Диссертация (1149373), страница 18
Текст из файла (страница 18)
Количество содержащихся объектов в нихварьируется от единиц до нескольких сотен. Краткая информация о использовавшихся источниках данных и их характеристиках представлена в Таблице 4.Из таблицы видно, что хуже всего в работах представлены данные о дисперсиискоростей в газе, которые фактически есть только в обзоре THINGS для примерно трех десятков объектов. Помимо представленных в Таблице 4 источниковтакже исследовались дополнительно обзоры IRAM NUGA [144], MaNGA [145],SAURON [146] и отдельные работы с картами для галактик M33 [147], M51 [148,149], M100 [150], NGC4736 [48], ESO534-G001 и 2dFRS S833Z022 [151].Для автоматизации процесса поиска была написана специальная программа, позволяющая идентифицировать объекты из разных обзоров и искатьпересечение между ними. Из более тысячи объектов были найдены 16 галактик,95Таблица 4 –– Рассмотренные источники данных и их содержание.ОбзорSFR vc ΣHI ΣH2 Σs σHI σs СсылкаTHINGS++[152]SLUGGS+[153]CALIFA DR3+++[154]SAMI++?[155]CARMA STING+[156]Boardman et al.
2017+[157]VENGA+++[158]Wong & Blitz 2002+++[159]BIMA SONG+[160]ATLAS3D?++++[161]CARMA EDGE++++[162]IRAM HERACLES++ ++?[163]WHISP+[164]DiskMass++[165]Прочерк означает отсутствие данного типа данных в работе, знак плюса показывает их наличие.Вопросительный знак ставится в случаях, если есть сомнения, что данные извлечены для всехгалактик в обзоре.которые входят в четыре обзора, и две, которые содержаться одновременно впяти обзорах.
Поскольку используются данные на луче зрения, для более точного применения критерия необходимо исследовать галактики, расположенныеплашмя. К сожалению, обе найденные галактики NGC 2903 и M63 сильно наклонены к лучу зрения и поэтому трудны для анализа. Из остальных галактиктолько четыре имеют наклон i < 20◦ . Из них для М101 и NGC 3184 в исследуемых обзорах нет данных о дисперсиях скоростей звезд, а для NGC 3938 нетинформации о дисперсиях скоростей газа. По этим причинам из всего множестваисходных объектов для проведения корректного исследования гравитационнойнеустойчивости подходит только галактика NGC 628. Проведенный поиск показывает, насколько в действительности сложно найти подходящего кандидатадля анализа.963.3 Данные и методNGC 628 (M74) это галактика типа SA(s)c с двумя ярко выраженными спиральными рукавами.
Галактика расположена почти плашмя, ее наклон i = 7◦ . Вработе [166] проводилось сравнение полученных расстояний до NGC 628 и было найдено, что D = 8.6 Мпк является наиболее точной оценкой (см. рисунок5 в [166] и более современную оценку в [167]). В L08 использовалось расстояние D = 7.3 Мпк. В данной работе использовалась более точная величинарасстояния в 8.6 Mпк и соответствующий масштаб 24 ′′ /кпк.
Визуальный размер галактики, согласно L08, равен r25 = 294′′ . NGC 628 очень много изучаласьи упоминается более чем в 1200 работах согласно базе NASA ADS. Полный обзор всех свойств галактики может быть найден в работе [168] и в работах поссылкам внутри.Проведенный анализ основан на кубах данных из обзора VENGA [158,169] и использует ту же площадку размером 5.2′ × 1.7′ вокруг центра, что и вупомянутом обзоре. Она протянута до 1−2 экспоненциальных масштабов звездного диска в каждом направлении от центра галактики при принятом масштаберавном 65′′ (L08). Размер одного пикселя составляет 2.2′′ или 90 пк.
Ниже описываются все необходимые типы данных и приведены использованные формулынеобходимых величин из наблюдений. Большинство формул соответствуют описанным в работе L08, за исключением формул для дисперсий скоростей звезд.HI данные Поверхностные плотности нейтрального водорода ΣHI и егодисперсии скоростей σHI были найдены в данных обзора THINGS [152]. Использовался куб данных с параметризацией natural weighting (NA), который имеетразмер 1024 × 1024 пикселей и пространственное разрешение равное 1.5′′ или62 пк. Интенсивность в линии 21 см пересчитывалась в поверхностную плотность ΣHI с помощью формулы (A1) из L08 ΣHI = 0.020 cos iIHI , где IHI —интенсивность в линии 21 см с размерностью К км с−1 .
В этой формуле учтенапоправка за наличие гелия и более тяжелых элементов, представляющая собойобщепринятый множитель 1.36. Полученные карты ΣHI и σHI сравнивались сизображениями в [152] и L08 и получились практически идентичными. Максимальная дисперсия скоростей нейтрального водорода в исследуемой области97Рисунок 3.1 –– Кривая вращения NGC 628. Точки с барами показывают скорости из THINGS,усредненные по бину величиной 10′′ .
Используемое приближение vc показано непрерывнойкривой. Эпициклическая частота κ показана непрерывной кривой, идущей вниз с увеличениемрасстояния. Другие типы линий показывают приближения, найденные в литературе.составила 23 км/с, а средняя величина примерно равна 11 км/с. В L08 использовалась постоянная скорость звука 11 км/с для нейтрального и молекулярногогаза.Были использованы так называемые карты момента первого порядка изTHINGS для нахождения «холодной» газовой кривой вращения vc . Скоростивдоль большой оси были извлечены из куба данных, перегнуты через центри исправлены за наклон и систематическую скорость. Получившиеся профилиприближались с использованием кубического сплайна вплоть до расстояний в200′′ . Лучшее приближение vc показано на Рис.
3.1. Это приближение показывает согласие с результатами из других работ [170, 171, 172], среди которых тольков последней используется достаточно длинная кривая вращения.Кривая√ вращения необходима для вычисления эпициклической частоты√ vcR dvc, которая также показана на Рис. 3.1. Производная в форκ= 21+Rvc dRмуле находилась численно и была проверена на устойчивость использованиемдругого приближения полиномом малой степени или данными из [172].
В качестве κ используется азимутально усредненная характеристика, тогда как всеостальные данные представляют собой полноценные карты. В этом нет противоречия, поскольку эпициклическая частота является производной от кривой98Рисунок 3.2 –– Азимутально усредненные профили данных. Прерывистые линиипоказывают средние величины, а закрашенная область соответствует трем стандартнымотклонениям. Усреднение сделано по кольцам шириной 5′′ .
На левом рисунке показаныповерхностные плотности Σ, на правом — дисперсии скоростей σ. Газовые плотностиприведены не исправленными за наличие гелия. Вертикальная линия указывает размерпоследнего круга, в котором усреднение возможно вдоль всех направлений (55′′ ). Непрерывнаякривая на рисунке слева соответствует изменению среднего уровня ΣH2 при использованиидругого переводного коэффициента из CO в H2 (см. текст). Кружки на правом рисункеизображают σR из L08, а горизонтальная линия показывает часто используемый уровеньcg = 11 км/с.вращения, которая, в свою очередь, определяется полным потенциалом системы.
На потенциал же влияют не локальные флуктуации газовой плотности, амассивные подсистемы галактики.Молекулярный газ Поверхностные плотности молекулярного газа были получены из данных обзора HERACLES [163] в линии 12 CO(J = 2 → 1).Наблюдения в данной линии производились при размере главного лепестка диаграммы направленности 13.6′′ . Молекулярный газ следует спиральному узорув галактике (рисунок 17 в [163]). Карта из обзора HERACLES для NGC 628была выбрана еще и по той причине, что она демонстрирует лучшую чувствительность, чем наблюдения из обзора BIMA SONG [102] или обзора CARMA[173] (см.
рисунок 1 в [169], на котором также видно согласие между всемитремя обзорами). Была использована формула (A3) из работы L08 для пересчета интенсивности в поверхностную плотность ΣH2 = 5.5 cos iICO(J=2→1) ,где коэффициент перевода CO-в-H2 берется средним по Галактике и равнымXCO = 2 × 1020 см−2 (К км с−1 )−1 . В формуле учтен вклад гелия и более тяжелых элементов.
Часть исследуемой области видна на карте в работе [174], азначения на обеих картах H2 , полученных здесь и в указанной работе, похожи.99Однако сравнение напрямую с данными в L08 затруднено. Несмотря на то, чтоазимутально усредненный профиль ΣH2 совпадает с таковым в работе L08 (см.таблицу 7 в L08 для точных значений), для профиля ΣHI расхождение оказывается значительным. Источник этого расхождения не ясен. Все говорит о том, чтона рисунке 35 в L08 один профиль исправлен за наличие тяжелых элементов, авторой нет (можно сравнить с Рис. 3.2).
Отмечу, что в данной главе также проверялся непостоянный коэффициент перевода CO-в-H2 как в работе [169] дляучета возможных ошибок и получения более точных результатов.Карта дисперсий скоростей для молекулярного газа была найдена только в работе [175], однако пространственное разрешение карты не позволяет ееиспользовать. Сравнение азимутально усредненных профилей σHI и σCO в работах [113, 176] показывает, что обе фазы водорода хорошо перемешаны, чтопозволяет обосновать использование σH2 = σHI .
Была также проверена модель сболее холодным молекулярным газом σHI = 1.5 × σH2 [113] в трехкомпонентном случае.Поверхностная плотность звезд Поверхностные плотности звездногодиска Σs были получены с помощью метода, описанного в L08. В указаннойработе было обосновано использование постоянной величины массы к светимости M /L в полосе K. Принятая величина отношения равна 0.5 M⊙ /L⊙,K .Она используется после перехода из полосы 3.6µm к интенсивностям в полосе K с помощью формулы Σs = 280 cos iI3.6µm , где I3.6µm имеет размерностьМЯн стерадиан−1 (формула С1 в L08).
В L08 поверхностные плотности вычислялись по указанной схеме из данных обзора SINGS [177], тогда как в этой работебрались более новые данные в ИК-полосе 3.6µm из обзора S4 G [178]. Пространственное разрешение куба данных схоже с таковым для THINGS и равно 1.66′′ .Полученная карта Σs находится в хорошем согласии с радиальным профилем,приведенным в L08, что особенно хорошо видно для азимутально усредненных данных (рисунок 35 в L08 и Рис. 3.2 здесь).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
