Введение 5
2. Обобщенно-политропные модели звездных дисков 7
2.1. Построение модели. Нахождение потенциала
обобщенно-политропной модели звездного диска 7
2.2. Начальное распределение по координатам 10
2.3. Начальное распределение по скоростям 11
3. Расчет времен релаксации и оптимальных параметров
сглаживания моделей 15
3.1. Численная релаксация в задаче N тел 15
3.2. Расчет оптимальных параметров сглаживания 17
3.3. Оценка времен релаксации 18
4. Численное моделирование
обобщенно-политропных моделей звездных дисков 22
4.1. Нормировка расстояний, скоростей и времени на размер си¬
стемы 22
4.2. Решение задачи N тел. Пакет NEMO 22
4.3. Неустойчивость обобщенно-политропных моделей звездных
дисков 23
4.4. Расчет скорости узора и амплитуды гармоники, соответству¬ющей бару 29
5. Обсуждение результатов 31
5.1. Неустойчивость радиальных орбит. Необходимые условия ее
реализации 31
5.2. Расчет траекторий частиц в фиксированном начальном по¬
тенциале. Определение скоростей прецессии частиц, эксцен-триситетов их орбит и адиабатических инвариантов 33
5.2.1. Интегрирование уравнений движения 33
5.2.2. Расчет скорости прецессии. Смещение апоцентра ор¬биты 34
5.2.3. Расчет адиабатического инварианта орбиты 36
5.2.4. Расчет эксцентриситета орбиты 36
5.3. Эксцентричность орбит в обобщенно-политропных моделях
звездных дисков 38
5.4. Зависимость скорости прецесии от углового момента при фик-сированном адиабатическом инварианте 38
5.5. Сравнение скорости узора бара и скоростей прецессии частиц 41
6. Выводы 42
7. Благодарности
Из данных наблюдений известно, что примерно 50% спиральных галактик имеют характерную вытянутую крупномасштабную структуру, напоминающую “перемычку”. Эта “перемычка” называется баром. Свойства
бара зависят от Хаббловского типа подстилающей галактики (Бинни и Тремейн, 2008). Как правило, у ранних типов галактик профиль поверхностной яркости бара плоский, у поздних — экспоненциальный. Обычно бары
сильно вытянуты. Например, для Галактики отношение большой полуоси
к малой равно примерно 3:1.
Несколько связанных между собой вопросов до сих пор находятся в
центре внимания астрономов. Каковы механизмы образования баров? Почему они имею такие характеристики (скорость узора, размер, профиль
плотности), которые наблюдаются?
По скорости узора бары разделяют на два вида: “быстрый” и “медленный”. Скорость узора “медленного” бара меньше характерных скоростей
прецессии орбит звезд диска. Скорость узора “быстрого” бара может превышать максимальную скорость прецессии орбит.
Основной результат, полученный в данной работе — неустойчивость моделей обобщенно-политропных звездных дисков при любом параметре анизотропии системы β. Данный результат противоречит результату, полученном в работе Поляченко и Поляченко (1994). В отличие от предыдущих работ, посвященных изучению таких моделей, сделан акцент на корректной
оценке параметров моделирования: оптимальном параметре сглаживания
системы "opt и времени релаксации Trel при различных значениях параметра анизотропии β.
В работе Поляченко и Поляченко (1994) получена граница по неустойчивости для параметра анизотропии β ≈ −0:5, однако при этом совсем
не учитывалась возможная численная релаксация моделей. В работе было
выбрано малое количество частиц: N ∼ 103. При таком числе частиц численная релаксации системы наступает еще до образования бара, поэтому
есть основания сомневаться в корректности результата авторов.
В дипломной работе Кошкина (2006) “оптимальные” параметры сглаживания "opt были оценены из общих соображений по порядку величины.
Рассчитанные в данной работе значения параметров сглаживания оказались на порядок больше.
