Диссертация (1149373), страница 4
Текст из файла (страница 4)
В пункте 1.7 описываются ограниченияна параметры эллипсоида скоростей для галактик с большим углом наклона. Впункте 1.8 показан результат восстановления эллипсоида скоростей для галактики NGC 1167 с неравномерно нагретым диском. В пункте 1.9 перечисленыосновные выводы главы.15В Главе 2 исследуются результаты применения двухжидкостного критерия гравитационной неустойчивости к данным вдоль большой оси галактик.
Впункте 2.1 приводится описание достигнутых ранее результатов и их допущений. В параграфе 2.2.1 кратко дается описание теории для критерия двухжидкостной гравитационной неустойчивости в гидродинамическом приближении.В параграфе 2.2.2 описывается кинетическое приближение для этого же критерия.
Параграф 2.2.3 посвящен теоретическим аспектам отказа от предположенияо тонких дисках. В пункте 2.3 описываются источники данных для 7 галактик.Методам извлечения необходимых для анализа величин из данных посвящены параграфы 2.4.1—2.4.4. Решение дисперсионного уравнения описываетсяв параграфе 2.4.5. В параграфе 2.5.1 обсуждаются найденные результаты длятрех разных случаев. В параграфе 2.5.2 эти результаты сравниваются с трехкомпонентной референсной моделью, в которой все диски толстые. Параграф2.5.3 посвящен исследованию влияния предположений и данных на величинуошибок. Сравнение полученных результатов с двумя общепринятыми приближенными решениями приводится в параграфе 2.5.4. В последнем параграфе 2.5.5обсуждается величина поправки критерия за учет неосесимметричных возмущений. В пункте 2.6 перечислены основные выводы главы.В Главе 3 обсуждается переход в анализе от одномерных данных вдольодной оси к исследованию полноценных двумерных карт галактик.
В пункте3.1 приводится краткое описание преимуществ такого перехода и обзор достигнутых результатов в этом направлении. Пункт 3.2 посвящен методу поискаподходящих для такого анализа галактик. Свойства галактики NGC 628 и основные особенности в методике и обработке данных для случая двумерных картописываются в пункте 3.3. В пункте 3.4 обсуждаются полученные результатыдля трех моделей, а параграф 3.4.1 посвящен обсуждению их ошибок. Сравнение с различными эмпирическими законами звездообразования приводится впараграфе 3.4.2.
В параграфе 3.4.3 производится анализ влияния азимутальногоусреднения данных и пересмотр динамического статуса галактики. Последний параграф 3.4.4 посвящен поиску наилучшего согласия между областями,неустойчивыми с точки зрения гравитационного критерия, и очагами звездообразования. В пункте 3.5 перечислены основные выводы главы.В Заключении перечислены все основные выводы исследования гравитационной неустойчивости, полученные в диссертационной работе.16В Приложении A приведено краткое описание галактик выборки из Главы 1.В Приложении Б содержится краткое описание галактик выборки из Главы 2.17Глава 1. Восстановление эллипсоида скоростей в дисковых галактикахДанная глава написана на основе анализа и результатов, которые содержатся в работе [17].1.1 ВведениеОдной из наиболее трудных задач в галактической динамике является задача восстановления функции распределения звезд (DF, или фазовой плотности)для конкретной галактики, когда для анализа доступны лишь ограниченныенаблюдательные данные о поверхностной фотометрии и двумерной или длиннощелевой спектроскопии.
Наиболее хорошо развитые методы основаны наметоде линейного программирования — метод Шварцшильда [20]. В них используются библиотеки орбит звезд, рассчитанных для разных потенциалов. Сих помощью воспроизводят структуру и кинематику звездной системы. Эти методы используются в основном для трехосных моделей (см., например [21, 22]и ссылки в этих работах). Существует модификация метода Шварцшильда, вкоторой используются не орбиты, а частицы, подстраивающиеся под потенциал системы (так называемый made-to-measure метод). В этой схеме варьируютсявеса индивидуальных частиц, движущихся в заданном потенциале, до тех пор,пока система с N частицами не начинает удовлетворять заданному набору ограничений [23, 24, 25]. В работах [26, 27] был предложен новый итерационныйметод построения равновесных фазовых моделей звездных систем.
Этот методоснован на контролируемой эволюции системы N тел, подстраивающихся подзаданное распределение плотности и наложенные кинематические ограничения,и обладает значительной гибкостью, что было продемонстрировано для синтетических наблюдательных данных [27].Описанные методы используют информацию о детальной массовой модели галактики, поэтому почти все указанные методы применялись только к самымпростым однокомпонентным системам, в основном к эллиптическим галактикам. На данный момент не существует полных и надежных фазовых моделейдля наблюдаемых спиральных галактик, состоящих из нескольких компонент,18для которых к тому же значительный вклад в распределение массы вносит невидимое темное гало.Знание об устойчивости подсистем галактики важно как с точки зрения теории эволюционных процессов, так и для наблюдательной проверкииспользуемых численных моделей, например моделей, регулирующих крупномасштабное звездообразование.
Чтобы судить о динамическом статусе галактических дисков, не обязательно знать функцию распределения звезд, котораядает слишком подробное описание, достаточно обладать информацией о профилях дисперсии скоростей звезд в радиальном σR (R) и вертикальном σz (R)направлениях. Профиль дисперсии скоростей в радиальном направлении σR дает возможность оценить параметр Тумре Q = σR /σcrR [28], где для бесконечнотонкого диска σcrR = 3.36GΣs /κ, κ — эпициклическая частота, а Σs — поверхностная плотность звездного диска.
Величина параметра Q показывает уровеньдинамического разогрева диска и его устойчивости относительно возмущенийв плоскости диска, и будет подробно описана и проанализирована в следующейглаве. Отношение σz /σR задает форму эллипсоида скоростей (здесь и далее SVE,stellar velocity ellipsoid), а также несет информацию о динамической истории ипроцессах релаксации звездного диска.В окрестности Солнца отношение σz /σR было найдено равным 0.53±0.07[29]. На текущий момент не существует прямых измерений этого отношениядля других галактик.
В основном наблюдения ограничивались галактиками,видимыми с ребра или плашмя (как в работах [30, 31, 32]). Для галактик, видимых почти плашмя, прямым измерениям поддается только одна из компонентSVE — σz (R). Для видимых с ребра систем приходится использовать газовуюи звездную кривые вращения, чтобы с помощью уравнения асимметричногосдвига, описывающего равновесие в плоскости вращающегося звездного диска,найти радиальную компоненту эллипсоида скоростей σR (R).
Применение этойметодики требует некоторых дополнительных предположений и достаточно надежную параметризацию профиля σR (R) (см. [32]).Чтобы найти все три момента распределения случайной скорости в звездном диске, включая не упомянутую ранее азимутальную дисперсию скоростейσφ , для галактик, наблюдаемых под промежуточными углами наклона, используют данные о дисперсии скоростей вдоль луча зрения σlos . Эти данныеполучают методом длиннощелевой спектроскопии при нескольких положениях щели или с помощью интегральной двумерной спектроскопии, при которой19анализируются поля скоростей.
Все три компоненты эллипсоида скоростей σR ,σφ и σz вносят вклад в σlos , величина этого вклада зависит от наклона галактики и азимутального угла положения щели. Существуют два основных способаизвлечения информации об этих компонентах. В первом из этих способовстроится сетка моделей маржинально устойчивых, так называемых «максимальных», дисков (N -body models), после чего воспроизводятся профили дисперсиискоростей вдоль луча зрения. Эти профили сравниваются с наблюдаемыми иопределяется наиболее подходящая модель, для которой затем извлекается информация о SVE [13, 33, 34].
Второй способ заключается в восстановлении σR ,σφ и σz напрямую из данных σlos для большой и малой осей с использованием предположения об эпициклическом приближении, которое описывает связьмежду σR , σφ и звездной кривой вращения vφ (как в работах [7, 8, 9, 10, 11, 35]).Во втором способе обычно используют параметризацию профилей вертикальной и радиальной дисперсий скоростей экспоненциальным законом. Двумядругими наиболее часто используемым предположениями в данном подходе являются: σ2z (R) ∝ Σs (R) (справедливо для изотермического слоя постояннойтолщины, см.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
