Пространственно-кинематическое и динамическое моделирование Галактики

• Автор: Никифоров, Игорь Иванович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 197 с. : ил

Глава 1. Характеристики Галактики и ее моделирование

1.1. Расстояние от Солнца до центра Галактики

1.1.1. Пространственные методы

1.1.2. Кинематические методы

1.1.3. Динамические методы

1.1.4. Нефазовые методы

1.1.5. Измерения по теоретическим опорным расстояниям

1.1.6. Измерения по абсолютным опорным расстояниям

1.1.7. Измерения по разным типам опорных объектов

1.1.8. Косвенные измерения

1.2. Кривая вращения

1.3. Постоянные А и AR0
1.4. Угловая скорость вращения Местного стандарта покоя
1.5. Линейная скорость вращения Местного стандарта покоя
1.6. Распределение масс в Галактике
1.7. Выводы
Г л ав а 2. Согласование данных о кинематике нейтрального водорода и комплексов НИ/СО в предположении универсального закона вращения для газовых подсистем
2.1. Введение
2.2. Наблюдательные данные
2.3. Метод
2.4. Результаты
2.5. Заключение
Глава 3. Моделирование вращения однородной плоской подсистемы. Анализ данных о молекулярных облаках
3.1. Направления совершенствования методов моделирования
3.2. Проблема реалистичности модели вращения
3.3. Метод моделирования
3.3.1. Модель и ее параметры
3.3.2. Определение ошибок параметров
3.3.3. Эмпирическая оптимизация сглаженности модели и выведение результирующей оценки R0
3.3.4. Исключение объектов с большими невязками
3.4. Данные о молекулярных облаках
3.5. Оптимизация порядка модели вращения при определении Rq на примере молекулярных облаков с областями НИ

3.6. Тестирование алгоритма анализа методом численного моделирования
3.7. Оценивание R0
3.7.1. Результаты по данным BFS1 и BFS2. Влияние на величину R0 азимутальной компоненты пекулярного движения Местного стандарта покоя
3.7.2. Результаты по данным BFS2/BBW. Различие „север-юг”
3.7.3. Итоговые оценки Rq Гг-методом
3.8. Кривые вращения подсистемы молекулярных облаков
3.9. Остаточное движение Местного стандарта покоя и Вращательный стандарт
3.10. Замечания о методе моделирования
3.11. Разложение на составляющие наблюдаемой дисперсии лучевых скоростей молекулярных облаков
3.11.1. Постановка задачи
3.11.2. Методы
3.11.3. Результаты
3.11.4. Тестирование методом численного моделирования
Глава 4. Моделирование вращения нейтрального водорода и молекулярных облаков как двух кинематически различных подсистем. Система галактических постоянных
4.1. Свидетельства в пользу различия законов вращения подсистемы Н I
и подсистемы молекулярных облаков
4.2. Согласование данных о HI и молекулярных облаках в предположении постоянного сдвига между законами вращения этих подсистем
4.2.1. Первый шаг: средняя модель вращения по Н I и молекулярным облакам
4.2.2. Второй шаг: учет сдвига и оценивание R0
4.2.3. Процедуры методов в целом
4.3. Кинематические оценки Rq разными методами. Итоговая оценка Ro
по молекулярным облакам
4.4. Кинематические параметры подсистем НI и молекулярных облаков. Система галактических постоянных и средняя кривая вращения для газовых подсистем Галактики
4.5. Различие между кривыми вращения подсистемы HI и подсистемы молекулярных облаков
4.5.1. Характер и значимость различия „Н I-МО”
4.5.2. Возможная интерпретация различия „HI-МО” как проявления спиральной волны плотности
4.6. „Наилучшая” величина Rq по совокупности результатов других работ
4.7. Заключение
Г л а в а 5. Многокомпонентная модель распределения масс в Галактике
5.1. Введение
5.1.1. Детали кривой вращения и их моделирование
5.1.2. Эффекты усечения диска в галактиках
5.1.3. Постановка задачи

5.2. Модель
5.2.1. Диск
5.2.2. Балдж
5.2.3. Гало
5.2.4. Модельная кривая вращения
5.3. Фиксация и оптимизация параметров
5.4. Результаты
5.4.1. Модель с одним резким падением плотности в диске
5.4.2. Модель с двумя резкими падениями плотности в диске
5.5. Заключение
Основные результаты и выводы
Список литературы

Таблица 1.5. Оценки Ro нефазовыми методами1
Авторы Год Метод Выборка опорных объектов Авторск. и скоррек. Ro, кпк Предположения и примечания
Беликов и Сыровой [12] 1977 III Г радиент диаметров скоплений аровые скоплениг N = 60 [30] 8.5(±2) 2 9.4± 2.2 М„(Ш1) = 0.38х х[ш/Н]± 1
Сурдин [60] 1980 Градиент металличности N = 70 ±85 [30,150]: Rg > 3 кпк 9.9(±2.0) а 11.0 ± 2.2 Му(Ш) = 0.38х х[т/Н]± 1
10.3(±2.7) 4 10.3 ±2.7 Ми(Ш1) = 0
10.1 ±0.7 Средняя оценка
Беликов и Сыровой [12] 1977 Рас Градиент диаметров скоплений ;сеянные скоплени А = 62 Я 8.5(±2) 2 Источник данных о РС не указан
'Существуют только относительные оценки.
2В работе ошибка не приведена. Здесь она условно принята такой же, какой получается для метода Сурдина [60].
3Приведенная в работе ошибка ±0.3 кпк явно занижена (см. критику в [223]). Здесь приняты границы доверительного интервала, на которых отклонение градиента сц от 0 (рис. 3 в [60]) становится равной 1а. Ошибки а: в работе также не указаны; принята величина ст01 = 0.08, оцененная по рис. 2 для Ло = 10 кпк. 4 В работе приведена ошибка ±0.6 кпк. См. предыдущее примечание.
считать независимыми оценками этого параметра, поэтому они не включены в табл. 1.4. Результатом этих работ скорее следует считать построенные динамические модели Галактики, реалистичные в смысле согласованности в принятых предположениях с различными наблюдательными данными с учетом неопределенности последних, но не модельные значения Ro или других „входных” параметров.
1.1.4. Нефазовые методы
В этих методах оценка Ro получается в результате моделирования средней зависимости некоторого физического параметра ОО от галактоцентрическо-го расстояния. Беликов и Сыровой (1977) [12] в качестве такого параметра выбрали линейный диаметр звездного скопления, а Сурдин (1980) [60] — его метал-личность.
Эффективность (статистическая точность) нефазового метода класса критически зависит от соотношения между дисперсией параметра относительно средней радиальной зависимости и характерного масштаба вариаций усредненного его значения в рассматриваемой части Галактики. Если это соотношение велико, то эффективность низка, и наоборот. Здесь ситуация аналогична применению кинематических методов к высоко- и низко дисперсионным составляющим Галактики — в первом случае точность результата ниже при прочих равных. Поскольку указанное соотношение обычно велико, вряд ли нефазовые методы могут быть