Трехмерные модели галактических сверх-оболочек тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РГ6 Шкцюпальеа Аіадеиія Наук України ГЬловна астрономічна обсерваторія

.8.-0-Ш-Ш6____________________________

На правах рукопису

Мащепко Сергій Ярославович Тривимірні моделі галактичних надоболонок

01.03.02 — астрофізика, радіоастрономія

Автореферат дисертації на одобуття вченого ступеня кандидата фіоико- математичних наук

Київ 1996

Робота рвдонана у Головній астрономічній обсерваторії Національної Академії Наук України.

Науковий керівник: кандидат фісшко-математнчцих наук

Силич Сергій Олександрович (ГАО НАН України, Київ)

Офіційні опоненти: доктор фіоико-математичних наук,

член-кореспондент НАН України Фоміп Петро Іванович (ІТФ НАН України, Коїв)

кандидат фіопко-математичннх наук Гнатик Богдан Іванович (ІППММ НАН України, Львів)

Провідна органіоація: Інститут космічних досліджень

Російської Академії Наук (Москва)

Захист відбудеться 4 жовтая 1896 року на оасіданні Спеці аліоова-вої рада Д01.74.01 при ІЬловній астрономічній обсерваторії НАН України (252660, Ктв-22, ІЬлосіїв), початок пасідаши об С| годині.

З дисертацією можна оонайомитися у бібліотеці ГЬлавної астрономічної обсерваторії Національної Академії Наук України.

Автореферат рооі сланий

1996 р.

Вчений секретар Спеціаліоованої рада кандидат фіоико-математнчних наук .

ГУсева Н. Г.

Актуальність темп

Відкриті приблизно 15 років тому падоболонки пейтральпдго водню, що розширюються в міжзоряпому середовищі, є в останні роки об’єктом прискіпливої уваги як спостерігачів, так і теоретиків. В сучасній картині будови міжзоряного середовища, що знаходиться в динамічній рівновазі під впливом потужиіх локальних джерел еперговиділенгтя, падоболонки грають ведучу роль. Феномен іпдуховапих ОВ-асоціаціями падоболопок, що розширюються, використовується для пояснення таких різних проблем в сучасній астрофізиці, як стимульоване зіркоутворепня, збагачення гал галактик тяжкими елементами, дефіцит газу в деяких карликових галактиках, утворення висохошвидкісннх хмар НІ. Для найбільш коректного рішення цих питань пеобхідшш розвиток тривимірних числових ггазодинамічних схем. Дуже ефективним в цьому випадку є лаграішевни по суті метод розрахунку еволюції падоболопок, який груїітусться на наближенні топкого шару.

В останні роки накопичується багатий спостережуваяьний матеріал по падоболопжах в сусідніх галактиках; також розвиваються тривимірні числові схеми для розрахунку їх еволюції. Це робпть актуальною проблему подання результатів числових розрахунків у вигляді, максимально наближеному до даних спостережень. Розвиток подібних алгоритмів дозволив би проводити пряме співставлепня результатів моделювання о областями о дефіцитом нейтрального водах», які спостерігаються а сусідніх галактиках. Подібний аналіз може підтвердити справедливість та адекватність моделей, якими користуються.

Мета роботи

Метою даної роботи є:

1. Подальший розвиток методу топкого шару для розрахунків еволюції . тривимірних надоболонок, що розширюються, ного адаптація для

ріопих моделей галактик.

2. Створення алгоритму, котрий дозволяє проектувати оболонки, що розраховані в наближенні топкого шару, на картинну площину п різних спектральних каналах. Береться до уваги кутопа роздільна вдатність радіотелескопа «та халтпчшга рух у міжзоряному газі.

З

3. Проведення роорахуніів еволюції иадоболонок для нашої, та двох інших галактик — ІІоІІ та М31, порівняння іо спостереженнями.

Структура та обсяг дисертаційної роботи

Робота складається із вступу, чотирьох рооділів та висновків. Загальний об’єм дисертації складає 106 сторінок, включаючи 27 малюнків, 0 таблиць та 95 наов бібліографічних джерел.

Зміст дисертації

Вступ

У вступі відображено актуальність теми дисертації, мету дослідження, основні положення, що виносяться ва оахист, вказана їх наукова нопгона та практична цінність. Т^кож описано, на яких семінарах та конференціях робота пройшла апробацію, та подано короткий оміст дисертації.

1. Надоболонки в нашій та сусідніх галактиках

1.1 Дані спостережень

Перші надоболонки нейтрального водню в нашій Гклактиці були відкриті наприкінці 70-х років Хейлесом (Heiles, 1979) на підставі аналізу проведеного ним о високою роодільною одатністю радіоогллду рооподілу НІ в лінії надтонкої структури водою 21 см. Маси виявлених холодних густих оболонок досягали 2 х 10т М0, їх рооміри — 2.4 кпс. Багато об’єктів пок&г оували оонаки рооширешія о кінетичною енергією до 10е3 ерг. Подальші рентгенівські спостереження виявили усередині деяких н&доболонок дуже гарячий рооріджений гаа.

Спостереження нейтрального водню в інших галактиках, виконані оа допомогою радіоінтерферометрів, покапали присутність в них великої кількості областей о дефіцитом НІ, які були інтерпретовані як прояви иадоболонок. В спіральних галактиках М31 (Brinks & Bajaja, 1986) та МЗЗ (Den) Sc den Hartog, 1990) виявлено 141 та 148 дар в рооподілі нейтрального водню, в неправильних галактиках Велика Магеланова Хмара (Meabuin, 1980) та Холмберг II (Puche et a¡., 1992) — 94 та 51 така дір&.

Розміри каверн в цих галактиках досягають 1700 цс, маса виметеного гаоу — 107 М0, кінематичний вік оцінюється в 2.5 - 150 шга. років.

1.2 Теоретичні моделі

На сьогоднішній день найбільш поширеним пояснениям феномену надо-болопок нейтрального водню, що розширюються, є вплив ОВ-асоціацій на навколишній гао. Механізм утворення оболонох оа рахунок комбінованої дії зоряного вітру та спалах in наднових буї? вперше запропонований Брувейлером (Bruchweiler et al., 1980) та Томісахого і Ікеуті (Tomisaka & Ikeuclii, 1981). В цих моделях початкова стадія ооряного вітру від 0-зірох описувалась рішенням Уівера та інших (Weaver ct ai, 1977). Приблизно через 5 млн. років головним джерелом енергії ставали послідовні спалахи наднових від В-оірок.

Одповимірні моделі еволюції оболонок (Bruchweiler ct al., 1980, Tbmi-saka & Ikeuchi, 1981, McCray & Kafatos, 1987) не могли корехтно описувати великі залишки о розмірами, більшими ніж масштаб неоднорідності галактичного гаоу (~ 150 пс), тому в подальшому були роовинуті дпахвимірпі алгоритми (Tomisaka S¿ Ikeuchi, 1986, Tenorio-Tagle к PalouS, 1987, Mac Low Sí McCray, 1988, Mac Low et al., 1989, Igumentahchev et al., 1990, та інші). Теноріо-'І&гле та Палоуш (Tenorio-Tagle & PalouS, 1987) і Мак Jloy та Маккрей (Mac Low ¿c McCray, 1988) в своїх числових схемах використовували наближення тонкого шару.

Щоб одночасно брати до уваги ях дпференційшсть обертання галактичного газу, так і стратифікованість розподілу газу та ^-компоненту гравітаційного поля галактики, необхідні вже тривимірні числові ходи. Ikii ходи, що грунтуються на наближенні тонкого шару, були запропоновані Бісяоватим-Коганом і Сшшчем (1991), Силичем (Silich, 1992) та незалежно Палоушем (PalouS 1990).

2. Утворення молекулярних хмар а тривимірних оболонках, що рооширюються

3.1 Івдуховайе пірюутвореяпл та походжепаї шиажуаяряшх міар

Накопичуються далі — ях спостережувальні, так і теоретичні — на хористі» того, що еволюція оболонох нейтрального водою тісно пов’язана о проблзмого оірхоутворення (Dopita et al., 1086, Elmegreen, 1987, McCray & Kafatos, 1987, та інші). Іо спостережень слідує, що оірхи утпоркь

в

рт*>сц переважно в велетенських молекулярних хмарах. Маккрей i Kft-фатос (McCray к Kafatos, 1987) та ТЬноріо-ІЬгле і Палоуш (Tenorio-Tagle íl Palouá, 1987) похапали, що подоболсткц на пісшіх стадіях своєї еволюції можуть формувати молекулярні хмари оначної маси. Але ці результати були отримані в одно- та двохвнмірних моделях, тому є дуже наближеними. ТЬхим чином, надоболонхи можуть служити основою для механізму індухованого зіркоутворення, що саморооповсюджусться. Підтвердженням цьому може бути той факт, що в деяких надоболонках спостерігається градієнт віку оірок, які онаходяться усередині оалишху (Dopita et al, 1985, Elmegreen, 1987).

В цьому рооділі розглядається питання про можливість утворення молекулярних хмар оначної маси внаслідок еволюції тривимірних надобо-лонох для конкретних умов нашої Гкпахтики.

2.2 Евопюці* тршшиірішх вадоболонох в Галах тиці

Для розрахунків еволюції надоболонок використовувалась числова гаоо-динамична схема, розвинута Бісноватим-Коганом і Силичем (1991) та Силичем (Silich, 1992), що грунтується па наближенні тонкого шару. В цьому наближенні є два головних спрощення: 1) вважається, що весь газ, який нагрібається, онаходиться безпосередньо за фронтом ударної хвилі; 2) тиск усередині задишка вважається однорідним. Уся оболонка розбивається на М лагранжевпх елементів. Для кожного о них записуються закони збереження маси та імпульсу. Зміна імпульсу лагравжевого елемента пов’язана о роботою сил тиску, імпульсом газу, що “налипає”, та роботою проти сил гравітації. Для усієї оболоики затісується закон збереження енергії, в якому береться до уваги внутрішнє джерело енергії. Отримана система o 7AÍ + 1 нелінійних диферепційнпх рівнянь першого порядку замикається рівнянням сталу ідеального газу.

Алгоритм розрахунку еволюції надоболонок із наближенні топкого шару був адаптований до параметрів нашої Галактики. Брались до уваги днференцішпсть обертання галактичного диску та внесок до гравітаційного поля як дискової компоненти, так і гада. Рооноділ газу по ^-координаті надавав ся у вигляді суми трьох компонент — двох гаусовнх та однієї експоненціальної. Початкові швидкість розширення І радіус оболонки та теплова енергія задишка задавалась аналітичним рішенням Уівера та ішішх (Weaver et al., 1977). Усього було розраховано 12 варіантів еволюції надобопонки о різними значеннями галактоцентричної відстані

а

([{ = 5,8.5,15 кпс), відстані джерела епергії від галактичної площини {%о — 0,50,100 пс) та темпу надходження енергії від спалахів наднових (£ = (0.3,1,3) х І О38 ерг/с). Через ЗО шт. років джерело енергії вимикалось, так як до цього пасу усі масивні зірки в ОВ-асоціації вибухають як наднові.

- Розрахунки показують, тцо па пізпіх стадіях еволюції падоболонох в шіх утворюється вузька пола поблизу галактичної плоіцшш, п якій променева концентрація латраішеиих елементів починає швидко оростатя. Цеп ефект обумовлепкй головним чппои впливом ^-компоненти гравітаційного поля галактики, який приводить до осідання зпачпої частини оболонки па площину 2 ~ 0 черео 25 - 00 мли. років (в належності від галак-тоцентричної відстані) після її утіюрсппя. Якщо ОВ-асоціація ро-гшіщ':па пад галактичпою плоіцшіото, зона збільшеної концентрації утворюється під пею. Для варіантів о відстапшо від центру ГЬлактпки 11 < 15 кпс та висотою пад галактичною площиною ¿То < 100 не променева концентрація N в цій ооні зростала настільки, Що для деяких лагралжевпх елементів починав викопуватись критерій скрапування атомарного водпю від оовпіш-нього поля УФ випромінюваній, що є необхідною умовою для його переходу в молекулярну форму: N > Ктт, до Л^грит = 10і1 (1/х0 сіл-3. (гІ>т х'

— вміст тяжзшх елементів п гаоі відносно навколосонячного вмісту.) Маса III, який може перейти у молекулярну форму, досягає 103 Ма, що перевищує маси типових велетенських модехудярних хмар. Умови для утворення Яз виконуються для тих елементів падобояонки, які розташовані не далі 100 пс від галактичної цпощшіп, що узгоджується іо спостережувальпим рооподілом молекулярного водню в нашій Галаятпці.

3. Нодоболопіш яа пробні частая длл аиоходжоппя оркптгшш галахтіхчного спілу

3.1 Постшіопаа оадачі

Різні сценарії походження великомасштабної структури Всесвіту та формування галактик передбачають різну кореляцію між напрямгами вектора кутового монету обертання (чи спіну) галагтнк іо рооподілом мас в протогалактпчпій хмарі. Положення Галактичної площипп в просторі може бути онайдєно, яїіцо нам відомі відношешія велшгої і малої осей спостерсмувального дйсяу гвлактйїп та тс, яка о половин пелиюї осі до пас наближується. Але в такому аналізі пепотпачепіоть п опатгп/ркеппі

напрямку галактичного спіпу — і' = і чи і1 = 180° — і — оалишається. (ТУт і — кут пахшху галактики, і' — кут між спіном галактики та променем оору.) Для усунення цісї невизначеності оараа використовують два методи: онаходжешія напрямку оакручешш спірального віоерунку галак-тиЕіі (в припущенні, що усі спіралі е відстаючими), та аналіз розподілу ннлопої матерії в галактичному диску (для галактик іо середнім кутом нахилу, що мають балда«). Як бачимо, ці методи непридатні для багатьох галактик (наприклад — для неправильних галактик о малим кутом ваг хилу). ,

В даному рооділі пропонується новий метод усунення невизначеності в онаходжеппі галактичного спіну, який грунтується на аналізі орієнтації областей о дефіцитом нейтрального водню, та використовує спотворення оболонок диференційним обертанням галактичного диску.

«.2 Чпслопа схема

Для моделювання еволюції надоболонок використовувалась 2.5-вимірна числова схема, яка була описана в попередньому рооділі. Алгоритм буй модифікований о тим, щоби врахупатн ефекти теплопровідності, які приводить до випаровування внутрішніх шарів хояодиої густої оболонки, встановлення сіегіеневого рооподілу температури та густини гаоу водовЖ радіусу та об' льшелня втрат енергії оа рахунок випромінювання цього газу (Саяи>г еі аі., 1975).

Для порівняння реоультатів числового моделювання о даними спостережень необхідно онапти рооподіл променевої концентрації нейтрального водню в картинній площині іо врахуванням внесків ях оболонки, так і навколишнього міжсоряпого гаоу. На пізніх стадіях еволюції на<• доболонхн мають складну тривимірну морфологію, тому була роовпнена процедура- числової проекції оболонок на картинну площину. В отриманому рояподілі променевої концентрації нейтрального водню контур, який відповідає половині глибини діри, »прокошувався еЛінсом, що дозволяло онаити орієнтацію діри — кут ір в картинній площині між продовженням радіуса-вєктора від центру галактики та великою віссю еліпса.

3.3 Напрямок вектора кутового моменту обертання гшшхтвк

Числові розрахунки еволюції надоболонок та проекції отриманого рооподілу нейтрального водню на картинну площину були проведені для модо-

лей двох галактик: неправильного карлика Holl (UGC 4305) і велетенської спіралі М31. Для опису гравітаційного поля галактики ІІоІІ була використала модель Кіпга, параметри якої були отримані о апроксимації кривої обертання, що спостерігається, модельною кривою. Вертикальний роо-поділ НІ для цісї галактики оадапался у пигляді гаусіали □ шкалою висот Я = 625 пс. Розподіл маси п галактиці М31 моделювався як сума днохекс-поиенціального (у R та Z напрямках) диску та сферичного балджу, що дуже добре описує криву обертання, яка спостерігається (Braun, 1991), Розподіл густини газу у Z-напрямку для N131 був отримапий па підставі припущення про гідростатичну рівновагу та постійність теплоємності гаг лактичного гаоу.

Усього було розраховано 6912 проекцій оболонок па картинну площину для моделі галактики НоІІ, і стільки ж —для галахтики М31. Кути ір були обчислені для надоболопок різного віку, які знаходяться па різних відстанях від центру галактики, о різною потужністю центрального джерела енергії L, різними полярними кутами 0 (який характеризує положення оболонки в площині галактики відносно лінії вузлів) та для різних кутів нахилу галактики і.

Результати розрахунків показують, що є дві зони поблизу лінії вузлів галактики та перпендикулярної до неї лінії, в яких орієнтація переважної більшості областей о дефіцитом нейтрального водню залежить від напрямку спійу галактики: якщо для більшості дір в цих зонах 90° < <р < 180е, то сніп повипен бути спрямований до спостерігача; дня протилежного випадку 0° < (р < 90е спін спрямований від спостерігача. Ширина зон залежить від кута нахилу та морфології Галактики. ТЬким чином, ПсЧдобояонка можуть слугувати індикатором напрямку сліпу галактик. Аналіз орієнтації дір, Лкі спостерігаються, ііідтверджує те, що спін гаг лактпки М31 сирямовайнй в бік спостерігача, і вкапує па те, що вектор кутового моменту обертання ґалактйки НоІІ спрямований від спостерігача.

4. Проява надобояоаоз □ різних спектральних кгшалгис 4.1 ШстамЬпга айДаЧІ При складішпі каталогів областей о дефіщггои нейтрального водню в іп-ішпс галахтйхая, ах правий, використовують слідуючі критерії (Brinks & Bajaja, 1Ö86, Dmil & den Hartog, 1090, Puclio 6t al., 1992): 1) діра n

НІ повніша спостерігатися щонаямешл в трьох послідовних спектральних каналах; 2) центр діри в цих каналах не повинен зміщуватись; 3) діра иовіїнаа мати добрий контраст u усіх відповідних каналах; 4) форма діри повинна бути блиоьяою до еліпсу. Ці критерії не е строго обгрунтованими, а грунтуються на інтуїтивному уявленні upo те, як повинна виглядати оболонка, що розширюється. В даному рооділі вони аналізуються о точки оору результатів числового моделювання еволюції оболонок.

4.2 Числова схема

Для моделювання еволюції надоболонок був використаний описаний в двох попередніх рооділау. алгоритм, який грунтується на наближенні тонкого шару, та описані & третьому рооділі моделі галактик НоІІ і М31. Проце-дургі проекції оболонок на картинну площину (розділ 3) була модифікована □ тим, щоб замість розподілу інтегральної променевої концентрації можливо було отримувати розподіл променевої концентрації в ріоних спектральних каналах. Пропускна одатність спектральних фільтрів задавалась у вигляді гаусі ані: о диснерсіею a¡. Припускалось, що неотурбова-ний газ має постійне значення одновимірної дисперсії хаотичних рухів (теплових та турбулентних) ад водовж променя оору. Отриманий розподіл променевої концентрації огладжувався з тим, Щоб узяти до уваги просторову роздільну вдатність радіотелескопа.

4.3 Реоультатн ромрахуцків

Було рооглянуто два варіанти еволюції надоболошш: одип в галактиці М31, та інпіий в галактиці НоІІ. Після 25 мли. розів еволюції в галактиці М31 оболонка проектувалась на картинну площину в різних спектральній каналах для чотирьох значень полярного кута в — 0°,309,с0° і 90е. В галактиці НоІІ проекції були виконані для моменту часу і - 40 млн. рохії для полярних кутів 0 = О6,45е та 00* . Характеристик и снектральню фіш/грів та роздільна одатність радіотелескопа були вибрані близьким! до параметрів реальних спостережень розподілу нейтрального подою і цих галактиках. *

Аналіз отриманих мал розподілу Ні в різних спегтральнпх канаяаз показує, що падоболошш проявляють себе як діри в ркшо$яі нейтраль ного водню щонайиенш в трьох сусідніх каналах иайже в усіх розглянути: варіантах (о єдиним винятюм $ — 90е для М31, де діра спостерігається

лигає d одному каналі). В усіх цих випадках добре виконується четвертий спостережувальпий критерій (еліпсоподібність форми діри). Але перші три критерії добре описують дише оболонки, які знаходяться побшгоу лінії пуолів галактики (9 ~ 0°), і опачно гірше — оболонки о поляршшп кутами в -* 90°. Це пеобхідпо брати до уваги при складати спнсхів дір в рооноділі III в сусідніх галактиках.

Висновки

У висновках коротко наводяться осиовні результати, отримані в дисертаційній роботі, та обгопорюються деякі перспективи їх подальшого розвитку.

Літературні джерела

Braun, IL, 1991, Astrophys. J. 372, 54 Brinks, E. k Bajaja, E., 1986, Astron. Astrophys. 169, 14 Brudiweiler, F. G., Gull, T., Kafatoa, M. k Sofia, S., 1980, Astrophya. J. 253, L27

Castor, J., McCray, R. k Weaver, R., 1975, Astrophys. J. 200, L107 Deul, E. R. k den Hartog, R. H., 1990, Astron. Astrophys. 220, 302 ’ Dopita, M. A., Mathewson, D. S. k Ford, V.L., 1985, Astrophya. J. 207, 599 Elmegreeii, B. G., 1987, in IAU Symposium No.115, ed. M. Peimbert and J.

Jugaku (Dordrecht, Reidel), p. 457 ІІЄІІЄ8, C., 1979, Astrophys. J. 229, 533

Igumeutshchev, I. V., Shustov, В. M. k Tutukov, A. V., 1990, Astron. Astro-phye. 234, 396

Mac Low, M.-M. k McCray, R.( 1988, Astrophys. J. 324, 778

Mac Low, M.-M., McCray, R. k Norman, N. L., 1989, Aetrophys. J. 337,141

McCray, R. k Kafatos, M.t 1987, Astrophys. J. 317, 190

Meabura, J.» 1980, Mon. Not. R. Astron. Soc. 102, 305

PalouS, J., 1990, in The Interstellar Diak-Halo Connection in Galaxies, ed.

H. Bloemen (Srerrawatht, Leiden), p. 101 Puche, D.( Wcstpfahlj D., Brinks, E. k Roy, J.-R.> 1992, Astron. J. 103,1841 Silich, 8. A., 1992, Astrophys. Space Sd. 195, 317 Tenorio-Tkglo, G. k PalouS, J., 1987, Astron. Astrophya. 186, 287 Ibmisaka, K. k Ikeuchi, S., 1981, Astrophys. Spaed Sd. 78, 273 Ibmieaka, K. k Iksuchi, S., 1986, Publ. Astron. Soc. Jap. 38, 697

И

Weaver, R., McCray, lt., Castor, J., Shapiro, P. li Moore, R., 1977, Aetrophys.

J. 218, 377

Висноватий-Коган Г. С., Сшшч C. A., 1991, Астрой, жури. 68, 749

Наукова новизна

У роботі отримані слідуючі нові реоультати:

]. Проведено числове моделювання еволюції тривимірних оболонок, які утворюються навколо лоту жніх ОІЗ-асоціацій, при ріоних положеннях останніх відносно центру Галактики та відстаннях до екваторіальної площини І&яактики.

а). Покаоано, що на ніаніх стадіях еволюції великих оболонок в них можуть реаліоовуватись умови, необхідні для утворення молекулярного водню оагальпою масою до ~ 10е MQ, Велетенські оболонки, які утворюються навколо великих ОВ-асоціацій, можуть слугувати, таким чином, ефективним механісшаі.1 переводу атомарного водню у молекулярну форму та утворення велетенських молекулярних комплексів — центрів формування аірок наступного покоління.

б), Роорахунки покаоують, що молекулярний ran може утворюватись тільки в оболонках, котрі онаходнться на відстанях, менших 16 кнс від центру Ісілахтики, і тільки в тому випадку, коли ОВ-асоціація рооміщена на невеликих (менших 100 пс) відстанях від площини Пілактикн.

в). Умови, необхідні для утворення молекулярного гаоу, реаліоуються лише в дуже вуоьких по ^-координаті частинах оболонок. Молекулярні кільця чи сегменти та хмари( ЩО В них утворюються, можуть виникнути тільки в тих Частинах оболонок, котрі віддалені від площини ГЬлактшси на відстань fie більше 100 не. Більша частила молекулярного гаоу накопичується & двох протилежних кінцях молекулярного кільця, що нрйблипйо відповідають напрямку галактичного обертання.

2. ікшроіюнпвало новин метод усунення невшначеиості в знаходженні істинної о напрямку вектора кутового мамонту обертання галактик,

що грунтується на порівнянні результатів моделювання еволюції пад-оболопок о даними спостережень про напрямки витягиепь дір в роо-поділі нейтрального водню.

а). Покапало, що вектор хутового моменту обертання галактики повинен бути спрямований в бік спостерігача, якщо витягненая більшості дір в секторах поруч о великою та малою віссю диску галактики орієнтовані в інтервалі 90° < <р < 180°. гіут <р — кут між напрямком витягнення і радіусом-всктором дірп у картинній площині. Якщо лі оболонки орієнтовані гак, що сностережувальиі кути с.копцєнтровапі в інтервалі 0е < <р < 90°, то сніп галактики повинен бутп спрямований від спостерегача.

б). ПІирипа секторів, в яких онаходжепня істппного напрямку спіну галактпхп можливе о високою достовірністю, омігооється п широких межах в оадежпості від морфології та кута нахилу галактики.

в). Аналіз витягнень дір в оопах достопірпості вкапує па те, що спін галактики ИоІІ спрямований від спостерігача, та підтверджує напрямок вектора кутового моменту обертання галактики М31 в бік спостерігача.

3. На прикладі галаятпх НоІІ і М31 внвчепі прояви падоболопок в ріппих спектральних каналах.

а). ІІобудовало алгоритм, що дооволяє отримувати мани розподілу променевої концентрації НІ в ріоних частотних каналах, в якому береться до уваги кутова роодільпа одатпість радіотелескопа та хаотичні рухи в міжооряиому середовищі. Роороблеппи алгоритм дооволяє перейти до беопосереднього порівняння числових моделей еволюції тривимірних оболонок о даними радіоастрономічних спостережень.

б). На прикладі декількох падобояонок в галазтігаах М31 і НоІІ покапало, що ари моделюванні спосТережувальпих проявів оболонок (тахих, як присутність (замкнених контурів в рооПоділі променевої концентрації в спектральних каналах та “дпохгорбість” гліок-тральппх ліній) принципово необхідно враховувати роогаирення лінії НІ 21 см, яке відбувається оа рохуног хаотичних рухів у иіжооряному галі.

в). В реоультаті апаліоу теоретично розрахованих проекцій над-

оболонок виявлено, що центр діри, котра спостерігається в розподілі НІ, може зміщуватись в різних спектральних каналах. Цей ефект обумовлений головним чпном впливом диференціального обертати міжзоряного гаву та найбільш значимий для падобо-аонок, котрі знаходяться далеко від лінії вузлів галактики. Але в цих каналах контраст діри дуже падає, що ускладнює її виділення на фоні навколишнього газу. .

г). Числові розрахунки декількох оболонок в галактиках М31 та ІІоІІ показують, що три іо чотирьох критеріїв відбору областей із дефіцитом НІ, якими звичайно користуються при аналізі радіоастрономічних даних, — можливість спостерігати діру щопай-иеїхш в трьох послідовних спектральних канапах, нерухомість центру діри у відповідних каналах та достатньо високий контраст діри — добре виконуються для надоболонок, які розміщені поблизу лінії вузлів галактики. При переході до полярних кутів, близьких до в — 90®, їх оастосовуваність погіршується; ідентифікувати аналогічні падоболопки о використанням даних критеріїв стас значно складніше. Четвертий спостережупальшш критерій (пабяиженшсть форми краю діри до еліпсу) виконується

• оадовільио в усіх розглянутих прикладах.

Результати, які виносяться на оахнет

1. Показана можливість утворення хмар молекулярного водню зі значними масами в реоультаті еволюції в ІЬлактиці тривимірних иадобо-конок, що розширюються.

2. Розроблена процедура проектування результатів числових розрахунків еволюції падоболопок, котрі виконані в паближешгі тонкого шару, на картинну площину.

3. Отримано новий метод усунення невизначеності в знаходженні істинного напрямку вектора кутового моменту обертання галактик.

4. Вивчені прояви надоболонок в різних спектральних каналах.

Наукова та практична цінність

в Алгоритм для роорахупків еволюції падоболонок в наближенні тонкого шару, адаптований під умови Галактики та галактик НоІІ і М31, може бути в подальшому иіікорпсташш для проведення різних числових експериментів як в цих, так і в інших гал актиках. Серед найближчих можливих оадач — роорахунок еволюції падоболонок в галактиці МЗЗ; отримання мал рентгенівської спітпості падоболопох для нашої та сусідніх галактик; моделювання оболонок, котрі виникають усередині велетенської молекулярної хмари.

в Для Пшактики опапдепо умови, прн яких в реоультаті еволюції тривимірних падоболонок можливе утворення молекулярних хмар о маг сами, блпоькпми до мас велетенських молекулярних хмар.

о Роороблеппй алгоритм роорахунку мап рооподілу променевої концентрації III в спектральних каналах, в якому береться до уваги кутова роодільна одатність радіотелескопа, може бути в подальшому використаний для порівпяпня реоультатів числового моделювання епошоції падоболонок в сусідніх галактиках о ріопими даними сностерехсень. Він також може бути адаптований для отримання радіомап об’єктів в Галактиці та для побудови мап рентгенівської світності оболонок.

о Отримало принципово новий метод усунення певнопачепості и [знаходженні істинного напрямку вектора кутового моменту обертання галактик, що грунтується па аналізі орієнтації дір в рооподілі НІ, нокаоапо можлппість його (застосування для галактик о рівною морфологією та ріопими кутами нахилу,

• Вионачено напрямки векторів кутового моменту обертання галактик НоІІ та М31.

Апробацій роботи

Основні результати дисертації доповідались: на семінарах відділу “Фіоика оірок та галактик** ГАО НАНУ; на конференції “Numerical Simulations in Astrophysics” (Мехико, Мексіка, 1993р.); в Четвертій літній школі о спостережуй альпої астр оф і о от и при Ватгасапській обсерваторії

(Кастел Ісіидольфо, Італія, 1993р.); на конференції “Astrophysics and cosmology after Gamow” (Одеса, 1994р.); на конференції, присвяченій 225-ій річниці Астрономічної обсерваторії Львівського університету (Львів, 1094р.).

Осиовні результати дисертації опубліковані в роботах

1. Mashchenko, S. Ya. & Siiich, S. A. “Formation of molecular clouds in expanding supershella: 3-D models”, 1994, in Numerical Simulations in Astrophysics, edited by J. Fronko, S. Lizano, L. Aguilar and E. Daltabuit (Cambridge Uuiv. Press, Cambridge), p. 202.

2. Мащешсо С. Я., Силич С. А. “Об обраоовании молекулярных облаков в трехмерных расширяющихся оболочках”, 1994, Астрон. журн. Ті, 237.

3. Мащецко С. Я., Сшіігч С. А. “Расширяющиеся оболочки в галактике ІІОІІ: сравнение реоудьтатов чи слан його моделирования с данными наблюдений”, 1995, Астрой, жури. 72, 6С0.

4. Siiich, S. A., Mashchenko, S. Ya., Tenorio-Tagle, G. & Franco, J. “Super-

8hells as probe particles for the study of the galactic spin orientation”, 1996, Mon. Not. R.. Aetron. Soc. ,

5. Мащешсо С. Я., Силич С. А. “Проявление HI оболочек в раоных частотных каналах”, препринт ГАО- 96-2Р, Киев, 1990, 20 с.

В наукових статтях, опублікованих у співавторстві, автору дисертації належать: обговорення постановки оадач, рооробка алгоритмів та проведення роорахунків, спільна інтерпретацій отриманих результатів.

Автор дуже вдячний науковому керівнику С. А. Силичу оа постійну поміч та підтримку при виконанні цієї роботи, & також Г, Тепоріо-Ткгле та Дж. Франко па плідне співробітництво. Дисертаційна робота була частково підтримана грантами UCBOOOI8F, UC9200ISF та уряду України

і PSU052088 IS8EP.

Аппотацня

Мавденяо С. Я. Трехмерныо модели галактических сперх-оболочек. Диссертационная работа (рукопись) па соискание ученой степени капдидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 -т- астрофизика и радиоастрономия. Плавная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киеп, 1996.

Защищаются 5 научных работ, посвященных моделированию трехмерных расширяющихся сверхоболочек нейтрального водорода и сраппе нию результатов расчетов с данньши рздиопаблюдений.

Численная трехмерная газодинамическая схема для расчета оволю-ции расширяющихся сверхоболочек нейтрального водорода, основанная па приближении топкого слоя, была адаптирована для различных галактических окружений. Ио результатов вычислений покапано, что на ноодних стадиях оволгоцпп Галактические сверхоболочкп могут формировать мас-спвпые молекулярные облака. Такие облака могут обраоовываться только в сверхоболочхах, расположенных на расстоянии не более 15 кпе от центра Галактика, и не далее 100 пс от галактической плоскости. ТЪхим .образом, сверхоболочки могут служить «эффективным механизмом перевода меж-овсодного атомарного водорода в молекулярную форму.

Получен новый метод устранений неопределенности в определении направления вектора галактического углового момента. Он основал на сравнении направления вытянутостей наблюдаемых дыр в распределении НІ с результатами моделирования овошодйй трехмерных сверхободочек. Подтверждено, что спин галактики М31 направлен в сторону наблюдателя, и получено, что сиий галактики Holl направлен от наблюдателя.

Описав алгоритм, позволяющий строить воображения трехмерных свергоболочек вентрального водорода в картинной плоскости в раоличных спектральных каналах. Принимаются во внимание уширение линии 21 см, выовааное хаотическими движениями в Газе, и угловое разрешение радиотелескопа. На примере нескольких сверхоболочек для моделей галактик М31 и Holl проанализированы критерии, обычно применяемые при составлении каталогов областей с дефицитом III в близких галактиках. Показано, что три на них — наблюдаемость “дыры” не менео чем в трех соседних частотных каналах, неподвижность центра “дыры” и ее хороший контраст с фоном во всех соответствующих каналах — хоропго выполняются для сверхоболочск, находящихся вбляпи линии унтов Г WIRK-

Abstract

Mashchenko S. Ya. Three-dimensional models of the galactic euperahells. Candidate of Sciences (Physics and Mathematics) in 01.03.02

— Astrophysics and ltadioastronomy, a manuscript. Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine, Kyiv, 1996.

Five papers on simulating the three-dimensional expanding HI Buper-shella and comparing the results obtained with observational data are defended.

Numerical 3D hydrodynamic scheme based on thin layer approximation to simulate the superbubble evolution has been adopted for different galactic environments. From the results of simulations it has been shown that Milky Way supersheila can form massive molecular clouds at the late stages of evolution. Such clouds can be formed only in the superbubbles with galactoccntric radii R < 15 kpc and if the distance of parental OB-association to the plan« of Galatfy ia Z < 100 pc. Thus, the superehells can he an efficient mechanism for transferring the interstellar atomic hydrogen to molecular form.

New method to remove the uncertainty in the galactic angular momentum determination has been obtained. It is based on comparison of elongatior directions of the observed holes in HI distribution with the results of 3D supershell evolution simulations. It has been confirmed that the M31 galaxj spin is directed to observer, and has been shown that the HoII galaxy spin ia directed outwards.

A procedure allowing to project the results of 3D superahell simulation.1 on the plane of view in different velocity channels has been introduced. It takei into account a widening of the 21 cm spectral line due to chaotic motions in th< ISM, and radiotelescope beam smoothing. For a few supershells in the M31 and HoII model galaxies the criteria usually used for compiling the HI defici regions lists have been analyzed. It has been shown that three of these criteria

— presence of hole in at least three successive velocity channels, stationary of the hole center and good contrast of the hole to its surroundings in al the relevant channel maps — describe very well supershells located near thi galactic line of nodes, and much worse — the ones being far away from thi line.