Засов А. В., Сабурова А. С. ГАИШ МГУ

- ключ к изучению динамической эволюции и истории звездообразования галактики - необходимое звено в изучении волновых процессов в газо - звездном диске - возможность оценки равновесной плотности газового диска

-- Декомпозиция кривой вращения -- Анализ фототометрических / спектрофотометрических данных на основе эволюционных моделей звездного населения -- использование условия распространения спиральных волн плотности и / или оценок амплитуды возмущенных скоростей газа -- использование кинематических характеристик ( кривая вращения, профиль дисперсии скоростей ) для построения самосогласованных моделей -- использование условия устойчивости к возмущениям в плоскости диска и изгибным возмущениям

Звездный ( звездно - газовый ) диск должен быть устойчив к гравитационным возмущениям в плоскости диска и к изгибным возмущениям в перпендикулярном направлении. Предположению о граничной (маржинальной) устойчивости диска позволяет получить верхний предел массы (плотности) диска ПЕРВЫЕ РАБОТЫ: Засов, 1985, Засов, Морозов, 1985, Bottema, 1993

Оценить радиальную шкалу плотности и толщину диска на различных расстояниях от центра ; Найти оценку относительной массы диска и гало ; По известной дисперсии скоростей газа – определить толщину газового слоя и азимутально усредненное значение плотности газа в плоскости диска

Классический критерий Toomre Q T = 1, Модифицированный критерий Toomre Q T = 2Ω/κ Критерий Морозова Q T = (2Ω/κ)(1+F M (Cr, Ω, κ, dσ/dr, *, dC r /dr, dΩ/dr) Критерий Поляченко - Поляченко - Стрельникова Q T = F P (dlnΩ/dlnr) Классический критерий Toomre Q T = 1, Модифицированный критерий Toomre Q T = 2Ω/κ Критерий Морозова Q T = (2Ω/κ)(1+F M (Cr, Ω, κ, dσ/dr, *, dC r /dr, dΩ/dr) Критерий Поляченко - Поляченко - Стрельникова Q T = F P (dlnΩ/dlnr)

h Qc(2h)1,5 Результаты численного моделирования N тел с различными параметрами гало. Хоперсков, Засов, Тюрина 2003 с

Три неизвестных: C r, C, C z. C obs = (C z 2 cos 2 i+C 2 sin 2 i cos 2 +C r 2 sin 2 i sin 2 ) 1/2 C r /C = 2 / (эпициклическое приближение) CrCr C CzCz К наблюдателю C z /C r =0,4-0,7

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Метод, основанный на условии существования спиральной структуры: M halo /M visible =0,83 Декомпозиция кривой вращения: M halo /M visible =1,4-2,5 Фотометрический метод: M halo /M visible =2,1 Метод, основанный на критерии гравитационной устойчивости: M halo /M visible =1,6 ПРИМЕР ГАЛАКТИКИ НОРМАЛЬНОЙ ЯРКОСТИ : М33

Проблема неоднозначности декомпозиции кривой вращения M33, Maximum disc M33, Minimum disc Disc Halo Оценки массы диска различаются вчетверо!

Сравнение оценки, полученной, исходя из критерия маржинальной устойчивости звездного диска, с фотометрическими оценками (по модели Bell, de Jong 2001) для М33. Фотометрическая оценка получена по распределению цвета (B-V) для центральной части Фотометрическая оценка получена по распределению цвета (H-K) для периферии.

Расстояние от центра Масса дискаМасса гало M halo /M visible 9,7 кпк 1,6 17 кпк 4,5 Оценки, полученные методом, основанным на условии маржинальной устойчивости, для М33.

Галактики низкой яркости Malin2

Модели популяционного синтеза со стандартной НФМ M * /L R =1-14 Kuzio de Naray et al. 2007, de Blok, Bosma 2002 Моделирование максимального диска для LSB-галактик (по кривой вращения) M * /L R =0,5-3 Bell, de Jong 2001

Радиальные профили (M/L R ) disc. Черные и зеленые точки соответствуют круговым скоростям, померенным по газу и звездам и условию локальной устойчивости диска. Красной пунктирной линией показано (M/L R ) disc, полученное исходя из моделирования популяционного синтеза Bell, de Jong Сабурова, 2011 Метод, основанный на гравитационной устойчивости Дисперсия скоростей – по Pizzella et al

Звездочками показаны галактики в парах, горизонтальная линия соответствует уровню, выше которого оценка плотности заведомо завышена. Засов, Хоперсков, Сабурова 2011 Галактики с динамически «перегретыми» дисками имеют красный цвет.

Сравнение оценок, полученных, исходя из критерия маржинальной устойчивости звездных дисков, с фотометрическими оценками Засов, Хоперсков, Сабурова 2011 Звездочками показаны галактики в парах.

Барионная зависимость Тулли-Фишера (галактики с M d /M t >1 исключены из рассмотрения). Засов, Хоперсков, Сабурова 2011

Верхние пределы масс дисков, маржинально устойчивых на расстоянии R=2h, были получены для выборки из 121 галактики с имеющимися в литературе распределениями скоростей звезд. Для большинства галактик 0,5M d /M tot 0,8 Засов, Хоперсков, Сабурова 2011

Zasov, Abramova, 2007 РАДИАЛЬНЫЕ ПРОФИЛИ ПОЛУТОЛЩИНЫ * И ПЛОТНОСТИ (В ПЛОСКОСТИ ДИСКА) ДЛЯ HI (зел), Н2 (красн) И ЗВЕЗДНОГО ДИСКА (черн),

Zasov, Abramova, 2007 M33, M51, M81, M199, M101, M106, MW

Программа наблюдений на БТА Участники: Афанасьев А.Л. Засов А.В. Катков И.Ю. Моисеев А.В. Хоперсков А.В. Черепащук А.М.

Засов, Хоперсков, Катков in prep.

Критерий маржинальной гравитационной устойчивости может быть использован для оценки поверхностных плотностей и масс дисков и газовых слоёв – как для нормальных галактик, так и для галактик низкой яркости. Оценки масс дисков, полученные этим методом для большинства галактик позднего типа и некоторых S0- галактик, хорошо согласуются с фотометрическими оценками, что свидетельствует об отсутствии в них сильного динамического перегрева ( по крайней мере на R=2h). Красные галактики со слабым звездообразованием часто обладают избыточной дисперсией скоростей, что, по - видимому является результатом их динамического нагрева « извне ».

Спасибо за внимание!

Корреляция между отношением полной массы к звездной массе и средней поверхностной плотности в пределах 2.2h. Pizagno et al 2005

Галактики с M d /M t >1 исключены из рассмотрения.

тип Звездочками показаны галактики в парах, горизонтальная линия соответствует уровню, выше которого оценка плотности заведомо завышена. Засов, Хоперсков, Сабурова 2011 Сопоставление поверхностной плотности маржинальных дисков с морфологическим типом

Диск : N = 20 · · 10 3, газ не учтен Гало и балдж ( не эволюционирующие ) Радиальные шкалы и относительная масса диска и балджа – свободные параметры Начальная дисперсия скоростей – на субкритическом уровне (Q= 0.8 – 1.1) Шварцшильдовское распределение по скоростям

. Корреляция исчезает, если поверхностную плотность диска оценить независимым методом – по фотометрии.

Корреляция между отношением скорости дискового компонента кривой вращения к круговой скорости вращения на расстоянии 2.2 шкал диска и абсолютной звездной величиной, полученная в работе de Blok et al Не подтверждается для маржинально устойчивых дисков

ИНФОРМАЦИФЯ О ДИСПЕРСИИ СКОРОСТЕЙ ЗВЕЗД – КЛЮЧ К ОЦЕНКЕ МАССЫ ДИСКА

тип Засов, Хоперсков, Сабурова 2011

C crit =Q c 3,34 σ G/æ, æ=2 æ– эпициклическая частота, Ω - угловая скорость σ – поверхностная плотность Q c =C rad /C crit >1 Q c = А 0 + А 1 (r/h)+A 2 (r/h) 2 A 0 =1,25, А 1 =-0,19, A 2 =0,134, h – экспоненциальная шкала диска Распределение дисперсии скоростей звезд полученное на БТА САО РАН NGC7457 Этот метод был впервые использован в работах Засов, Морозов 1985 и Bottema 1993