stringtranslate.com

Формирование и эволюция галактик

Изучение формирования и эволюции галактик связано с процессами, которые сформировали гетерогенную Вселенную из однородного начала, образованием первых галактик, тем, как галактики изменяются с течением времени, и процессами, которые породили разнообразие структур, наблюдаемых в соседних галактиках. . Согласно теориям формирования структур , формирование галактик происходит 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

Диаграмма морфологии галактик в виде камертона Хаббла

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

Эдвин Хаббл создал раннюю схему классификации галактик, теперь известную как диаграмма камертона Хаббла. Он разделил галактики на эллиптические , нормальные спирали , спирали с перемычкой (например, Млечный Путь ) и неправильные . Эти типы галактик обладают следующими свойствами, которые можно объяснить современными теориями эволюции галактик:

Существует распространенное заблуждение, согласно которому Хаббл ошибочно полагал, что диаграмма камертона описывает эволюционную последовательность галактик: от эллиптических галактик через линзовидные до спиральных галактик. Это не вариант; вместо этого диаграмма камертона показывает эволюцию от простого к сложному без каких-либо временных коннотаций. [1] Сейчас астрономы полагают, что сначала образовались дисковые галактики, а затем в результате слияния галактик превратились в эллиптические галактики.

Современные модели также предсказывают, что большая часть массы галактик состоит из темной материи — вещества, которое невозможно наблюдать напрямую и которое может не взаимодействовать никаким образом, кроме гравитации. Это наблюдение возникает потому, что галактики не могли бы сформироваться так, как они есть, или вращаться так, как они наблюдаются, если бы они не содержали гораздо большую массу, чем можно наблюдать непосредственно.

Формирование дисковых галактик

Самым ранним этапом эволюции галактик является их образование. Когда образуется галактика, она имеет форму диска и называется спиральной галактикой из-за спиралевидных структур «рукавов», расположенных на диске. Существуют разные теории того, 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 Эгген , Дональд Линден-Белл и Аллан Сэндидж [2] в 1962 году предложили теорию, согласно которой дисковые галактики образуются в результате монолитного коллапса большого газового облака. Распределение материи в ранней Вселенной было сгустками, состоящими в основном из темной материи. Эти сгустки взаимодействовали гравитационно, оказывая друг на друга приливные моменты, которые придавали им некоторый угловой момент. Когда барионная материя остыла, она рассеяла часть энергии и сжалась к центру. При сохранении углового момента вещество вблизи центра ускоряет свое вращение. Затем, подобно вращающемуся шарику теста для пиццы, материя превращается в плотный диск. Когда диск остывает, газ не становится гравитационно стабильным, поэтому он не может оставаться единственным однородным облаком. Он разрывается, и эти меньшие по размеру облака газа образуют звезды. Поскольку темная материя не рассеивается, а взаимодействует только гравитационно, она остается распределенной за пределами диска в так называемом темном гало . Наблюдения показывают, что за пределами диска расположены звезды, что не совсем соответствует модели «теста для пиццы». Впервые было предположено Леонардом Сирлом и Робертом Зинном [3] , что галактики образуются в результате слияния меньших прародителей. Эта теория, известная как сценарий формирования сверху вниз, довольно проста, но уже не получила широкого признания.

Теория снизу вверх

Более поздние теории включают кластеризацию гало темной материи в восходящем процессе. Вместо того, чтобы большие газовые облака сжимались, образуя галактику, в которой газ распадается на более мелкие облака, предполагается, что материя зародилась в этих «меньших» сгустках (масса порядка шаровых скоплений ), а затем многие из этих сгустков слились. образовывать галактики, [4] которые затем были притянуты гравитацией, образуя скопления галактик . Это по-прежнему приводит к дискообразному распределению барионной материи с темной материей, образующей гало, по 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 сокращение. Фактически, теории формирования дисковых галактик не могут определить скорость вращения и размер дисковых галактик. Было высказано предположение, что излучение ярких новообразованных звезд или активного ядра галактики может замедлять сжатие формирующегося диска. Также было высказано предположение, что гало темной материи может притянуть галактику, тем самым остановив сжатие диска. [5]

Модель Lambda-CDM — это космологическая модель, объясняющая формирование Вселенной после Большого взрыва . Это относительно простая модель, которая предсказывает многие свойства, наблюдаемые во Вселенной, включая относительную частоту различных типов галактик; однако он недооценивает количество галактик с тонким диском во Вселенной. [6] Причина в том, что эти модели формирования галактик предсказывают большое количество слияний. Если дисковые галактики сольются с другой галактикой сопоставимой массы (не менее 15 процентов ее массы), это слияние, скорее всего, уничтожит или, как минимум, сильно разрушит диск, и не ожидается, что образовавшаяся галактика 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, требует дальнейшего уточнения для точного воспроизведения популяции галактик во Вселенной.

Слияния галактик и образование эллиптических галактик

Изображение художника: огненная буря рождения звезды глубоко внутри ядра молодой, растущей эллиптической галактики.
NGC 4676 ( Мышиные галактики ) является примером нынешнего слияния.
Антенные галактики — это пара сталкивающихся галактик: яркие голубые узлы — это молодые звезды, которые недавно зажглись в результате слияния.
ESO 325-G004 — типичная эллиптическая галактика.

Эллиптические галактики (особенно сверхгигантские эллиптические галактики , такие как ESO 306-17 ) являются одними из крупнейших из известных на сегодняшний день . Их звезды находятся на орбитах, ориентированных внутри галактики случайным образом (т.е. они не вращаются, как дисковые галактики). Отличительной особенностью эллиптических галактик является то, что скорость звезд не обязательно способствует уплощению галактики, как, например, в спиральных галактиках. [7] 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 тем, что сверхмассивная черная дыра растет за счет аккреции охлаждающего газа. На втором этапе происходит стабилизация черной дыры за счет подавления охлаждения газа, в результате чего эллиптическая галактика остается в стабильном состоянии. [8] Масса черной дыры также коррелирует со свойством, называемым сигма , которое представляет собой дисперсию скоростей звезд на их орбитах. Это соотношение, известное как соотношение М-сигма , было обнаружено в 2000 году. [9] Эллиптические галактики в основном лишены дисков, хотя некоторые выпуклости дисковых галактик напоминают эллиптические галактики. Эллиптические галактики чаще встречаются в густонаселенных регионах Вселенной (например, в скоплениях галактик ).

Астрономы теперь рассматривают эллиптические галактики как одни из наиболее развитых систем во Вселенной. Широко признано, что основной движущей силой эволюции эллиптических галактик являются слияния меньших галактик. Многие галактики во Вселенной гравитационно связаны с другими галактиками, а это означает, что они никогда не смогут избежать взаимного притяжения. Если эти сталкивающиеся галактики будут иметь одинаковый размер, образовавшаяся галактика не будет похожа ни на одну из прародителей [10] , но вместо этого будет эллиптической. Существует много типов слияний галактик, которые не обязательно приводят к образованию эллиптических галактик, но приводят к структурным изменениям. Например, предполагается, что произойдет незначительное слияние Млечного Пути и Магеллановых Облаков.

Слияния таких больших галактик считаются насильственными, а фрикционное взаимодействие газа между двумя галактиками может вызвать гравитационные ударные волны , которые способны образовывать новые звезды в новой эллиптической галактике. [11] Путем секвенирования нескольких изображений различных галактических столкновений можно наблюдать временную шкалу слияния двух спиральных галактик в одну эллиптическую галактику. [12]

В Местной группе Млечный Путь и Галактика Андромеды гравитационно связаны и в настоящее время сближаются друг с другом на высокой скорости. Моделирование показывает, что Млечный Путь и Андромеда находятся на пути к столкновению и, как ожидается, столкнутся менее чем через пять миллиардов лет. Ожидается, что во время этого столкновения Солнце и остальная часть Солнечной системы будут выброшены со своего нынешнего пути вокруг Млечного Пути. Остаток может быть гигантской эллиптической галактикой. [13]

Гашение галактики

Звездообразование в ныне «мертвых» галактиках прекратилось миллиарды лет назад. [14]

Одно наблюдение, которое должно быть объяснено успешной теорией эволюции галактик, — это существование двух разных популяций галактик на диаграмме цвет-величина галактики. Большинство галактик имеют тенденцию располагаться на этой диаграмме в двух отдельных местах: «красной последовательности» и «синем облаке». Галактики красной последовательности обычно представляют собой эллиптические галактики, не образующие звезд, с небольшим количеством газа и пыли, тогда как галактики с голубыми облаками, как правило, представляют собой пыльные спиральные галактики со звездообразованием. [15] [16]

Как описано в предыдущих разделах, галактики имеют тенденцию эволюционировать от спиральной к эллиптической структуре посредством слияний. Однако нынешняя скорость слияний галактик не объясняет, как все галактики переходят из «голубого облака» в «красную последовательность». Это также не объясняет, как прекращается звездообразование в галактиках. Поэтому теории эволюции галактик должны быть в состоянии объяснить, как в галактиках прекращается звездообразование. Это явление называется «гашением галактик». [17]

Звезды образуются из холодного газа (см. также закон Кенникута-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, чем время, которое потребовалось бы галактике, чтобы просто израсходовать свой резервуар холодного газа. [18] [19] Модели эволюции галактик объясняют это, выдвигая гипотезу о других физических механизмах, которые удаляют или перекрывают подачу холодного газа в галактику. Эти механизмы можно в общих чертах разделить на две категории: (1) механизмы превентивной обратной связи, которые препятствуют проникновению холодного газа в галактику или предотвращению образования звезд, и (2) механизмы эжективной обратной связи, которые удаляют газ, чтобы он не мог образовывать звезды. [20]

Один теоретический превентивный механизм, называемый «удушением», не позволяет холодному газу проникнуть в галактику. Удушение, вероятно, является основным механизмом прекращения звездообразования в близлежащих галактиках малой массы. [21] Точное физическое объяснение удушения до сих пор неизвестно, но, возможно, оно связано с взаимодействием галактики с другими галактиками. Когда галактика попадает в скопление галактик, гравитационные взаимодействия с другими галактиками могут задушить ее, не давая ей аккрецировать больше газа. [22] Для галактик с массивными гало из темной материи другой превентивный механизм, называемый «вириальным ударным нагревом», также может препятствовать тому, чтобы газ стал достаточно прохладным для образования звезд. [19]

Процессы выброса, вытесняющие холодный газ из галактик, могут объяснить, как происходит затухание более массивных галактик. [23] Один механизм выброса вызван сверхмассивными черными дырами, обнаруженными в центрах галактик. Моделирование показало, что газ, аккрецирующийся на сверхмассивные черные дыры в галактических центрах, производит струи высокой энергии ; высвободившаяся энергия может вытеснить достаточно холодного газа, чтобы погасить звездообразование. [24]

Наш Млечный Путь и близлежащая Галактика Андромеды в настоящее время, похоже, переживают затухающий переход от звездообразующих синих галактик к пассивным красным галактикам. [25]

Гидродинамическое моделирование

Темная энергия и темная материя составляют большую часть энергии Вселенной, поэтому барионы можно игнорировать при моделировании формирования крупномасштабных структур (с использованием таких методов, как моделирование N-тел ). Однако, поскольку видимые компоненты галактик состоят из барионов, крайне важно включить барионы в моделирование для изучения детальной структуры галактик. Поначалу барионный компонент состоит в основном из водорода и гелия, который позже превращается в звезды при формировании структур. На основе наблюдений можно протестировать модели, используемые в моделировании, и улучшить понимание различных стадий формирования галактик.

Уравнения Эйлера

В космологическом моделировании астрофизические газы обычно моделируются как невязкие идеальные газы, которые подчиняются уравнениям Эйлера , которые могут быть выражены в основном тремя различными способами: лагранжевыми, эйлеровыми или произвольными методами Лагранжа-Эйлера. Различные методы дают конкретные формы гидродинамических уравнений. [26] При использовании лагранжевого подхода для задания поля предполагается, что наблюдатель отслеживает конкретный пакет жидкости с его уникальными характеристиками во время его движения в пространстве и времени. Напротив, подход Эйлера подчеркивает определенные места в пространстве, через которые жидкость проходит с течением времени.

Барионная физика

Чтобы сформировать популяцию галактик, гидродинамические уравнения должны быть дополнены множеством астрофизических процессов, главным образом определяемых барионной физикой.

Охлаждение газа

Такие процессы, как столкновительное возбуждение, ионизация и обратное комптоновское рассеяние , могут привести к рассеиванию внутренней энергии газа. В моделировании процессы охлаждения реализуются путем связывания функций охлаждения с уравнениями энергии. Помимо первичного охлаждения, при высокой температуре преобладает охлаждение тяжелых элементов (металлов). [27] При этом 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 представляет технические трудности из-за коротких временных рамок, связанных с плотным газом. В ранних моделях фаза плотного газа часто не моделируется напрямую, а скорее характеризуется эффективным политропным уравнением состояния. [28] В более поздних симуляциях используется мультимодальное распределение [29] [30] для описания распределения плотности газа и температуры, которое напрямую моделирует многофазную структуру. Однако в будущих симуляциях необходимо учитывать более детальные 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. Чтобы смоделировать этот процесс, часть газа преобразуется в бесстолкновительные звездные частицы, которые представляют собой одновозрастные звездные популяции с одной металличностью и описываются исходной основной функцией масс. Наблюдения показывают, что эффективность звездообразования в молекулярном газе практически универсальна: около 1% газа превращается в звезды за время свободного падения. [31] При моделировании газ обычно преобразуется в звездные частицы с использованием вероятностной схемы отбора проб, основанной на рассчитанной скорости звездообразования. Некоторые симуляции ищут альтернативу вероятностной схеме выборки и направлены на то, чтобы лучше отразить кластерную природу звездообразования, рассматривая звездные скопления как фундаментальную единицу звездообразования. Этот подход позволяет расти звездным частицам за счет аккреции материала из окружающей среды. [32] Помимо этого, современные модели формирования галактик отслеживают эволюцию этих звезд и массу, которую они возвращают газовому компоненту, что приводит к обогащению газа металлами. [33]

Звездная обратная связь

Звезды влияют на окружающий их газ, передавая им энергию и импульс. Это создает петлю обратной связи, которая регулирует процесс звездообразования. Чтобы эффективно контролировать звездообразование, звездная обратная связь должна генерировать потоки галактического масштаба, которые вытесняют газ из галактик. Для передачи энергии и импульса, особенно посредством взрывов сверхновых, с окружающим газом используются различные методы. Эти методы различаются способом выделения энергии: термическим или кинетическим. Однако в первом случае следует избегать чрезмерного радиационного охлаждения газа. Охлаждение ожидается в плотном и холодном газе, но его невозможно надежно смоделировать в космологическом моделировании из-за низкого разрешения. Это приводит к искусственному и чрезмерному охлаждению газа, что приводит к потере энергии обратной связи сверхновой через излучение и значительно снижает ее эффективность. В последнем случае кинетическая энергия не может излучаться до тех пор, пока она не термализуется. Однако использование гидродинамически разделенных частиц ветра для нелокальной подачи импульса в газ, окружающий активные области звездообразования, все еще может быть необходимо для достижения крупномасштабных галактических потоков. [34] Последние модели явно моделируют звездную обратную связь. [35] Эти модели не только учитывают обратную связь сверхновых, но также учитывают другие каналы обратной связи, такие как впрыск энергии и импульса от звездных ветров, фотоионизация и радиационное давление, возникающее в результате излучения, испускаемого молодыми массивными звездами. [36] Во время Космического Рассвета формирование галактик происходило короткими вспышками от 5 до 30 млн лет из-за звездных обратных связей. [37]

Сверхмассивные черные дыры

Также рассматривается моделирование сверхмассивных черных дыр с численным засевом их в гало темной материи вследствие их наблюдения во многих галактиках [38] и влияния их массы на распределение плотности массы. Скорость их массового прироста часто моделируется моделью Бонди-Хойла.

Активные ядра галактик

Активные ядра галактик (АЯГ) оказывают влияние на наблюдательные явления сверхмассивных черных дыр, а также регулируют рост черных дыр и звездообразование. В моделировании обратная связь АЯГ обычно разделяется на два режима: квазар и радиорежим. Обратная связь в режиме квазара связана с радиационно-эффективным режимом роста черной дыры и часто включается посредством введения энергии или импульса. [39] Считается, что на регуляцию звездообразования в массивных галактиках существенное влияние оказывает обратная связь радиомод, которая возникает из-за присутствия высококоллимированных струй релятивистских частиц. Эти струи обычно связаны с рентгеновскими пузырьками, которые обладают достаточной энергией, чтобы уравновесить потери на охлаждение. [40]

Магнитные поля

Подход идеальной магнитогидродинамики обычно используется в космологическом моделировании, поскольку он обеспечивает хорошее приближение космологических магнитных полей. Влияние магнитных полей на динамику газа обычно незначительно в больших космологических масштабах. Тем не менее, магнитные поля являются критическим компонентом межзвездной среды, поскольку они обеспечивают поддержку давления против гравитации [41] и влияют на распространение космических лучей. [42]

Космические лучи

Космические лучи играют важную роль в межзвездной среде, способствуя повышению ее давления, [43] служа важнейшим каналом нагрева, [44] и потенциально вызывая оттоки галактического газа. [45] На распространение космических лучей сильно влияют магнитные поля. Таким образом, в моделировании уравнения, описывающие энергию и поток космических лучей, связаны с уравнениями магнитогидродинамики . [46]

Радиационная гидродинамика

Моделирование радиационной гидродинамики — это вычислительные методы, используемые для изучения взаимодействия излучения с веществом. В астрофизическом контексте радиационная гидродинамика используется для изучения эпохи реионизации, когда Вселенная имела большое красное смещение. Существует несколько численных методов, используемых для моделирования радиационной гидродинамики, включая трассировку лучей, метод Монте-Карло и методы, основанные на моментах. Трассировка лучей включает в себя отслеживание путей отдельных фотонов посредством моделирования и расчет их взаимодействия с материей на каждом этапе. Этот метод требует больших вычислительных затрат, но может дать очень точные результаты.

Галерея

Смотрите также

дальнейшее чтение

Рекомендации

  1. ^ Хаббл, Эдвин П. «Внегалактические туманности». Астрофизический журнал 64 (1926).
  2. ^ Эгген, О.Дж.; Линден-Белл, Д.; Сэндидж, Арканзас (1962). «Свидетельства движения старых звезд о коллапсе Галактики». Астрофизический журнал . 136 : 748. Бибкод : 1962ApJ...136..748E. дои : 10.1086/147433.
  3. ^ Сирл, Л.; Зинн, Р. (1978). «Состав гало-скоплений и образование галактического гало». Астрофизический журнал . 225 : 357–379. Бибкод : 1978ApJ...225..357S. дои : 10.1086/156499 .
  4. ^ Уайт, Саймон; Рис, Мартин (1978). «Конденсация ядер в тяжелых гало: двухэтапная теория формирования и кластеризации галактик». МНРАС . 183 (3): 341–358. Бибкод : 1978MNRAS.183..341W. дои : 10.1093/mnras/183.3.341 .
  5. ^ Кристенсен, LL; де Мартин, Д.; Шида, РЮ (2009). Космические столкновения: Атлас слияния галактик Хаббла . Спрингер. ISBN 9780387938530.
  6. ^ Штайнмец, Матиас; Наварро, Хулио Ф. (1 июня 2002 г.). «Иерархическое происхождение морфологии галактик». Новая астрономия . 7 (4): 155–160. arXiv : astro-ph/0202466 . Бибкод : 2002НовыйА....7..155S. CiteSeerX 10.1.1.20.7981 . дои : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1. S2CID  14153669. 
  7. ^ Ким, Дон Ву (2012). Горячая межзвездная материя в эллиптических галактиках . Нью-Йорк: Спрингер. ISBN 978-1-4614-0579-5.
  8. ^ Чуразов, Е.; 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». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 363 (1): L91–L95. arXiv : astro-ph/0507073 . Бибкод : 2005MNRAS.363L..91C. doi :10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x (неактивен 23 января 2024 г.). ISSN  1745-3925. S2CID  119379229.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of January 2024 (link)
  9. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; Дресслер, Алан; Фабер, С.М.; Филиппенко Алексей Владимирович; Ричард Грин; Гриллмайр, Карл; Хо, Луис К. (1 января 2000 г.). «Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скоростей галактик». Письма астрофизического журнала . 539 (1): Л13. arXiv : astro-ph/0006289 . Бибкод : 2000ApJ...539L..13G. дои : 10.1086/312840. ISSN  1538-4357. S2CID  11737403.
  10. ↑ Барнс, Джошуа Э. (9 марта 1989 г.). «Эволюция компактных групп и образование эллиптических галактик». Природа . 338 (6211): 123–126. Бибкод : 1989Natur.338..123B. дои : 10.1038/338123a0. S2CID  4249960.
  11. ^ «Актуальные научные достижения: когда галактики сталкиваются». www.noao.edu . Проверено 25 апреля 2016 г.
  12. ^ Сентонж, Амели. «Что происходит, когда галактики сталкиваются? (Начинающий) - Интересуетесь астрономией? Спросите астронома». любопытный.astro.cornell.edu . Проверено 25 апреля 2016 г.
  13. ^ Cox, T. J.; Loeb, Abraham (1 May 2008). "The collision between the Milky Way and Andromeda". 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.
  14. ^ "Giant Galaxies Die from the Inside Out". www.eso.org. European Southern Observatory. Retrieved 21 April 2015.
  15. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. New York: Pearson. ISBN 978-0805304022.
  16. ^ Blanton, Michael R.; Hogg, David W.; Bahcall, Neta A.; Baldry, Ivan K.; Brinkmann, J.; Csabai, István; Daniel Eisenstein; Fukugita, Masataka; Gunn, James E. (1 January 2003). "The Broadband Optical Properties of Galaxies with Redshifts 0.02 < z < 0.22". The Astrophysical Journal. 594 (1): 186. arXiv:astro-ph/0209479. Bibcode:2003ApJ...594..186B. doi:10.1086/375528. ISSN 0004-637X. S2CID 67803622.
  17. ^ Faber, S. M.; Willmer, C. N. A.; Wolf, C.; Koo, D. C.; Weiner, B. J.; Newman, J. A.; Im, M.; Coil, A. L.; C. Conroy (1 January 2007). "Galaxy Luminosity Functions to z 1 from DEEP2 and COMBO-17: Implications for Red Galaxy Formation". The Astrophysical Journal. 665 (1): 265–294. arXiv:astro-ph/0506044. Bibcode:2007ApJ...665..265F. doi:10.1086/519294. ISSN 0004-637X. S2CID 15750425.
  18. ^ Blanton, Michael R. (1 January 2006). "Galaxies in SDSS and DEEP2: A Quiet Life on the Blue Sequence?". The Astrophysical Journal. 648 (1): 268–280. arXiv:astro-ph/0512127. Bibcode:2006ApJ...648..268B. doi:10.1086/505628. ISSN 0004-637X. S2CID 119426210.
  19. ^ Аб Габор, Дж. М.; Даве, Р.; Финлатор, К.; Оппенгеймер, Б.Д. (11 сентября 2010 г.). «Как прекращается звездообразование в массивных галактиках?». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 407 (2): 749–771. arXiv : 1001.1734 . Бибкод : 2010MNRAS.407..749G. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16961.x. ISSN  0035-8711. S2CID  85462129.
  20. ^ Кереш, Душан; Кац, Нил; Даве, Ромель; Фардал, Марк; Вайнберг, Дэвид Х. (11 июля 2009 г.). «Галактики в моделируемой вселенной ΛCDM - II. Наблюдаемые свойства и ограничения на обратную связь». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 396 (4): 2332–2344. arXiv : 0901.1880 . Бибкод : 2009MNRAS.396.2332K. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14924.x. ISSN  0035-8711. S2CID  4500254.
  21. ^ Пэн, Ю.; Майолино, Р.; Кокрейн, Р. (2015). «Удушение как основной механизм прекращения звездообразования в галактиках». Природа . 521 (7551): 192–195. arXiv : 1505.03143 . Бибкод : 2015Natur.521..192P. дои : 10.1038/nature14439. PMID  25971510. S2CID  205243674.
  22. ^ Бьянкони, Маттео; Марло, Франсин Р.; Фадда, Дарио (2016). «Звездообразование и активность аккреции черных дыр в богатых локальных скоплениях галактик». Астрономия и астрофизика . 588 : А105. arXiv : 1601.06080 . Бибкод : 2016A&A...588A.105B. дои : 10.1051/0004-6361/201527116. S2CID  56310943.
  23. ^ Кереш, Душан; Кац, Нил; Фардал, Марк; Даве, Ромель; Вайнберг, Дэвид Х. (1 мая 2009 г.). «Галактики в моделируемой Вселенной ΛCDM - I. Холодный режим и горячие ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 395 (1): 160–179. arXiv : 0809.1430 . Бибкод : 2009MNRAS.395..160K. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14541.x. ISSN  0035-8711. S2CID  15020915.
  24. ^ Ди Маттео, Тициана; Спрингель, Волкер; Эрнквист, Ларс (2005). «Поступление энергии от квазаров регулирует рост и активность черных дыр и родительских галактик». Природа (Представлена ​​рукопись). 433 (7026): 604–607. arXiv : astro-ph/0502199 . Бибкод : 2005Natur.433..604D. дои : 10.1038/nature03335. PMID  15703739. S2CID  3007350.
  25. ^ Матч, Саймон Дж.; Кротон, Даррен Дж.; Пул, Грегори Б. (1 января 2011 г.). «Кризис среднего возраста Млечного Пути и M31». Астрофизический журнал . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Бибкод : 2011ApJ...736...84M. дои : 10.1088/0004-637X/736/2/84. ISSN  0004-637X. S2CID  119280671.
  26. ^ Джингольд, РА; Монаган, Джей-Джей (1 декабря 1977 г.). «Гидродинамика сглаженных частиц: теория и применение к несферическим звездам». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 181 (3): 375–389. дои : 10.1093/mnras/181.3.375. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  27. ^ Виерсма, Роберт ПК; Шайе, Йоп; Смит, Бриттон Д. (11 февраля 2009 г.). «Влияние фотоионизации на скорость охлаждения обогащенной астрофизической плазмы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 393 (1): 99–107. arXiv : 0807.3748 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.14191.x. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711. S2CID  118405953.
  28. ^ Спрингель, В.; Хернквист, Л. (21 февраля 2003 г.). «Космологическое моделирование гидродинамики сглаженных частиц: гибридная многофазная модель звездообразования». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 339 (2): 289–311. arXiv : astro-ph/0206393 . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06206.x . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  29. ^ Хопкинс, Филип Ф.; Куаерт, Элиот; Мюррей, Норман (16 марта 2012 г.). «Строение межзвездной среды звездообразующих галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 421 (4): 3488–3521. arXiv : 1110.4636 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20578.x. ISSN  0035-8711. S2CID  119199512.
  30. ^ Агерц, Оскар; Кравцов Андрей В.; Лейтнер, Сэмюэл Н.; Гнедин, Николай Юрьевич (21 мая 2013 г.). «К полному учету энергии и импульса на основе звездной обратной связи в моделировании формирования галактик». Астрофизический журнал . 770 (1): 25. arXiv : 1210.4957 . дои : 10.1088/0004-637X/770/1/25. eISSN  1538-4357. ISSN  0004-637X. S2CID  118587852.
  31. ^ Бигель, Ф.; Лерой, АК; Уолтер, Ф.; Бринкс, Э.; де Блок, WJG; Крамер, К.; Рикс, Х.В.; Шруба, А.; Шустер, К.-Ф.; Усеро, А.; Виземейер, HW (3 марта 2011 г.). «Постоянное время истощения молекулярного газа в близлежащих дисковых галактиках». Астрофизический журнал . 730 (2): Л13. arXiv : 1102.1720 . дои : 10.1088/2041-8205/730/2/L13. eISSN  2041-8213. ISSN  2041-8205. S2CID  18832882.
  32. ^ Ли, Хуэй; Гнедин Олег Юрьевич; Гнедин, Николай Юрьевич; Мэн, Си; Семенов Вадим А.; Кравцов, Андрей В. (3 января 2017 г.). «Формирование звездных скоплений в космологическом моделировании. I. Свойства молодых скоплений». Астрофизический журнал . 834 (1): 69. arXiv : 1608.03244 . дои : 10.3847/1538-4357/834/1/69 . eISSN  1538-4357.
  33. ^ Фогельсбергер, Марк; Генель, Шай; Сиджаки, Дебора ; Торри, Пол; Спрингель, Волкер; Эрнквист, Ларс (23 октября 2013 г.). «Модель для космологического моделирования физики формирования галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3031–3067. arXiv : 1305.2913 . дои : 10.1093/mnras/stt1789 . eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  34. ^ Пиллепич, Анналиса; Спрингель, Волкер; Нельсон, Дилан; Генель, Шай; Найман, Джилл; Пакмор, Рюдигер; Эрнквист, Ларс; Торри, Пол; Фогельсбергер, Марк; Вайнбергер, Райнер; Мариначчи, Федерико (12 октября 2017 г.). «Моделирование формирования галактик с помощью модели IllustrisTNG». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 (3): 4077–4106. arXiv : 1703.02970 . doi : 10.1093/mnras/stx2656. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  35. ^ Муратов, Александр Л.; Кереш, Душан; Фоше-Жигер, Клод-Андре; Хопкинс, Филип Ф.; Куаерт, Элиот; Мюррей, Норман (13 октября 2015 г.). «Порывистые газообразные потоки ОГНЯ: галактические ветры в космологическом моделировании с явной звездной обратной связью». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 454 (3): 2691–2713. arXiv : 1501.03155 . дои : 10.1093/mnras/stv2126. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  36. ^ Стинсон, Г.С.; Брук, К.; Мачио, А.В.; Уодсли, Дж.; Куинн, TR; Коучман, HMP (23 октября 2012 г.). «Создание галактик в космологическом контексте: необходимость ранней звездной обратной связи». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 428 (1): 129–140. arXiv : 1208.0002 . дои : 10.1093/mnras/sts028. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  37. ^ Фурланетто, Стивен Р.; Мироча, Иордания (22 февраля 2022 г.). «Взрывное звездообразование во время Космического Рассвета, вызванное задержкой звездной обратной связи». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 511 (3): 3895–3909. arXiv : 2109.04488 . дои : 10.1093/mnras/stac310 . ISSN  0035-8711 . Проверено 23 декабря 2023 г.
  38. ^ Моран, Эдвард С.; Шагинян, Карлен; Шугармен, Ханна Р.; Велес, Дарик О.; Эраклеус, Майкл (13 ноября 2014 г.). «Черные дыры в центрах близлежащих карликовых галактик». Астрономический журнал . 148 (6): 136. arXiv : 1408.4451 . дои : 10.1088/0004-6256/148/6/136. eISSN  1538-3881. S2CID  118487176.
  39. ^ Спрингель, Волкер; Ди Маттео, Тициана; Эрнквист, Ларс (август 2005 г.). «Моделирование обратной связи от звезд и черных дыр при слиянии галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 361 (3): 776–794. arXiv : astro-ph/0411108 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09238.x. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711. S2CID  14866854.
  40. ^ Сиджаки, Дебора ; Спрингель, Волкер; Ди Маттео, Тициана; Эрнквист, Ларс (20 августа 2007 г.). «Единая модель обратной связи АЯГ в космологическом моделировании формирования структур». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 380 (3): 877–900. arXiv : 0705.2238 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12153.x . ISSN  0035-8711.
  41. ↑ Ферьер, Катя М. (5 декабря 2001 г.). «Межзвездная среда нашей галактики». Обзоры современной физики . 73 (4): 1031–1066. arXiv : astro-ph/0106359 . doi : 10.1103/RevModPhys.73.1031. eISSN  1539-0756. ISSN  0034-6861. S2CID  16232084.
  42. ^ 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 . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102620. eISSN  1545-4282. ISSN  0066-4146. S2CID  118661799.
  43. ^ Кокс, Дональд П. (1 сентября 2005 г.). «Возвращение к трехфазной межзвездной среде». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 337–385. doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. eISSN  1545-4282. ISSN  0066-4146.
  44. ^ Вулфайр, МГ; Холленбах, Д.; Макки, CF; Тиленс, AGGM; Бэйкс, ELO (апрель 1995 г.). «Нейтральные атомные фазы межзвездной среды». Астрофизический журнал . 443 : 152. дои : 10.1086/175510. eISSN  1538-4357. ISSN  0004-637X.
  45. ^ Бут, CM; Агерц, Оскар; Кравцов Андрей В.; Гнедин, Николай Юрьевич (18 октября 2013 г.). «Моделирование дисковых галактик с галактическими ветрами, движимыми космическими лучами». Астрофизический журнал . 777 (1): Л16. arXiv : 1308.4974 . дои : 10.1088/2041-8205/777/1/L16. eISSN  2041-8213. ISSN  2041-8205. S2CID  59518603.
  46. ^ Томас, Т; Пфроммер, К. (25 января 2019 г.). «Гидродинамика космических лучей: регулируемый альфвеновскими волнами перенос космических лучей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 485 (3): 2977–3008. arXiv : 1805.11092 . дои : 10.1093/mnras/stz263. eISSN  1365-2966. ISSN  0035-8711.
  47. ^ "Молодой эллиптический" . Проверено 16 ноября 2015 г.

Внешние ссылки