stringtranslate.com

Формирование и эволюция галактики

Изучение формирования и эволюции галактик связано с процессами, которые сформировали неоднородную вселенную из однородного начала, формированием первых галактик, тем, как галактики изменяются с течением времени, и процессами, которые породили разнообразие структур, наблюдаемых в соседних галактиках. Предполагается, что формирование галактик происходит из теорий формирования структур в результате крошечных квантовых флуктуаций после Большого взрыва . Простейшей моделью, в целом согласующейся с наблюдаемыми явлениями, является модель Lambda-CDM — то есть кластеризация и слияние позволяют галактикам накапливать массу, определяя как их форму, так и структуру. Гидродинамическое моделирование, которое моделирует как барионы , так и темную материю , широко используется для изучения формирования и эволюции галактик.

Обычно наблюдаемые свойства галактик

Камертонная диаграмма Хаббла морфологии галактики

Из-за невозможности проводить эксперименты в открытом космосе, единственный способ «проверить» теории и модели эволюции галактик — это сравнить их с наблюдениями. Объяснения того, как галактики формировались и развивались, должны быть способны предсказывать наблюдаемые свойства и типы галактик.

Эдвин Хаббл создал раннюю схему классификации галактик, теперь известную как диаграмма камертона Хаббла. Она разделила галактики на эллиптические , нормальные спиральные , перемычные спирали (такие как Млечный Путь ) и нерегулярные . Эти типы галактик демонстрируют следующие свойства, которые можно объяснить с помощью современных теорий эволюции галактик:

Теперь астрономы полагают, что сначала, вероятно, образовались дисковые галактики, а затем они превратились в эллиптические галактики в результате слияний галактик.

Текущие модели также предсказывают, что большая часть массы в галактиках состоит из темной материи , субстанции, которая не наблюдается напрямую, и может не взаимодействовать никакими способами, кроме гравитации. Это наблюдение возникает из-за того, что галактики не могли бы сформироваться так, как они сформировались, или вращаться так, как мы видим, если только они не содержат гораздо больше массы, чем можно наблюдать напрямую.

Формирование дисковых галактик

Самая ранняя стадия эволюции галактик — их формирование. Когда галактика формируется, она имеет форму диска и называется спиральной галактикой из-за спиралевидных «рукавных» структур, расположенных на диске. Существуют разные теории о том, как эти дискообразные распределения звезд развиваются из облака материи: однако в настоящее время ни одна из них точно не предсказывает результаты наблюдений.

Нисходящие теории

Олин Дж. Эгген , Дональд Линден-Белл и Аллан Сэндидж [1] в 1962 году предложили теорию, согласно которой дисковые галактики образуются в результате монолитного коллапса большого газового облака. Распределение материи в ранней Вселенной было в сгустках, состоящих в основном из темной материи. Эти сгустки взаимодействовали гравитационно, создавая приливные моменты друг на друга, которые давали им некоторый угловой момент. По мере того, как барионная материя охлаждалась, она рассеивала часть энергии и сжималась к центру. При сохранении углового момента материя вблизи центра ускоряет свое вращение. Затем, подобно вращающемуся шарику теста для пиццы, материя формируется в плотный диск. После того, как диск остывает, газ не является гравитационно устойчивым, поэтому он не может оставаться единым однородным облаком. Он распадается, и эти более мелкие облака газа образуют звезды. Поскольку темная материя не рассеивается, поскольку она взаимодействует только гравитационно, она остается распределенной за пределами диска в том, что известно как темное гало . Наблюдения показывают, что существуют звезды, расположенные за пределами диска, что не совсем соответствует модели «теста для пиццы». Впервые Леонард Сирл и Роберт Зинн [2] предположили , что галактики образуются путем слияния более мелких прародителей. Эта теория, известная как сценарий формирования сверху вниз, довольно проста, но больше не принята широко.

Теория снизу вверх

Более поздние теории включают кластеризацию гало темной материи в процессе снизу вверх. Вместо того, чтобы большие газовые облака сжимались, образуя галактику, в которой газ распадался на более мелкие облака, предполагается, что материя начиналась в этих «меньших» сгустках (массой порядка шаровых скоплений ), а затем многие из этих сгустков слились, образовав галактики, [3] которые затем были притянуты гравитацией, образовав скопления галактик . Это по-прежнему приводит к дискообразным распределениям барионной материи с темной материей, образующей гало, по всем тем же причинам, что и в теории сверху вниз. Модели, использующие этот тип процесса, предсказывают больше маленьких галактик, чем больших, что соответствует наблюдениям.

Астрономы в настоящее время не знают, какой процесс останавливает сжатие. Фактически, теории формирования дисковых галактик не преуспели в определении скорости вращения и размера дисковых галактик. Было высказано предположение, что излучение от ярких недавно образовавшихся звезд или от активного ядра галактики может замедлить сжатие формирующегося диска. Также было высказано предположение, что гало темной материи может притягивать галактику, тем самым останавливая сжатие диска. [4]

Модель Lambda-CDM — это космологическая модель, которая объясняет формирование Вселенной после Большого взрыва . Это относительно простая модель, которая предсказывает многие свойства, наблюдаемые во Вселенной, включая относительную частоту различных типов галактик; однако она недооценивает количество тонких дисковых галактик во Вселенной. [5] Причина в том, что эти модели формирования галактик предсказывают большое количество слияний. Если дисковые галактики сливаются с другой галактикой сопоставимой массы (не менее 15 процентов от ее массы), слияние, скорее всего, уничтожит или, как минимум, значительно разрушит диск, и полученная галактика, как ожидается, не будет дисковой галактикой (см. следующий раздел). Хотя это остается нерешенной проблемой для астрономов, это не обязательно означает, что модель Lambda-CDM полностью неверна, а скорее то, что она требует дальнейшего уточнения для точного воспроизведения популяции галактик во Вселенной.

Слияния галактик и образование эллиптических галактик

Художественное изображение огненной бури рождения звезд глубоко внутри ядра молодой, растущей эллиптической галактики.
NGC 4676 ( галактики Мыши ) является примером современного слияния.
Галактики Антенны представляют собой пару сталкивающихся галактик: яркие голубые узлы — это молодые звезды, которые недавно вспыхнули в результате слияния.
ESO 325-G004 , типичная эллиптическая галактика

Эллиптические галактики (особенно сверхгигантские эллиптические , такие как ESO 306-17 ) являются одними из крупнейших известных на сегодняшний день . Их звезды находятся на орбитах, которые случайно ориентированы внутри галактики (т. е. они не вращаются как дисковые галактики). Отличительной чертой эллиптических галактик является то, что скорость звезд не обязательно способствует сплющиванию галактики, как, например, в спиральных галактиках. [6] Эллиптические галактики имеют центральные сверхмассивные черные дыры , и массы этих черных дыр коррелируют с массой галактики.

Эллиптические галактики имеют две основные стадии эволюции. Первая связана с ростом сверхмассивной черной дыры за счет аккреции остывающего газа. Вторая стадия отмечена стабилизацией черной дыры путем подавления остывания газа, таким образом оставляя эллиптическую галактику в стабильном состоянии. [7] Масса черной дыры также коррелирует со свойством, называемым сигма , которое представляет собой дисперсию скоростей звезд на их орбитах. Эта связь, известная как связь М-сигма , была открыта в 2000 году. [8] Эллиптические галактики в основном лишены дисков, хотя некоторые выпуклости дисковых галактик напоминают эллиптические галактики. Эллиптические галактики, скорее всего, находятся в переполненных областях Вселенной (таких как скопления галактик ).

Теперь астрономы рассматривают эллиптические галактики как одни из самых развитых систем во Вселенной. Широко признано, что основной движущей силой эволюции эллиптических галактик является слияние более мелких галактик. Многие галактики во Вселенной гравитационно связаны с другими галактиками, что означает, что они никогда не избегнут их взаимного притяжения. Если эти сталкивающиеся галактики имеют схожий размер, то результирующая галактика не будет похожа ни на одну из своих прародительниц, [9], но вместо этого будет эллиптической. Существует много типов слияний галактик, которые не обязательно приводят к эллиптическим галактикам, но приводят к структурным изменениям. Например, считается, что небольшое событие слияния происходит между Млечным Путем и Магеллановыми Облаками.

Слияния таких крупных галактик считаются интенсивными, а фрикционное взаимодействие газа между двумя галактиками может вызвать гравитационные ударные волны , которые способны образовывать новые звезды в новой эллиптической галактике. [10] Последовательно снимая несколько изображений различных столкновений галактик, можно наблюдать хронологию слияния двух спиральных галактик в одну эллиптическую галактику. [11]

В Местной группе Млечный Путь и Галактика Андромеды гравитационно связаны и в настоящее время приближаются друг к другу на высокой скорости. Моделирование показывает, что Млечный Путь и Андромеда находятся на пути столкновения и, как ожидается, столкнутся менее чем через пять миллиардов лет. Во время этого столкновения ожидается, что Солнце и остальная часть Солнечной системы будут выброшены со своего текущего пути вокруг Млечного Пути. Остаток может быть гигантской эллиптической галактикой. [12]

Гашение галактики

Звездообразование в ныне «мертвых» галактиках прекратилось миллиарды лет назад. [13]

Одно наблюдение, которое должно быть объяснено успешной теорией эволюции галактик, — это существование двух различных популяций галактик на диаграмме цвет-величина галактик. Большинство галактик, как правило, попадают в два отдельных положения на этой диаграмме: «красная последовательность» и «голубое облако». Галактики красной последовательности, как правило, не образуют звезд эллиптические галактики с небольшим количеством газа и пыли, в то время как галактики голубых облаков, как правило, являются пыльными спиральными галактиками, образующими звезды. [14] [15]

Как описано в предыдущих разделах, галактики имеют тенденцию эволюционировать от спиральной к эллиптической структуре посредством слияний. Однако текущая скорость слияний галактик не объясняет, как все галактики переходят из «голубого облака» в «красную последовательность». Она также не объясняет, как прекращается звездообразование в галактиках. Поэтому теории эволюции галактик должны быть способны объяснить, как прекращается звездообразование в галактиках. Это явление называется «гашением» галактик. [16]

Звезды формируются из холодного газа (см. также закон Кенникатта-Шмидта ), поэтому галактика гаснет, когда в ней больше нет холодного газа. Однако считается, что гашение происходит относительно быстро (в течение 1 миллиарда лет), что намного короче времени, которое потребовалось бы галактике, чтобы просто израсходовать свой резервуар холодного газа. [17] [18] Модели эволюции галактик объясняют это, выдвигая гипотезу о других физических механизмах, которые удаляют или перекрывают подачу холодного газа в галактику. Эти механизмы можно в целом разделить на две категории: (1) превентивные механизмы обратной связи, которые не дают холодному газу проникать в галактику или не дают ему производить звезды, и (2) механизмы обратной связи выброса, которые удаляют газ, так что он не может образовывать звезды. [19]

Один теоретический превентивный механизм, называемый «удушением», не позволяет холодному газу проникать в галактику. Удушение, вероятно, является основным механизмом гашения звездообразования в близлежащих галактиках с малой массой. [20] Точное физическое объяснение удушения до сих пор неизвестно, но оно может быть связано с взаимодействием галактики с другими галактиками. Когда галактика падает в скопление галактик, гравитационное взаимодействие с другими галактиками может удушить ее, не давая ей аккрецировать больше газа. [21] Для галактик с массивными гало темной материи другой превентивный механизм, называемый «вириальный ударный нагрев», также может не дать газу остыть достаточно для образования звезд. [18]

Процессы выброса, которые выталкивают холодный газ из галактик, могут объяснить, как более массивные галактики гаснут. [22] Один из механизмов выброса вызван сверхмассивными черными дырами, обнаруженными в центрах галактик. Моделирование показало, что газ, аккрецирующий на сверхмассивные черные дыры в галактических центрах, производит высокоэнергетические струи ; высвобождаемая энергия может выталкивать достаточно холодного газа, чтобы гасить звездообразование. [23]

Наш Млечный Путь и близлежащая галактика Андромеды в настоящее время, по-видимому, переживают процесс постепенного перехода от звездообразующих голубых галактик к пассивным красным галактикам. [24]

Моделирование гидродинамики

Темная энергия и темная материя составляют большую часть энергии Вселенной, поэтому при моделировании крупномасштабного формирования структур (используя такие методы, как моделирование N-тел ) можно игнорировать барионы. Однако, поскольку видимые компоненты галактик состоят из барионов, крайне важно включить барионы в моделирование для изучения детальных структур галактик. Сначала барионный компонент состоит в основном из водорода и гелия, которые позже преобразуются в звезды во время формирования структур. На основе наблюдений можно проверить модели, используемые в моделировании, и улучшить понимание различных стадий формирования галактик.

Уравнения Эйлера

В космологических симуляциях астрофизические газы обычно моделируются как невязкие идеальные газы, которые следуют уравнениям Эйлера , которые могут быть выражены в основном тремя различными способами: лагранжевыми, эйлеровыми или произвольными лагранжево-эйлеровыми методами. Различные методы дают определенные формы гидродинамических уравнений. [25] При использовании лагранжева подхода для определения поля предполагается, что наблюдатель отслеживает определенную жидкую порцию с ее уникальными характеристиками во время ее движения в пространстве и времени. Напротив, эйлеровский подход подчеркивает определенные места в пространстве, через которые проходит жидкость с течением времени.

Барионная физика

Для формирования популяции галактик гидродинамические уравнения должны быть дополнены различными астрофизическими процессами, в основном управляемыми барионной физикой.

Охлаждение газа

Такие процессы, как столкновительное возбуждение, ионизация и обратное комптоновское рассеяние , могут привести к рассеиванию внутренней энергии газа. При моделировании процессы охлаждения реализуются путем связывания функций охлаждения с уравнениями энергии. Помимо первичного охлаждения, при высокой температуре доминирует охлаждение тяжелых элементов (металлов). [26] Когда для моделирования холодной фазы межзвездной среды также необходимо учитывать тонкую структуру и молекулярное охлаждение .

Межзвездная среда

Сложная многофазная структура, включающая релятивистские частицы и магнитное поле, затрудняет моделирование межзвездной среды. В частности, моделирование холодной фазы межзвездной среды создает технические трудности из-за коротких временных масштабов, связанных с плотным газом. В ранних симуляциях плотная газовая фаза часто не моделируется напрямую, а скорее характеризуется эффективным политропным уравнением состояния. [27] Более поздние симуляции используют мультимодальное распределение [28] [29] для описания распределения плотности и температуры газа, которое напрямую моделирует многофазную структуру. Однако в будущих симуляциях необходимо учитывать более подробные физические процессы, поскольку структура межзвездной среды напрямую влияет на звездообразование .

Звездообразование

По мере накопления холодного и плотного газа он подвергается гравитационному коллапсу и в конечном итоге образует звезды. Для моделирования этого процесса часть газа преобразуется в бесстолкновительные звездные частицы, которые представляют собой одновозрастные популяции звезд с одной металличностью и описываются начальной базовой функцией масс. Наблюдения показывают, что эффективность звездообразования в молекулярном газе почти универсальна, при этом около 1% газа преобразуется в звезды за время свободного падения. [30] В моделировании газ обычно преобразуется в звездные частицы с использованием вероятностной схемы выборки, основанной на вычисленной скорости звездообразования. Некоторые моделирования ищут альтернативу вероятностной схеме выборки и стремятся лучше уловить кластерную природу звездообразования, рассматривая звездные скопления как фундаментальную единицу звездообразования. Этот подход допускает рост звездных частиц путем аккреции материала из окружающей среды. [31] В дополнение к этому, современные модели формирования галактик отслеживают эволюцию этих звезд и массу, которую они возвращают газовому компоненту, что приводит к обогащению газа металлами. [32]

Звездная обратная связь

Звезды оказывают влияние на окружающий их газ, впрыскивая энергию и импульс. Это создает обратную связь, которая регулирует процесс звездообразования. Для эффективного управления звездообразованием звездная обратная связь должна генерировать оттоки галактического масштаба, которые выталкивают газ из галактик. Различные методы используются для связывания энергии и импульса, особенно посредством взрывов сверхновых, с окружающим газом. Эти методы различаются по тому, как энергия депонируется, термически или кинетически. Однако в первом случае следует избегать чрезмерного охлаждения радиационного газа. Охлаждение ожидается в плотном и холодном газе, но его невозможно надежно смоделировать в космологических симуляциях из-за низкого разрешения. Это приводит к искусственному и чрезмерному охлаждению газа, в результате чего энергия обратной связи сверхновой теряется через излучение и значительно снижается ее эффективность. В последнем случае кинетическая энергия не может быть излучена, пока она не термализуется. Однако использование гидродинамически разделенных частиц ветра для нелокального впрыскивания импульса в газ, окружающий активные области звездообразования, все еще может быть необходимо для достижения крупномасштабных галактических оттоков. [33] Недавние модели явно моделируют звездную обратную связь. [34] Эти модели не только включают обратную связь сверхновых, но также рассматривают другие каналы обратной связи, такие как впрыскивание энергии и импульса от звездных ветров, фотоионизацию и давление излучения, возникающее в результате излучения, испускаемого молодыми массивными звездами. [35] Во время Космического рассвета формирование галактик происходило короткими вспышками продолжительностью от 5 до 30 млн лет из-за звездных обратных связей. [36]

Сверхмассивные черные дыры

Также рассматривается моделирование сверхмассивных черных дыр, численно засев их в гало темной материи, в связи с их наблюдением во многих галактиках [37] и влиянием их массы на распределение плотности массы. Скорость их аккреции массы часто моделируется моделью Бонди-Хойла.

Активные ядра галактик

Активные ядра галактик (AGN) оказывают влияние на наблюдаемые явления сверхмассивных черных дыр, а также регулируют рост черных дыр и звездообразование. В моделировании обратная связь AGN обычно классифицируется на два режима, а именно квазарный и радиорежим. Обратная связь квазарного режима связана с радиационно эффективным режимом роста черных дыр и часто включается посредством инъекции энергии или импульса. [38] Считается, что регулирование звездообразования в массивных галактиках в значительной степени зависит от обратной связи радиорежима, которая происходит из-за наличия высококоллимированных струй релятивистских частиц. Эти струи обычно связаны с рентгеновскими пузырями, которые обладают достаточной энергией, чтобы уравновесить потери охлаждения. [39]

Магнитные поля

Идеальный подход магнитогидродинамики обычно используется в космологических симуляциях, поскольку он обеспечивает хорошее приближение для космологических магнитных полей. Влияние магнитных полей на динамику газа обычно пренебрежимо мало в больших космологических масштабах. Тем не менее, магнитные поля являются критически важным компонентом межзвездной среды, поскольку они обеспечивают поддержку давления против гравитации [40] и влияют на распространение космических лучей. [41]

Космические лучи

Космические лучи играют важную роль в межзвездной среде, внося вклад в ее давление, [42] выступая в качестве важного канала нагрева, [43] и потенциально управляя галактическими газовыми потоками. [44] Распространение космических лучей сильно зависит от магнитных полей. Поэтому в моделировании уравнения, описывающие энергию и поток космических лучей, связаны с уравнениями магнитогидродинамики . [45]

Радиационная гидродинамика

Моделирование радиационной гидродинамики — это вычислительные методы, используемые для изучения взаимодействия излучения с материей. В астрофизическом контексте радиационная гидродинамика используется для изучения эпохи реионизации, когда Вселенная имела высокое красное смещение. Существует несколько численных методов, используемых для моделирования радиационной гидродинамики, включая трассировку лучей, Монте-Карло и методы на основе моментов. Трассировка лучей включает в себя отслеживание траекторий отдельных фотонов через моделирование и вычисление их взаимодействия с материей на каждом этапе. Этот метод является вычислительно дорогим, но может давать очень точные результаты.

Галерея

Смотрите также

Дальнейшее чтение

Ссылки

  1. ^ Эгген, О. Дж.; Линден-Белл, Д.; Сэндидж, А. Р. (1962). «Доказательства, полученные из движений старых звезд, что Галактика коллапсировала». The Astrophysical Journal . 136 : 748. Bibcode : 1962ApJ...136..748E. doi : 10.1086/147433.
  2. ^ Searle, L.; Zinn, R. (1978). «Составы гало-скоплений и формирование галактического гало». The Astrophysical Journal . 225 : 357–379. Bibcode : 1978ApJ...225..357S. doi : 10.1086/156499 .
  3. ^ Уайт, Саймон; Риз, Мартин (1978). «Конденсация ядра в тяжелых гало: двухэтапная теория формирования и кластеризации галактик». MNRAS . 183 (3): 341–358. Bibcode :1978MNRAS.183..341W. doi : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  4. ^ Кристенсен, Л. Л.; де Мартин, Д.; Шида, Р. Ю. (2009). Космические столкновения: Атлас Хаббла сливающихся галактик . Springer. ISBN 9780387938530.
  5. ^ Steinmetz, Matthias; Navarro, Julio F. (1 июня 2002 г.). «Иерархическое происхождение морфологий галактик». New Astronomy . 7 (4): 155–160. arXiv : astro-ph/0202466 . Bibcode : 2002NewA....7..155S. CiteSeerX 10.1.1.20.7981 . doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1. S2CID  14153669. 
  6. ^ Ким, Донг-Ву (2012). Горячая межзвездная материя в эллиптических галактиках . Нью-Йорк: Springer. ISBN 978-1-4614-0579-5.
  7. ^ Чуразов, Э.; Сазонов, С.; Сюняев, Р.; Форман, В.; Джонс, К.; Берингер, Х. (1 октября 2005 г.). «Сверхмассивные черные дыры в эллиптических галактиках: переход от очень ярких к очень тусклым». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 363 (1): L91–L95. arXiv : astro-ph/0507073 . Bibcode : 2005MNRAS.363L..91C. doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x . ISSN  1745-3925. S2CID  119379229.
  8. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; Дресслер, Алан; Фабер, СМ; Филиппенко, Алексей В.; Ричард Грин; Гриллмайер, Карл; Хо, Луис К. (1 января 2000 г.). "Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скоростей галактики". The Astrophysical Journal Letters . 539 (1): L13. arXiv : astro-ph/0006289 . Bibcode : 2000ApJ...539L..13G. doi : 10.1086/312840. ISSN  1538-4357. S2CID  11737403.
  9. ^ Барнс, Джошуа Э. (9 марта 1989 г.). «Эволюция компактных групп и образование эллиптических галактик». Nature . 338 (6211): 123–126. Bibcode :1989Natur.338..123B. doi :10.1038/338123a0. S2CID  4249960.
  10. ^ "Current Science Highlights: When Galaxies Collide". www.noao.edu . Получено 25 апреля 2016 г. .
  11. ^ Сентонж, Амели. «Что происходит, когда сталкиваются галактики? (Начинающий) — Интересно об астрономии? Спросите астронома». curious.astro.cornell.edu . Получено 25 апреля 2016 г.
  12. ^ Кокс, Т. Дж.; Лёб, Абрахам (1 мая 2008 г.). «Столкновение Млечного Пути и Андромеды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 461–474. arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386..461C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x . ISSN  0035-8711. S2CID  14964036.
  13. ^ "Гигантские галактики умирают изнутри наружу". www.eso.org . Европейская южная обсерватория . Получено 21 апреля 2015 г. .
  14. ^ Кэрролл, Брэдли У.; Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику . Нью-Йорк: Pearson. ISBN 978-0805304022.
  15. ^ Блэнтон, Майкл Р.; Хогг, Дэвид В.; Бахколл, Нета А.; Болдри, Иван К.; Бринкманн, Дж.; Чабай, Иштван; Дэниел Эйзенштейн; Фукугита, Масатака; Ганн, Джеймс Э. (1 января 2003 г.). «Широкополосные оптические свойства галактик с красным смещением 0,02 <z <0,22». Астрофизический журнал . 594 (1): 186. arXiv : astro-ph/0209479 . Бибкод : 2003ApJ...594..186B. дои : 10.1086/375528. ISSN  0004-637X. S2CID  67803622.
  16. ^ Faber, SM; Willmer, CNA; Wolf, C.; Koo, DC; Weiner, BJ; Newman, JA; Im, M.; Coil, AL; C. Conroy (1 января 2007 г.). "Функции светимости галактик до z 1 из DEEP2 и COMBO-17: Последствия для формирования красной галактики". The Astrophysical Journal . 665 (1): 265–294. arXiv : astro-ph/0506044 . Bibcode :2007ApJ...665..265F. doi :10.1086/519294. ISSN  0004-637X. S2CID  15750425.
  17. ^ Блэнтон, Майкл Р. (1 января 2006 г.). «Галактики в SDSS и DEEP2: тихая жизнь в синей последовательности?». The Astrophysical Journal . 648 (1): 268–280. arXiv : astro-ph/0512127 . Bibcode : 2006ApJ...648..268B. doi : 10.1086/505628. ISSN  0004-637X. S2CID  119426210.
  18. ^ ab Gabor, JM; Davé, R.; Finlator, K.; Oppenheimer, BD (11 сентября 2010 г.). «Как гасится звездообразование в массивных галактиках?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 407 (2): 749–771. arXiv : 1001.1734 . Bibcode : 2010MNRAS.407..749G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16961.x . ISSN  0035-8711. S2CID  85462129.
  19. ^ Кереш, Душан; Кац, Нил; Дейв, Ромеел; Фардал, Марк; Вайнберг, Дэвид Х. (11 июля 2009 г.). «Галактики в смоделированной ΛCDM-вселенной – II. Наблюдаемые свойства и ограничения на обратную связь». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 396 (4): 2332–2344. arXiv : 0901.1880 . Bibcode : 2009MNRAS.396.2332K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14924.x . ISSN  0035-8711. S2CID  4500254.
  20. ^ Peng, Y.; Maiolino, R.; Cochrane, R. (2015). «Удушение как основной механизм прекращения звездообразования в галактиках». Nature . 521 (7551): 192–195. arXiv : 1505.03143 . Bibcode :2015Natur.521..192P. doi :10.1038/nature14439. PMID  25971510. S2CID  205243674.
  21. ^ Bianconi, Matteo; Marleau, Francine R.; Fadda, Dario (2016). «Звездообразование и аккреционная активность черных дыр в богатых местных скоплениях галактик». Astronomy & Astrophysics . 588 : A105. arXiv : 1601.06080 . Bibcode :2016A&A...588A.105B. doi :10.1051/0004-6361/201527116. S2CID  56310943.
  22. ^ Кереш, Душан; Кац, Нил; Фардал, Марк; Дейв, Ромеел; Вайнберг, Дэвид Х. (1 мая 2009 г.). «Галактики в смоделированной ΛCDM Вселенной – I. Холодный режим и горячие ядра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (1): 160–179. arXiv : 0809.1430 . Bibcode : 2009MNRAS.395..160K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14541.x . ISSN  0035-8711. S2CID  15020915.
  23. ^ Ди Маттео, Тициана ; Спрингель, Фолькер; Хернквист, Ларс (2005). «Поступление энергии от квазаров регулирует рост и активность черных дыр и их галактик». Nature (Представленная рукопись). 433 (7026): 604–607. arXiv : astro-ph/0502199 . Bibcode : 2005Natur.433..604D. doi : 10.1038/nature03335. PMID  15703739. S2CID  3007350.
  24. ^ Матч, Саймон Дж.; Кротон, Даррен Дж.; Пул, Грегори Б. (1 января 2011 г.). «Кризис среднего возраста Млечного Пути и M31». The Astrophysical Journal . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode :2011ApJ...736...84M. doi :10.1088/0004-637X/736/2/84. ISSN  0004-637X. S2CID  119280671.
  25. ^ Gingold, RA; Monaghan, JJ (1 декабря 1977 г.). «Гидродинамика сглаженных частиц: теория и применение к несферическим звездам». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 181 (3): 375–389. doi : 10.1093/mnras/181.3.375 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  26. ^ Wiersma, Robert PC; Schaye, Joop; Smith, Britton D. (11 февраля 2009 г.). «Влияние фотоионизации на скорость охлаждения обогащенной астрофизической плазмы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 393 (1): 99–107. arXiv : 0807.3748 . Bibcode : 2009MNRAS.393...99W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14191.x . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711. S2CID  118405953.
  27. ^ Springel, V.; Hernquist, L. (21 февраля 2003 г.). «Моделирование космологической сглаженной гидродинамики частиц: гибридная многофазная модель звездообразования». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 339 (2): 289–311. arXiv : astro-ph/0206393 . Bibcode : 2003MNRAS.339..289S. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06206.x . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  28. ^ Хопкинс, Филип Ф.; Кватерт, Элиот; Мюррей, Норман (16 марта 2012 г.). «Структура межзвездной среды звездообразующих галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 421 (4): 3488–3521. arXiv : 1110.4636 . Bibcode : 2012MNRAS.421.3488H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20578.x . ISSN  0035-8711. S2CID  119199512.
  29. ^ Агерц, Оскар; Кравцов, Андрей В.; Лейтнер, Сэмюэл Н.; Гнедин, Николай Ю. (21 мая 2013 г.). «К полному учету энергии и импульса из звездной обратной связи в моделировании формирования галактик». The Astrophysical Journal . 770 (1): 25. arXiv : 1210.4957 . Bibcode :2013ApJ...770...25A. doi :10.1088/0004-637X/770/1/25. eISSN  1538-4357. ISSN  0004-637X. S2CID  118587852.
  30. ^ Bigiel, F.; Leroy, AK; Walter, F.; Brinks, E.; de Blok, WJG; Kramer, C.; Rix, HW; Schruba, A.; Schuster, K.-F.; Usero, A.; Wiesemeyer, HW (3 марта 2011 г.). "Постоянное время истощения молекулярного газа в соседних дисковых галактиках". The Astrophysical Journal . 730 (2): L13. arXiv : 1102.1720 . Bibcode :2011ApJ...730L..13B. doi :10.1088/2041-8205/730/2/L13. eISSN  2041-8213. ISSN  2041-8205. S2CID  18832882.
  31. ^ Ли, Хуэй; Гнедин, Олег Ю.; Гнедин, Николай Ю.; Мэн, Си; Семенов, Вадим А.; Кравцов, Андрей В. (3 января 2017 г.). "Формирование звездных скоплений в космологических симуляциях. I. Свойства молодых скоплений". The Astrophysical Journal . 834 (1): 69. arXiv : 1608.03244 . Bibcode :2017ApJ...834...69L. doi : 10.3847/1538-4357/834/1/69 . eISSN  1538-4357.
  32. ^ Фогельсбергер, Марк; Дженел, Шай; Сиджацки, Дебора ; Торри, Пол; Спрингель, Фолькер; Хернквист, Ларс (23 октября 2013 г.). «Модель для космологических симуляций физики формирования галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (4): 3031–3067. arXiv : 1305.2913 . doi : 10.1093/mnras/stt1789 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  33. ^ Pillepich, Annalisa; Springel, Volker; Nelson, Dylan; Genel, Shy; Naiman, Jill; Pakmor, Rüdiger; Hernquist, Lars; Torrey, Paul; Vogelsberger, Mark; Weinberger, Rainer; Marinacci, Federico (12 октября 2017 г.). «Моделирование формирования галактик с помощью модели IllustrisTNG». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 473 (3): 4077–4106. arXiv : 1703.02970 . doi : 10.1093/mnras/stx2656 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  34. ^ Муратов, Александр Л.; Кереш, Душан; Фоше-Жигер, Клод-Андре; Хопкинс, Филип Ф.; Кватер, Элиот; Мюррей, Норман (13 октября 2015 г.). «Порывистые, газообразные потоки FIRE: галактические ветры в космологических симуляциях с явной звездной обратной связью». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 454 (3): 2691–2713. arXiv : 1501.03155 . doi : 10.1093/mnras/stv2126 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  35. ^ Stinson, GS; Brook, C.; Macciò, AV; Wadsley, J.; Quinn, TR; Couchman, HMP (23 октября 2012 г.). «Создание галактик в космологическом контексте: необходимость ранней звездной обратной связи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 428 (1): 129–140. arXiv : 1208.0002 . doi : 10.1093/mnras/sts028 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  36. ^ Фурланетто, Стивен Р.; Мироча, Джордан (22 февраля 2022 г.). «Вспышечное звездообразование во время Космического рассвета, вызванное задержкой звездной обратной связи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 511 (3): 3895–3909. arXiv : 2109.04488 . doi : 10.1093/mnras/stac310 . ISSN  0035-8711 . Получено 23 декабря 2023 г. .
  37. ^ Моран, Эдвард К.; Шагинян, Карлен; Шугарман, Ханна Р.; Велес, Дэрик О.; Эраклеус, Майкл (13 ноября 2014 г.). «Черные дыры в центрах соседних карликовых галактик». The Astronomical Journal . 148 (6): 136. arXiv : 1408.4451 . Bibcode :2014AJ....148..136M. doi :10.1088/0004-6256/148/6/136. eISSN  1538-3881. S2CID  118487176.
  38. ^ Springel, Volker; Di Matteo, Tiziana ; Hernquist, Lars (август 2005 г.). «Моделирование обратной связи от звезд и черных дыр при слияниях галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 361 (3): 776–794. arXiv : astro-ph/0411108 . Bibcode : 2005MNRAS.361..776S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09238.x . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711. S2CID  14866854.
  39. ^ Sijacki, Debora ; Springel, Volker; Di Matteo, Tiziana ; Hernquist, Lars (20 августа 2007 г.). "Унифицированная модель обратной связи AGN в космологических симуляциях формирования структур". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 380 (3): 877–900. arXiv : 0705.2238 . Bibcode :2007MNRAS.380..877S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12153.x . ISSN  0035-8711.
  40. ^ Феррьер, Катя М. (5 декабря 2001 г.). «Межзвездная среда нашей галактики». Reviews of Modern Physics . 73 (4): 1031–1066. arXiv : astro-ph/0106359 . Bibcode :2001RvMP...73.1031F. doi :10.1103/RevModPhys.73.1031. eISSN  1539-0756. ISSN  0034-6861. S2CID  16232084.
  41. ^ Котера, Кумико; Олинто, Анжела В. (22 сентября 2011 г.). «Астрофизика космических лучей сверхвысоких энергий». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 119–153. arXiv : 1101.4256 . Бибкод : 2011ARA&A..49..119K. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102620. eISSN  1545-4282. ISSN  0066-4146. S2CID  118661799.
  42. ^ Кокс, Дональд П. (1 сентября 2005 г.). «Трехфазная межзвездная среда: новый взгляд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 337–385. Bibcode : 2005ARA&A..43..337C. doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. eISSN  1545-4282. ISSN  0066-4146.
  43. ^ Wolfire, MG; Hollenbach, D.; McKee, CF; Tielens, AGGM; Bakes, ELO (апрель 1995 г.). "Нейтральные атомные фазы межзвездной среды". The Astrophysical Journal . 443 : 152. Bibcode : 1995ApJ...443..152W. doi : 10.1086/175510. eISSN  1538-4357. ISSN  0004-637X.
  44. ^ Booth, CM; Agertz, Oscar; Kravtsov, Андрей В.; Gnedin, Nickolay Y. (18 октября 2013 г.). "Моделирование дисковых галактик с галактическими ветрами, вызванными космическими лучами". The Astrophysical Journal . 777 (1): L16. arXiv : 1308.4974 . Bibcode :2013ApJ...777L..16B. doi :10.1088/2041-8205/777/1/L16. eISSN  2041-8213. ISSN  2041-8205. S2CID  59518603.
  45. ^ Томас, Т; Пфроммер, К (25 января 2019 г.). «Гидродинамика космических лучей: регулируемый альфвеновскими волнами перенос космических лучей». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 485 (3): 2977–3008. arXiv : 1805.11092 . doi : 10.1093/mnras/stz263 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  46. ^ "Молодой эллиптический" . Получено 16 ноября 2015 г. .

Внешние ссылки