Galaktická boule - Galactic bulge
V astronomii je galaktická boule (nebo jednoduše boule ) těsně zabalená skupina hvězd ve větší hvězdné formaci. Termín téměř výlučně označuje centrální skupinu hvězd nacházející se ve většině spirálních galaxií (viz galaktický sféroid ). O boulích se historicky myslelo, že jsou eliptické galaxie, které kolem sebe měly disk hvězd , ale obrázky ve vysokém rozlišení pomocí Hubblova kosmického dalekohledu odhalily, že mnoho boulí leží v srdci spirální galaxie. Nyní se předpokládá, že existují alespoň dva typy boulí: boule podobné eliptikám a boule podobné spirálovým galaxiím.
Klasické boule
Boule, které mají podobné vlastnosti jako eliptické galaxie, se často nazývají „klasické boule“ kvůli jejich podobnosti s historickým pohledem na boule. Tyto boule se skládají převážně z hvězd, které jsou starší, hvězd II. Populace , a proto mají načervenalý odstín (viz hvězdný vývoj ). Tyto hvězdy jsou také na drahách, které jsou v podstatě náhodné ve srovnání s rovinou galaxie, což dává bouli zřetelný sférický tvar. V důsledku nedostatku prachu a plynů mají boule sklon k téměř žádné tvorbě hvězd. Distribuci světla popisuje sersický profil .
Klasické boule jsou považovány za důsledek srážek menších struktur. Křečové gravitační síly a točivé momenty narušují oběžné dráhy hvězd, což má za následek náhodné oběžné dráhy. Pokud byla kterákoli z předků galaxie bohatá na plyny, mohou přílivové síly také způsobit příliv do nově sloučeného jádra galaxie. Po velké fúzi je pravděpodobné, že se plynové mraky přemění na hvězdy kvůli otřesům (viz tvorba hvězd ). Jedna studie naznačila, že asi 80% galaxií v poli postrádá klasické vyboulení, což naznačuje, že nikdy nezažily významnou fúzi. Bezhlavá galaxie ve vesmíru zůstává přibližně posledních 8 miliard let zhruba konstantní. Naproti tomu asi dvě třetiny galaxií v hustých kupách galaxií (jako je kupa Panny ) mají klasickou bouli, která demonstruje rušivý účinek jejich shlukování.
Diskové boule
Mnoho boulí má vlastnosti podobné vlastnostem centrálních oblastí spirálních galaxií než eliptické galaxie. Často se označují jako pseudobulge nebo disky-bulges. Tyto boule mají hvězdy, které neobíhají náhodně, ale spíše obíhají uspořádaným způsobem ve stejné rovině jako hvězdy na vnějším disku. To velmi kontrastuje s eliptickými galaxiemi.
Následující studie (pomocí Hubblova kosmického dalekohledu ) ukazují, že boule mnoha galaxií nejsou zbaveny prachu, ale spíše ukazují rozmanitou a složitou strukturu. Tato struktura často vypadá podobně jako spirální galaxie , ale je mnohem menší. Obří spirální galaxie jsou obvykle 2–100krát větší než spirály, které existují v boulích. Tam, kde existují, tyto centrální spirály dominují světlu boule, ve které sídlí. Rychlost, s jakou vznikají nové hvězdy v pseudobulích, je typicky podobná rychlosti, jakou se tvoří hvězdy v diskových galaxiích. Někdy boule obsahují jaderné prstence, které vytvářejí hvězdy mnohem vyšší rychlostí (na oblast), než se obvykle nachází na vnějších discích, jak ukazuje NGC 4314 (viz foto).
Vlastnosti, jako je spirální struktura a mladé hvězdy, naznačují, že některé boule nevznikly stejným procesem jako eliptické galaxie a klasické boule. Teorie vzniku pseudobulgů jsou však méně jisté než teorie klasických boulí. Pseudobulge mohou být výsledkem fúzí extrémně bohatých na plyn, ke kterým došlo v poslední době, než těch fúzí, které vytvořily klasické boule (za posledních 5 miliard let). Je však pro disky obtížné přežít proces slučování, což zpochybňuje tento scénář.
Mnoho astronomů naznačuje, že boule, které vypadají podobně jako disky, se tvoří mimo disk a nejsou výsledkem procesu slučování. Pokud zůstanou samotné, mohou diskové galaxie přeskupit své hvězdy a plyn (v reakci na nestability). Produkty tohoto procesu (nazývané sekulární evoluce) jsou v takových galaxiích často pozorovány; jak spirální disky, tak galaktické pruhy mohou být výsledkem sekulárního vývoje disků galaxií. Očekává se také, že sekulární vývoj pošle plyn a hvězdy do středu galaxie. Pokud k tomu dojde, zvýšilo by to hustotu ve středu galaxie a vytvořilo by tak bouli, která má podobné vlastnosti jako diskové galaxie.
Pokud je sekulární evoluce nebo pomalý ustálený vývoj galaxie zodpovědný za vznik významného počtu boulí, pak mnoho galaxií nezažilo od vzniku svého disku fúzi. To by pak znamenalo, že současné teorie formování a vývoje galaxií výrazně předpovídají počet fúzí za posledních několik miliard let.
Centrální kompaktní hmota
Většina boulí a pseudobouní je považována za hostitelskou centrální relativistickou kompaktní hmotu, která se tradičně považuje za supermasivní černou díru . Takové černé díry nelze podle definice přímo pozorovat (světlo jim nemůže uniknout), ale různé důkazy naznačují jejich existenci, a to jak v boulích spirálních galaxií, tak v centrech eliptikálů. Hmoty černých děr úzce korelují s vlastnostmi boule. Vztah M – sigma souvisí s hmotou černé díry s rozptylem rychlostí vypouklých hvězd, zatímco jiné korelace zahrnují celkovou hvězdnou hmotnost nebo svítivost vydutí, centrální koncentraci hvězd ve vydutí, bohatost globulárního shlukového systému obíhajícího kolem vzdálené předměstí galaxie a úhel vinutí spirálních ramen.
Až donedávna se předpokládalo, že bez okolní boule nelze mít supermasivní černou díru. Nyní byly pozorovány galaxie hostující supermasivní černé díry bez doprovodných boulí. Z toho vyplývá, že prostředí boule není striktně nezbytné pro počáteční setí a růst masivních černých děr.
Viz také
-
Disková galaxie - Typ galaktické formy
- Spirální galaxie - galaxie s řadou ramen mladších hvězd
- Galaktický souřadný systém - nebeský souřadný systém ve sférických souřadnicích, se středem Slunce
- Galaktická svatozář
- Galaktická koróna - horká, ionizovaná, plynná složka v galaktické halo
- Vznik a vývoj galaxií - od homogenního začátku, formování prvních galaxií, způsob, jakým se galaxie mění v čase
- Masový deficit
- Vztah M – sigma