stringtranslate.com

Слияние галактик

Галактики Мыши (NGC 4676 A&B) находятся в процессе слияния.
На этой картине художника изображено слияние двух галактик, приводящее к образованию дисковой галактики.

Слияния галактик могут происходить при столкновении двух (или более) галактик . Это наиболее сильный тип взаимодействия галактик . Гравитационные взаимодействия между галактиками и трение между газом и пылью оказывают большое влияние на вовлеченные галактики, но точные эффекты таких слияний зависят от широкого спектра параметров, таких как углы столкновения , скорости и относительный размер/состав, и в настоящее время являются чрезвычайно активной областью исследований. Слияния галактик важны, потому что скорость слияния является фундаментальным измерением эволюции галактик , а также дает астрономам подсказки о том, как галактики развивались до своих нынешних форм в течение длительных промежутков времени. [1]

Описание

Во время слияния звезды и темная материя в каждой галактике подвергаются влиянию приближающейся галактики. К поздним стадиям слияния гравитационный потенциал начинает меняться так быстро, что орбиты звезд сильно изменяются и теряют любые следы их прежней орбиты. Этот процесс называется «насильственной релаксацией». [2] Например, когда сталкиваются две дисковые галактики, они начинают со своими звездами в упорядоченном вращении в плоскостях двух отдельных дисков. Во время слияния это упорядоченное движение преобразуется в случайную энергию (« термализуется »). В результирующей галактике доминируют звезды, которые вращаются вокруг галактики в сложной и случайной взаимодействующей сети орбит, что и наблюдается в эллиптических галактиках.

NGC 3921 представляет собой взаимодействующую пару дисковых галактик на поздних стадиях слияния. [3]
ESO 239-2, взаимодействующая пара галактик, расположенных в 550 миллионах световых лет в созвездии Журавля. Эти галактики в настоящее время находятся на последних стадиях слияния, конечным результатом которого станет эллиптическая галактика . [4]

Слияния также являются местами экстремального звездообразования . [5] [6] Скорость звездообразования (SFR) во время крупного слияния может достигать тысяч солнечных масс новых звезд каждый год, в зависимости от содержания газа в каждой галактике и ее красного смещения. [7] [8] Типичные SFR слияния составляют менее 100 новых солнечных масс в год. [9] [10] Это много по сравнению с нашей Галактикой, которая производит всего несколько новых звезд каждый год (~2 новые звезды). [11] Хотя звезды почти никогда не подходят достаточно близко, чтобы фактически столкнуться при слиянии галактик, гигантские молекулярные облака быстро падают к центру галактики, где они сталкиваются с другими молекулярными облаками. [ необходима цитата ] Затем эти столкновения вызывают конденсацию этих облаков в новые звезды. Мы можем наблюдать это явление в сливающихся галактиках в близлежащей Вселенной. Тем не менее, этот процесс был более выражен во время слияний, которые сформировали большинство эллиптических галактик, которые мы видим сегодня, что, вероятно, произошло 1–10 миллиардов лет назад, когда в галактиках было гораздо больше газа (и, следовательно, больше молекулярных облаков ). Кроме того, вдали от центра галактики газовые облака будут сталкиваться друг с другом, создавая удары, которые стимулируют образование новых звезд в газовых облаках. Результатом всего этого насилия является то, что галактики, как правило, имеют мало газа, доступного для образования новых звезд после слияния. Таким образом, если галактика вовлечена в крупное слияние, а затем проходит несколько миллиардов лет, в галактике останется очень мало молодых звезд (см. Звездная эволюция ). Это то, что мы видим в сегодняшних эллиптических галактиках, очень мало молекулярного газа и очень мало молодых звезд. Считается, что это происходит потому, что эллиптические галактики являются конечными продуктами крупных слияний, которые используют большую часть газа во время слияния, и, таким образом, дальнейшее звездообразование после слияния прекращается. [ необходима цитата ]

SDSSCGB 10389, трио галактик, сливающихся в один объект. [12]

Слияния галактик можно моделировать на компьютерах, чтобы узнать больше о формировании галактик. Пары галактик изначально любого морфологического типа можно отслеживать, принимая во внимание все гравитационные силы , а также гидродинамику и рассеивание межзвездного газа, звездообразование из газа и энергию и массу, высвобождаемые обратно в межзвездную среду сверхновыми . Такую библиотеку симуляций слияний галактик можно найти на веб-сайте GALMER. [13] Исследование, проведенное Дженнифер Лотц из Научного института космического телескопа в Балтиморе, штат Мэриленд, создало компьютерные симуляции, чтобы лучше понять изображения, полученные космическим телескопом Хаббл . [1] Команда Лотц попыталась учесть широкий спектр возможностей слияния, от пары галактик с равными массами, объединяющихся, до взаимодействия между гигантской галактикой и крошечной. Команда также проанализировала различные орбиты галактик, возможные столкновения и то, как галактики были ориентированы друг относительно друга. В общей сложности группа разработала 57 различных сценариев слияний и изучила слияния с 10 различных точек зрения. [1]

Одно из крупнейших слияний галактик, когда-либо наблюдавшихся, состояло из четырех эллиптических галактик в скоплении CL0958+4702. Оно может образовать одну из крупнейших галактик во Вселенной. [14]

Категории

Слияния галактик можно классифицировать по отдельным группам на основе свойств сливающихся галактик , таких как их количество, сравнительный размер и насыщенность газом .

По номеру

Слияния можно классифицировать по количеству галактик, участвующих в процессе:

Бинарное слияние
Две взаимодействующие галактики сливаются.
Множественное слияние
Слияние трех или более галактик.

По размеру

Слияния можно классифицировать по степени изменения размера или формы самой большой вовлеченной галактики в результате слияния:

Незначительное слияние
Слияние незначительно, если одна из галактик значительно больше другой(их). Большая галактика часто «съедает» меньшую — явление, метко названное «галактическим каннибализмом» — поглощая большую часть ее газа и звезд с небольшим другим значительным воздействием на большую галактику. Наша родная галактика, Млечный Путь , как полагают, в настоящее время поглощает несколько меньших галактик таким образом, например, Карликовая галактика Большого Пса и, возможно, Магеллановы Облака . Считается, что Звездный Поток Девы является остатками карликовой галактики , которая в основном слилась с Млечным Путем.
Крупное слияние
Слияние двух спиральных галактик , которые примерно одинаковы по размеру, является крупным ; если они сталкиваются под соответствующими углами и скоростями, они, вероятно, сольются таким образом, что отбросят большую часть пыли и газа через различные механизмы обратной связи, которые часто включают стадию, на которой есть активные ядра галактик . Считается, что это движущая сила многих квазаров . Результатом является эллиптическая галактика , и многие астрономы предполагают, что это основной механизм, который создает эллиптические галактики.

Одно исследование показало, что крупные галактики сливались друг с другом в среднем один раз за последние 9 миллиардов лет. Маленькие галактики сливались с крупными галактиками чаще. [1] Обратите внимание, что Млечный Путь и галактика Андромеды , как прогнозируется, столкнутся примерно через 4,5 миллиарда лет . Ожидаемый результат слияния этих галактик будет значительным , поскольку они имеют схожие размеры, и изменится от двух спиральных галактик «великого дизайна» до (вероятно) гигантской эллиптической галактики .

По насыщенности газом

Слияния можно классифицировать по степени взаимодействия газа (если таковой имеется), находящегося внутри и вокруг сливающихся галактик:

Мокрое слияние
Влажное слияние происходит между галактиками, богатыми газом («голубыми» галактиками). Влажные слияния обычно приводят к большому количеству звездообразования, преобразуют дисковые галактики в эллиптические галактики и вызывают активность квазаров . [15]
Сухое слияние
Слияние галактик с низким содержанием газа («красных» галактик) называется сухим . Сухие слияния обычно не сильно изменяют скорость звездообразования галактик , но могут играть важную роль в увеличении звездной массы . [15]
Влажное слияние
Влажное слияние происходит между теми же двумя типами галактик, которые упомянуты выше («голубые» и «красные» галактики), если газа достаточно для поддержания значительного звездообразования , но недостаточно для формирования шаровых скоплений . [16]
Смешанное слияние
Смешанное слияние происходит, когда объединяются галактики, богатые и бедные газом («голубые» и «красные» галактики).

Деревья истории слияний

В стандартной космологической модели предполагается, что любая отдельная галактика образовалась из нескольких или многих последовательных слияний гало темной материи , в которых газ охлаждается и образует звезды в центрах гало, становясь оптически видимыми объектами, исторически идентифицированными как галактики в течение двадцатого века. Моделирование математического графика слияний этих гало темной материи и, в свою очередь, соответствующего звездообразования, первоначально рассматривалось либо путем анализа чисто гравитационных симуляций N -тел [17] [18] , либо с помощью численных реализаций статистических («полуаналитических») формул. [19]

На конференции по наблюдательной космологии в Милане в 1992 году [ 17 ] Рукема, Куинн и Петерсон продемонстрировали первые деревья истории слияний гало темной материи, извлеченные из космологических симуляций N тел. Эти деревья истории слияний были объединены с формулами для скоростей звездообразования и эволюционного синтеза популяции, что дало синтетические функции светимости галактик (статистику того, сколько галактик являются изначально яркими или тусклыми) в различные космологические эпохи. [17] [18] Учитывая сложную динамику слияний гало темной материи, фундаментальной проблемой при моделировании дерева истории слияний является определение того, когда гало на одном временном шаге является потомком гало на предыдущем временном шаге. Группа Рукемы решила определить это соотношение, потребовав, чтобы гало на более позднем временном шаге содержало строго более 50 процентов частиц в гало на более раннем временном шаге; это гарантировало, что между двумя временными шагами любое гало может иметь не более одного потомка. [20] Этот метод моделирования формирования галактик позволяет быстро рассчитывать модели популяций галактик с синтетическими спектрами и соответствующими статистическими свойствами, сопоставимыми с наблюдениями. [20]

Независимо друг от друга, Лейси и Коул показали на той же конференции 1992 года [21], как они использовали формализм Пресса-Шехтера в сочетании с динамическим трением для статистической генерации реализаций Монте-Карло деревьев истории слияния гало темной материи и соответствующего формирования звездных ядер (галактик) гало. [19] Кауфманн , Уайт и Гуидердони расширили этот подход в 1993 году, включив полуаналитические формулы для охлаждения газа, звездообразования, повторного нагрева газа от сверхновых и для предполагаемого превращения дисковых галактик в эллиптические галактики. [22] И группа Кауфмана, и Окамото и Нагашима позже взяли на вооружение подход к дереву истории слияния, полученный с помощью моделирования N тел. [23] [24]

Примеры

Вот некоторые галактики , которые находятся в процессе слияния или предположительно образовались в результате слияния:

Галерея

Слияние галактик

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcd "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite . 27 октября 2011 г. Архивировано из оригинала 8 июня 2021 г. Получено 16 апреля 2012 г.
  2. ^ van Albada, TS (1982). "Формирование галактик без диссипации и закон R в 1/4-степени". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 201 : 939. Bibcode : 1982MNRAS.201..939V. doi : 10.1093/mnras/201.4.939 .
  3. ^ "Эволюция в замедленном движении". Space Telscope Science Institute . Получено 15 сентября 2015 г.
  4. ^ "Hubble Interacting Galaxy ESO 239-2". HubbleSite . Получено 2024-08-30 .
  5. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, RM (ред.). [название презентации не указано] . Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies; Кембридж, Великобритания; 6–10 сентября 2004 г. Библиотека астрофизики и космической науки. Т. 329. Дордрехт, Германия: Springer. стр. 143.[ необходима полная цитата ]
  6. ^ Звездообразования: от 30 Дораду до Лаймана разрушают галактики. Ричард Де Грийс, Роза М. Гонсалес Дельгадо. Дордрехт: Спрингер. 2005. с. 143. ИСБН 978-1-4020-3539-5. OCLC  262677690.{{cite book}}: CS1 maint: другие ( ссылка )
  7. ^ Ostriker, Eve C. ; Shetty, Rahul (2012). "Максимально звездообразующие галактические диски I. Регулирование звездообразования посредством турбулентности, управляемой обратной связью". The Astrophysical Journal . 731 (1): 41. arXiv : 1102.1446 . Bibcode :2011ApJ...731...41O. doi :10.1088/0004-637X/731/1/41. S2CID  2584335. 41.
  8. ^ Brinchmann, J.; et al. (2004). «Физические свойства звездообразующих галактик во Вселенной с малым красным смещением». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 351 (4): 1151–1179. arXiv : astro-ph/0311060 . Bibcode : 2004MNRAS.351.1151B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x . S2CID  12323108.
  9. ^ Moster, Benjamin P.; et al. (2011). «Эффекты горячего газообразного гало в крупных слияниях галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (4): 3750–3770. arXiv : 1104.0246 . Bibcode : 2011MNRAS.415.3750M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x . S2CID  119276663.
  10. ^ Хиршманн, Микаэла и др. (2012). «Формирование галактик в полуаналитических моделях и космологических гидродинамических зум-симуляциях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 419 (4): 3200–3222. arXiv : 1104.1626 . Bibcode : 2012MNRAS.419.3200H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x . S2CID  118710949.
  11. ^ Чомюк, Лора; Пович, Мэтью С. (2011). «К унификации определений скорости звездообразования в Млечном Пути и других галактиках». The Astronomical Journal . 142 (6): 197. arXiv : 1110.4105 . Bibcode : 2011AJ....142..197C. doi : 10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID  119298282. 197.
  12. ^ [email protected]. "Galactic Crash Course". www.esahubble.org . Получено 2024-08-31 .
  13. ^ "Библиотека слияния галактик". 27 марта 2010 г. Получено 27 марта 2010 г.
  14. ^ "Галактики сталкиваются в четырехстороннем слиянии". BBC News . 6 августа 2007 г. Получено 7 августа 2007 г.
  15. ^ ab Lin, Lihwal; et al. (июль 2008 г.). «Эволюция красного смещения влажных, сухих и смешанных слияний галактик из близких пар галактик в обзоре красного смещения DEEP2». The Astrophysical Journal . 681 (232): 232–243. arXiv : 0802.3004 . Bibcode :2008ApJ...681..232L. doi :10.1086/587928. S2CID  18628675.
  16. ^ Форбс, Дункан А.; и др. (апрель 2007 г.). «Влажные слияния: недавние газовые слияния без значительного образования шаровых скоплений?». The Astrophysical Journal . 659 (1): 188–194. arXiv : astro-ph/0612415 . Bibcode : 2007ApJ...659..188F. doi : 10.1086/512033. S2CID  15213247.
  17. ^ abc Рукема, Будевейн Ф.; Куинн, Питер Дж .; Петерсон, Брюс А. (январь 1993 г.). «Спектральная эволюция сливающихся/аккрецирующих галактик». Наблюдательная космология . Серия конференций ASP. Том. 51. Тихоокеанское астрономическое общество . п. 298. Бибкод : 1993ASPC...51..298R .
  18. ^ аб Рукема, Будевейн Ф.; Ёсии, Юдзуру (ноябрь 1993 г.). «Неспособность простых моделей слияния спасти плоскую вселенную Omega0 = 1». Астрофизический журнал . 418 . Издательство IOP : L1. Бибкод : 1993ApJ...418L...1R . дои : 10.1086/187101.
  19. ^ ab Lacey, Cedric; Cole, Shaun (июнь 1993 г.). «Скорости слияния в иерархических моделях формирования галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 262 (3). Oxford University Press : 627–649. Bibcode : 1993MNRAS.262..627L . doi : 10.1093/mnras/262.3.627 .
  20. ^ аб Рукема, Будевейн Ф.; Куинн, Питер Дж .; Петерсон, Брюс А .; Рокка-Вольмеранж, Бриджит (декабрь 1997 г.). «Объединение деревьев истории ореолов темной материи: инструмент для изучения моделей формирования галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 292 (4): 835–852. arXiv : astro-ph/9707294 . Бибкод : 1997MNRAS.292..835R . дои : 10.1093/mnras/292.4.835 . S2CID  15265628.
  21. ^ Лейси, Седрик; Коул, Шон (январь 1993 г.). "Скорости слияний в иерархических моделях формирования галактик" (PDF) . Наблюдательная космология . Серия конференций ASP. Том 51. Астрономическое общество Тихого океана . стр. 627–649. Bibcode : 1993ASPC...51..192L . doi : 10.1093/mnras/262.3.627 .
  22. ^ Кауфман, Гвиневра ; Уайт, Саймон ДМ ; Гидердони, Бруно ( сентябрь 1993 г.). "Скопление галактик в иерархической вселенной - II. Эволюция к высокому красному смещению". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 264. IOP Publishing : 201. Bibcode : 1993MNRAS.264..201K . doi : 10.1093/mnras/264.1.201 .
  23. ^ Кауфманн, Гвиневра ; Колберг, Йорг М.; Диаферио, Антональдо; Уайт, Саймон Д.М. (август 1999 г.). «Скопление галактик в иерархической вселенной — II. Эволюция к высокому красному смещению». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 307 (3): 529–536. arXiv : astro-ph/9809168 . Bibcode : 1999MNRAS.307..529K. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02711.x . S2CID  17636817.
  24. ^ Окамото, Такаши; Нагасима, Масахиро (январь 2001 г.). «Соотношение морфологии и плотности для моделируемых скоплений галактик в холодных вселенных с преобладанием темной материи». The Astrophysical Journal . 547 (1): 109–116. arXiv : astro-ph/0004320 . Bibcode :2001ApJ...547..109O. doi :10.1086/318375. S2CID  6011298.
  25. ^ "Взгляд в будущее". www.spacetelescope.org . Получено 16 октября 2017 г. .
  26. ^ "Галактический светлячок". ESA/Hubble . Получено 27 марта 2013 г.
  27. ^ "Трансформация галактик". Изображение недели . ESA/Hubble . Получено 6 февраля 2012 г.
  28. ^ "Мегаслияния древних галактик - ALMA и APEX обнаруживают огромные скопления формирующихся галактик в ранней Вселенной". www.eso.org . Получено 26 апреля 2018 г.
  29. ^ "Космическая "летающая V" сливающихся галактик". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 12 февраля 2013 г.
  30. ^ "ESO 99-4". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 24 апреля 2018 г.

Внешние ссылки