WikiDer > Слияние галактик

Galaxy merger
В Мыши Галактики (NGC 4676 A&B) находятся в процессе слияния.
Отпечаток этого художника показывает слияние двух галактик, приводящее к образованию дисковой галактики.

Слияние галактик может произойти, когда два (или более) галактики столкнуться. Это самый жестокий тип взаимодействие галактик. В гравитационные взаимодействия между галактиками и трение между газ и пыль оказывают большое влияние на вовлеченные галактики. Точные последствия таких слияний зависят от множества параметров, таких как столкновение углы, скорости, и относительный размер / состав, и в настоящее время являются чрезвычайно активной областью исследований. Слияния галактик важны, потому что скорость слияния является фундаментальным показателем эволюция галактики. Скорость слияния также дает астрономам подсказку о том, как галактики увеличивались с течением времени.[1]

Описание

Во время слияния звезды и темная материя в каждой галактике становятся затронутыми приближающейся галактикой. На поздних этапах слияния гравитационный потенциал (то есть форма галактики) начинает меняться так быстро, что звездные орбиты сильно изменяются и теряют любые следы своей предыдущей орбиты. Этот процесс называется «насильственным расслаблением».[2] Например, когда две дисковые галактики сталкиваются, они начинают с упорядоченного вращения своих звезд в плоскостях двух отдельных дисков. Во время слияния это упорядоченное движение преобразуется в случайную энергию («термализованный»). В образовавшейся галактике преобладают звезды, которые вращаются вокруг галактики по сложной и случайной сети взаимодействующих орбит, что и наблюдается в эллиптических галактиках.

NGC 3921 представляет собой взаимодействующую пару дисковых галактик на поздних стадиях своего слияния.[3]

Слияния также являются местом чрезмерного количества звездообразование.[4] Скорость звездообразования (SFR) во время крупного слияния может достигать новых звезд в тысячи солнечных масс каждый год, в зависимости от содержания газа в каждой галактике и ее красного смещения.[5][6] Типичные SFR слияния составляют менее 100 новых солнечных масс в год.[7][8] Это много по сравнению с нашей Галактикой, в которой каждый год образуется только несколько новых звезд (~ 2 новые звезды).[9] Хотя звезды почти никогда не подходят достаточно близко, чтобы столкнуться при слиянии галактик, гигантские молекулярные облака быстро падают в центр галактики, где сталкиваются с другими молекулярными облаками.[нужна цитата] Эти столкновения затем вызывают конденсацию этих облаков в новые звезды. Мы можем наблюдать это явление в слиянии галактик в соседней Вселенной. Тем не менее, этот процесс был более выражен во время слияний, которые сформировали большинство эллиптических галактик, которые мы видим сегодня, которые, вероятно, произошли 1–10 миллиардов лет назад, когда было гораздо больше газа (а значит молекулярные облака) в галактиках. Кроме того, вдали от центра галактики газовые облака будут сталкиваться друг с другом, создавая толчки, которые стимулируют образование новых звезд в газовых облаках. Результатом всего этого насилия является то, что у галактик, как правило, мало газа для образования новых звезд после их слияния. Таким образом, если галактика вовлечена в крупное слияние, а затем пройдет несколько миллиардов лет, в галактике будет очень мало молодых звезд (см. Звездная эволюция) оставили. Это то, что мы видим в сегодняшних эллиптических галактиках, очень мало молекулярного газа и очень мало молодых звезд. Считается, что это связано с тем, что эллиптические галактики являются конечным продуктом крупных слияний, которые используют большую часть газа во время слияния, и, таким образом, дальнейшее звездообразование после слияния прекращается.[нужна цитата]

Слияния галактик можно смоделировать на компьютере, чтобы больше узнать о формировании галактик. Можно проследить пары галактик изначально любого морфологического типа с учетом всех гравитационные силы, а также гидродинамика и рассеяние межзвездного газа, звездообразования из газа, а также энергии и массы, высвобождаемых обратно в межзвездную среду посредством сверхновые. Такую библиотеку симуляций слияния галактик можно найти на сайте GALMER.[10] Исследование под руководством Дженнифер Лотц из Научный институт космического телескопа в Балтимор, Мэриленд создали компьютерное моделирование, чтобы лучше понимать изображения, сделанные Телескоп Хаббла.[1] Команда Лотца попыталась учесть широкий спектр возможностей слияния, от пары галактик с равными массами, соединяющихся вместе, до взаимодействия между гигантской и крошечной галактиками. Команда также проанализировала разные орбиты галактик, возможные столкновения и то, как галактики были ориентированы друг относительно друга. Всего группа придумала 57 различных сценариев слияния и изучила слияния с 10 разных углов обзора.[1]

Одно из крупнейших когда-либо наблюдавшихся слияний галактик состояло из четырех эллиптические галактики в кластере CL0958 + 4702. Может образовывать одну из крупнейших галактик во Вселенной.[11]

Категории

Слияния галактик можно разделить на отдельные группы из-за свойств слияния. галактики, например их количество, их сравнительный размер и их газ богатство.

По номеру

Слияния можно классифицировать по количеству вовлеченных в процесс галактик:

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

По размеру

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

Незначительное слияние
Слияние - это незначительный если один из галактики значительно больше, чем другие. Более крупная галактика часто «съедает» меньшую, поглощая большую часть своего газа и звезд, не оказывая другого существенного влияния на более крупную галактику. Наша родная галактика Млечный Путь, как полагают, в настоящее время поглощает таким образом несколько меньших галактик, таких как Карликовая галактика Canis Major, и, возможно, Магеллановы облака. В Дева звездный поток считается остатками карликовая галактика это в основном слилось с Млечным путем.
Крупное слияние
Слияние двух спиральные галактики примерно одинакового размера основной; если они столкнутся под соответствующими углами и скоростями, они, вероятно, сольются таким образом, что унесет большую часть пыли и газа с помощью различных механизмов обратной связи, которые часто включают стадию, на которой активные галактические ядра. Считается, что это движущая сила многих квазары. Конечный результат - это эллиптическая галактика, и многие астрономы предполагают, что это основной механизм, создающий эллиптические модели.

Одно исследование показало, что большие галактики сливались друг с другом в среднем один раз за последние 9 миллиардов лет. Маленькие галактики чаще сливаются с большими.[1] Обратите внимание, что Млечный Путь и Галактика Андромеды предсказывают столкнуться примерно через 4,5 миллиарда лет. Ожидаемый результат слияния этих галактик будет основной поскольку они имеют одинаковые размеры и будут отличаться от двух спиральные галактики "грандиозного дизайна" к (вероятно) гигантская эллиптическая галактика.

По газовой насыщенности

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

Мокрое слияние
А мокрое слияние находится между богатыми газом галактиками («голубыми» галактиками). Мокрые слияния обычно приводят к образованию большого количества звезд, трансформирующему диску галактики в эллиптические галактики и вызвать квазар Мероприятия.[12]
Сухое слияние
Слияние бедных газом галактик («красных» галактик) называется сухой. Сухие слияния обычно не сильно меняют галактики. звездообразование ставок, но может сыграть важную роль в увеличении звездная масса.[12]
Влажное слияние
А влажное слияние происходит между теми же двумя типами галактик, упомянутыми выше ("синими" и "красными" галактиками), если есть достаточно газа для топлива значительное звездообразование но недостаточно, чтобы сформировать шаровые скопления[13]
Смешанное слияние
А смешанное слияние происходит при слиянии богатых газом и бедных газом галактик («синие» и «красные» галактики).

Деревья истории слияний

В стандартной космологической модели ожидается, что любая отдельная галактика будет иметь сформированный от нескольких или многих последовательных слияний ореолы темной материи, в котором газ охлаждается и образует звезды в центрах гало, становясь оптически видимыми объектами, исторически идентифицированными как галактики в течение двадцатого века. Моделирование математический график слияния этих гало темной материи и, в свою очередь, соответствующего звездообразования первоначально рассматривалось либо путем анализа чисто гравитационного N-имуляторы тела.[14][15] или с использованием численных реализаций статистических («полуаналитических») формул.[16]

На конференции по наблюдательной космологии в 1992 г. Милан,[14] Рукема, Куинн и Петерсон показал первые деревья истории слияния гало темной материи, извлеченные из космологических N-имуляторы тела. Эти деревья истории слияния были объединены с формулами для скорости звездообразования и эволюционного синтеза населения, что дало синтетические функции светимости галактик (статистические данные о том, сколько галактик по своей природе яркие или тусклые) в разные космологические эпохи.[14][15] Учитывая сложную динамику слияния ореолов темной материи, фундаментальная проблема при моделировании дерева истории слияний состоит в том, чтобы определить, когда ореол на одном временном шаге является потомком ореола на предыдущем временном шаге. Группа Рукема решила определить это соотношение, требуя, чтобы ореол на более позднем временном шаге содержал строго более 50 процентов частиц в ореоле на более раннем временном шаге; это гарантировало, что между двумя временными шагами у любого гало может быть не более одного потомка.[17] Этот метод моделирования формирования галактик позволяет быстро рассчитывать модели населения галактик с синтетическими спектрами и соответствующими статистическими свойствами, сопоставимыми с данными наблюдений.[17]

Независимо, Лэйси и Коул показали на той же конференции 1992 г.[18] как они использовали Формализм Press – Schechter в сочетании с динамическое трение для статистической генерации Монте-Карло реализаций деревьев истории слияния гало темной материи и соответствующего образования звездных ядер (галактик) гало.[16] Кауфманн, белый и Гудердони расширили этот подход в 1993 году, включив полуаналитические формулы для охлаждения газа, звездообразования, повторного нагрева газа от сверхновых, а также для гипотетического преобразования дисковых галактик в эллиптические галактики.[19] И группа Кауфманна, и Окамото и Нагашима позже занялись NПодход к дереву истории слияний на основе моделирования тела.[20][21]

Примеры

Несколько из галактики которые находятся в процессе слияния или предположительно образовались в результате слияния:

Галерея

Слияние галактик
Арп 302 (слева); NGC 7752/7753; IIZw96 (справа).
NGC 2623 - поздняя стадия слияния двух галактик.[22]
Скручивания галактик - возможное слияние.[23]
Маркарян 779 - возможное слияние.[24]
Мега-слияние древних галактик (концепция художника).[25]
«Flying V» - две галактики.[26]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d "Астрономы определяют частоту столкновений галактик". ХабблСайт. 27 октября 2011 г.. Получено 16 апреля 2012.
  2. ^ ван Альбада, Т. (1982). «[название не указано]». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 201: 939.[требуется полная цитата]
  3. ^ «Эволюция в замедленном темпе». Институт космических телескопов. Получено 15 сентября 2015.
  4. ^ Швейцер, Ф. (2005). de Grijs, R .; Гонсалес-Дельгадо, Р.М. (ред.). [название презентации не цитируется]. Звездообразования: от 30 дорадов до галактик Лайман-Брейк; Кембридж, Великобритания; 6–10 сентября 2004 г. Библиотека астрофизики и космической науки. 329. Дордрехт, Германия: Springer. п. 143.[требуется полная цитата]
  5. ^ Острикер, Ева К.; Шетти, Рахул (2012). «Максимально звездообразующие галактические диски I. Регулирование звездообразования с помощью турбулентности с обратной связью». Астрофизический журнал. 731 (1): 41. arXiv:1102.1446. Bibcode:2011ApJ ... 731 ... 41O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 731/1/41. S2CID 2584335. 41.
  6. ^ Brinchmann, J .; и другие. (2004). «Физические свойства звездообразующих галактик во Вселенной с низким красным смещением». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 351 (4): 1151–1179. arXiv:Astro-ph / 0311060. Bibcode:2004МНРАС.351.1151Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.07881.x. S2CID 12323108.
  7. ^ Moster, Benjamin P .; и другие. (2011). «Эффекты горячего газового гало в крупных слияниях галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 415 (4): 3750–3770. arXiv:1104.0246. Bibcode:2011МНРАС.415.3750М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.18984.x. S2CID 119276663.
  8. ^ Хиршманн, Михаэла; и другие. (2012). «Формирование галактик в полуаналитических моделях и космологическом гидродинамическом моделировании с увеличением». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 419 (4): 3200–3222. arXiv:1104.1626. Bibcode:2012МНРАС.419.3200Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.19961.x. S2CID 118710949.
  9. ^ Хомюк, Лаура; Пович, Мэтью С. (2011). «К объединению определений скорости звездообразования в Млечном Пути и других галактиках». Астрономический журнал. 142 (6): 197. arXiv:1110.4105. Bibcode:2011AJ .... 142..197C. Дои:10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID 119298282. 197.
  10. ^ «Библиотека слияния галактик». 27 марта 2010 г.. Получено 27 марта 2010.
  11. ^ «Галактики сталкиваются в результате четырехстороннего слияния». Новости BBC. 6 августа 2007 г.. Получено 7 августа 2007.
  12. ^ а б Лин, Лихвал; и другие. (Июль 2008 г.). «Эволюция слияния влажных, сухих и смешанных галактик с красным смещением из тесных пар галактик в обзоре красного смещения галактик DEEP2». Астрофизический журнал. 681 (232): 232–243. arXiv:0802.3004. Bibcode:2008ApJ ... 681..232L. Дои:10.1086/587928. S2CID 18628675.
  13. ^ Forbes, Дункан А .; и другие. (Апрель 2007 г.). «Влажные слияния: недавние газовые слияния без значительного образования шарового скопления?». Астрофизический журнал. 659 (1): 188–194. arXiv:astro-ph / 0612415. Bibcode:2007ApJ ... 659..188F. Дои:10.1086/512033. S2CID 15213247.
  14. ^ а б c Roukema, Boudewijn F .; Куинн, Питер Дж.; Петерсон, Брюс А. (Январь 1993 г.). «Спектральная эволюция сливающихся / аккрецирующих галактик». Наблюдательная космология. Серия конференций ASP. 51. Астрономическое общество Тихого океана. п. 298. Bibcode:1993ASPC ... 51..298R.
  15. ^ а б Roukema, Boudewijn F .; Йошии, Юдзуру (ноябрь 1993 г.). «Неспособность простых моделей слияния спасти плоскую Вселенную Омега0 = 1». Астрофизический журнал. IOP Publishing. 418: L1. Bibcode:1993ApJ ... 418L ... 1R. Дои:10.1086/187101.
  16. ^ а б Лейси, Седрик; Коул, Шон (Июнь 1993 г.). «Темпы слияния в иерархических моделях формирования галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Oxford University Press. 262 (3): 627–649. Bibcode:1993МНРАС.262..627Л. Дои:10.1093 / минрас / 262.3.627.
  17. ^ а б Roukema, Boudewijn F .; Куинн, Питер Дж.; Петерсон, Брюс А.; Рокка-Волмерранж, Бриджит (декабрь 1997 г.). "Деревья истории слияния ореолов темной материи: инструмент для исследования моделей формирования галактик". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 292 (4): 835–852. arXiv:Astro-ph / 9707294. Bibcode:1997МНРАС.292..835Р. Дои:10.1093 / минрас / 292.4.835. S2CID 15265628.
  18. ^ Лейси, Седрик; Коул, Шон (Январь 1993 г.). «Темпы слияния в иерархических моделях образования галактик» (PDF). Наблюдательная космология. Серия конференций ASP. 51. Астрономическое общество Тихого океана. п. 192. Bibcode:1993ASPC ... 51..192л.
  19. ^ Кауфманн, Гвиневра; Уайт, Саймон Д.; Гвидердони, Бруно (сентябрь 1993 г.). «Скопление галактик в иерархической Вселенной - II. Эволюция к большому красному смещению». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. IOP Publishing. 264: 201. Bibcode:1993МНРАС.264..201К. Дои:10.1093 / mnras / 264.1.201.
  20. ^ Кауфманн, Гвиневра; Кольберг, Йорг М .; Диаферио, Антональдо; Уайт, Саймон Д. (Август 1999 г.). «Скопление галактик в иерархической Вселенной - II. Эволюция к большому красному смещению». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 307 (3): 529–536. arXiv:Astro-ph / 9809168. Bibcode:1999МНРАС.307..529К. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1999.02711.x. S2CID 17636817.
  21. ^ Окамото, Такаши; Нагасима, Масахиро (январь 2001 г.). «Соотношение морфологии и плотности для смоделированных скоплений галактик в холодных вселенных с преобладанием темной материи». Астрофизический журнал. 547 (1): 109–116. arXiv:astro-ph / 0004320. Bibcode:2001ApJ ... 547..109O. Дои:10.1086/318375. S2CID 6011298.
  22. ^ «Взгляд в будущее». www.spacetelescope.org. Получено 16 октября 2017.
  23. ^ "Галактический светящийся червь". ЕКА / Хаббл. Получено 27 марта 2013.
  24. ^ «Преобразование галактик». Картинка недели. ЕКА / Хаббл. Получено 6 февраля 2012.
  25. ^ «Мегамергеры древних галактик - ALMA и APEX обнаруживают массивные скопления образующихся галактик в ранней Вселенной». www.eso.org. Получено 26 апреля 2018.
  26. ^ "Космический" летающий V "сливающихся галактик". ЕКА / Хаббл Изображение недели. Получено 12 февраля 2013.

внешняя ссылка