Слияние галактик
Слияние галактик может произойти при столкновении двух (или более) галактик . Это самый жестокий тип взаимодействия галактик . Гравитационное взаимодействие 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 столкновения углы , скорости и относительный размер/состав. в настоящее время чрезвычайно активная область исследований. Слияния галактик важны, потому что скорость слияния является фундаментальным показателем эволюции галактик , а также дает астрономам подсказку о том, как галактики приобретали свои нынешние формы на протяжении длительных периодов времени. [1]
Описание [ править ]
 | Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( Май 2024 г. ) |
Во время слияния звезды и темная материя в каждой галактике подвергаются воздействию приближающейся галактики. На поздних стадиях слияния гравитационный потенциал начинает меняться так быстро, что орбиты звезд сильно изменяются и теряют любые следы своей предыдущей орбиты. Этот процесс называется «насильственным расслаблением». [2] Например, когда две дисковые галактики сталкиваются, их звезды начинают упорядоченно вращаться в плоскостях двух отдельных дисков. Во время слияния это упорядоченное движение преобразуется в случайную энергию (« термализованную »). В образовавшейся галактике преобладают звезды, которые вращаются вокруг галактики по сложной и случайной взаимодействующей сети орбит, что и наблюдается в эллиптических галактиках.
Слияния также являются местом экстремального звездообразования . [4] [5] 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. [6] [7] Типичные SFR слияния составляют менее 100 новых солнечных масс в год. [8] [9] Это много по сравнению с нашей Галактикой, в которой каждый год появляется всего несколько новых звезд (около 2 новых звезд). [10] 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. [ нужна ссылка ] 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, в результате которых образовалось 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, вызывая толчки, которые стимулируют образование новых звезд в газовых облаках. Результатом всего этого насилия является то, что в галактиках, как правило, остается мало газа для образования новых звезд после их слияния. Таким образом, если галактика будет вовлечена в крупное слияние, а затем пройдет 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 расходуют большую часть газа во время слияния и, таким образом, дальнейшее звездообразование после прекращения слияния. [ нужна ссылка ]
Слияния галактик можно смоделировать на компьютере, чтобы узнать больше о формировании галактик. Пары галактик изначально любого морфологического типа могут быть прослежены с учетом всех гравитационных сил , а также гидродинамики и диссипации межзвездного газа, звездообразования из газа, а также энергии и массы, высвобождаемых обратно в межзвездную среду сверхновыми . . Подобную библиотеку симуляций слияния галактик можно найти на сайте GALMER. [11] Исследование, проведенное Дженнифер Лотц из Научного института космического телескопа в Балтиморе, штат Мэриленд, создало компьютерное моделирование, чтобы лучше понять изображения, полученные космическим телескопом Хаббл . [1] Команда Лотца попыталась объяснить широкий спектр возможностей слияния: от объединения пары галактик с одинаковыми массами до взаимодействия гигантской галактики с крошечной. Команда также проанализировала различные орбиты галактик, возможные последствия столкновений и то, как галактики были ориентированы друг к другу. В общей сложности группа разработала 57 различных сценариев слияний и изучила слияния с 10 различных точек зрения. [1]
Одно из крупнейших когда-либо наблюдавшихся слияний галактик состояло из четырех эллиптических галактик в скоплении CL0958+4702. Возможно, она образует одну из крупнейших галактик во Вселенной. [12]
Категории [ править ]
Слияния галактик можно разделить на отдельные группы в зависимости от свойств сливающихся галактик , таких как их количество, сравнительный размер и газовое богатство.
По номеру [ править ]
Слияния можно классифицировать по количеству галактик, участвующих в процессе:
- Бинарное слияние
- Две взаимодействующие галактики сливаются.
- Множественное слияние
- Три и более галактик сливаются.
По размеру [ править ]
Слияния можно разделить на категории по степени, в которой крупнейшая задействованная галактика изменяется в размере или форме в результате слияния:
- Незначительное слияние
- Слияние считается незначительным , если одна из галактик значительно больше другой (других). Большая галактика часто «съедает» меньшую – явление, метко названное «галактическим каннибализмом» – поглощая большую часть своего газа и звезд без особого существенного воздействия на большую галактику. наша родная галактика, Млечный Путь Считается, что , в настоящее время поглощает таким образом несколько меньших галактик, таких как Карликовая галактика Большого Пса и, возможно, Магеллановы Облака . Считается, что Звездный поток Девы — это остатки карликовой галактики , которая в основном слилась с Млечным Путем.
- Крупное слияние
- Слияние двух спиральных галактик примерно одинакового размера является серьезным ; если они столкнутся под соответствующими углами и скоростями, они, вероятно, сольются таким образом, что вытеснит большую часть пыли и газа с помощью различных механизмов обратной связи, которые часто включают стадию, на которой существуют активные галактические ядра . Считается, что это является движущей силой многих квазаров . В результате получается эллиптическая галактика , и многие астрономы предполагают, что это основной механизм, создающий эллиптические галактики.
Одно исследование показало, что крупные галактики сливались друг с другом в среднем один раз за последние 9 миллиардов лет. Маленькие галактики чаще сливались с большими галактиками. [1] Обратите внимание, что Млечный Путь и Галактика Андромеды , по прогнозам, столкнутся примерно через 4,5 миллиарда лет . Ожидаемый результат слияния этих галактик будет значительным , поскольку они имеют одинаковые размеры и изменятся от двух спиральных галактик «великого дизайна» до (вероятно) гигантской эллиптической галактики .
По богатству газа [ править ]
Слияния можно разделить на категории по степени взаимодействия газа (если таковой имеется), переносимого внутри и вокруг сливающихся галактик:
- Мокрое слияние
- Влажное слияние происходит между галактиками, богатыми газом («голубыми» галактиками). Влажные слияния обычно приводят к образованию большого количества звезд, превращают дисковые галактики в эллиптические галактики и вызывают активность квазаров . [13]
- Сухое слияние
- Слияние бедных газом галактик («красных» галактик) называется сухим . в галактиках Сухие слияния обычно не сильно меняют скорость звездообразования , но могут играть важную роль в увеличении звездной массы . [13]
- Влажное слияние
- Влажное слияние происходит между теми же двумя типами галактик, упомянутыми выше («синие» и «красные» галактики), если газа достаточно для подпитки значительного звездообразования , но недостаточно для образования шаровых скоплений . [14]
- Смешанное слияние
- Смешанное слияние происходит, когда сливаются богатые газом и бедные газом галактики («голубые» и «красные» галактики).
Деревья истории слияний [ править ]
В стандартной космологической модели ожидается, что любая отдельная галактика образовалась в результате 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 во время двадцатый век. Моделирование математического графика слияний этих гало темной материи и, в свою очередь, соответствующего звездообразования первоначально рассматривалось либо путем анализа чисто гравитационных симуляций N -тел. [15] [16] или с использованием числовых реализаций статистических («полуаналитических») формул. [17]
На конференции по наблюдательной космологии в Милане в 1992 г. [15] Рукема, Куинн и Петерсон продемонстрировали первые деревья истории слияний гало темной материи, извлеченные из космологического моделирования N -тел. Эти деревья истории слияний были объединены с формулами для скорости звездообразования и синтеза эволюционного населения, что позволило получить синтетические функции светимости галактик (статистику того, сколько галактик по своей сути являются яркими или тусклыми) в разные космологические эпохи. [15] [16] Учитывая сложную динамику слияний гало темной материи, фундаментальная проблема моделирования дерева истории слияний состоит в том, чтобы определить, 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 этапе содержало строго более 50 процентов частиц в гало на более раннем временном шаге; это гарантировало, что между двумя временными шагами любой ореол может иметь не более одного потомка. [18] Этот метод моделирования формирования галактик позволяет быстро рассчитывать модели популяций галактик с синтетическими спектрами и соответствующими статистическими свойствами, сравнимыми с наблюдениями. [18]
Независимо друг от друга Лейси и Коул выступили на той же конференции 1992 года. [19] 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. [17] Кауфманн , Уайт и Гидердони расширили этот подход в 1993 году, включив в него полуаналитические формулы для охлаждения газа, звездообразования, повторного нагрева газа сверхновых и предполагаемого преобразования дисковых галактик в эллиптические галактики. [20] И группа Кауфмана, и Окамото, и Нагашима позже переняли подход к дереву истории слияний, основанный на моделировании N -тел. [21] [22]
Примеры [ править ]
Некоторые из галактик , которые находятся в процессе слияния или предположительно образовались в результате слияния:
Галерея [ править ]
См. также [ править ]
- Столкновение Андромеды и Млечного Пути
- Выпуклость (астрономия)
- Формирование и эволюция галактик
- Взаимодействующая галактика
- Список звездных потоков
- Дефицит массы
- Гороховая галактика
Ссылки [ править ]
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с д «Астрономы определили частоту столкновений галактик» . Сайт Хаббла . 27 октября 2011 г. Архивировано из оригинала 8 июня 2021 г. Проверено 16 апреля 2012 г.
- ^ ван Альбада, ТС (1982). «Бездиссипативное образование галактик и закон R в степени 1/4» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 201 : 939. Бибкод : 1982МНРАС.201..939В . дои : 10.1093/mnras/201.4.939 .
- ^ «Эволюция в замедленной съемке» . Научный институт космического телескопа . Проверено 15 сентября 2015 г.
- ^ Швейцер, Ф. (2005). де Грийс, Р.; Гонсалес-Дельгадо, RM (ред.). [название презентации не указано] . Звездообразования: от 30 галактик Дораду до галактик Лаймана; Кембридж, Великобритания; 6–10 сентября 2004 г. Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 329. Дордрехт, DE: Springer. п. 143. [ нужна полная цитата ]
- ^ Звездообразования: от 30 Дораду до Лаймана разрывают 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 ) - ^ Острайкер, Ева К .; Шетти, Рахул (2012). «Максимально звездообразующие галактические диски I. Регулирование звездообразования посредством турбулентности, управляемой обратной связью». Астрофизический журнал . 731 (1): 41. arXiv : 1102.1446 . Бибкод : 2011ApJ...731...41O . дои : 10.1088/0004-637X/731/1/41 . S2CID 2584335 . 41.
- ^ Бринчманн, Дж.; и др. (2004). «Физические свойства звездообразующих галактик во Вселенной с низким красным смещением». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 351 (4): 1151–1179. arXiv : astro-ph/0311060 . Бибкод : 2004MNRAS.351.1151B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x . S2CID 12323108 .
- ^ Мостер, Бенджамин П.; и др. (2011). «Последствия горячего газообразного гало при крупных слияниях галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (4): 3750–3770. arXiv : 1104.0246 . Бибкод : 2011MNRAS.415.3750M . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x . S2CID 119276663 .
- ^ Хиршманн, Микаэла; и др. (2012). «Формирование галактик в полуаналитических моделях и космологическом гидродинамическом масштабировании». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 419 (4): 3200–3222. arXiv : 1104.1626 . Бибкод : 2012MNRAS.419.3200H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x . S2CID 118710949 .
- ^ Хомюк, Лаура; Пович, Мэтью С. (2011). «К унификации определений скорости звездообразования в Млечном Пути и других галактиках». Астрономический журнал . 142 (6): 197. arXiv : 1110.4105 . Бибкод : 2011AJ....142..197C . дои : 10.1088/0004-6256/142/6/197 . S2CID 119298282 . 197.
- ^ «Библиотека слияния галактик» . 27 марта 2010 г. Проверено 27 марта 2010 г.
- ^ «Галактики сталкиваются в четырехстороннем слиянии» . Новости Би-би-си . 6 августа 2007 г. Проверено 7 августа 2007 г.
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Лин, Лихвал; и др. (июль 2008 г.). «Эволюция красного смещения слияний влажных, сухих и смешанных галактик из близких пар галактик в обзоре красного смещения галактик DEEP2». Астрофизический журнал . 681 (232): 232–243. arXiv : 0802.3004 . Бибкод : 2008ApJ...681..232L . дои : 10.1086/587928 . S2CID 18628675 .
- ^ Форбс, Дункан А.; и др. (апрель 2007 г.). «Влажные слияния: недавние газовые слияния без значительного образования шаровых скоплений?». Астрофизический журнал . 659 (1): 188–194. arXiv : astro-ph/0612415 . Бибкод : 2007ApJ...659..188F . дои : 10.1086/512033 . S2CID 15213247 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с 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 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б 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 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Лейси, Седрик; Коул, Шон (июнь 1993 г.). «Темпы слияний в иерархических моделях формирования галактик» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 262 (3). Издательство Оксфордского университета : 627–649. Бибкод : 1993MNRAS.262..627L . дои : 10.1093/mnras/262.3.627 .
- ^ Jump up to: Перейти обратно: а б 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 .
- ^ Лейси, Седрик; Коул, Шон (январь 1993 г.). «Уровни слияний в иерархических моделях формирования галактик» (PDF) . Наблюдательная космология . Серия конференций ASP. Том. 51. Тихоокеанское астрономическое общество . п. 192. Бибкод : 1993ASPC...51..192L .
- ^ Кауфманн, Гвиневра ; Уайт, Саймон DM ; Гидердони, Бруно (сентябрь 1993 г.). "Кластеризация галактик в иерархической Вселенной - II. Эволюция к высокому красному смещению" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 264 . Издательство IOP : 201. Бибкод : 1993MNRAS.264..201K . дои : 10.1093/mnras/264.1.201 .
- ^ Кауфманн, Гвиневра ; Кольберг, Йорг М.; Диаферио, Антональдо; Уайт, Саймон Д.М. (август 1999 г.). «Кластеризация галактик в иерархической вселенной - II. Эволюция к высокому красному смещению». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 307 (3): 529–536. arXiv : astro-ph/9809168 . Бибкод : 1999MNRAS.307..529K . дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02711.x . S2CID 17636817 .
- ^ Окамото, Такаши; Нагашима, Масахиро (январь 2001 г.). «Соотношение морфологии и плотности для моделируемых скоплений галактик в холодных вселенных, где доминирует темная материя». Астрофизический журнал . 547 (1): 109–116. arXiv : astro-ph/0004320 . Бибкод : 2001ApJ...547..109O . дои : 10.1086/318375 . S2CID 6011298 .
- ^ «Взгляд в будущее» . www.spacetelescope.org . Проверено 16 октября 2017 г.
- ^ «Галактический светящийся червь» . ЕКА/Хаббл . Проверено 27 марта 2013 г.
- ^ «Трансформация галактик» . Картина недели . ЕКА/Хаббл . Проверено 6 февраля 2012 года .
- ^ «Мегаслияния древних галактик – ALMA и APEX обнаруживают массивные скопления формирующихся галактик в ранней Вселенной» . www.eso.org . Проверено 26 апреля 2018 г.
- ^ «Космическое «летящее V» сливающихся галактик» . Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 12 февраля 2013 г.
Внешние ссылки [ править ]
- Андромеда вовлечена в галактическое столкновение – NBC News
- «ГАЛМЕР: Моделирование слияния галактик»
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
