Galaxy merger - Galaxy merger

Tyto myši Galaxie (NGC 4676 A a B) jsou v procesu slučování.
Dojem tohoto umělce ukazuje sloučení dvou galaxií, které vedlo k vytvoření diskové galaxie.

Ke srážkám galaxií může dojít, když se srazí dvě (nebo více) galaxií . Jsou nejnásilnějším typem interakce galaxií . Tyto gravitační interakce mezi galaxií a tření mezi plynem a prachu mít významné účinky na galaxií strany. Přesné účinky takových fúzí závisí na široké škále parametrů, jako jsou kolizní úhly, rychlosti a relativní velikost / složení, a jsou v současné době extrémně aktivní oblastí výzkumu. Fúze galaxií jsou důležité, protože rychlost fúzí je základním měřítkem vývoje galaxií . Míra sloučení také poskytuje astronomům vodítka o tom, jak se galaxie časem hromadily.

Popis

Během sloučení budou hvězdy a temná hmota v každé galaxii ovlivněny blížící se galaxií. Směrem k pozdním fázím fúze se gravitační potenciál (tj. Tvar galaxie) začíná měnit tak rychle, že oběžné dráhy hvězd jsou výrazně pozměněny a ztratí jakoukoli stopu po své předchozí oběžné dráze. Tento proces se nazývá „násilná relaxace“. Například když se srazí dvě diskové galaxie, začínají se svými hvězdami v řádné rotaci v rovinách dvou samostatných disků. Během fúze se tento uspořádaný pohyb transformuje na náhodnou energii („ termizovanou “). Výsledné galaxii dominují hvězdy, které obíhají kolem galaxie ve složité a nahodile interagující síti drah, což je to, co je pozorováno v eliptických galaxiích.

NGC 3921 je interagující dvojice diskových galaxií v pozdních fázích jejího sloučení.

Fúze jsou také místem extrémního množství tvorby hvězd . Rychlost tvorby hvězd (SFR) během velké fúze může každý rok dosáhnout tisíců nových hmot slunečních hmot v hodnotě nových hvězd, v závislosti na obsahu plynu v každé galaxii a jejím rudém posuvu. Typické fúzní SFR jsou méně než 100 nových hmotností Slunce ročně. To je velké ve srovnání s naší Galaxií, která každý rok vytvoří jen několik nových hvězd (~ 2 nové hvězdy). I když se hvězdy téměř nikdy nedostanou dost blízko na to, aby se skutečně srazily při slučování galaxií, obrovské molekulární mraky rychle padají do středu galaxie, kde se srážejí s jinými molekulárními mraky. Tyto srážky pak vyvolají kondenzaci těchto mraků do nových hvězd. Tento jev můžeme vidět ve spojování galaxií v blízkém vesmíru. Přesto byl tento proces výraznější během fúzí, které vytvořily většinu eliptických galaxií, jaké dnes vidíme, k nimž pravděpodobně došlo před 1–10 miliardami let, kdy bylo v galaxiích mnohem více plynu (a tedy více molekulárních mraků ). Také od středu galaxie plynové mraky narazí na sebe a způsobí šoky, které stimulují vznik nových hvězd v plynových mracích. Výsledkem všeho tohoto násilí je, že galaxie mají tendenci mít k dispozici málo plynu, aby vytvořily nové hvězdy poté, co se spojily. Pokud je tedy galaxie zapojena do velké fúze a poté uplyne několik miliard let, galaxii zbude jen velmi málo mladých hvězd (viz Stellar evoluce ). To je to, co vidíme v dnešních eliptických galaxiích, velmi málo molekulárního plynu a velmi málo mladých hvězd. Předpokládá se, že je tomu tak proto, že eliptické galaxie jsou konečnými produkty velkých fúzí, které během fúze spotřebují většinu plynu, a tedy další vznik hvězd po ukončení fúze.

Sloučení galaxií lze simulovat na počítačích, aby se dozvěděli více o formování galaxií. Lze sledovat dvojice galaxií zpočátku jakéhokoli morfologického typu s přihlédnutím ke všem gravitačním silám a také hydrodynamice a rozptylu mezihvězdného plynu, tvorbě hvězd z plynu a energii a hmotu uvolněnou zpět v mezihvězdném prostředí supernovy . Takovou knihovnu simulací sloučení galaxií najdete na webových stránkách GALMER. Studie vedená Jennifer Lotzovou z Space Telescope Science Institute v Baltimoru v Marylandu vytvořila počítačové simulace, aby lépe porozuměla snímkům pořízeným Hubbleovým dalekohledem . Lotzův tým se pokusil vysvětlit širokou škálu možností sloučení, od dvojice galaxií se spojením stejných hmot až po interakci mezi obří galaxií a malou galaxií. Tým také analyzoval různé oběžné dráhy galaxií, možné kolizní dopady a to, jak byly galaxie vzájemně orientovány. Celkově skupina přišla s 57 různými scénáři fúzí a studovala fúze z 10 různých úhlů pohledu.

Jedna z největších spojování galaxií, jaké kdy byly pozorovány, sestávala ze čtyř eliptických galaxií v kupě CL0958 + 4702. Může tvořit jednu z největších galaxií ve vesmíru.

Kategorie

Fúze galaxií lze rozdělit do různých skupin podle vlastností slučujících se galaxií , jako je jejich počet, srovnávací velikost a bohatost plynů .

Podle čísla

Fúze lze kategorizovat podle počtu galaxií zapojených do procesu:

Binární fúze
Sloučily se dvě vzájemně působící galaxie.
Vícenásobná fúze
Tři nebo více galaxií se slučují.

Podle velikosti

Fúze lze kategorizovat podle toho, do jaké míry se spojením změní velikost nebo forma největší zúčastněné galaxie:

Menší fúze
Sloučení je malé, pokud je jedna z galaxií výrazně větší než ostatní. Větší galaxie bude často „jíst“ menší, absorbovat většinu svého plynu a hvězd s malým dalším významným účinkem na větší galaxii. Předpokládá se, že naše domovská galaxie, Mléčná dráha , v současné době absorbuje několik menších galaxií tímto způsobem, jako je trpasličí galaxie Canis Major a možná Magellanova mračna . Panna Stellar Stream je považován za pozůstatky trpasličí galaxie , která byla většinou sloučila s Mléčnou dráhou.
Velká fúze
Sloučení dvou spirálních galaxií, které mají přibližně stejnou velikost, je hlavní ; pokud se srazí ve vhodných úhlech a rychlostech, pravděpodobně se spojí způsobem, který zahání většinu prachu a plynu prostřednictvím různých mechanismů zpětné vazby, které často zahrnují fázi, ve které jsou aktivní galaktická jádra . To je považováno za hnací sílu mnoha kvasarů . Konečným výsledkem je eliptická galaxie a mnoho astronomů předpokládá, že toto je primární mechanismus, který vytváří eliptické objekty.

Jedna studie zjistila, že velké galaxie se za posledních 9 miliard let spojily v průměru jednou. Malé galaxie splynuly častěji s velkými galaxiemi. Všimněte si, že se předpokládá, že se Mléčná dráha a galaxie Andromeda srazí asi za 4,5 miliardy let . Očekávaný výsledek sloučení těchto galaxií by byl zásadní , protože mají podobné velikosti a změní se ze dvou spirálních galaxií „velkého designu“ na (pravděpodobně) obrovskou eliptickou galaxii .

Bohatstvím plynů

Fúze lze kategorizovat podle míry, do jaké interaguje plyn (pokud existuje) přenášený uvnitř a kolem slučujících se galaxií:

Mokrá fúze
Mokré fúze mezi plyn bohatých galaxií ( „modrý“ galaxií). Mokré slučování obvykle produkuje velké množství hvězdotvorby, transformuje diskové galaxie na eliptické galaxie a spouští kvazarovou aktivitu.
Suché sloučení
Sloučení mezi galaxiemi chudými na plyn („červené“ galaxie) se nazývá suché . Suché slučování obvykle výrazně nemění rychlosti tvorby hvězd galaxií , ale může hrát důležitou roli při zvyšování hvězdné hmoty .
Vlhká fúze
K vlhké fúzi dochází mezi stejnými dvěma typy galaxií zmíněnými výše („modré“ a „červené“ galaxie), pokud je k dispozici dostatek plynu k významné tvorbě hvězd, ale ne dost k vytvoření kulových hvězdokup
Smíšená fúze
Ke smíšené fúzi dochází, když se spojí galaxie bohaté na plyn a chudé na plyn („modré“ a „červené“ galaxie).

Stromy historie fúzí

Ve standardním kosmologickém modelu se očekává, že každá jednotlivá galaxie vznikla z několika nebo mnoha po sobě jdoucích sloučení halo temné hmoty , ve kterých plyn ochlazuje a tvoří hvězdy ve středech halo, čímž se stávají opticky viditelnými objekty historicky identifikovanými jako galaxie během dvacáté století. Modelování matematického grafu spojování těchto halo temné hmoty a následně odpovídající formace hvězd bylo zpočátku zpracováno buď analýzou čistě gravitačních simulací N- těla, nebo pomocí numerických realizací statistických („semianalytických“) vzorců.

Na pozorovací kosmologické konferenci v Miláně v roce 1992 , Roukema, Quinn a Peterson ukázali první stromy historie fúzí halo halo extrahovaných z kosmologických simulací N- těla. Tyto stromy historie sloučení byly kombinovány se vzorci pro rychlosti tvorby hvězd a evoluční syntézu populace, čímž se získaly syntetické světelné funkce galaxií (statistika počtu galaxií jsou skutečně jasné nebo slabé) v různých kosmologických epochách. Vzhledem ke komplexní dynamice sloučení halo temné hmoty je základním problémem při modelování stromu historie sloučení definovat, kdy halo v jednom časovém kroku je potomkem halo v předchozím časovém kroku. Roukemova skupina se rozhodla definovat tento vztah požadavkem, aby halo v pozdějším časovém kroku obsahovalo přísně více než 50 procent částic v halo v dřívějším časovém kroku; to zaručovalo, že mezi dvěma časovými kroky mohl mít jakýkoli halo nejvýše jediného potomka. Tato metoda modelování formování galaxií poskytuje rychle vypočítané modely populací galaxií se syntetickými spektry a odpovídajícími statistickými vlastnostmi srovnatelnými s pozorováním.

Nezávisle Lacey a Cole na stejné konferenci v roce 1992 ukázali, jak použili formalismus Press – Schechter v kombinaci s dynamickým třením ke statistickému generování Monte Carlo realizací stromů historie sloučení halo temné hmoty a odpovídající formace hvězdných galaxií (galaxií) halo . Kauffmann , White a Guiderdoni rozšířili tento přístup v roce 1993 tak, aby zahrnoval semi-analytické vzorce pro chlazení plynu, tvorbu hvězd, ohřev plynu ze supernov a pro hypotézu o přeměně diskových galaxií na eliptické galaxie. Skupina Kauffmann i Okamoto a Nagashima později přijali přístupový strom historie sloučení odvozený ze simulace N- těla.

Příklady

Některé z galaxií, které jsou v procesu slučování nebo se předpokládá, že se vytvořily sloučením, jsou:

Galerie

Sloučené galaxie
Arp 302 (vlevo); NGC 7752/7753; IIZw96 (vpravo).
NGC 2623 - sloučení dvou galaxií v pozdní fázi.
Galaxy twistings - možné sloučení.
Markarian 779 - možné sloučení.
Megasloučení starověké galaxie (koncept umělce).
„Flying V“ - dvě galaxie.

Viz také

Reference

externí odkazy