Спутниковая галактика

Спутника галактика является меньшей галактикой , которая двигается на связанные орбитах в пределах гравитационного потенциала от более массивной и световой принимающей галактики (также известной как основная галактика). ^[1] Спутниковые галактики и их составляющие связаны со своей родительской галактикой точно так же, как планеты в нашей солнечной системе гравитационно связаны с Солнцем . ^[2] В то время как большинство спутниковых галактик являются карликовыми галактиками , спутниковые галактики больших скоплений галактик могут быть намного массивнее. ^[3]Млечный Путь вращается вокруг примерно пятидесяти галактик-спутников, самая большая из которых - Большое Магелланово Облако .

Более того, галактики-спутники - не единственные астрономические объекты, гравитационно связанные с более крупными родительскими галактиками (см. Шаровые скопления ). По этой причине астрономы определили галактики как совокупность звезд , связанных гравитацией, которые проявляют свойства, которые нельзя объяснить комбинацией барионной материи (то есть обычной материи ) и законов тяготения Ньютона . ^[4] Например, измерения орбитальной скорости звезд и газа внутри спиральных галактик дают кривую скоростичто значительно отклоняется от теоретического предсказания. Это наблюдение послужило поводом для различных объяснений, таких как теория темной материи и модификации ньютоновской динамики . ^[1] Поэтому, несмотря на то, что они являются спутниками родительских галактик, шаровые скопления не следует принимать за галактики-спутники. Галактики-спутники не только более протяженные и диффузные по сравнению с шаровыми скоплениями, но и окутаны массивными гало темной материи, которые, как считается, были наделены ими в процессе формирования. ^[5]

Спутниковые галактики обычно ведут бурную жизнь из-за их хаотического взаимодействия как с более крупной родительской галактикой, так и с другими спутниками. Например, родительская галактика способна нарушать работу орбитальных спутников за счет приливного и ударного давления . Эти воздействия окружающей среды могут удалить большое количество холодного газа со спутников (т.е. топлива для звездообразования ), и это может привести к тому, что спутники станут неподвижными в том смысле, что они перестали образовывать звезды. ^[6]Более того, спутники также могут столкнуться со своей родительской галактикой, что приведет к незначительному слиянию (то есть слиянию галактик с существенно разными массами). С другой стороны, спутники также могут сливаться друг с другом, что приводит к крупному слиянию (т. Е. Событию слияния галактик сравнимых масс). Галактики в основном состоят из пустого пространства, межзвездного газа и пыли , поэтому галактики сливаются.не обязательно связаны со столкновениями между объектами из одной галактики и объектами из другой, однако эти события обычно приводят к образованию гораздо более массивных галактик. Следовательно, астрономы стремятся ограничить скорость, с которой происходят как незначительные, так и крупные слияния, чтобы лучше понять формирование гигантских структур гравитационно связанных скоплений галактик, таких как галактические группы и скопления . ^{[7] [8]}

История [ править ]

Начало 20 века [ править ]

До 20 века представление о том, что галактики существуют за пределами Млечного Пути, не существовало. На самом деле, идея была настолько противоречивой в то время, что привела к тому, что сейчас называется «Великие дебаты Шепли-Кертиса», метко названные в честь астрономов Харлоу Шепли и Хебера Доуста Кертиса, которые обсуждали природу «туманностей» и их размер. Млечного Пути в Национальной Академии Наук 26 апреля 1920 года. Шепли утверждал, что Млечный Путь - это вся Вселенная (охватывающая более 100 000 световых лет или 30 килопарсек.поперек) и что все наблюдаемые "туманности" (в настоящее время известные как галактики) находятся в этой области. С другой стороны, Кертис утверждал, что Млечный путь был намного меньше, и что наблюдаемые туманности на самом деле были галактиками, подобными нашему Млечному Пути. ^[9] Этот спор не был разрешен до конца 1923 года, когда астроном Эдвин Хаббл измерил расстояние до M31 (в настоящее время известной как галактика Андромеды), используя звезды переменной цефеиды . Измеряя период этих звезд, Хаббл смог оценить их собственную светимость, и, объединив это с измеренной видимой величиной, он оценил расстояние в 300 кпк, что было порядка величины.больше, чем предполагаемый размер Вселенной, сделанный Шепли. Это измерение подтвердило, что Вселенная не только была намного больше, чем предполагалось ранее, но и продемонстрировала, что наблюдаемые туманности на самом деле были далекими галактиками с широким диапазоном морфологии (см. Последовательность Хаббла ). ^[9]

Новое время [ править ]

Несмотря на открытие Хабблом, что Вселенная изобилует галактиками, большинство галактик-спутников Млечного Пути и Местной группы оставались незамеченными до появления современных астрономических обзоров, таких как Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) и Dark Energy Survey ( DES ). ^{[10] [11]} В частности, в настоящее время известно, что в Млечном Пути находится 59 галактик-спутников (см. Спутниковые галактики Млечного Пути ), однако два из этих спутников, известные как Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако , наблюдались в Южное полушариеневооруженным глазом с давних времен. Тем не менее, современные космологические теории формирования и эволюции галактик предсказывают гораздо большее количество галактик-спутников, чем то, что наблюдается (см. Проблему пропавших спутников ). ^{[12] [13]} Однако более недавнее моделирование с высоким разрешением продемонстрировало, что текущее количество наблюдаемых спутников не представляет угрозы для преобладающей теории образования галактик. ^{[14] [15]}

Мотивы к изучению спутниковых галактик [ править ]

Спектроскопические , фотометрические и кинематические наблюдения галактик-спутников дали большой объем информации, которая использовалась, среди прочего, для изучения образования и эволюции галактик , воздействия окружающей среды, которое усиливает и снижает скорость звездообразования в галактиках и их распределения. темной материи внутри ореола темной материи. В результате галактики-спутники служат полигоном для предсказаний, сделанных космологическими моделями . ^{[14] [16] [17]}

Классификация галактик-спутников [ править ]

Как упоминалось выше, галактики-спутники обычно классифицируются как карликовые галактики и поэтому следуют аналогичной схеме классификации Хаббла в качестве их хозяина с небольшим добавлением строчной буквы «d» перед различными стандартными типами для обозначения статуса карликовых галактик. Эти типы включают карликовые нерегулярные (dI), карликовые сфероидальные (dSph), карликовые эллиптические (dE) и карликовые спиральные (dS). Однако из всех этих типов считается, что карликовые спирали - это не спутники, а скорее карликовые галактики, которые можно найти только в полевых условиях. ^[18]

Карликовые неправильные галактики-спутники [ править ]

Карликовые иррегулярные галактики-спутники характеризуются хаотичным и асимметричным внешним видом, низким содержанием газа, высокой скоростью звездообразования и низкой металличностью . ^[19] Три самых близких карликовых иррегулярных спутника Млечного Пути включают Малое Магелланово Облако, Карлик Большого Пса и недавно обнаруженную Антлию 2 .

Карликовые эллиптические галактики-спутники [ править ]

Карликовые эллиптические галактики-спутники характеризуются своей овальной формой на небе, неупорядоченным движением составляющих звезд, умеренной или низкой металличностью, низкими газовыми фракциями и старым звездным населением. Карликовые эллиптические галактики-спутники в Местной группе включают NGC 147 , NGC 185 и NGC 205 , которые являются спутниками нашей соседней галактики Андромеды. ^{[19] [20]}

Карликовые сфероидальные галактики-спутники [ править ]

Карликовые сфероидальные галактики-спутники характеризуются своим рассеянным внешним видом, низкой поверхностной яркостью , высоким отношением массы к световому потоку (то есть с преобладанием темной материи), низкой металличностью, низкими газовыми фракциями и старым звездным населением. ^[1] Более того, карликовые сфероидалы составляют самую большую популяцию известных галактик-спутников Млечного Пути. Некоторые из этих спутников включают Геркулес , Рыбы II и Лев IV , названные в честь созвездия, в котором они находятся. ^[19]

Переходные типы [ править ]

В результате незначительных слияний и воздействия окружающей среды некоторые карликовые галактики классифицируются как галактики-спутники промежуточного или переходного типа. Например, Phoenix и LGS3 классифицируются как промежуточные типы, которые, по-видимому, переходят от карликовых нерегулярных форм к карликовым сфероидам. Кроме того, считается, что Большое Магелланово Облако находится в процессе перехода от карликовой спирали к карликовой неправильной форме. ^[19]

Формирование спутниковых галактик [ править ]

Согласно стандартной модели космологии (известной как модель ΛCDM ), образование галактик-спутников неразрывно связано с наблюдаемой крупномасштабной структурой Вселенной. В частности, модель ΛCDM основана на предположении, что наблюдаемая крупномасштабная структура является результатом восходящего иерархического процесса, который начался после эпохи рекомбинации, в которой электрически нейтральные атомы водорода были образованы в результате свободных электронов и протонов. связывая вместе. По мере увеличения отношения нейтрального водорода к свободным протонам и электронам росли флуктуации плотности барионной материи. Эти флуктуации быстро выросли до такой степени, что стали сопоставимы с флуктуациями плотности темной материи . Более того, меньшие флуктуации массы выросли до нелинейности , стали вириализованными (то есть достигли гравитационного равновесия), а затем иерархически сгруппировались в связанных друг с другом системах. ^[21]

Газ в этих связанных системах конденсировался и быстро охлаждался в ореолы холодной темной материи, которые постоянно увеличивались в размере за счет объединения и накопления дополнительного газа в процессе, известном как аккреция . Самые большие связанные объекты, сформированные в результате этого процесса, известны как сверхскопления , такие как Сверхскопление Девы , которые содержат меньшие скопления галактик, которые сами окружены еще меньшими карликовыми галактиками . Кроме того, в этой модели карликовые галактики считаются фундаментальными строительными блоками, которые дают начало более массивным галактикам, а спутники, наблюдаемые вокруг этих галактик, являются карликами, которые еще не поглотили их хозяева.^[22]

Накопление массы в гало темной материи [ править ]

Грубый, но полезный метод определения того, как гало темной материи постепенно набирают массу за счет слияния менее массивных гало, можно объяснить с помощью формализма экскурсионных наборов, также известного как расширенный формализм Пресс-Шехтера (EPS). ^[23] Среди прочего, формализм EPS может быть использован , чтобы вывести фракцию массы , которые произошли из разрушенных объектов удельной массы на более раннее время , применяя статистические данные о марковских случайном образе подходит к траекториям массовых элементов в -пространстве, где и представляют собой дисперсию массы и плотность соответственно.${\ displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$ ${\ displaystyle (S, \ delta)}$${\ textstyle S = \ sigma ^ {2} (M)}$${\ displaystyle \ delta = {\ rho (x) - {\ bar {\ rho}} \ over {\ bar {\ rho}}}}$

В частности, формализм EPS основан на анзаце, который гласит, что «доля траекторий с первым пересечением барьера в точке равна массовой доле во времени, которая заключена в гало с массами ». ^[24] Следовательно, этот анзац гарантирует, что каждая траектория будет пересекать барьер с учетом некоторого произвольно большого значения , и в результате он гарантирует, что каждый элемент массы в конечном итоге станет частью гало. ^[24]${\ textstyle \ delta _ {S} = \ delta _ {критический} (t)}$${\ textstyle S> S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M_ {1})}$${\ displaystyle t}$${\ textstyle M <M_ {1}}$${\ displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {критический} (t)}$${\ displaystyle S}$

Кроме того, часть массы, которая произошла от коллапсирующих объектов определенной массы в более ранний момент времени, может использоваться для определения среднего количества предшественников во время в пределах массового интервала , которые слились, чтобы создать ореол определенного времени . Это достигается путем рассмотрения сферической области массы с соответствующей дисперсией массы и линейной избыточной плотности , где - линейная скорость роста, которая нормирована на единицу во времени, и является критической избыточной плотностью, при которой начальная сферическая область схлопывается, чтобы сформировать вириализованный объект. . ^[24]${\ displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$${\ displaystyle t_ {1}}$${\ textstyle (M_ {1}, M_ {1} + dM_ {1})}$${\ displaystyle M_ {2}}$${\ displaystyle t_ {2}}$${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M_ {2})}$${\ textstyle \ delta _ {2} = \ delta _ {c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ над D (t_ {2})}}$${\ textstyle D (t_ {2})}$${\ textstyle t_ {2}}$${\ textstyle \ delta _ {c}}$ Математически функция массы предшественника выражается как:

где и - функция множественности Пресса-Шехтера, которая описывает долю массы, связанную с гало в диапазоне . ^[24]${\textstyle \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \over {\sqrt {S_{1}-S_{2}}}}}$${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})}$${\textstyle \ln(\nu _{12})}$

Различные сравнения функции массы предшественников с численным моделированием показали, что хорошее согласие между теорией и моделированием достигается только при малых значениях, в противном случае массовая доля в предшественниках с большой массой существенно занижается, что можно отнести к грубым предположениям, таким как предположение модель идеально сферического коллапса и использование поля линейной плотности в отличие от поля нелинейной плотности для характеристики разрушенных структур. ^{[25] [26]} Тем не менее, полезность формализма EPS состоит в том, что он обеспечивает дружественный к вычислениям подход для определения свойств гало темной материи.${\displaystyle \Delta t=t_{2}-t_{1}}$

Скорость слияния Halo [ править ]

Еще одна полезность формализма EPS заключается в том, что его можно использовать для определения скорости, с которой ореол начальной массы M сливается с ореолом с массой от M до M + ΔM. ^[24] Эта оценка рассчитывается по формуле

${\displaystyle {\mathcal {P}}(\Delta M|M,t)\operatorname {d} \ln \Delta M\operatorname {d} \ln t={\frac {1}{\sqrt {2\pi }}}{\Bigg [}{\frac {S_{1}}{(S_{1}-S_{2})}}{\Bigg ]}^{3/2}\exp {\Bigg [}-{\frac {\delta _{c}^{2}(S_{1}-S_{2})}{2S_{1}S_{2}}}{\Bigg ]}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln \delta _{c}}{\operatorname {d} \ln t}}{\Bigg |}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln S_{2}}{\operatorname {d} \ln \Delta M}}{\Bigg |}{\frac {\delta _{c}}{\sqrt {S_{2}}}}\operatorname {d} \ln t\operatorname {d} \ln \Delta M}$

где , . В общем, изменение массы является суммой множества мелких слияний. Тем не менее, учитывая бесконечно малый интервал времени, разумно рассматривать изменение массы как следствие одного события слияния, в котором происходит переход к . ^[24]${\textstyle S_{1}=\sigma ^{2}(M)}$${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M+\Delta M)}$${\displaystyle \Delta M}$${\displaystyle \operatorname {dt} }$${\displaystyle M_{1}}$${\displaystyle M_{2}}$

Галактический каннибализм (незначительные слияния) [ править ]

На протяжении всей своей жизни галактики-спутники, вращающиеся в гало темной материи, испытывают динамическое трение и, следовательно, опускаются глубже в гравитационный потенциал своего хозяина в результате орбитального распада . В ходе этого спуска звезды во внешней области спутника неуклонно срезаются из-за приливных сил, исходящих от родительской галактики. Этот процесс, являющийся примером небольшого слияния, продолжается до тех пор, пока спутник не будет полностью разрушен и поглощен родительскими галактиками. ^[27] Свидетельства этого разрушительного процесса можно наблюдать в потоках звездного мусора вокруг далеких галактик.

Скорость орбитального распада [ править ]

По мере того как спутники вращаются вокруг своего хозяина и взаимодействуют друг с другом, они постепенно теряют небольшое количество кинетической энергии и углового момента из-за динамического трения. Следовательно, расстояние между хостом и спутником постепенно уменьшается, чтобы сохранить угловой момент. Этот процесс продолжается до тех пор, пока спутник не сливается с основной галактикой. Кроме того, если мы предположим, что хост - это сингулярная изотермическая сфера (SIS), а спутник - это SIS, резко усеченная на радиусе, при котором он начинает ускоряться по направлению к хосту (известному как радиус Якоби ), то время, которое необходимое динамическое трение, чтобы привести к небольшому слиянию, можно приблизительно оценить следующим образом:${\displaystyle t_{\mathrm {f} ric}}$

где - начальный радиус при , - дисперсия скоростей родительской галактики, - дисперсия скоростей спутника, - кулоновский логарифм, определяемый как с , и, соответственно, представляющий максимальный прицельный параметр , радиус полумассы и типичную относительную скорость . Более того, как радиус полумассы, так и типичная относительная скорость могут быть переписаны в терминах радиуса и дисперсии скорости, так что и . Используя соотношение Фабера-Джексона${\textstyle r_{i}}$${\textstyle t=0}$${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$${\displaystyle \sigma _{\mathrm {s} }}$${\displaystyle \ln \Lambda }$${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}}$${\textstyle b_{max}}$${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$${\textstyle v_{typ}^{2}}$${\textstyle r_{\mathrm {h} }={\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$${\displaystyle {\frac {GM}{v_{\mathrm {t} yp}^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} }^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r}$, разброс скоростей спутников и их хозяина можно оценить индивидуально по их наблюдаемой светимости. Следовательно, используя приведенное выше уравнение, можно оценить время, которое требуется галактике-спутнику, чтобы ее поглотила родительская галактика. ^[27]

Незначительное слияние, вызванное звездообразованием [ править ]

В 1978 году астрономы Беатрис Тинсли и Ричард Ларсон провели новаторскую работу по измерению цвета остатков слияния, которая привела к выводу о том, что слияния усиливают звездообразование. Их наблюдения показали, что аномальный синий цвет был связан с остатками слияния. До этого открытия астрономы уже классифицировали звезды (см. Классификации звезд ), и было известно, что молодые массивные звезды были более голубыми из-за их света, излучающего на более коротких длинах волн . Кроме того, было также известно, что эти звезды живут недолго из-за быстрого потребления топлива, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии.. Таким образом, наблюдение, что остатки слияния были связаны с большими популяциями молодых массивных звезд, позволило предположить, что слияния вызывают быстрое звездообразование (см. Галактику со вспышкой звездообразования ). ^[28] С тех пор, как было сделано это открытие, различные наблюдения подтвердили, что слияния действительно вызывают энергичное звездообразование. ^[27] Несмотря на то, что крупные слияния гораздо более эффективны в стимулировании звездообразования, чем мелкие слияния, известно, что незначительные слияния встречаются значительно чаще, чем крупные слияния, поэтому предполагается, что совокупный эффект незначительных слияний за космическое время также в значительной степени способствует взрыву звездообразование. ^[29]

Незначительные слияния и происхождение компонентов толстых дисков [ править ]

Наблюдения за галактиками с ребра указывают на универсальное присутствие в галактиках тонкого диска , толстого диска и компонента гало . Несмотря на очевидную повсеместность этих компонентов, все еще продолжаются исследования, чтобы определить, действительно ли толстый диск и тонкий диск являются отдельными компонентами. ^[30] Тем не менее, было предложено множество теорий, объясняющих происхождение компонента толстого диска, и среди этих теорий есть теория, предполагающая незначительные слияния. В частности, предполагается, что существовавший ранее тонкий дисковый компонент родительской галактики нагревается во время небольшого слияния, и, следовательно, тонкий диск расширяется, образуя более толстый дисковый компонент. ^[31]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]