<< 3.4 Relaksacionnye processy ... | Oglavlenie | 3.6 Prilivnye effekty >>
3.5 Principy postroeniya ustoichivyh modelei ploskih galaktik
Osnovnym uravneniem, s pomosh'yu kotorogo stroyat modeli ploskih
galaktik, yavlyaetsya uravnenie balansa centrobezhnoi i gravitacionnoi
sil v ploskosti diska galaktiki (otnositel'nyi vklad "davleniya" v
eto uravnenie mal, kak
). Centrobezhnaya sila legko
vychislyaetsya po nablyudaemoi krivoi vrasheniya. Ravnuyu ei
gravitacionnuyu silu mozhno sozdat' razlichnymi raspredeleniyami mass,
i v chastnosti var'iruya v shirokih predelah sootnoshenie mezhdu
massami sferoidal'nyh i ploskih komponent v modeli. Eta
neodnoznachnost' obuslovlena znachitel'no menee uverennym
opredeleniem iz nablyudenii plotnostei podsistem (osobenno
sferoidal'nyh). Yasno, chto rezul'taty opisannyh v predydushem
razdele chislennyh eksperimentov pozvolyayut v principe ustranit' etu
neodnoznachnost'. Deistvitel'no, eksperimental'naya zavisimost'
ot 
(ris. 3.6) daet vozmozhnost' po nablyudaemomu
v lyuboi tochke 
diska galaktiki opredelit' v pervom
priblizhenii otnoshenie v sfere radiusom 
i sozdat',
takim obrazom, dostatochno realistichnuyu model'. Isklyuchenie, odnako,
sostavlyaet central'naya chast' diska (
), gde
eksperimental'naya zavisimost'
ot vryad li yavlyaetsya
stol' trivial'noi, kak vo vneshnei chasti diska (osobenno v oblasti
).
 |
Ris. 3.9. Velichina |
soglasno (
otmecheny znacheniya 
kpk;
kpk;
kpk).
Takaya model' tem ne menee nuzhdaetsya v kontrole, i etot
kontrol' mozhet byt' vypolnen kak s pomosh'yu special'no postavlennyh
chislennyh eksperimentov (vo vsei oblasti izmeneniya radial'noi
koordinaty), tak i s pomosh'yu priblizhennogo usloviya ustoichivosti
zvezdnogo diska (2.4.21), poluchivshego eksperimental'noe
podtverzhdenie v oblasti
(sm. p. 3.3.1).
Predstavlyaet interes vychislenie velichiny 
v sushestvuyushih modelyah
Galaktiki (naprimer, v modelyah [23,24,191,230,291]). Takoe vychislenie v
oblasti
bylo provedeno [307] dlya treh
modelei (Shmidta [291], Rol'fsa i Kreichmana [230], Kaldvella i Ostraikera
[24]) i tol'ko odna iz nih -- model' Kaldvella i Ostraikera pokazala
udovletvoritel'noe soglasie vychislennoi 
s nablyudaemoi
(p. 1.1.4). V modelyah Shmidta i Rol'fsa - Kreichmana vychislennaya
velichina sushestvenno prevyshaet nablyudaemuyu
(ris. 3.9). Takim obrazom, po (2.4.21) diski dvuh poslednih modelei mogut
okazat'sya neustoichivymi.
Prichina podobnogo nesootvetstviya stanet yasnoi, esli vychislit'
massu galo v etih modelyah v oblasti 
i sravnit' s massoi
diska. Takie vychisleniya priveli k sleduyushim rezul'tatam: model'
Shmidta --
; model' Rol'fsa i Kreichmana --
; model' Kaldvella i Ostraikera --
. Polozhenie etih treh modelei na ploskosti parametrov
izobrazheno na ris. 3.6 vmeste s
eksperimental'nymi dannymi. Vidno, chto rezul'tat kontrolya perechislennyh
vyshe modelei soglasuetsya s eksperimental'noi zavisimost'yu
.
Tem ne menee predlozhennyi zdes' metod postroeniya modelei
ploskih galaktik [307] v primenenii k vneshnim galaktikam
realizovat' ne prosto. Prichina etogo sostoit v tom, chto dispersiya
radial'nyh skorostei zvezd -- trudno nablyudaemyi parametr (po
sravneniyu s
). Kosvenno velichinu 
mozhno opredelit', vychislyaya
po (2.4.21) i polagaya disk marginal'no ustoichivym v
sootvetstvii s rezul'tatami proverki (2.4.21) v chislennyh
eksperimentah (
). Odnako dlya vychisleniya
neobhodimo znat' iz nablyudenii dva parametra,
i 
.
Sushestvuet v principe i drugoi put' kosvennogo opredeleniya
, trebuyushii znaniya dannyh nablyudenii tol'ko po odnomu parametru
(ili ). Etot put' sostoit v sleduyushem. Zvezdnyi disk, obladaya
konechnoi dispersiei radial'nyh skorostei, ne mozhet byt' beskonechno
tonkim (
, 
), ibo v takom sluchae neizbezhno budut
vozbuzhdat'sya neustoichivye izgibnye vozmusheniya diska (sm. razd. 2.5). Raskachka korotkovolnovyh vozmushenii diska dolzhna (kak i v
sluchae neustoichivyh vozmushenii v ploskosti diska) privesti k
intensifikacii relaksacionnyh processov v ortogonal'nom k
ploskosti diska napravlenii i kak sledstvie -- k utolsheniyu diska i
rostu velichiny do znachenii, pri kotoryh izgibnye vozmusheniya
stabiliziruyutsya. Eto oznachaet, chto dolzhno sushestvovat' takoe
minimal'no vozmozhnoe otnoshenie
, pri kotorom
zvezdnyi disk budet marginal'no ustoichiv otnositel'no izgibnyh vozmushenii
(teoreticheskoe opredelenie
-- sm. v p. 2.5.2). Togda, opredelyaya
iz nablyudenii velichinu (dlya galaktik vidimyh plashmya), mozhno
legko vychislit'
. Dlya galaktik, vidimyh s rebra,
opredelenie neskol'ko slozhnee -- po nablyudaemoi i priblizhenno
zadannomu 
vychislyaem po (2.1.42) i lish' zatem
. V etom variante poluchennoe
neobhodimo eshe
soglasovat' s po zavisimosti
.
<< 3.4 Relaksacionnye processy ... | Oglavlenie | 3.6 Prilivnye effekty >>
|
Publikacii s klyuchevymi slovami:
akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura
Publikacii so slovami: akkrecionnyi disk - disk, galakticheskii - gidrodinamika - spiral'naya struktura | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> | |
