Μη γραμμικά φαινόμενα σε μοντέλα απόκρισης δισκοειδών γαλαξιών

Abstract

We studied dynamical mechanisms that form a barred-spiral morphology, by means of response models and by investigation of the orbits that support the observed features. Firstly, we investigated the dynamics of a barred-spiral model which consists of an inner barred-spiral structure, surrounded by an oval-shaped disc and a fainter set of arms at larger radii. The bar and the spiral arms inside corotation are structured to a large extent by regular orbits, while the spiral arms beyond corotation are built by chaotic orbits. The vast majority of those chaotic orbits include in their morphology the imprints of ``4:1-resonance-like'' orbits. In the case of a barred-spiral model when the system is rotating slowly the bar is structured mainly by sticky orbits from regions around the stability islands of the central family. This leads to the appearance of X-features in the bars on the galactic plane.Finally, we examined the relation between stellar and gaseous flows in the spiral arm regions of barred-spiral potentials.Clumps of local overdensity are formed in the inner gaseous arms as the gas shocks in the spiral arms regions, while clumps beyond corotation are formed as the flows along the two arms meet close to the Lagrangian points.

Μελετήσαμε δυναμικούς μηχανισμούς που διαμορφώνουν μια ραβδωτή-σπειροειδή μορφολογία μέσω μοντέλων απόκρισης και με τη διερεύνηση των τροχιών που υποστηρίζουν τις παρατηρούμενες δομές. Αρχικά μελετήθηκε η δυναμική ενός αστρικού μοντέλου που εμφανίζει ένα εσωτερικό σύστημα ράβδου-σπειρών, το οποίο περιβάλλεται από έναν οβάλ δίσκο καθώς και ένα δεύτερο σετ σπειρών που εκτείνεται σε μεγαλύτερες αποστάσεις. Το εσωτερικό σύστημα ράβδου-σπειρών βρίσκεται εσωτερικά της συμπεριστροφής και υποστηρίζεται κυρίως από οργανωμένες τροχιές. Αντίθετα οι εξωτερικές σπείρες υποστηρίζονται από χαοτικές τροχιές. Οι χαοτικές τροχιές ανήκουν στην πλειοψηφία τους στο λεγόμενο ‘θερμό αστρικό πληθυσμό’ και εμπεριέχουν στη μορφολογία τους είτε μια χαρακτηριστική ‘4:1’ δομή. Στη συνέχεια μελετήσαμε μια περίπτωση με ακόμη πιο μικρή ταχύτητα περιστροφής του συστήματος. Τότε, στο διάγραμμα της χαρακτηριστικής της κεντρικής οικογένειας των περιοδικών τροχιών εμφανίζεται μία ‘διευσταθής περιοχή’. Στο μοντέλο αυτό δημιουργείται ένας σχηματισμός ‘Χ’ στο εσωτερικό της ράβδου επί του γαλαξιακού επιπέδου που υποστηρίζεται κυρίως από sticky χαοτικές τροχιές στις περιοχές γύρω από τις νησίδες ευστάθειας της κεντρικής οικογένειας. Τέλος, μελετήσαμε την απόκριση του αερίου σε διάφορα μοντέλα μεταβάλλοντας τη γωνιακή ταχύτητα περιστροφής καθώς και το πλάτος της διαταραχής. Συγκρίναμε τις ροές της αστρικής και της αέριας συνιστώσας και εντοπίσαμε τους δυναμικούς μηχανισμούς που οδηγούν στη δημιουργία συμπυκνώσεων στις περιοχές των σπειρών.