Звездообразование и кинематика газа в дисковых галактиках

• Автор: Сахибов, Фируз Халимович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 302 с. : ил.

Глава 1 Метод исследования кинематики газа в спиральных галактиках
§1.1 Вводные замечания
§ 1.2 Наблюдательный материал
§1.3 Некруговые движения в спиральных галактиках 35 §1.4 Учет некруговых движений в галактическом диске.
Метод определения коротадионного радиуса галактики. 42 § 1.5 Учет радиально симметричного движение газа в туго закрученных спиралях
§ 1.6 Учет радиально симметричного движение газа в
открытых спиралях
§ 1.7 Учет геометрических параметров диска
§ 1.8 Заключительные замечания
Глава 2 Некруговые движения газа в галактиках NGC 3031, NGC 2903, NGC 925, NGC 628 И NGC 6946.
§2.1. Некруговые скорости в NGC 3031 (М81)
§ 2.2 Некруговые скорости в NGC 925
§ 2.3 Некруговые скорости в NGC 2903
§ 2.4 Некруговые скорости в NGC 628
§ 2.5 Некруговые скорости в NGC 6946
§2.6 Заключительные замечания

Глава 3. Многоцветная фотометрия и спектрофотометрия комплексов звездообразования в спиральных и неправильных галактиках для исследования параметров звездообразования. Наблюдательный материал и редукции.
§ 3.1 Вводные замечания
§ 3.2. Новые измерения цветов КЗО в галактиках ■
§ 3.3. Фотометрические многоцветные наблюдения КЗО в
спиральных и неправильных галактиках
§ 3.4. Редукции наблюдательных данных
§ 3.5 Оценки точности наблюдений цветов КЗО различными авторами
§ 3.6 Каталог многоцветной фотометрии внегалактических

§ 3.7 Спектроскопические наблюдения КЗО
§ 3.8 Полуэмпирическая модель излучения газа в КЗО
§ 3.9. Особенности поглощения света в КЗО
§ 3.10. Сопоставление наблюдаемых цветов комплексов
звездообразования с синтетическими цветами
§ 3.11 Заключительные замечания
Глава 4. Инверсия интегральных цветов комплексов звездообразования в параметры начальной функции масс и истории звездообразования.
§ 4.1 Вводные замечания
§ 4.2. Модель звездного населения КЗО
§ 4.3 Метод инверсии интегральных цветов в параметры звездообразования при фиксированной доле квантов лайма-новского континуума не участвующих в ионизации

§ 4.4 Точность метода инверсии интегральных цветов в
параметры звездообразования
§ 4.5. Параметры звездообразования в КЗО, первое
приближение
§ 4.6 Модифицированный метод
§ 4.7 Режимы звездообразования
§ 4.8. Чувствительность наблюдаемых характеристик КЗО к режиму звездообразования
§ 4.9 Сопоставление прямых и непрямых оценок наклонов

§ 4.10. Обсуждение
§ 4.11. Заключительные замечания
Глава 5. Систематические свойства НФМ и СЗО в комплексах звездообразования в спиральных галактиках. Связь со спиральной волной плотности.
§5.1 Вводные замечания
§5.2 Чувствительность интегральных цветов КЗО к
параметрам НФМ и истории СЗО
§5.3. Чувствительность НФМ к химсоставу КЗО
§ 5.4. Светимости КЗО в лаймановском континууме
§ 5.5 Звездная масса КЗО
§5.6 Скорость звездообразования в КЗО
§ 5.7 Корреляция параметров звездообразования в КЗО с
параметрами материнской галактики
§5.8 Скорость втекания газа в спиральный рукав и СЗО в
галактиках NGC 628 и NGC 6946

Если р задано заранее, из наблюдений, можно по трем соседним радиусам Rj (i-1, i, i+1) составить систему из 3 уравнений относительно 3 неизвестных величин Vr(R ), u(R), v(R) использовав соотношение (1.33). Решая эту систему уравнений, получим оценки величин скорости радиального движения Vr(R), начальной фазы спирали в0 = 2-h-ctg(p)-n(R0) и амплитуды B(R) пекулярной скорости движения, вызванного волной плотности. Следующим шагом производится уточнение величины угла закрутки р спирали, взятой на первом шаге из наблюдений. Уточнение производится решением системы уравнений:
в° - ctgСд0)■ ln(R,.) = а + • ln(R,), 1=1,2, 3
относительно величин а и Ь, из которых далее вычисляется новое значение:
#о = а и flx = arctg(b).
Далее, уточненное значение р, опять подставляется в уравнения системы (1.35) и все искомые параметры Vr(R), u(R),
v(R), Go вычисляются заново. Цикл вычислений продолжается до тех пор, пока Pk+1= Рк- Практически процесс сходится за два, или три шага. Подставляя оценки величин начальной фазы спирали &0 = 2-h-ctg(ji)-ln(R0) и амплитуды B(R) пекулярной скорости движения, в (1.16) получим кривую вращения Ve(R), очищенную от пекулярных движений от спиральной волны плотности.