Динамические оценки масс и численные модели дисков галактик

• Автор: Тюрина, Наталья Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 131 с. : ил

Содержание
Введение

1. Кривые вращения галактик, видимых с ребра

1. Введение

2. Обработка наблюдательных данных

3. Учет влияния конечной толщины дисков галактик

на круговую скорость вращения

2. Оценка масс сферических и дисковых компонент галактик с использованием численных экспериментов.
1. Введение

2. Использование дисперсии скоростей звезд для оценки

поверхностной плотности диска

3. Численная модель и условия проведения экспериментов
4. Обсуждения и выводы
3. Галактики, видимые с ребра: толщина дисков и масса сфероидальной подсистемы.
1. Введение
2. Динамическое моделирование галактик, видимых с.рёбра
3. Результаты моделирования конкретных галактик,
наблюдаемых с ребра
4. Выводы
4. Связь между толщиной звездных дисков и относительной массой темного гало галактик
1. Введение
2. Исследуемые выборки галактик
3. Проверка зависимости относительной толщины диска от
отношения М/L галактик, видимых с ребра
4. Обсуждение и выводы
5. Динамическая модель Галактики
1. Введение
2. Динамическое моделирование
3. Основные предположения

4. Кривая вращения
5. Распределение вещества в диске
6. Обсуждение и выводы
ВЫВОДЫ ДИССЕРТАЦИИ
Используемая литература

Тюрину В. Г. и Тюриной С. П. посвящается
Введение
Звездно-газовые диски галактик являются сложными по структуре компонентами, содержащими основную массу звезд и газа в большинстве дисковых (линзовидных, спиральных, неправильных) галактик. От их массы и внутренней структуры зависят практически все крупномасштабные процессы в галактиках, такие как распространение волн плотности, степень сжатия газового диска, возможный отклик галактики на внешние гравитационные возмущения, звездообразование и связанные с ними явления.
Исследование распределения масс в дисковых галактиках основано, в первую очередь, на анализе их кривых вращения. При получении кривой вращения обычно возникает целый ряд проблем: это необходимость предположения осевой симметрии галактики ( в тех случаях, где наличие бара не очевидно), сложность учета регулярных возмущений поля скоростей, связанных со спиральными ветвями, выявление локальных некруговых движений, учет конечной толщины диска и т.д. После получения кривой вращения встает вопрос ее интерпретации, и прежде всего выделения различных составляющих, связанных с гой или иной компонентой галактики.
Получение информации о распределении масс в системе по ее кривой вращения относится к числу некорректных задач, когда требуется узнать свойства явлений из анализа их наблюдаемых проявлений. Обычный путь решения в таком случае -перевернуть задачу и искать решение для определенной модели системы, считая, что характер распределения вещества априори известен (с точностью до выбора параметров модели). При построении моделей галактик очень важна любая априорная информация об их строении. Но и на этом пути решение задачи чаще всего оказывается неоднозначным.
Различные подходы к определению массы плоских и сферических компонент галактики приводят к противоречивым результатам. Согласно одним работам, масса диска для галактик высокой светимости близка к значению, получаемому для "максимального диска"(maximum disk solution), определяющему максимальную массу плоского компонента с известным законом радиального изменения плотности, совместимую с кривой вращения (при этом диск доминирует в пределах большей части оптического радиуса галактики, см. [1]-[3]); согласно другим -звездные диски значительно менее массивны, чем это следует из решения "максимума диска", и в пределах их оптических границ значительно уступают по массе сферическим компонентам ([4]-[7]). Часто используют метод наилучшего соответ-

быстрый динамический нагрев. Начальное соотношение сг(г,Ь = 0)/сг(г,£ = 0) выбиралось в пределах 0.3 -г 0.5, при этом во всех экспериментах происходило увеличение как сг, так и с2 со временем. Связь между начальными значениями радиальной и азимутальной компонент дисперсии скоростей задавалась условием
ж * с* = — сГ; справедливым для эпициклического приближения в случае осесимметричного равновесного диска. Скорости вращения звездного диска определялись из условия равновесия (5). Отношение масс сфероидальной и дисковой подсистем ц — М$/М(1 рассматривалось как свободный параметр и варьировалось при выборе модели для каждой галактики.
Для сфероидальных компонент задавались определенные значения масс и радиальных шкал (в единицах массы и радиуса диска), которые считались постоянными во времени. При этом обращалось внимание на то, чтобы их суммарный вклад в круговую скорость согласовывайся с наблюдаемой кривой вращения галактики.
При фиксированном значении ц параметры компонент выбирались такими, чтобы минимизировать отклонение модельной кривой 1/с(г) от наблюдаемой кривой вращения галактики в области г < 41/.
В момент времени t = 0 все вещество диска заключено в области г < Я = 4Ь . В процессе эволюции небольшая часть массы могла выходить из указанной области, при этом движение этих частиц и их вклад в гравитационное поле продолжали учитываться. Однако вычисления параметров диска (плотность, скорость, дисперсии и др.) производились только для области г < 41/.
На рис. 1а-г на примере модели галактики N00 6503 иллюстрируется поведение макроскопических параметров (массы диска в области г < Л, дисперсии скоростей, поверхностной плотности, скорости вращения, отношения сг/сг) со временем на протяжении примерно 10 оборотов вращения внешнего края диска. В выбранной системе единиц период вращения внешнего края диска примерно равен 7г, так что продолжительность эксперимента для данной модели соответствует £ ~ 32.
Приведенные зависимости показывают, что после Зч-5 оборотов параметры диска практически перестают меняться. Поскольку первоначальное состояние неустойчиво, то происходит разогрев системы, который проявляется в увеличении дисперсии скоростей. Вычисление параметра /? = ^г— в ходе эволюции системы пока-

зало, что выполняется условие (3 — 1 с очень хорошей точностью (до нескольких процентов) на протяжении всех экспериментов.
На рис. 2 показано распределение частиц в плоскости диска и в перпендикулярном направлении. В диске формируются спиральные волны, которые присутствуют на протяжении нескольких оборотов. Их амплитуда значительна, и именно