.220.124.9543.47-”-”-”-”-”2.47sub21.692985KH0114.031.117.321.278.323.6µmS4G6.3 12.8/48.9 18.55/20.841.217.773898RN078.836.220.497.808.64RG11−19.1/59.9 19.03/21.532.936.884258IY0814.974.218.261.004.523.6µmF1015.080.718.820.3810.664725HH01−50.317.110.7211.483.6µmS4G10.1473.220.341.6118.575533rM178.928.020.724.5124.95RN079.934.421.277.3229.93Приведены номер галактики в каталоге NGC (1), фотометрическая полоса (2), декомпозиция изработ (3): N07 — [46]; H01 — [88]; S4G — [87]; G11 — [86]; Y08 — [92]; F10 — [47]; M17 — [125],эффективный радиус балджа (4), экспоненциальный масштаб диска (5) и центральная поверхностная яркость диска (6); для галактик с двумя звездными дисками их параметры разделенычертой.
Оценка отношения массы к светимости M /L в указанной полосе приведена в столбце(7), где верхним индексом sub обозначаются случаи использования субмаксимальной модели диска. Полная масса звездного диска (дисков) приведена в (8). Стоит отметить, что разница в оценкеM /L в случае NGC 3898 связана с различающимися центральными поверхностными яркостямив исходных работах.72галактик, за исключением NGC 4725, для которой наблюдаются радиальныеструктуры в ИК полосе, удается найти расстояние, внутри границы которогона любом расстоянии и азимуте присутствует заметное звездообразование. ДляNGC 1167, где слабое звездообразование сосредоточено в основном в кольце,исследуемая область ограничена также минимальным расстоянием. Для всехизмерений на изображениях использовались расстояния до галактик D, приведенные в Таблице 2. Необходимо отметить, что соответствующие расстоянияиз работ иногда отличаются от используемых более чем в два раза, как в случае NGC 4725 [109].
Для двух галактик с массивными внешними спиралямиNGC 4258 и NGC 4725 были также измерены расстояния до этих спиралей, однако их удаленность от центра позволяет провести в них только одножидкостнойанализ неустойчивости (Рис. 2.10). Таким образом, используемый в главе подходвыявления областей звездообразования скорее качественный, чем количественный, однако для проведения анализа его вполне достаточно.2.4.5 Решение уравненийПосле того, как найдены все необходимые параметры, в каждой наблюдательной точке профиля Σg внутри диапазона расстояний вне балджа и приR < 130′′ (общая выбранная граница для всех галактик, которая позволяетизучить удаленные области и изобразить результаты на одном рисунке) длякаждой из выбранных массовых моделей диска находятся значения Qg и соответствующие нижней и верхней оценке на радиальную дисперсию скоростейσR величины Qs,max и Qs,min .
После этого ищется максимум выражения (2.5)несколькими способами, а именно перебором по сетке k̄ или численно решаетсяуравнение, в котором производная по k̄ приравнивается к нулю (производится поиск дихотомией по сетке, в случае если на концах сетки разные знакифункции, то промежуток содержит корень). Для проверки также находитсямаксимум уравнения двухжидкостной неустойчивости в гидродинамическомприближении (2.1). Сделать это проще, поскольку уравнение равенства нулюпроизводной левой части по k̄ является кубическим и решается аналитически.Для всех галактик и наблюдательных точек отличия Qeff для гидродинамического и кинетического приближения минимальны.
На графиках приведены Qeff73Рисунок 2.2 –– Зависимость параметра Q−1 от безразмерного волнового числа k̄. Сплошнаялиния показывает зависимость (2.5) для NGC 338 (синяя, ниже) и NGC 3898 (красная, выше)для точки на расстоянии 60′′ от центра. Обе модели приведены для фотометрии в полосе R.Пунктирные линии показывают по отдельности вклад двух слагаемых из уравнения (2.5) ввеличину Q−1 , первый пик соответствует звездной компоненте, второй - газовой.
Точкамиотмечены максимумы, соответствующие наиболее неустойчивой длине волны в рамкахдвухжидкостной модели. Видно, что на данном расстоянии наиболее неустойчивойкомпонентой для NGC 338 оказывается газ, тогда как в случае NGC 3898 определяющимявляется влияние звездного диска.для кинетического приближения как более точного.
Стоит отдельно отметить,что каждое уравнения решается дважды — для соответствующих верхней инижней оценки σR . Поскольку решения дисперсионного уравнения верны длякоротковолнового приближения, его справедливость проверялась для всех галактик [128]. На Рис. 2.2 показан пример зависимости Q−1 (k̄) для одинаковогорасстояния для галактик NGC 338 и NGC 3898, а также положение максимумови вклады каждого из слагаемых уравнения (2.5) в отдельности. Из рисунка видно, что максимум соответствует наиболее неустойчивому возмущению, а такжекакая из компонент, газовая или звездная (второй и первый пик соответственно)оказывается наименее устойчивой.
Полученные для разных фотометрий величины Qg , Qeff,max и Qeff,min затем сравниваются с 1 в случае осеcимметричныхвозмущений или с пороговой величиной α в случае неосеcимметричных возмущений, что позволяет сделать вывод об устойчивости исследуемой области.742.5 Результаты и обсуждение2.5.1 Результаты для 7 галактикРезультаты применения критерия двухжидкостной неустойчивости показаны на Рис.
2.3–2.4. На каждом рисунке сплошная синяя кривая показываетуровень Qg . Поскольку для некоторых галактик вклад молекулярного газа параметризуется используемой фотометрией, таких кривых может быть показанонесколько. Для каждой используемой фотометрии из Таблицы 3 соответствующая закрашенная область показывает разброс возможных значений Qeff длядвухжидкостной модели (от Qeff,min до Qeff,max ), где верхняя и нижняя граница определяются соответствующими ограничениями на величину дисперсииσR из (2.9). Точки соответствуют расстояниям, для которых есть наблюдательные данные по газу и в которых искался максимум выражения (2.5), то естьв них применялся критерий гравитационной неустойчивости. Профиль референсной модели Qf (описана далее) показан прерывистой линией с различнымитипами точек, демонстрирующими, какая компонента диска наиболее неустойчива (звезды для звездного диска, квадраты для атомарного и пятиугольникидля молекулярного газа соответственно).
Вертикальная линия с горизонтальнымштрихом показывает протяженность профиля дисперсий скоростей звезд вдольлуча зрения. Короткие вертикальные отрезки на нижней оси показывают экспоненциальный масштаб диска (или оба масштаба для двухдисковых моделейв NGC 3898 и NGC 2985 на Рис. 2.4) соответствующих фотометрий. Серыми полупрозрачными горизонтальными линиями показаны различные уровни,выше которых наступает неустойчивость с учетом неосесимметричных возмущений (показаны уровни Qeff = 1.0; 1.5; 2.0; 3.0, соответствующие величинамα = 1.0; 0.67; 0.5; 0.33). Протяженные горизонтальные отрезки на нижней осиуказывают области с крупномасштабным звездообразованием, наблюдаемым влинии Hα (красный), в виде голубых областей на изображениях SDSS (синий)или в ИК (красный пунктир на Рис.
2.4). Для NGC 5533 также показаны две модели с различным распределением молекулярного газа, которые приводят к двумразличным синим кривым одножидкостного критерия Qg .75Полученные результаты могут быть разделены на три существенно разных случая. В первую группу можно отнести галактики NGC 338 и NGC 5533, вкоторых простой одножидкостный критерий дает неустойчивый диск, Qg < 1.5.В этих галактиках звездообразование полностью определяется массивным газовым диском (Рис.
2.3) и добавление звездного диска величину Qeff практическине меняет. К сожалению в обеих галактиках точный профиль ΣH2 неизвестен,поэтому результат может варьироваться в зависимости от предположений о распределении молекулярного водорода (смотри ниже). Однако даже атомарноговодорода хватает, чтобы диск оказался неустойчивым в областях крупномасштабного звездообразования и влияние звезд на динамический статус можносчитать незначительным.Во второй группе, которая представляет наибольший интерес, ситуацияполностью противоположная. Для галактик NGC 1167 и NGC 3898 величина Qgоказывается настолько большой, что даже при значительной величине поправки за неосесимметричные возмущения отдельно взятый газовый диск останетсяустойчивым.
Такой эффект достигается за счет того, что, несмотря на большоеколичество газа в диске, он распределен очень широко и поверхностные плотности Σg оказываются малы. В то же время по большим скоростям на кривойвращения видно, что звездные диски в этой паре галактик очень массивные,особенно в случае NGC 1167. Добавление такого диска меняет динамическийстатус галактики, Qeff заметно уменьшается и звездно-газовый диск становитсянеустойчивым Qeff ≈ 2 − 3 именно в областях звездообразования.
По-видимому,в этих галактиках крупномасштабное звездообразование действительно регулируется звездами. Для NGC 1167 эффект гораздо сильнее, поскольку даже длясубмаксимального диска величины Σg в ней меньше, а Σs — больше, чем вNGC 3898. При этом стоит отметить некоторую несогласованность в случаеNGC 3898, где SFR велико и многочисленные голубые области в диске делаютее похожей на галактики из первой группы, но при этом уровень неустойчивости меньше чем в NGC 1167, где звездообразование слабое. Также в NGC 3898можно заметить различие в уровне Qeff при разных фотометриях. Например дляданных из [86] для получения неустойчивости приходится для части точек предполагать α < 1/3. Модель без молекулярного газа для NGC 5533 также схожа смоделями, представленными для второй группы галактик.76Все три оставшиеся галактики показывают промежуточные результаты(Рис. 2.4), похожие на результаты для галактик из первой группы, но с различными особенностями.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
