Слой межзвездного газа Ø Радиальная дисперсия скоростей С

Слой межзвездного газа Ø Радиальная дисперсия скоростей С = 8 -12 км/с Для устойчивости требуется, чтоб скорость звука (радиальная дисперсия скоростей была ограничена снизу величиной Сcr =Q· G /

TOPICS: . Механизмы роста дисперсии скоростей звезд Ø Какую информацию можно извлечь из дисперсии скоростей звезд? Ø Насколько далеки звездные диски реальных галактик от порога гравитационной устойчивости? Ø Нерешенные проблемы Ø

Quillen 02 ё

Tолстые диски Ø Толстые диски обнаружены у существенной доли спиральных галактик (преимущественно edge-on): l Избыток яркости вдали от плоскости диска, другая радиальная шкала яркости, более медленное вращение) Milky Way Ibata et al (2005) Yoachim & Dalcanton (2005)

The initial stage of the disc evolution: from T=0 to T = 4 periods of rotation A change of the amplitudes of Fourier harmonics from T =0 to T= 10 periods of rotation APRIM-2008

Действительно ли диски спиральных галактик близки к предельному равновесному состоянию, т. е. не сильно перегреты ? ? ДВА АРГУМЕНТА «ЗА» 1. Относительная толщина диска зависит от его поверхностной яркости, так, как это ожидается для гравитационно устойчивых дисков

Наблюдения подтверждают: - Наиболее плоские диски встречаются преимущественно у галактик с низкой центральной яркостью 1. Zasov, Bizyaev, Makarov, Tiurina, Astron. Letters, 2002 Mitronova, Bizyaev A&A, 2006 Kregel, vd. Kruit, Freeman, 2005 2. 3.

Засов, Бизяев, Макаров, Тюрина, 2002 ё Here h is radial scalelength z 0 is a scaleheight Zasov et al 2002

2. Массы дисков, оцененные в предположении их маржинальной стабильности, согласуются с их отношением M/L, полученным из фотометрии или путем декомпозиции кривой вращения. Bottema 1993, Zasov, Khoperskov, Tiurina, 2001, 2004

Если L – радиальная шкала диска, то нижний предел массы диска равен Md = 2 σcrit(R) • exp(R/L)L 2.

APRIM-2008 Here Md corresponds to marginally stable disc. In general case, it is the upper limit. S-galaxies only Model curve for stellar Population (Bell, de Jong, 2001)

НАША ГАЛАКТИКА: В окрестности Солнца диск близок к маржинальной устойчивости, если поверхностная плотность σ 50 - 60 Mc/pc 2. J. Toth, J. P. Оstriker (рассматривалось падение мелких спутников): We find that no more than 4% of its mass inside the solar radius can have accreted within the last 5 billion years, or else its scale height and its Toomre parameter would exceed the observed values. Ø

ТЕМ НЕ МЕНЕЕ ЧАСТЬ ГАЛАКТИК ВСЕ ЖЕ ОБЛАДАЕТ ПЕРЕГРЕТЫИМИ ДИСКАМИ Ø Взаимодействующие галактики (Combes, Reshetnikov) Ø Внешние области звездных дисков Ø По крайней мере некоторые S 0 галактики

Пусть Ø Cobs – наблюдаемаяя диперсия скоростей (LOSVD) Ø Cmin - дисперсия скоростей вдоль луча зрения, ожидаемая для маржинально устойчивого диска , ВОЗМОЖНЫ СЛЕДУЮЩИЕ ВАРИАНТЫ: 1. Cobs > Cmin Диск перегрет в результате таких процессов как мержинг или тесное взаимодействие 2. Cobs < Cmin Либо диск в неустойчивом состоянии, либо значение плотности диска (а, следовательно, Cmin) переоценено при расчетах. 3. Cobs Cmin Галактика спокойно эволюционировала, не подвергаясь сильной «бомбардировке» спутниками и не вступая в разрушительное взаимодействие с

Zasov, Khoperskov, Moiseev 2008 Cr expected for marginally stable disc NGC 1167: gas-rich S 0/a galaxy, Vc~400 km/s The highest mass of the disc we know Md = 4*1011 Mo, disc half- thickness 2. 8 kpc

Анализ дисперсии скоростей звезд на различных R позволяет Ø Уточнить динамическую историю галактики Ø Оценить массу диска или верхний предел массы (предел массы темного гало), минуя проблему неоднозначной интерпретации кривой вращения Ø Оценить толщину газовых и звездных дисков Ø Оценить объемную плотность звезд и газа в плоскости диска

ПРОБЛЕМЫ ОСТАЮТСЯ: Ø Учет влияния бара и сильных спиральных ветвей на оценку дисперсии скоростей (переход к 2 D) Ø Учет не-изотермичности звездного диска Ø Получение новых надежных измерений дисперсии скоростей на различном расстоянии то центра галактики