Гравитационная устойчивость и оценка массы звездных дисков

1. Гравитационная устойчивость и оценка массы звездных дисков Засов А.В., Сабурова А.С. ГАИШ МГУ

2. Оценка массы и плотности дисков галактик - это • -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

3. Основные методы, используемые для определения массы и плотности 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

4. Толщина звездных дисков зависит от дисперсии скоростей звезд, которая не может быть ниже некоторого уровня, определяемого устойчивостью к изгибным и радиальным возмущениям

5. Гипотеза об устойчивости: 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

6. Предположение маржинальной устойчивости диска позволяет: • 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

7. AHAЛИТИЧЕСКИЕ локальные критерии устойчивости (пороговые значения радиальной дисперсии скоростей звезд Cr):ПустьQ = Cr /(Cr)TOOMREгде(Cr)TOOMRE = 3.36Gσ/κ- дисперсия скоростей для маржинально устойчивого тонкого звездного диска • “Классический” критерий Toomre • QT = 1, • Модифицированный критерий Toomre • QT = 2Ω/κ • Критерий Морозова QT = (2Ω/κ)(1+FM (Cr, Ω, κ, dσ/dr, ∆*, dCr/dr, dΩ/dr) • Критерий Поляченко-Поляченко-Стрельникова • QT = FP(dlnΩ/dlnr)

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

9. Три неизвестных: Cr, C, Cz. Cobs = (Cz2cos2i+C2sin2i cos2+Cr2sin2i sin2)1/2 Cr /C = 2 /  (эпициклическое приближение) Cz/Cr=0,4-0,7 Cz C Cr К наблюдателю

10. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

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

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

13. 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.

14. Оценки, полученные методом, основанным на условии маржинальной устойчивости, для М33.

15. Галактики низкой яркости Malin2

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

17. Дисперсия скоростей – по Pizzella et al Метод, основанный на гравитационной устойчивости Радиальные профили (M/LR)disc. Черные и зеленые точки соответствуют круговым скоростям, померенным по газу и звездам и условию локальной устойчивости диска. Красной пунктирной линией показано (M/LR)disc, полученное исходя из моделирования популяционного синтеза Bell, de Jong 2001.Сабурова, 2011

18. Количество галактик с достаточно надежно измеренным радиальным профилем дисперсии скоростей звезд (по лучу зрения) составляет несколько десятков

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

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

21. Барионная зависимость Тулли-Фишера (галактики с Md/Mt>1 исключены из рассмотрения). Засов, Хоперсков, Сабурова 2011

22. 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 0,5≤Md/Mtot≤0,8 Засов, Хоперсков, Сабурова 2011

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

24. ` Zasov, Abramova, 2007 M33, M51, M81, M199, M101, M106, MW

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

26. Засов, Хоперсков, Катков in prep.

27. Выводы • 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».

28. Спасибо за внимание!