Диссертация (1149373), страница 15
Текст из файла (страница 15)
Важно, что только эти галактики имеют не модельный, аполученный по наблюдениям профиль ΣH2 .Из галактик в последней группе NGC 4258 и NGC 4725 похожи междусобой, в обеих присутствуют массивные бары и внешние спирали с интенсивным звездообразованием. Поверхностные плотности газа велики и газовыйдиск демонстрирует неустойчивость практически во всех областях наблюдаемого звездообразования. Далекие внешние спирали и внешнее кольцо у NGC 4725также оказываются неустойчивы с точки зрения простого одножидкостного критерия (Рис. 2.10).
В целом в этих галактиках простого критерия достаточно иуровень Qg отлично согласуется с наблюдаемым крупномасштабным звездообразованием. Как и ранее, добавление звездного диска делает модель менееустойчивой, что в случае NGC 4258 может служить объяснением наблюдаемогозвездообразования при 100′′ < R < 130′′ и радиальных ИК-структур 50′′ − 100′′по данным SPITZER для NGC 4725. Отметим также, что маленькие значенияQeff в центре NGC 4258 могут быть обусловлены влиянием бара.Последняя галактика NGC 2985 демонстрирует схожие результаты. Профиль Qg состоит из трех частей: неустойчивой внутренней, где наблюдаетсязвездообразование, маржинально устойчивой внешней Qg ≈ 3 и промежуточной между ними.
Наблюдаемые области звездообразования почти точносоответствуют критерию неустойчивости Qg < 2. Добавление звездного диска практически не влияет на динамический статус галактики, причем для болееточной двухдисковой модели по инфракрасным данным уменьшение Qeff меньше, чем в случае фотометрии в полосе K. Существенным оказывается влияниемолекулярного газа на устойчивость газового диска в NGC 2985. В случае, если убрать весь молекулярный газ из галактики, эффективный параметр Тумредля двухжидкостной модели останется около текущего уровня, тогда как сампо себе только газовый диск из атомарного водорода станет устойчивым, как вслучае NGC 3898.77Рисунок 2.3 –– Профили Qeff для исследуемых галактик из первых двух групп.2.5.2 Опорная (референсная) модельДля того чтобы проверить, как различные предположения сказываютсяна результатах и насколько эти результаты отличаются от полученных другими авторами, была использована простая опорная модель (она же референсная)гравитационной неустойчивости для сравнения.
В качестве такой модели быловзято приближение вида (19) из работы [66], которое является более общим, чемприближение (2.6). Опорная модель является трехкомпонентной, состоящей иззвездного, атомарного и молекулярного газовых дисков, как проиллюстрированов [66]. Причина, по которой использовалось приближение вместо точного решения в том, что оно очень широко используется и может быть легко сравнимо с78Рисунок 2.4 –– То же что и на Рис. 2.3 для оставшихся галактик NGC 2985, NGC 4258 иNGC 4725.предыдущими работами [63, 68, 69, 71, 129].
Это приближение также показывает хорошую точность, учитывает влияние эффекта толщины диска и различие вдисперсиях двух газовых фаз. Следуя [66], для опорной модели были принятынаблюдательно обоснованные величины σHI = 11 км/с и σH2 = 6 км/с.
Для звездного диска были использованы средние параметры из использованных в анализе,а именно σz /σR = 0.5 и дисперсия скоростей в радиальном направлении, равнаяполусумме верхнего и нижнего ограничения. Учет толщины производится как ввыражении (2.6) и приводит к поправочному коэффициенту Ts = 1.15 для звездного диска. Оба газовых диска считаются изотропными и поэтому поправочныйкоэффициент для них равен Tg = 1.5.Описанные усредненные и более физически обоснованные референсныемодели были сосчитаны для всех исследуемых галактик, полученные профили были обозначены как Qf .
На Рис. 2.3–2.4 они представлены прерывистойлинией с различными типами точек. Из рисунков видно, что значения Qf практически везде выше двухжидкостного профиля Qeff , поскольку влияние толщины иразличных скоростей звука для атомарного и молекулярного газа вносит стабилизирующий эффект. Однако, различные части полученных профилей опорной79модели ведут себя по-разному в зависимости от Qg .
Области, в которых опорный профиль лежит в пределах 5 − 8% от верхней границы Qeff , совпадают собластями, где Qg > Qf . Для остальных расстояний Qf становится заметнобольше Qg и даже Qeff . Это поведение лучше всего может быть прослежено длягалактик NGC 1167 и NGC 4725. Существуют две причины такого соответствия.Во-первых, в областях диска, где Qg > Qf , даже для толстых дисков доминируетзвездная компонента модели.
Поэтому величина Qf близка к Ts Qs из уравнения (2.6). Во-вторых, полусумма верхнего и нижнего предела на σR из (2.9) дляуглов наклона i = 36 − 64◦ очень близка к верхнему пределу, помноженному накоэффициент Ts = 1.15. Отличие менее 8% для углов 35◦ < i < 50◦ и уменьшается до 5% если i > 50◦ . Таким образом в областях, динамический статускоторых определяется звездным диском, Qf ≈ Qs ≈ Qeff для верхнего пределаσR .
Во всех остальных точках, где Qg < Qf , даже если динамический статус попрежнему определяется звездами, пренебречь влиянием газа уже нельзя.Также можно заметить из Рис. 2.3–2.4, что почти везде звездный дискявляется наиболее неустойчивой компонентой. Всего в нескольких точках изцентральных областей доминирует H2 , а HI определяет уровень неустойчивости в удаленных областях. Единственное исключение составляет галактикаNGC 338, в которой неустойчивость определяется исключительно атомарнымгазом. Стоит также упомянуть здесь диссипацию.
Как было сказано ранее,стабилизирующий эффект толщины диска может быть компенсирован учетомгазовой диссипации [73]. Если принять во внимание упомянутый эффект, то этоуменьшит референсные значения Qf . Для областей с наиболее неустойчивымзвездным диском,которые и представляют наибольший интерес, значения Qeffокажутся прямо внутри полученного в работе разброса возможных двухжидкостных моделей.2.5.3 ОшибкиВ данной работе используется большое количество предположений, которые могут повлиять на полученный результат и величину Qeff . Это влияние идругие возможные источники ошибок обсуждаются ниже.80Первым источником ошибок являются неучтенные эффекты стабилизирующего влияния толщины диска и дестабилизирующее влияние диссипации газа.Как было упомянуто выше, учесть корректно их сложно, но можно рассчитывать на то, что эти эффекты в достаточной степени компенсируют друг друга.
Вработе [73] показано, что совместный их учет ведет к тем же величинам уровня неустойчивости Qeff < 2 − 3, что и используемый в диссертации. Отдельностабилизирующее влияние толщины не является главным источником ошибок виспользованном методе и оценивается приблизительно в 20% [75]. Более точноэто влияние можно учесть путем сравнения с опорными моделями, как былопоказано выше.Ошибки в определении величины угла наклона галактики i также являются одним из источников неопределенности Qeff .
Для каждой галактикибыли собраны величины i из ряда работ и вычислено среднее (см. Таблицу2). Наибольшая величина ошибки в определении угла наклона составила 8◦ ,но в среднем не превышает пары градусов. Угол наклона i влияет на то, каксильно будет исправлена кривая вращения, а значит и на то, какая получитсяэпициклическая частота κ и насколько большим будет отношение M /L.
Он также участвует в используемых приближениях σR . Таким образом влияние угланаклона на величину эффективного параметра Тумре нелинейно и зависит отмногих факторов. Так, одно из наиболее сильных изменений Qeff при варьировании i в пределах ошибок оказывается у галактики NGC 1167, хотя величина этойошибки составляет всего 2◦ .
Величина указанного эффекта даже в этом случаедостаточно мала и показана на Рис. 2.5. Отметим, что профиль Qg также можетменяться при изменении i, поскольку зависит от эпициклической частоты. Длявсех остальных галактик изменение Qeff при варьировании i в пределах ошибококазывается также мало (за исключением NGC 338 и NGC 4725, где в некоторыхобластях расхождение больше, но конечный результат остается в пределах одного и того же динамического статуса) и поэтому влиянием точности определенияугла наклона на полученные результаты можно пренебречь.Из всех величин, непосредственно входящих в формулу для Qeff , существенное влияние на результат может оказать только величина неопределенности скорости звука cg , поскольку все остальные параметры (исключая σR ,широкий разброс которой уже учтен) выводятся непосредственно из наблюдений.
Действительно, наблюдения показывают [69, 113], что часто используемое81Рисунок 2.5 –– Влияние варьирования угла наклона i на уровень Q−1eff в двухжидкостноймодели для NGC 1167. Более прозрачным цветом показаны наибольшие изменения значенийпри использовании угла из допустимого диапазона. Обозначения аналогичны Рис.
2.3. Видно,что для обеих фотометрий уровень неустойчивости меняется мало при варьировании угланаклона i.предположение о постоянстве cg в диске галактики [3, 49] может быть неверным и может приводить к довольно сильным отличиям от фактических величин.Из упомянутых работ видно, что принятое в работе значение скорости звука6 км/с мало и поэтому может быть несогласованным с настоящим значением.Из анализа дисперсий молекулярного и атомарного газа в работе [69] видно,что центральные значения cg в атомарном и молекулярном газе могут достигатьвеличин 50 − 100 км/с в центре, а интересующие нас внешние области с большой достоверностью демонстрируют скорость звука из диапазона 4 − 20 км/с.Чтобы проверить, как изменение скорости звука cg отразится на величине эффективного параметра Тумре, указанный диапазон был равномерно разделен на50 промежутков, для центрального значения скорости из промежутка отдельнобыл сосчитан профиль Qeff , после чего по совокупности профилей определялосьсреднее значение профиля и его стандартное отклонение.Результаты приведены на Рис.
2.6. Сплошная кривая показывает профильQg для используемой в работе скорости звука cg = 6 км/с. Для заданной фотометрии, подписанной в левом верхнем углу, сплошные закрашенные областипоказывают, как менялись верхние и нижние границы соответствующей двухжидкостной модели при варьировании величины cg . Эти закрашенные областисоответствуют среднему уровню Qeff с ошибкой в одно стандартное отклонение, рассчитанному для 50 моделей со скоростями звука cg от 4 км/c до 20 км/c,как уже было упомянуто. Видно, что там где уровень неустойчивости исходно82определялся влиянием звезд, то есть Qg > Qeff , отличие от базовой моделиc cg = 6 км/с минимально. Во многих областях Qeff оказывается выше Qg ,как например в случае NGC 338, поскольку большинство моделей в диапазоне 4 − 20 км/с рассчитываются для скорости звука больше 6 км/с.
Хорошовидно, что форма возможных профилей Qeff в целом аналогична таковым наРис. 2.3–2.4. Поскольку в уравнении (2.5) от cg зависит только второе слагаемое, соответствующее вкладу газового диска, ошибки растут в тех областях,где наиболее неустойчивой оказывается газовая компонента (второй горб наРис. 2.2). На Рис.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
