Embed Size (px)
DESCRIPTION
Влияние гравитационного поля Галактики на разрушение шаровых скоплений Южный федеральный университет Рябова М.В., Щекинов Ю.А. Шаровые скопления. 150-200 шт. . Почему интересны шаровые скопления. Возраст Вселенной Формирование галактик Галактические структуры - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Влияние гравитационного поля Галактики на разрушение
шаровых скоплений
Южный федеральный университет
Рябова М.В., Щекинов Ю.А.
Шаровые скопления
MMGC64 1010~
150-200 шт.
Почему интересны шаровые скопления
• Возраст Вселенной• Формирование галактик• Галактические структуры• Звездообразование (при низкой металличности)• Звездная эволюция• Звездная динамика• Звездные столкновения
Пример № 1 Palomar 5
M5Pal5
Odenkirchen et al, 2003
Odenkirchen et al, 2003
Пример № 2 NGC 5466
Belokurov et al, 2006
Численное моделирование (NBODY6)
Численное моделирование динамической эволюции шаровых скоплений с целью исследования скорости потери массы в приливных взаимодействиях с галактическим диском в зависимости от различных начальных условий :• начальная масса• положение в Галактике• эксцентриситет орбиты
Потенциал Галактики
Allen & Santillan, 1991Miyamoto & Nagai, 1975
Плоскость Y - Z
-2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0-2,0
-1,5
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
x=0, y=0, z= 1.5 kpc
z, k
pc
y, kpc
-4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4x=0, y=0, z=2 kpc
z, k
pc
y, kpc-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5
-5
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
z, k
pc
y, kpc
x=0, y=0, z=3 kpc
-10 -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10-10
-8
-6
-4
-2
0
2
4
6
8
10x=0, y=0, z=5 kpc
z, k
pc
y, kpc -15 -10 -5 0 5 10 15-15
-10
-5
0
5
10
15
x=0, y=0, z=10 kpc
z, k
pc
y, kpc-15 -10 -5 0 5 10 15
-15
-10
-5
0
5
10
15x=0, y=7 kpc, z=10 kpc
z, k
pc
y, kpc
Динамика приливных хвостов шаровых скоплений для модели с малым эксцентриситетом орбиты.
x=0, y=0, z=10 кпк
Динамика приливных хвостов шаровых скоплений для модели с большим эксцентриситетом орбиты.
x=0, y=7 кпк, z=10 кпк
Динамика приливных хвостов шаровых скоплений для модели с большим эксцентриситетом орбиты.
x=0, y=7 кпк, z=10 кпк
Множественные хвосты (S. Leon et al , 2000)
NGC 288 NGC 6254
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 2200 24000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
x=0, y=0, z=1.5 kpc x=0, y=0, z=2 kpc x=0, y=0, z=3 kpc x=0, y=0, z=5 kpc x=0, y=0, z=10 kpc
Плоскость Y - Z
-2,0 -1,5 -1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0-2,0
-1,5
-1,0
-0,5
0,0
0,5
1,0
1,5
2,0
x=0, y=0, z= 1.5 kpc
z, k
pc
y, kpc
-4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4x=0, y=0, z=2 kpc
z, k
pc
y, kpc-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5
-5
-4
-3
-2
-1
0
1
2
3
4
5
z, k
pc
y, kpc
x=0, y=0, z=3 kpc
-10 -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10-10
-8
-6
-4
-2
0
2
4
6
8
10x=0, y=0, z=5 kpc
z, k
pc
y, kpc -15 -10 -5 0 5 10 15-15
-10
-5
0
5
10
15
x=0, y=0, z=10 kpc
z, k
pc
y, kpc
0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 2200 24000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
x=0, y=0, z=5 kpc x=0, y=0, z=10 kpc
?
?
0 100 200 300 400 500 600 700 800 900 10000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
-15 -10 -5 0 5 10 15-15
-10
-5
0
5
10
15
x=0, y=7 kpc, z=10 kpc
z,
kp
c
y, kpc
Плоскость Y – Zx=0, y=7 kpc, z=10 kpc
0 100 200 300 400 500 6000
2000
4000
6000
8000
10000
12000
N
t, Myr
0 100 200 300 400 500 600-15
-10
-5
0
5
10
15
z, k
pc
0 100 200 300 400 500 600
0
2
4
6
8
10
12
14
RG, k
pc
500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 6000
2000
4000
N
t, Myr
500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 600-15
-10
-5
0
5
10
15
z, k
pc
500 510 520 530 540 550 560 570 580 590 600
0
2
4
6
8
10
12
14
RG, k
pc
Плоскость Y – Zx=0, y=7 kpc, z=10 kpc
Влияние диска и перигалактия
Влияние диска и перигалактия
0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600
0,1
1
10
t, Myr
0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 6000
10000
20000
30000 0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600
-10
0
100 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600
0
5
10
Ф'',
1/M
yr2
Ф',
pc/
Myr
2z,
kp
cR
G, k
pc
0 100 200 300 400 500 600 700 8000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
N=104
x=0, y=0, z=3 kpc численный эксперимент теория
теориячисленный эксперимент
Параметр устойчивости ШС к разрушению3
~
R
R
M
M C
C
G
, пк
C
C
CC
C
C
GC
C
G
GM
R
RGmM
dRdmR
F
dRdFR
F
ΔF=ω
3
2
22
~~/
~
для точечного потенциала Галактики
Время разрушения ШС
при R0=const при n0=const
Baumgardt & Makino, 2003
100 1000 10000 1000001E-10
1E-9
1E-8
1E-7
1E-6
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
M=3*104 M
M=3*105 M
M=106 M
38 Gyr
8,5 Gyr
21 Gyr
2,9 Gyr
1 Gyr
437 Myr
84 Myr
390 Gyr
220 Gyr
88 Gyr
30 Gyr
11 Gyr
4,5 Gyr
855 Myr
tend
~2,1 Tyr
tend
~1,2 Tyrtend
~480 Gyr
tend
~160 Gyr
tend
~60 Gyr
tend
~24 Gyr
tend
~4,6 Gyr
RG, pc
Эволюция параметра устойчивости в предположении круговых орбит
100 1000 10000 1000001E-10
1E-9
1E-8
1E-7
1E-6
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
M=3*104 M
M=3*105 M
M=106 M
Pal 5
38 Gyr
8,5 Gyr
21 Gyr
2,9 Gyr
1 Gyr
437 Myr
84 Myr
390 Gyr
220 Gyr
88 Gyr
30 Gyr
11 Gyr
4,5 Gyr
855 Myr
tend
~2,1 Tyr
tend
~1,2 Tyrtend
~480 Gyr
tend
~160 Gyr
tend
~60 Gyr
tend
~24 Gyr
tend
~4,6 Gyr
RG, pc
Эволюция параметра устойчивости ШС к разрушению в предположении круговых орбит
Palomar 5
Myr
MM
MM
sun
sunGC
9,4
106 3
suninit MM 4106
Odenkirchen M. et al, 2003
Odenkirchen M. et al, 2003
Орбита Palomar 5
(x, y, z) = (8.2, 0.2, 16.6) kpc (Vx, Vy, Vz) = (−40.7, −89.3, −21.0) km/s
Mastrobuono-Battisti et al, A&A, 2012
Разрушение Palomar 5
Mass, Msun Radius, pc Init mass, Msun Init radius, pc Lifetime, Gyr
20000 18.4 60000 3.55 1.03
20000 24.3 67000 3.97 0.79
3000 18.4 17000 1.34 0.17
3000 24.3 19000 1.48 0.11
Выводы
• Оценена роль влияния диска и перигалактия на разрушение ШС. Для вытянутых орбит большее влияние оказывает прохождение через перигалактий.
• Получены оценки скорости потери звезд и времени жизни ШС в приливном поле Галактики.
• Исследование эволюции параметра устойчивости ШС к приливному разрушению и сравнение с наблюдательными данными может свидетельствовать о том, что примерно половина ШС будет разрушена в ближайшее время.
Ф
r
0 250 500 750 1000 1250 1500 1750 2000 2250 25000,0
0,5
1,0
1,5
2,0
2,5
3,0
3,5
4,0
vr k
m/s
t, Myr
5 % 10 % 50 % 75 % 90 % 100 %
1750 1800 1850 1900 1950 2000 2050 2100 2150 2200 22500
5
10
15
20
25
30
35
40
vr k
m/s
t, Myr
5 % 10 % 50 % 75 % 90 %
R>rt
Дисперсия скорости в направлении на центр Галактики
2-5%5-10%40-50%63-75%75-90%90-100%
2-5%5-10%40-50%63-75%75-90%
R.C. Dolcetta, P. Di. Matteo, and P. Miocchi AJ. V. 129. P. 1906 2005
Drukier et al, AJ. V. 115. P. 708, 1998
M15
0 500 1000 1500 2000 25000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
x=0, y=7 kpc, z=10 kpc x=0, y=0, z=10 kpc
0,01 0,1 1 10 100 1000 100001E-10
1E-9
1E-8
1E-7
1E-6
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
1
10
100
1000
10000
100000
M
/п
к2
r, пк
x=0, y=7 кпк, z=10 кпк t=0 Myr t=100 Myr t=200 Myr t=300 Myr t=400 Myr
0,01 0,1 1 10 100 1000 100001E-10
1E-9
1E-8
1E-7
1E-6
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
1
10
100
1000
10000
100000
M
/п
к2
r, пк
x=5 кпк, y=0, z=0.5 кпк t=0 Myr t=100 Myr t=200 Myr t=400 Myr t=600 Myr t=800 Myr
0,01 0,1 1 10 100 1000 10000 1000001E-8
1E-7
1E-6
1E-5
1E-4
1E-3
0,01
0,1
1
10
100
1000
10000
100000
M
/п
к2
r, пк
x=0, y=0, z=3 кпк t=0 Myr t=20 Myr t=156 Myr t=415 Myr t=605 Myr
Распределение плотности в моделях Кинга
Hurley & Shara, 2012 (численное моделирование)
0 200 400 600 800 10000
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
x=0, y0, z=5 kpc x=5 kpc, y=0, z=0
-10 -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10-10
-8
-6
-4
-2
0
2
4
6
8
10x=0, y=0, z=5 kpc
z, k
pc
y, kpc
-10 -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10-10
-8
-6
-4
-2
0
2
4
6
8
10
x=5 kpc, y=0, z=0
y, k
pc
x, kpc
Плоскость Y-Z
Плоскость X-Y
0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600
0
2000
4000
6000
8000
10000
N
t, Myr
0 50 100 150 200 250 300 350 400 450 500 550 600-15
-10
-5
0
5
10
15z,
kp
c Плоскость Y – Zx=0, y=7 kpc, z=10 kpc
Пример № 2 NGC 5466
Связь между ориентацией хвостов иорбитальной фазой скопления ? M. Montuori et al NBODY6 code (Aarseth)
sunMM 5107,4
Множественные хвосты (S. Leon et al , 2000)
NGC 288 NGC 6254
Odenkirchen et al, 2003
Palomar 5
• Масса – < 104 Msun
• Центральная плотность – 1 star/pc2
• Rsun = 23.5 kpc
• RGC = 18.6 kpc, z =16.9 kpc
0 500 1000 1500 2000 25000,1
1
10
75 %
vt2
vt1
vr
v k
m/s
t, Myr
63-75%
O. Gnedin, J. Ostriker, 1997
