<< 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 (
отмечены значения 
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 >> | |
