Połączenie galaktyki - Galaxy merger
Fuzje galaktyk mogą wystąpić, gdy zderzają się dwie (lub więcej) galaktyki . Są najbardziej gwałtownym rodzajem interakcji galaktyk . Oddziaływania grawitacyjne między galaktykami i tarcie między gazem a pyłem mają duży wpływ na zaangażowane galaktyki. Dokładne efekty takich połączeń zależą od szerokiej gamy parametrów, takich jak kąty zderzenia , prędkości i względny rozmiar/skład, i są obecnie niezwykle aktywnym obszarem badań. Fuzje galaktyk są ważne, ponieważ tempo łączenia jest podstawowym miernikiem ewolucji galaktyk . Szybkość łączenia dostarcza również astronomom wskazówek na temat tego, jak galaktyki narastały w czasie.
Opis
Podczas łączenia, zbliżająca się galaktyka wpływa na gwiazdy i ciemną materię w każdej galaktyce. W późnych stadiach łączenia potencjał grawitacyjny (tj. kształt galaktyki) zaczyna się zmieniać tak szybko, że orbity gwiazd ulegają znacznym zmianom i tracą wszelkie ślady swojej poprzedniej orbity. Ten proces nazywa się „gwałtownym relaksem”. Na przykład, kiedy zderzają się dwie galaktyki dyskowe, zaczynają one od swoich gwiazd w uporządkowanej rotacji w płaszczyznach dwóch oddzielnych dysków. Podczas łączenia ten uporządkowany ruch zamieniany jest na losową energię („ termalizowany ”). Powstała galaktyka jest zdominowana przez gwiazdy, które krążą wokół galaktyki w skomplikowanej i losowo oddziałującej sieci orbit, co obserwuje się w galaktykach eliptycznych.
Fuzje to także miejsca, w których dochodzi do ekstremalnych formacji gwiazd . Tempo formowania się gwiazd (SFR) podczas dużej fuzji może osiągnąć tysiące mas Słońca nowych gwiazd każdego roku, w zależności od zawartości gazu w każdej galaktyce i jej przesunięcia ku czerwieni. Typowe SFRs fuzji to mniej niż 100 nowych mas Słońca rocznie. To dużo w porównaniu z naszą Galaktyką, która każdego roku tworzy tylko kilka nowych gwiazd (~2 nowe gwiazdy). Chociaż gwiazdy prawie nigdy nie zbliżają się na tyle blisko, aby faktycznie zderzać się podczas łączenia galaktyk, gigantyczne obłoki molekularne gwałtownie opadają do centrum galaktyki, gdzie zderzają się z innymi obłokami molekularnymi. Te zderzenia wywołują następnie kondensację tych chmur w nowe gwiazdy. Zjawisko to widzimy w łączeniu się galaktyk w pobliskim wszechświecie. Jednak proces ten był bardziej wyraźny podczas połączeń, które utworzyły większość galaktyk eliptycznych, które widzimy dzisiaj, które prawdopodobnie miały miejsce 1–10 miliardów lat temu, kiedy w galaktykach było znacznie więcej gazu (a tym samym więcej obłoków molekularnych ). Ponadto, z dala od centrum galaktyki, obłoki gazu będą zderzać się ze sobą, wytwarzając wstrząsy, które stymulują powstawanie nowych gwiazd w obłokach gazu. Rezultatem całej tej przemocy jest to, że galaktyki mają zwykle mało gazu dostępnego do tworzenia nowych gwiazd po ich połączeniu. Tak więc, jeśli galaktyka jest zaangażowana w dużą fuzję, a potem minie kilka miliardów lat, w galaktyce pozostanie bardzo mało młodych gwiazd (patrz Ewolucja gwiazd ). To właśnie widzimy w dzisiejszych galaktykach eliptycznych, bardzo mało gazu molekularnego i bardzo mało młodych gwiazd. Uważa się, że dzieje się tak, ponieważ galaktyki eliptyczne są końcowym produktem dużych fuzji, które zużywają większość gazu podczas fuzji, a tym samym dalsze formowanie się gwiazd po fuzji zostaje wygaszone.
Łączenie się galaktyk można symulować na komputerach, aby dowiedzieć się więcej o powstawaniu galaktyk. Można śledzić pary galaktyk początkowo dowolnego typu morfologicznego, biorąc pod uwagę wszystkie siły grawitacyjne , a także hydrodynamikę i rozpraszanie gazu międzygwiazdowego, powstawanie gwiazd z gazu oraz energię i masę uwolnioną z powrotem do ośrodka międzygwiazdowego przez supernowe . Taką bibliotekę symulacji łączenia galaktyk można znaleźć na stronie GALMER. Badanie prowadzone przez Jennifer Lotz z Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland stworzyło symulacje komputerowe, aby lepiej zrozumieć obrazy wykonane przez Teleskop Hubble'a . Zespół Lotza próbował wyjaśnić szeroki zakres możliwości łączenia, od pary galaktyk o równych masach łączących się ze sobą po interakcję między gigantyczną galaktyką a malutką. Zespół przeanalizował również różne orbity galaktyk, możliwe zderzenia oraz sposób, w jaki galaktyki były względem siebie zorientowane. W sumie grupa wymyśliła 57 różnych scenariuszy fuzji i zbadała fuzje pod 10 różnymi kątami widzenia.
Jedno z największych połączeń galaktyk, jakie kiedykolwiek zaobserwowano, składało się z czterech galaktyk eliptycznych w gromadzie CL0958+4702. Może tworzyć jedną z największych galaktyk we Wszechświecie.
Kategorie
Fuzje galaktyk można podzielić na odrębne grupy ze względu na właściwości łączących się galaktyk , takie jak ich liczba, porównawcza wielkość i bogactwo gazu .
Według numeru
Fuzje można podzielić na kategorie według liczby galaktyk zaangażowanych w proces:
- Fuzja binarna
- Dwie oddziałujące na siebie galaktyki łączą się.
- Wielokrotne połączenie
- Co najmniej trzy galaktyki łączą się.
Według rozmiaru
Fuzje można podzielić na kategorie według stopnia, w jakim największa galaktyka biorąca udział w fuzji zmienia się pod względem wielkości lub formy w wyniku fuzji:
- Niewielkie połączenie
- Połączenie jest niewielkie, jeśli jedna z galaktyk jest znacznie większa od drugiej. Większa galaktyka często "zjada" mniejszą, pochłaniając większość swojego gazu i gwiazd z niewielkim innym znaczącym wpływem na większą galaktykę. Uważa się, że nasza macierzysta galaktyka, Droga Mleczna , pochłania obecnie w ten sposób kilka mniejszych galaktyk, takich jak Galaktyka karłowata Canis Major i prawdopodobnie Obłoki Magellana . Strumień Panny jest uważana za pozostałość po galaktyki karłowatej , która została głównie połączyła się z Drogą Mleczną.
- Duża fuzja
- Połączenie dwóch galaktyk spiralnych, które są mniej więcej tej samej wielkości, jest poważną sprawą ; jeśli zderzają się pod odpowiednimi kątami i prędkościami, prawdopodobnie połączą się w sposób, który wypędzi większość pyłu i gazu poprzez różne mechanizmy sprzężenia zwrotnego, które często obejmują etap, w którym znajdują się aktywne jądra galaktyk . Uważa się, że jest to siła napędowa wielu kwazarów . Efektem końcowym jest galaktyka eliptyczna , a wielu astronomów stawia hipotezę, że jest to główny mechanizm, który tworzy eliptyczne.
Jedno z badań wykazało, że duże galaktyki łączyły się ze sobą średnio raz w ciągu ostatnich 9 miliardów lat. Małe galaktyki częściej łączyły się z dużymi galaktykami. Zauważ, że przewiduje się, że Droga Mleczna i Galaktyka Andromedy zderzą się za około 4,5 miliarda lat . Oczekiwany wynik połączenia tych galaktyk byłby znaczący, ponieważ mają one podobne rozmiary i zmienią się z dwóch galaktyk spiralnych o „wielkim projekcie” w (prawdopodobnie) gigantyczną galaktykę eliptyczną .
Przez bogactwo gazu
Fuzje można podzielić na kategorie według stopnia, w jakim gaz (jeśli występuje) niesiony wewnątrz i wokół łączących się galaktyk oddziałuje na siebie:
- Połączenie na mokro
- Mokro połączenia wynosi galaktyk gaz bogaty ( „niebieski” galaktyk). Mokre fuzji zwykle wytwarzają dużą ilość gwiazd formacji przekształcić tarczowe galaktyki do galaktyki eliptyczne i spust kwazara działalności.
- Fuzja na sucho
- Połączenie galaktyk ubogich w gaz ("czerwonych") nazywamy suchymi . Suche fuzje zazwyczaj nie zmieniają znacząco tempa formowania się gwiazd w galaktykach , ale mogą odgrywać ważną rolę w zwiększaniu masy gwiazd .
- Wilgotne połączenie
- Wilgotne fuzja zachodzi między tymi samymi dwoma Galaxy typów wymienionych powyżej ( „niebieskich” i „czerwonych” galaktyk), jeśli jest wystarczająco dużo gazu do paliwa znaczącą formację gwiazdy , ale nie na tyle, tworząc gromady kuliste
- Połączenie mieszane
- Miesza połączenie występuje w dwóch przypadkach ( „niebieski” i „Red” galaktyki) połączenie gaz bogaty i galaktyk gazów ubogich.
Drzewa historii fuzji
W standardowym modelu kosmologicznym oczekuje się, że każda pojedyncza galaktyka powstała z kilku lub wielu kolejnych fuzji halo ciemnej materii , w których gaz ochładza się i tworzy gwiazdy w centrach halo, stając się obiektami widzialnymi optycznie, historycznie identyfikowanymi jako galaktyki podczas XX wiek. Modelowanie matematycznego wykresu połączeń tych halo ciemnej materii, a co za tym idzie, odpowiadającej im formacji gwiazd, było początkowo traktowane albo przez analizę czysto grawitacyjnych symulacji N- ciał, albo przez wykorzystanie numerycznych realizacji formuł statystycznych („półanalitycznych”).
Na konferencji kosmologii obserwacyjnej w Mediolanie w 1992 r. Roukema, Quinn i Peterson pokazali pierwsze drzewa historii fuzji halo ciemnej materii wyekstrahowanych z kosmologicznych symulacji N- ciał. Te drzewa historii fuzji zostały połączone ze wzorami na tempo powstawania gwiazd i ewolucyjną syntezę populacji, uzyskując syntetyczne funkcje jasności galaktyk (statystyki tego, ile galaktyk jest z natury jasnych lub słabych) w różnych epokach kosmologicznych. Biorąc pod uwagę złożoną dynamikę fuzji halo ciemnej materii, podstawowym problemem w modelowaniu drzewa historii fuzji jest zdefiniowanie, kiedy halo w jednym kroku czasowym jest potomkiem halo w poprzednim kroku czasowym. Grupa Roukemy zdecydowała się zdefiniować tę zależność, wymagając, aby halo w późniejszym przedziale czasowym zawierało ściśle ponad 50 procent cząstek w halo we wcześniejszym przedziale czasowym; to gwarantowało, że pomiędzy dwoma krokami czasowa aureola może mieć co najwyżej jednego potomka. Ta metoda modelowania powstawania galaktyk dostarcza szybko obliczone modele populacji galaktyk z widmami syntetycznymi i odpowiednimi właściwościami statystycznymi porównywalnymi z obserwacjami.
Niezależnie, Lacey i Cole pokazali na tej samej konferencji w 1992 roku, w jaki sposób wykorzystali formalizm Press-Schechter w połączeniu z dynamicznym tarciem, aby statystycznie wygenerować realizacje Monte Carlo dotyczące drzew historii łączenia halo ciemnej materii i odpowiadającego im formowania się jąder gwiazd (galaktyk) halo . Kauffmann , White i Guiderdoni rozszerzyli to podejście w 1993 roku o półanalityczne wzory na chłodzenie gazu, powstawanie gwiazd, ponowne ogrzewanie gazu z supernowych oraz na hipotetyczną konwersję galaktyk dyskowych w galaktyki eliptyczne. Zarówno grupa Kauffmanna, jak i Okamoto i Nagashima przyjęli później podejście oparte na drzewie historii fuzji z symulacji N- ciał.
Przykłady
Niektóre z galaktyk, które są w trakcie łączenia lub uważa się, że powstały w wyniku połączenia, to:
Galeria
Zobacz też
- Kolizja Andromedy i Drogi Mlecznej
- Wybrzuszenie (astronomia)
- Formacja i ewolucja galaktyk
- Interakcja galaktyka
- Deficyt masy
- Galaktyka grochu