Диссертация (1149373), страница 16
Текст из файла (страница 16)
2.6 это проявляется в том, что величина неопределенности растет там, где двухжидкостный критерий был близок к одножидкостному.Сравнение с Рис. 2.3–2.4 показывает, что неопределенность Qeff , связанная свлиянием эффекта толщины диска и более горячего атомарного газа в опорноймодели практически совпадает с ошибкой, следующей из варьирования параметра скорости звука cg . Также видно, что как и предполагалось, наиболее сильноварьирование cg меняет модель для галактик NGC 338, NGC 5533 и внешнихобластей NGC 4725, однако даже для них диск все равно остается по большейчасти неустойчивым.
Во всех остальных случаях влияние cg на динамическийстатус галактик мало и не меняет полученные результаты. Особенно хорошо этозаметно для NGC 1167 и NGC 3898, где ширину изменения границ уровней Qeff вобласти звездообразования на Рис. 2.6 можно считать нулевой. Отметим, что вовнутренних областях настоящая величина эффекта скорее всего несколько больше показанного, а во внешних - меньше, поскольку реальные скорости звука тамбольше и меньше соответственно использованных ограничений 4 − 20 км/с.Также был дополнительно рассмотрен случай изменяющейся с расстоянием скорости звука.
Использовался реалистичный модельный профиль сбольшими значениями cg (R) = 50 × exp(−R/2h), где h - экспоненциальныймасштаб диска. Следует отметить, что профиль может быть необоснованнозавышен из-за выбора большого центрального значения, которое, однако, наблюдается в отдельных галактиках [69, 113]. Полученные уровни Qeff длягалактики NGC 338, у которой изменения при использовании такого профиляодни из самых значительных, приведены на Рис. 2.7. Видно, что центральныеобласти становятся гораздо более устойчивыми, однако двухжидкостная модельвсе так же осталась способна объяснить текущее звездообразование в NGC 338.83Рисунок 2.6 –– Изменение уровня профиля Qeff для различных значений скорости звука cg .84Рисунок 2.7 –– Изменение уровня неустойчивости при использовании реалистичногопрофиля cg (R) для галактики NGC 338 и фотометрии в полосе R.
Показаны исходные уровни−1Q−1eff и Qg (закрашенная область и кривая сверху) и они же после применения реалистичногопрофиля cg (R) (заштрихованная область и кривая под ней внизу). Остальные обозначенияаналогичны Рис. 2.3.Для остальных галактик это также верно, что неудивительно, поскольку для такого профиля действуют все те же приведенные выше соображения о влиянииварьирования cg на ошибки.Схожим образом исследовалось предположение о влиянии распределениямолекулярного газа в тех галактиках, где не было найдено измеренных профилей ΣH2 . Было проверено, что будет с моделью, если перераспределить газтак, чтобы в далеких областях его стало больше, увеличив используемый масштаб распределения с h до 2h: ΣH2 ∝ exp(−R/2h), где h — соответствующийэкспоненциальный масштаб диска. Другими словами, та же самая масса молекулярного газа была перераспределена по большей площади.
На Рис. 2.8 показантакой случай для галактики NGC 338, для которой изменения наиболее значительны и составляют до 25%. Видно, что центральные области стали болееустойчивыми, тогда как на больших расстояниях величины Q−1eff почти не изменились. Для NGC 1167 и NGC 3898 при перераспределении молекулярного газарезультаты остаются прежними даже в центральных областях.85Рисунок 2.8 –– Изменение уровня неустойчивости при использовании более пологогопрофиля ΣH2 для галактики NGC 338 и фотометрии в полосе R. Показаны исходные уровни Q−1effи Q−1(областьикриваясразуподней,расположенныевышевцентральныхобластях)ионижеgпосле перераспределения молекулярного газа.
Остальные обозначения аналогичны Рис. 2.3.2.5.4 Приближения для параметра QeffПочти во всех работах, где рассматривается вопрос о гравитационнойнеустойчивости газового диска совместно со звездным, вместо точного решения (2.5) используется та или иная приближенная формула. В этом параграфесравниваются полученные результаты с оценками простого приближения [59], атакже с более современной и точной приближенной оценкой из работы [60]. Длякаждой наблюдательной точки в рассматриваемом диапазоне R < 130′′ и каждойпринятой фотометрии в галактике вычислялись величины QWS по формуле (2.3)и QRW по формуле (2.4), где в отличие от (2.6) не учитывается толщина.
Скоростьзвука как и прежде бралась равной 6 км/с, для каждой формулы рассчитывалосьдва аппроксимационных значения, соответствующих верхней и нижней оценке σR .Результаты сравнения вычисленных приближенных величин с точным параметром Тумре Qeff , полученным прежде, приведены на Рис. 2.9. Размер точексоответствует их удаленности от центра галактики. Из рисунка хорошо видно,что, как и было упомянуто ранее, приближение (2.3) достаточно неточное и егоиспользование приводит к ошибке определения уровня Qeff до двух раз. Тем неменее приближение все еще используется в современных работах [130, 131, 132].86Рисунок 2.9 –– Сравнение используемых в работе величин эффективного параметра ТумреQeff , найденных из уравнения (2.5), с полученными QWS из приближений (2.3) (слева) и QRWиз (2.4) (справа).
Каждая точка соответствует наблюдательной точке с Рис. 2.3–2.4, взятой либодля нижней оценки σR , либо для верхней. Размер точки соответствует ее удаленности отцентра галактики, чем больше расстояние — тем меньше точка. Толстой прерывистой линиейобозначена прямая, на которой Qeff равно QWS слева или QRW справа. Цвета точексоответствуют фотометриям на Рис. 2.3–2.4 и одинаковые между обеими картинками.Галактика по этому приближению оценивается как более неустойчивая, поскольку зависящие от k̄ множители в (2.1) всегда меньше 1.
В противоположностьэтому, применение формулы из [60] дает среднеквадратическую погрешность всреднем около 3%, а максимальное отличие составляет около 7%, что согласуется с оценками в исходной работе. Звездно-газовый диск в случае использованиязначений QRW получается чуть более устойчивым, чем по точному критерию.Примечательно, что большинство наблюдательных точек на правом рисунке ложится на две отчетливые линии QRW ≈ Qeff и QRW ≈ 1.07 × Qeff . Этосвязано с устройством аппроксимационной формулы (2.4), где для распределения весов нужно понять, какой компонент изначально более неустойчив с точкизрения критерия Тумре.
Линейная зависимость по диагонали соответствует случаю, когда более неустойчив газовый диск, вторая линия — когда звездный.Причины, по которым коэффициент получается именно 1.07, заключаются вследующем. Поскольку в этом случае неустойчив именно звездный диск, то максимум Qeff приходится на первый горб (Рис. 2.2), который расположен всегда1 − exp(−x2 )I0 (x2 ). Далее, веса Q−1в точке k̄ ≈ 1 как максимуме функцииRWx872sдля указанного случая получаются равными Ws = 1, Wg = 1+s2 , то есть соответствующее газовому диску второе слагаемое в (2.5) совпадает с таковым вQ−1RW с точностью до множителя 1.07. Так как это слагаемое мало по сравнениюс первым, то может быть отброшено.
Поэтому для случая более неустойчивогозвездного диска получаетсяQRW1 − exp(−1)I0 (1)≈2×≈ 1.07.Qeff12.5.5Неосесимметричные возмущенияНапомню, что величина коэффициента α, ответственного за учет неосесимметричных возмущений, в случае одножидкостного критерия составляетприблизительно от 1/3 до 1/2 [3, 4, 57]. Соответствующий такому значениюкритерий звездообразования Qg < 2 − 3 следует также из теоретического анализа [53, 133] и моделирования [56]. Существуют также свидетельства еще болеевысокого уровня неустойчивости (Qg < 2−4 [134] и QRW ≈ 1−4 в звездообразущих спиралях в обзоре THINGS, рисунок 5 в работе [60]).
Однако не существуетобщепринятого значения величины порога в исправленном за учет неосесимметричных мод критерии.Как видно из Рис. 2.3–2.4, для всех галактик, кроме двух, полученныев работе величины Qg хорошо согласуются с общепринятыми значениямиα и позволяют объяснить области бурного звездообразования, не показываянеустойчивости в областях без него. В случае двухжидкостного критерия гравитационной неустойчивости это верно уже для всех галактик. Центральныеобласти с большими поверхностными плотностями газа в NGC 338 и NGC 5533,а также внешние спирали и внешнее кольцо для NGC 4258 и NGC 4725(Рис. 2.10) неустойчивы уже при α ≈ 2/3, что близко к первоначально предложенному в работе [3] значению. В случае NGC 2985 областям звездообразованияхорошо соответствует критерий Qg < 2, что равносильно α = 0.5.
В более далеких областях этой галактики газовый диск становится маржинально устойчивымQg ≈ 3, как и в случае NGC 1167.Однако для двух галактик, как было отмечено ранее, газовый диск обладает большим запасом устойчивости относительно гравитационных возмущений.88Рисунок 2.10 –– Уровень Qg для одножидкостного критерия во внешних областях галактикNGC 4258 и NGC 4725. Обозначения аналогичны Рис. 2.3. Из рисунка видно, что газовый дискнеустойчив во внешних спиралях, где наблюдается крупномасштабное звездообразование.В большей степени это проявляется для NGC 3898, где наблюдается Qg > 5,в меньшей — для NGC 1167, показывающей в областях звездообразованияQg > 4−5.
Для этих двух галактик существенным оказывается дестабилизирующее влияние звездного диска. В случае NGC 1167 влияние максимального дискаобъясняет звездообразование при α ≈ 0.5, а субмаксимального при α ≈ 0.33.Для NGC 3898 в случае более массивной фотометрии [46] достаточный дляобъяснения уровень α, при котором большая часть соответствующей областиоказывается выше его, примерно равен 1/3, а для второй фотометрии заметноменьше, около 1/4. Исключая эту последнюю модель, такие величины коэффициента α, исправляющего критерий за возмущения неосесимметричных мод,не являются чем-то необычным и согласуются с общепринятыми величинами.Отметим также, что все опорные модели, за исключением NGC 3898 и субмаксимальной модели NGC 1167, демонстрируют уровень Qf < 3 в областяхзвездообразования.89Во всех остальных случаях дестабилизирующее влияние звездного диска уменьшает Qeff , но незначительно, не влияя на предполагаемую величинуα.
Стоит отметить как возможное исключение модель без молекулярного газадля NGC 5533, где двухжидкостный критерий способен объяснить наблюдаемоезвездообразование в центральных областях, но поскольку именно там молекулярного газа обычно много, то скорее всего для объяснения хватит самогогазового диска. Еще одна интересная особенность для двухкомпонентной модели наблюдается у NGC 4725, где при α ≈ 0.5 уровень Qeff соответствуетнеустойчивости в радиальной области рождения новых звезд на расстояниях50′′ − 100′′ . Однако в данном случае тяжело учесть влияние бара и то, как сильносказывается на результате азимутальное усреднение поверхностной плотностигаза.На величину α могут оказать влияние также использованные предположения.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
