Диссертация (1149373), страница 17
Текст из файла (страница 17)
Азимутальное усреднение данных в сильно несимметричных галактиках может менять α вплоть до двух раз [4]. Однако единственные галактикиNGC 3898 и NGC 1167, для которых это могло бы привести к изменениювыводов (неустойчивости газового диска без учета звезд), обладают сильно выраженной симметричной структурой.Две другие возможные проблемы, отчасти схожие между собой — неправильная оценка молекулярного газа или скорости звука cg .
Такие источникиошибок могут сильнее всего повлиять на результат в центре галактики, поскольку только там молекулярного газа много, а скорость звука cg может быть велика[69, 113], тогда как в данной работе рассматриваются в основном области запределом балджа. Выше было проверено, что будет если перераспределить молекулярный газ более широко или использовать реалистичный профиль cg . НаРис. 2.8 и Рис.
2.7 показаны результаты для галактики NGC 338. Для нее, как идля всех остальных случаев, α существенно изменилось только в центре, оставшись тем не менее выше 1/3. Для остальных галактик изменение скорости звукаcg в далеких областях, как было показано на Рис. 2.6, не меняет полученныевыводы.Следующее предположение — звездные дисперсии продолжались науровне последней наблюдательной точки — может только увеличить α, поскольку реальные дисперсии во внешних областях скорее всего меньшеиспользуемых. Использование максимального диска также обосновано длятех галактик, где это может существенно повлиять на уровень Qeff , поскольку90они очень яркие и действительно массивные, как например в случае галактики NGC 1167.
Неучет толщины и диссипации в газовом диске, как уже былоупомянуто, согласуется с полученными значениями α [73]. Наконец, существуют и другие механизмы, способные объяснить наблюдаемое масштабноезвездообразование, упомянутые в работе [49] и в рамках этой работы не рассмотренные. Однако, поскольку в данных галактиках звездообразование согласуетсяс простым одножидкостным и двухжидкостным критериями гравитационнойнеустойчивости с учетом поправки за коэффициент α, величина которого похожа на полученные ранее значения и поэтому не требует дополнительного новогообоснования, прямая необходимость обращаться к альтернативным критериямв данной главе отсутствует.2.6 Выводы к Главе 2Во второй главе критерий двухжидкостной гравитационной неустойчивости был применен к наблюдательным данным вдоль большой оси для 7спиральных галактик ранних типов.
Для всех галактик было собрано и обработано большое количество наблюдательных данных и предложены моделидля недостающих параметров. Получен разброс возможных значений Qeff . Впроведенном анализе есть несколько существенных отличий по сравнению спредыдущими работами, что делает его актуальным. Так, для получения значений дисперсий скоростей звезд в радиальном направлении σR использовалисьнаблюдательные данные и широкий набор возможных величин, полученныхиз динамических соображений, вместо обычно используемых предположений.Использовался максимальный диск в качестве массовой модели галактики вместо применения фотометрических калибровочных соотношений в форме [119].Было показано, что такие соотношения дают сильно несогласованные модели. Учтено влияние непостоянства скорости звука cg .
Исследовались удаленныевплоть до расстояний R < 130′′ области, что составляет несколько экспоненциальных масштабов диска. Значения эффективного параметра Тумре Qeffнаходились напрямую из соответствующего дисперсионного уравнения.91Было показано качественное согласие между областями с наблюдаемымкрупномасштабным звездообразованием и областями, неустойчивыми с точки зрения критерия гравитационной неустойчивости. Найдено, что галактикаNGC 1167 представляет собой пример спиральной галактики, в которой звездообразование регулируется почти исключительно влиянием звездного диска.Судя по литературе, это вторая галактика с таким свойством, помимо NGC 1068.Для последней в работе [67] был получен схожий результат, но с использованием приближенных решений.Проведенный анализ показал, что порог неустойчивости при учете неосесимметричных возмущений в двухкомпонентном гравитационном критериисоответствует Qeff < 1.5 − 2.5 (кроме NGC 3898, где Qeff < 3), что согласуетсяс предыдущими работами как наблюдательного [3, 4, 57], так и теоретического [53, 56] характера.
Было проведено сравнение с трехкомпонентной моделью[66], где учитывается влияние толщины диска. Эта модель оказалась близка кверхнему пределу разброса двухкомпонентных моделей в областях существенного влияния звездного диска.Исследованы влияние скорости звука cg на результаты и другие ошибки.Проверено, что использование приближенных формул может давать ошибку воценке уровня Qeff в 50% для приближения (2.3) и до 7% для тех случаев, когдагазовый диск устойчивее звездного для приближения (2.4).92Глава 3. Гравитационная неустойчивость в плоскости галактики NGC 628Данная глава излагается по работе [19].3.1 ВведениеВо Введении кратко напоминаются основные результаты с упором на особенности, важные для анализа двумерных карт.Гравитационная неустойчивость в диске часто считается одним из главныхмеханизмов, обеспечивающих крупномасштабное звездообразование в галактиках.
Выполнено много теоретических работ на этот счет [5, 6, 51, 60, 66,75, 76]. Связь с рождением новых звезд была продемонстрирована из наблюдений несколькими способами в [3, 49, 57, 58, 60, 62, 64, 67, 68, 69, 71, 72,135], а также в численных экспериментах [56, 136, 137, 138, 139, 140]. Скорее всего указанная связь не прямая [141], поскольку процессов, участвующихв звездообразовании, большое число; они зачастую достаточно сложны и действуют на различных масштабах –– от масштабов отдельных газовых облаковдо масштабов всей галактики (см. например, [142]). Тем не менее гравитационный критерий неплохо предсказывает сам факт идущего звездообразования,а его простота позволяет легко находить области, неустойчивые относительно простого одножидкостного критерия [2], которые затем можно сравнивать собластями текущего крупномасштабного звездообразования [3, 4, 57]. Дополнительное обоснование исследуемой связи следует из современных работ обэкранировании молекулярных облаков [130, 143] и из представленной моделиглобального Тумре режима в [141].Предсказания критерия гравитационной неустойчивости не всегда точны.Например, половина галактик в обзоре, сделанном в [4], демонстрирует заметный темп звездообразования, но при этом газовые диски в них устойчивы.
Однаиз причин этого заключается в том, что необходимо учитывать влияние звездного диска на уровень неустойчивости, то есть газовый диск следует рассматриватьсовместно со звездным, как показано в [5]. Другая причина заключается в том,что реальные галактики не являются осесимметричными системами, что трудно93учесть в анализе неустойчивости. Наконец, в большинстве упомянутых работрассматриваются одномерные данные, полученные вдоль длинной щели спектрографа (например, использованные в Главе 2 и [18]) или просто азимутальноусредненные профили, как в [3, 49, 57, 58]).
Поскольку галактики часто демонстрируют неосесимметричную и нерегулярную структуру, а также малыйфактор заполнения для газа, то азимутально усредненные данные могут приводить к большим ошибкам. Существует лишь небольшое количество работ, вкоторых исследовались двумерные карты данных вместо одномерных профилей,например [14, 70]. Число таких работ мало по той причине, что для применения критерия гравитационной неустойчивости требуются большое количествонезависимых типов данных наблюдений для одной и той же области, или использование различных допущений, если данные не найдены.Даже в эпоху масштабных IFU обзоров галактики со всеми имеющимисяданными редки, поскольку эти обзоры обычно охватывают только центральныеобласти галактик или имеют низкое пространственное разрешение.
ГалактикаNGC 628 является одним из немногих исключений. Это близкая, хорошо изученная галактика, которая наблюдалась во многих обзорах. Анализ неустойчивостив работе [49] (в дальнейшем L08) показывает, что азимутально усредненныйдиск оказывается маржинально устойчив в пределах r < 0.5 r25 , а на большихрасстояниях становится неустойчивым.
В то же время в центральных частяхгалактики расположено много видимых областей звездообразования. Такимобразом, NGC 628 является хорошим кандидатом для применения двухкомпонентной модели гравитационной неустойчивости и определения того, какхорошо эта модель может предсказать местоположение зон крупномасштабногозвездообразования, рассеянных неравномерно по всему диску. В недавней работе [50] был проведен анализ для почти того же набора кубов наблюдательныхданных, но в ней авторы применяли модифицированный критерий, используядополнительные масштабные соотношения, и их исследование был ориентировано только на предсказание темпа образования новых звезд.
В указанной работебыло также использовано нефизическое предположение о том, что звездныйдиск представлен изотермической жидкостью, и использовалось всего лишь 90наблюдательных точек данных с низким разрешением в 750 пк.В этой главе исследуется связь между гравитационной неустойчивостью и крупномасштабным звездообразованием для двумерных карт галактики94NGC 628 с использованием малого числа предположений и большого количества наблюдательных точек. Проведенный анализ аналогичен таковому впредыдущей главе и в работе [18], но адаптирован для двумерных карт. В разделе 3.2 описывается поиск подходящих галактик-кандидатов для анализа. Вразделе 3.3 представлены источники данных и необходимые формулы вместес кратким описанием метода.
В разделе 3.4 приведены полученные результатыи их обсуждение.3.2 Поиск кандидатов для анализаВ первом разделе этой главы описывается метод поиска подходящегокандидата для анализа, в результате которого была найдена NCG 628. Найтигалактику, для которой были бы доступны все необходимые данные в случаедвумерных карт гораздо сложнее, чем для одномерных данных, исследовавшихся в Главе 2. Связано это с относительно малым числом доступных публичноданных и с тем, что самые массовые IFU обзоры имеют низкое пространственноеразрешение и малую протяженность области наблюдений. Зачастую также публикуются «сырые» необработанные кубы спектральных данных, а сам процессизвлечения необходимых величин из них очень трудоемок и обладает большимколичеством нюансов.Поиск осуществлялся по большому числу обзоров и отдельных работ, в которых исследовались карты данных.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
