Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Физика Дисков

<< 3.4 Релаксационные процессы ... | Оглавление | 3.6 Приливные эффекты >>


3.5 Принципы построения устойчивых моделей плоских галактик

Основным уравнением, с помощью которого строят модели плоских галактик, является уравнение баланса центробежной и гравитационной сил в плоскости диска галактики (относительный вклад "давления" в это уравнение мал, как ). Центробежная сила легко вычисляется по наблюдаемой кривой вращения. Равную ей гравитационную силу можно создать различными распределениями масс, и в частности варьируя в широких пределах соотношение между массами сфероидальных и плоских компонент в модели. Эта неоднозначность обусловлена значительно менее уверенным определением из наблюдений плотностей подсистем (особенно сфероидальных). Ясно, что результаты описанных в предыдущем разделе численных экспериментов позволяют в принципе устранить эту неоднозначность. Действительно, экспериментальная зависимость от (рис. 3.6) дает возможность по наблюдаемому в любой точке диска галактики определить в первом приближении отношение в сфере радиусом и создать, таким образом, достаточно реалистичную модель. Исключение, однако, составляет центральная часть диска ( ), где экспериментальная зависимость от вряд ли является столь тривиальной, как во внешней части диска (особенно в области ).

Рис. 3.9. Величина согласно (2.4.21) в моделях Галактики: S -- Шмидта [291]; RK -- Рольфса и Крейчмана [230]; CO -- Калдвелла и Острайкера [24]. Значком отмечены значения в окрестности Солнца ( кпк; кпк; кпк).

Такая модель тем не менее нуждается в контроле, и этот контроль может быть выполнен как с помощью специально поставленных численных экспериментов (во всей области изменения радиальной координаты), так и с помощью приближенного условия устойчивости звездного диска (2.4.21), получившего экспериментальное подтверждение в области (см. п. 3.3.1). Представляет интерес вычисление величины в существующих моделях Галактики (например, в моделях [23,24,191,230,291]). Такое вычисление в области было проведено [307] для трех моделей (Шмидта [291], Рольфса и Крейчмана [230], Калдвелла и Острайкера [24]) и только одна из них -- модель Калдвелла и Острайкера показала удовлетворительное согласие вычисленной с наблюдаемой (п. 1.1.4). В моделях Шмидта и Рольфса - Крейчмана вычисленная величина существенно превышает наблюдаемую (рис. 3.9). Таким образом, по (2.4.21) диски двух последних моделей могут оказаться неустойчивыми.

Причина подобного несоответствия станет ясной, если вычислить массу гало в этих моделях в области и сравнить с массой диска. Такие вычисления привели к следующим результатам: модель Шмидта -- ; модель Рольфса и Крейчмана -- ; модель Калдвелла и Острайкера -- . Положение этих трех моделей на плоскости параметров изображено на рис. 3.6 вместе с экспериментальными данными. Видно, что результат контроля перечисленных выше моделей согласуется с экспериментальной зависимостью .

Тем не менее предложенный здесь метод построения моделей плоских галактик [307] в применении к внешним галактикам реализовать не просто. Причина этого состоит в том, что дисперсия радиальных скоростей звезд -- трудно наблюдаемый параметр (по сравнению с ). Косвенно величину можно определить, вычисляя по (2.4.21) и полагая диск маргинально устойчивым в соответствии с результатами проверки (2.4.21) в численных экспериментах ( ). Однако для вычисления необходимо знать из наблюдений два параметра, и .

Существует в принципе и другой путь косвенного определения , требующий знания данных наблюдений только по одному параметру (или ). Этот путь состоит в следующем. Звездный диск, обладая конечной дисперсией радиальных скоростей, не может быть бесконечно тонким (, ), ибо в таком случае неизбежно будут возбуждаться неустойчивые изгибные возмущения диска (см. разд. 2.5). Раскачка коротковолновых возмущений диска должна (как и в случае неустойчивых возмущений в плоскости диска) привести к интенсификации релаксационных процессов в ортогональном к плоскости диска направлении и как следствие -- к утолщению диска и росту величины до значений, при которых изгибные возмущения стабилизируются. Это означает, что должно существовать такое минимально возможное отношение , при котором звездный диск будет маргинально устойчив относительно изгибных возмущений (теоретическое определение -- см. в п. 2.5.2). Тогда, определяя из наблюдений величину (для галактик видимых плашмя), можно легко вычислить . Для галактик, видимых с ребра, определение несколько сложнее -- по наблюдаемой и приближенно заданному вычисляем по (2.1.42) и лишь затем . В этом варианте полученное необходимо еще согласовать с по зависимости .



<< 3.4 Релаксационные процессы ... | Оглавление | 3.6 Приливные эффекты >>

Публикации с ключевыми словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
Публикации со словами: аккреционный диск - диск, галактический - гидродинамика - спиральная структура
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [2]
Оценка: 2.9 [голосов: 76]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования