УДК 524.7
ДИСПЕРСИЯ СКОРОСТЕЙ ЗВЕЗД И ОЦЕНКА МАССЫ ГАЛАКТИЧЕСКИХ ДИСКОВ
© 2004 г. А. В. Засов1*, А. В. Хоперсков2, Н. В. Тюрина1
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва 2Волгоградский государственный университет Поступила в редакцию 18.02.2004 г.
Имеющиеся оценки дисперсии скоростей старого звездного населения галактических дисков на расстоянии r ~ 2L от центра галактики (L — фотометрическая радиальная шкала диска) используются для определения порогового значения локальной поверхностной плотности дисков, устойчивых к гравитационным возмущениям. Масса диска Md, вычисляемая в предположении его маржинальной устойчивости, сравнивается с интегральными значениями массы Mt и светимости LB галактики в пределах r = 4L. Подтверждается вывод о том, что значительная часть массы в галактиках, по-видимому, приходится на темное гало. Отношение дисперсии радиальных скоростей к круговой скорости возрастает вдоль последовательности показателей цвета галактик и уменьшается от ранних морфологических типов к поздним. Для большей части галактик с высоким показателем цвета (B—V)о > 0.75, относящихся, в основном, к типу S0, дисперсия скоростей существенно превосходит пороговое значение, требуемое для устойчивости диска. Для спиральных галактик ситуация обратная: отношения Md/LB для них хорошо согласуются с ожидаемыми для эволюционирующих звездных систем с наблюдаемым показателем цвета. Это свидетельствует о том, что их диски не испытывали существенного динамического "нагрева" после достижения ими квазиравновесного устойчивого состояния.
Ключевые слова: массы галактических дисков, массы темного гало, дисперсия скоростей звезд в дисках галактик.
STELLAR VELOCITY DISPERSION AND MASS ESTIMATION FOR GALACTIC DISKS, by A. V. Zasov, A. V. Khoperskov, and N. V. Tyurina. The available velocity dispersion estimates for the old stellar populations of galactic disks at galactocentric distances r ~ 2L (where L is the photometric radial scale length of the disk) are used to determine the threshold value of the local surface density for disks that are stable against gravitational perturbations. The mass of the disk Md calculated under the assumption of its marginal stability is compared with the total mass Mt and luminosity LB of the galaxy within r = 4L. We confirm the conclusion that a major fraction of the mass in galaxies is probably accounted for by their dark halos. The ratio of the radial velocity dispersion to the circular velocity increases along the sequence of galactic color indices and decreases from early to late morphological types. For most of the galaxies with large color indices, (B—V)0 > 0.75, which mainly belong to the S0 type, the velocity dispersion exceeds significantly the threshold value required for the disk to be stable. The reverse situation is true for spiral galaxies: the Md/LB ratios for them agree well with those expected for evolving stellar systems with the observed color indices. This suggests that the disks of spiral galaxies did not underwent significant dynamical "heating"after they reached a quasi-equilibrium stable state.
Key words: galactic disk masses, dark halo masses, stellar velocity dispersion in galactic disks.
ВВЕДЕНИЕ
Звездные диски галактик состоят преимущественно из старых звезд, обладающих дисперсиями скоростей (сг, ер,ех) в несколько десятков км/с по каждой из трех координат. Дисперсия скоростей,
Электронный адрес: zasov@sai.msu.ru
характеризующая степень динамического нагрева системы, отражает характер эволюции диска, в том числе условия его формирования и возможные гравитационные воздействия со стороны спутников или соседних галактик. Тем не менее до сих пор остается неясным, какие основные физические процессы ответственны за динамический "нагрев" звездного населения.
Рост энтропии бесстолкновительных звездных систем, выражающийся в возрастании дисперсии скоростей, это однонаправленно развивающийся процесс, аккумулирующий эффекты гравитационных возмущений диска за всю его историю. О существовании эффективных механизмов бес-столкновительного "нагрева" звездного населения свидетельствуют наблюдения звезд в окрестности Солнца, показывающие сравнительно быстрое возрастание дисперсии скоростей звезд с их возрастом: за несколько миллиардов лет она увеличивается в несколько раз. Пока остается открытым вопрос о том, продолжается ли рост дисперсии скоростей непрерывно или этот процесс достигает насыщения на некотором уровне динамического "нагрева". Поскольку любые возмущения потенциала вызывают наибольший отклик у "холодных" подсистем, динамический "нагрев" должен быть наименее эффективным для старых звезд диска. Имеются аргументы в пользу того, что в интервале возрастов (3—9) х 109 лет дисперсия скоростей звезд приблизительно постоянна (Фриман, 1991; Деннен, Бинни, 1998; Куиллен, Гарнет, 2001). Однако обсуждается и альтернативная возможность (Бинни, 2000).
Обычно рассматриваются три основных механизма нагрева диска, находящегося в квазистационарном состоянии.
1. Механизм рассеяния звездных орбит на массивных газовых (молекулярных) облаках, предложенный еще Спитцером и Шварцшильдом (1951, 1953) и развитый впоследствии целым рядом авторов.
2. Рассеяние звезд диска на флуктуациях потенциала, связанных со спиральными волнами плотности (Барбанис, Вольтье, 1967; Селвуд, Карлберг, 1984; Карлберг, Селвуд, 1985; Селвуд, Лин, 1989; Массет, Тагер, 1997; Хоперсков и др., 2003).
3. Нагрев диска за счет приливного воздействия спутников (см. Хуанг, Карлберг, 1997; Арди и др., 2003, и ссылки в этих работах) или массивных объектов гало, проходящих через диск (Лэйси, Острайкер, 1985), существование которых предсказывается некоторыми вариантами формирования галактик в рамках CDM-космологии. При действии приливного механизма увеличение дисперсии скоростей звезд происходит по всем трем координатам и осуществляется как непосредственно при взаимодействии массивного тела со звездами, так и путем возбуждения изгибных волн в диске (Селвуд и др., 1998).
Первый механизм может быть действенным лишь для звезд, которые движутся в слое с толщиной, сопоставимой с толщиной слоя молекулярного газа, и поэтому он наиболее эффективен
для молодых звезд, слабо влияя на дисперсию скоростей старых звезд диска.
Второй механизм вызывает преимущественный рост дисперсии скоростей в плоскости диска, и, по-видимому, является определяющим в случае нашей Галактики. Роль транзиентных спиральных волн плотности в нагреве диска наглядно проявляется в численных экспериментах, где через несколько оборотов диска амплитуда волн падает и рост дисперсии скоростей прекращается (см., например, Хоперсков и др., 2003). В нашей Галактике этот механизм может отвечать за появление наблюдаемых субструктур в поле скоростей звезд в окрестности Солнца, в которые входят звезды различных возрастов (Де Симоне и др., 2003).
Совокупность действия двух первых механизмов позволяет объяснить наблюдаемую зависимость дисперсии скоростей (как сх, так и сг) с возрастом молодых звезд (Дженкинс, Бинни, 1990; Дженкинс, 1992).
Что касается третьего из упомянутых механизмов ("нагрев" диска спутниками или массивными телами, входящими в состав гало), то ростдиспер-сии скоростей может быть весьма значительным и продолжаться непрерывно (хотя в этом случае возникают серьезные проблемы с объяснением толщины диска Галактики, см. Арди и др., 2003). Однако в применении к конкретным галактикам эффективность этого процесса трудно оценить, поскольку не известно ни количество достаточно массивных объектов в гало или вокруг галактики, ни их масса. C другой стороны, поглощение небольших спутников представляется вполне реальным явлением, поскольку этот процесс наблюдается как в нашей, так и многих других галактиках. Если такой нагрев имел место в далеком прошлом, то он может быть ответственным за формирование толстого диска Галактики, в состав которого входят наиболее старые звезды (Фриман, 1991; Куиллен, Гарнет, 2001). Внешнее воздействие на диск может быть также причиной существования более толстых дисков у взаимодействующих галактик (Решетников, Комбе, 1997; Шварцкопф, Детмар, 2000), но остается неизвестным, какая часть галактик успела пройти стадию тесного взаимодействия.
Рассматриваемые механизмы могут быть привлечены для объяснения роста дисперсии скоростей молодых звезд с возрастом, но они не отвечают на вопрос, чем определяется современная дисперсия старых звезд диска с возрастом в миллиарды лет, или почему звездные диски галактик имеют ту или иную толщину, часто почти не меняющуюся расстоянием от центра — и это несмотря на то, что эффективность упомянутых выше механизмов должна быть различной на разных расстояниях от центра.
Существует другой подход к проблеме объяснения дисперсии скоростей звезд, составляющих основную массу диска, основанный на анализе минимально возможных значений дисперсии, определяющих устойчивость диска к гравитационным и изгибным возмущениям.
Даже при отсутствии массивных облаков, проникающих в галактику спутников или массивных объектов гало дисперсия скоростей звезд в плоскости диска все равно не может быть очень низкой, она будет определяться условиями устойчивости диска к гравитационным возмущениям в его плоскости, т.е. зависеть от плотности диска, его толщины, скорости вращения и ее производных по радиусу. В дополнение к этому, изгибные возмущения определяют вертикальную составляющую дисперсии скоростей и толщину диска (Поляченко, Шухман, 1977; Михайлова и др., 2001; Бизяев и др., 2003; Сотникова, Родионов, 2003).
Оценка предельной массы диска, при которой он может находиться в квазиравновесном устойчивом состоянии, является предметом настоящей работы.
ОЦЕНКА МАССЫ МАРЖИНАЛЬНО УСТОЙЧИВЫХ ДИСКОВ
Дисперсия радиальных скоростей маржинально устойчивых дисков к возмущениям в плоскости диска обычно записывается в виде
3-36Са
сг =-Ц, (1)
к
где а — поверхностная плотность диска, к — эпициклическая частота, а Q — параметр Тоомре, равный единице для радиальных линейных возмущений в тонком диске. В общем случае Q завис
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.