Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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 происходить при столкновении двух (или более) галактик . Это самый жестокий тип взаимодействия галактик . В гравитационных взаимодействиях между галактиками и трением между газом и пылью оказывают значительное воздействие на галактиках , участвующих. 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 - фундаментальное измерение эволюции галактик.. Скорость слияния также дает астрономам подсказку о том, как галактики увеличивались с течением времени. [1]

Описание [ править ]

Во время слияния звезды и темная материя в каждой галактике подвергаются влиянию приближающейся галактики. Ближе к поздним стадиям слияния гравитационный потенциал (то есть форма галактики) начинает меняться так быстро, что орбиты звезд сильно меняются 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 (« термализованное»»). В образовавшейся галактике преобладают звезды, которые вращаются вокруг галактики по сложной и случайной взаимодействующей сети орбит, что и наблюдается в эллиптических галактиках.

NGC 3921 - это взаимодействующая пара дисковых галактик на поздних стадиях слияния. [3]

Слияния также являются местом экстремального звездообразования . [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 ежегодно образуется только несколько новых звезд (~ 2 новых звезды). [9] Хотя звезды почти никогда не подбираются достаточно близко, чтобы столкнуться при слиянии галактик, гигантские молекулярные облака быстро падают в центр галактики, где сталкиваются с другими молекулярными облаками. [ необходима 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 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 толчки, которые стимулируют образование новых звезд в газовых облаках. Результатом всего этого насилия является то, что у галактик обычно 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 потребляют большую часть газа во время слияния, и, таким образом, дальнейшее звездообразование после слияния прекращается. [ необходима цитата ]

Слияния галактик можно смоделировать на компьютере, чтобы больше узнать о формировании галактик. Можно проследить пары галактик изначально любого морфологического типа, принимая во внимание все гравитационные силы , а также гидродинамику и диссипацию межзвездного газа, звездообразование из газа, а также энергию и массу, высвобождаемые обратно в межзвездную среду сверхновыми. . Такую библиотеку симуляций слияния галактик можно найти на сайте GALMER. [10] Исследование, проведенное Дженнифер Лотц из Научного института космического телескопа в Балтиморе, штат Мэриленд, создало компьютерное моделирование, чтобы лучше понять изображения, полученные телескопом Хаббл.. [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 эллиптических галактик в скоплении CL0958 + 4702. Он может образовывать одну из крупнейших галактик во Вселенной. [11]

Категории [ править ]

Слияние галактик можно разделить на отдельные группы из-за свойств сливающихся галактик , таких как их количество, их сравнительный размер и их газовое богатство.

По номеру [ править ]

Слияния можно разделить на категории по количеству вовлеченных в процесс галактик:

Бинарное слияние
Две взаимодействующие галактики сливаются.
Множественное слияние
Сливаются три или более галактик.

По размеру [ править ]

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 других. Более крупная галактика часто «съедает» меньшую, поглощая большую часть своего газа и звезд, не оказывая другого существенного влияния на более крупную галактику. Считается, что наша родная галактика, Млечный Путь , в настоящее время таким образом поглощает несколько меньших галактик, таких как Карликовая галактика Большого Пса и, возможно, Магеллановы Облака . Дева Stellar поток считаются остатками карликовой галактики , которая была главным образом сливалась с Млечным Путем.
Крупное слияние
Слияние двух спиральных галактик примерно одинакового размера является большим ; если они столкнутся под соответствующими углами и скоростями, они, вероятно, сольются так, что унесут большую часть пыли и газа с помощью различных механизмов обратной связи, которые часто включают стадию, в которой есть активные галактические ядра . Считается, что это движущая сила многих квазаров . Конечным результатом является эллиптическая галактика , и многие астрономы предполагают, что это основной механизм, создающий эллиптические галактики.

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, по прогнозам, Млечный Путь и галактика Андромеды столкнутся примерно через 4,5 миллиарда лет . Ожидаемый результат слияния этих галактик будет значительным, поскольку они имеют схожие размеры и превратятся из двух спиральных галактик «великого дизайна» в (возможно) гигантскую эллиптическую галактику .

По насыщенности газа [ править ]

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

Мокрое слияние
Мокрое слияние между богатыми газа галактиками ( «голубыми» галактиками). Влажные слияния обычно приводят к образованию большого количества звезд, превращают дисковые галактики в эллиптические галактики и вызывают активность квазаров . [12]
Сухое слияние
Слияние бедных газом галактик («красных» галактик) называется сухим . Сухие слияния обычно не сильно меняют скорость звездообразования в галактиках , но могут играть важную роль в увеличении звездной массы . [12]
Влажное слияние
Сырости слияние происходит между теми же двумя типами галактик-упомянутых выше ( «голубых» и «красных» галактик), если имеется достаточно газа , чтобы питать значительное образование звезд , но не достаточно , чтобы сформировать глобулярные кластеры [13]
Смешанное слияние
Смешанное слияние происходит , когда газ-богатые и бедные газов галактик ( «синие» и «красные» галактики) слияние.

Деревья истории слияний [ править ]

В стандартной космологической модели ожидается, 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 периода времени. двадцатый век. Моделирование математического графика слияния этих ореолов темной материи и, в свою очередь, соответствующего звездообразования первоначально рассматривалось либо путем анализа чисто гравитационного моделирования N- тел [14] [15], либо с использованием численных реализаций статистических («полу -аналитические ») формулы. [16]

На конференции по наблюдательной космологии в Милане в 1992 году [14] Рукема, Куинн и Петерсон показали первые деревья истории слияния гало темной материи, извлеченные из космологических симуляций N- тел. 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 отношение, потребовав, 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 ореола может быть не более одного потомка. [17] Этот метод моделирования формирования галактик позволяет быстро рассчитать модели населения галактик с синтетическими спектрами и соответствующими статистическими свойствами, сравнимыми с данными наблюдений. [17]

Независимо, Лейси и Коул показали на той же конференции 1992 года [18], как они использовали формализм Пресса-Шехтера в сочетании с динамическим трением для статистического генерирования Монте-Карло реализаций деревьев истории слияния гало темной материи и соответствующего образования звездных ядер (галактик). ореолов. [16] Кауфманн , Уайт и Гудердони расширили этот подход в 1993 году, включив полуаналитические формулы для охлаждения газа, звездообразования, повторного нагрева газа от сверхновых, а также для предполагаемого преобразования дисковых галактик в эллиптические галактики. [19] И группа Кауфмана, и Окамото и Нагашима позже занялись NПодход к дереву истории слияний на основе моделирования тела [20] [21]

Примеры [ править ]

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

  • Антенны Галактики
  • Мыши Галактики
  • Центавр А
  • NGC 7318

Галерея [ править ]

Слияние галактик
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]

См. Также [ править ]

  • Столкновение Андромеды и Млечного Пути
  • Выпуклость (астрономия)
  • Формирование и эволюция галактик
  • Взаимодействующая галактика
  • Массовый дефицит
  • Галактика гороха

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d "Астрономы определяют частоту столкновений галактик" . ХабблСайт . 27 октября 2011 . Проверено 16 апреля 2012 года .
  2. ^ Ван Альбада, TS (1982). «[название не указано]». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 201 : 939.[ требуется полная цитата ]
  3. ^ «Эволюция в замедленном темпе» . Институт космических телескопов . Проверено 15 сентября 2015 года .
  4. Перейти ↑ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R .; Гонсалес-Дельгадо, РМ (ред.). [название презентации не цитируется] . Звездообразования: от 30 дорадов до галактик Лайман-Брейк; Кембридж, Великобритания; 6–10 сентября 2004 г. Библиотека астрофизики и науки о космосе. 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 ... 41 ° . DOI : 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 : 2004MNRAS.351.1151B . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07881.x . S2CID 12323108 . 
  7. ^ Мостер, Бенджамин П .; и другие. (2011). «Эффекты горячего газового гало в крупных слияниях галактик». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (4): 3750–3770. arXiv : 1104.0246 . Bibcode : 2011MNRAS.415.3750M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18984.x . S2CID 119276663 . 
  8. ^ Хиршманн, Микаэла; 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 : 2012MNRAS.419.3200H . DOI : 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 . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 142/6/197 . S2CID 119298282 . 197. 
  10. ^ "Библиотека слияния галактик" . 27 марта 2010 . Проверено 27 марта 2010 года .
  11. ^ "Галактики сталкиваются в слиянии четырех сторон" . BBC News . 6 августа 2007 . Проверено 7 августа 2007 года .
  12. ^ а б Лин, Лихвал; и другие. (Июль 2008 г.). «Эволюция красного смещения влажных, сухих и смешанных слияний галактик из близких пар галактик в обзоре красного смещения галактик DEEP2». Астрофизический журнал . 681 (232): 232–243. arXiv : 0802.3004 . Bibcode : 2008ApJ ... 681..232L . DOI : 10.1086 / 587928 . S2CID 18628675 . 
  13. ^ Forbes, Дункан А .; и другие. (Апрель 2007 г.). «Влажные слияния: недавние газовые слияния без образования значительных шаровидных скоплений?». Астрофизический журнал . 659 (1): 188–194. arXiv : astro-ph / 0612415 . Bibcode : 2007ApJ ... 659..188F . DOI : 10.1086 / 512033 . S2CID 15213247 . 
  14. ^ a b c Roukema, Boudewijn F .; Куинн, Питер Дж .; Петерсон, Брюс А. (январь 1993 г.). «Спектральная эволюция сливающихся / аккрецирующих галактик». Наблюдательная космология . Серия конференций ASP. 51 . Тихоокеанское астрономическое общество . п. 298. Bibcode : 1993ASPC ... 51..298R .
  15. ^ a b 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 . DOI : 10.1086 / 187101 .
  16. ^ а б Лейси, Седрик; Коул, Шон (июнь 1993 г.). «Темпы слияния в иерархических моделях образования галактик» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета . 262 (3): 627–649. Bibcode : 1993MNRAS.262..627L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 262.3.627 .
  17. ^ a b 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 : 1997MNRAS.292..835R . DOI : 10.1093 / MNRAS / 292.4.835 . S2CID 15265628 . 
  18. ^ Лейси, Седрик; Коул, Шон (январь 1993 г.). «Скорость слияния в иерархических моделях образования галактик» (PDF) . Наблюдательная космология . Серия конференций ASP. 51 . Тихоокеанское астрономическое общество . п. 192. Bibcode : 1993ASPC ... 51..192L .
  19. ^ Кауфманн, Гвиневра ; Белый, Саймон DM ; 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 : 1993MNRAS.264..201K . DOI : 10.1093 / MNRAS / 264.1.201 .
  20. ^ Кауфманн, Гвиневра ; Кольберг, Йорг М .; Диаферио, Антональдо; Уайт, Саймон Д.М. (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 : 1999MNRAS.307..529K . DOI : 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 . DOI : 10.1086 / 318375 . S2CID 6011298 . 
  22. ^ «Взгляд в будущее» . www.spacetelescope.org . Проверено 16 октября 2017 года .
  23. ^ "Галактический светящийся червь" . ЕКА / Хаббл . Проверено 27 марта 2013 года .
  24. ^ «Преобразование галактик» . Изображение недели . ЕКА / Хаббл . Проверено 6 февраля 2012 года .
  25. ^ «Мегамергеры древних галактик - ALMA и APEX обнаруживают массивные скопления образующихся галактик в ранней Вселенной» . www.eso.org . Проверено 26 апреля 2018 года .
  26. ^ "Космический" полет V "сливающихся галактик" . Изображение недели от ЕКА / Хаббла . Проверено 12 февраля 2013 года .

Внешние ссылки [ править ]

  • Андромеда вовлечена в столкновение галактик - NBC News
  • «ГАЛМЕР: Моделирование слияния галактик»