Eliptická galaxie - Elliptical galaxy

Obří eliptická galaxie ESO 325-G004

An eliptická galaxie je typ galaxie s přibližně elipsoidní tvar a hladký, téměř bezvýrazný obraz. Jsou jedním ze tří hlavních třídy galaxie popsal Edwin Hubble v jeho Hubbleova sekvence a 1936 práce Říše mlhovin,[1] spolu s spirála a čočkovitý galaxie. Eliptické (E) galaxie jsou společně s čočkovité galaxie (S0) s velkými disky a galaxiemi ES[2][3][4] s disky středního měřítka, podmnožinou populace galaxií „raného typu“.

Většina eliptických galaxií se skládá ze starších, hvězdy s nízkou hmotností, s řídkým mezihvězdné médium a minimální tvorba hvězd činnost, a mají tendenci být obklopeni velkým počtem kulové hvězdokupy. Předpokládá se, že eliptické galaxie tvoří přibližně 10–15% galaxií v Panna nadkupa a nejsou celkově dominantním typem galaxie ve vesmíru.[5] Přednostně se nacházejí v blízkosti center města shluky galaxií.[6]

Velikost eliptických galaxií se pohybuje od desítek milionů do více než sto bilionů hvězdy. Edwin Hubble původně předpokládal, že se z eliptických galaxií vyvinuly spirální galaxie, o kterém se později ukázalo, že je nepravdivý,[7] ačkoli narůstání plynu a menších galaxií může vytvořit disk kolem již existující elipsoidní struktury.[8][9]Hvězdy uvnitř eliptických galaxií jsou v průměru mnohem starší než hvězdy ve spirálních galaxiích.[7]

Příklady

Obecná charakteristika

Eliptická galaxie IC 2006.[10]

Eliptické galaxie se vyznačují několika vlastnostmi, které je odlišují od ostatních tříd galaxií. Jsou to sférické nebo vejčité masy hvězd, které hladověly od hvězdotvorných plynů. Nejmenší známá eliptická galaxie má velikost zhruba jedné desetiny velikosti mléčná dráha[Citace je zapotřebí ]. Pohyb hvězd v eliptických galaxiích je převážně radiální[Citace je zapotřebí ], na rozdíl od disků spirální galaxie, kterým dominuje otáčení. Kromě toho je toho velmi málo mezihvězdná hmota (ani plyn, ani prach), což má za následek nízké sazby tvorba hvězd, málo otevřené hvězdokupy a pár mladých hvězd; spíše eliptickým galaxiím dominuje staré hvězdné populace, dávat jim červené barvy. Velké eliptické galaxie mají obvykle rozsáhlý systém kulové hvězdokupy.

Dynamické vlastnosti eliptických galaxií a boule z diskové galaxie jsou podobné, což naznačuje, že mohou být tvořeny stejnými fyzikálními procesy, i když to zůstává kontroverzní. The zářivost profily eliptických galaxií i boulí dobře zapadají Sersicův zákon a řada škálovacích vztahů mezi strukturálními parametry eliptických galaxií populaci sjednocuje.[11]

Každá masivní eliptická galaxie obsahuje a supermasivní černá díra v jeho středu. Pozorování 46 eliptických galaxií, 20 klasických boulí a 22 pseudobulí ukazuje, že každá obsahuje černou díru ve středu.[12] Hmotnost černé díry úzce souvisí s hmotou galaxie,[13] o čemž svědčí korelace jako např Vztah M – sigma který se týká disperze rychlosti okolních hvězd na hmotu černé díry ve středu.

Eliptické galaxie se přednostně nacházejí v shluky galaxií a v kompaktním provedení skupiny galaxií.

Na rozdíl od bytu spirální galaxie s organizací a strukturou jsou eliptické galaxie více trojrozměrné, bez velké struktury a jejich hvězdy jsou na poněkud náhodných drahách kolem středu.

Velikosti a tvary

Centrální galaxie na tomto obrázku je gigantická eliptická galaxie označená 4C 73.08.[14]
Brilantní centrální objekt je superobří eliptická galaxie, dominantní člen a kupa galaxií s názvem MACSJ1423.8 + 2404. Všimněte si gravitační čočky.

Eliptické galaxie se velmi liší jak velikostí, tak hmotností s průměry od 3000 světelné roky na více než 700 000 světelných let a hmotnosti od 105 na téměř 1013 sluneční hmoty.[15] Tento rozsah je pro tento typ galaxie mnohem širší než pro jakýkoli jiný. Nejmenší, trpasličí eliptické galaxie, nemusí být větší než typické kulová hvězdokupa, ale obsahují značné množství temná hmota není přítomen v klastrech. Většina z těchto malých galaxií nemusí souviset s jinými eliptiky.

The Hubblova klasifikace eliptických galaxií obsahuje celé číslo, které popisuje, jak protáhlý je obraz galaxie. Klasifikace je určena poměrem hlavní (A) nezletilému (b) osy galaxií izofoty:

Tedy pro sférickou galaxii s A rovná b, číslo je 0 a Hubbleův typ je E0. Zatímco limit v literatuře je asi E7, je znám od roku 1966[2] že galaxie E4 až E7 jsou nesprávně klasifikované lentikulární galaxie s disky nakloněnými v různých úhlech k naší přímce. To bylo potvrzeno spektrálními pozorováními odhalujícími rotaci jejich hvězdných disků. [16][17] Hubble uznal, že jeho klasifikace tvarů závisí jak na vnitřním tvaru galaxie, tak na úhlu, s nímž je galaxie pozorována. Některé galaxie s Hubbleovým typem E0 jsou tedy ve skutečnosti podlouhlé.

Někdy se říká, že existují dva fyzikální typy eliptikálů: obří eliptikaly s mírně „hranatými“ izofoty ve tvaru, jejichž tvary jsou výsledkem náhodného pohybu, který je v některých směrech větší než v jiných (anizotropní náhodný pohyb); a "disky" normální a trpasličí eliptika, které obsahují disky.[18][19] Toto je však zneužití nomenklatury, protože existují dva typy galaxií raného typu, ty s disky a ty bez. Vzhledem k existenci ES galaxií s disky středního měřítka je rozumné očekávat, že existuje kontinuita od E k ES, a do galaxií S0 s jejich velkými hvězdnými disky, které dominují světlu ve velkých poloměrech.

Trpasličí sféroidní galaxie se zdají být odlišnou třídou: jejich vlastnosti jsou více podobné vlastnostem nepravidelností a galaxií pozdního spirálního typu.

Na velkém konci eliptického spektra je kromě Hubbleovy klasifikace ještě další dělení. Mimo gE obří eliptika, lži D-galaxie a cD-galaxie. Tito jsou podobní svým menším bratřím, ale více rozptýlení, s velkými halo, které mohou stejně patřit ke kupě galaxií, ve které sídlí, než centrálně umístěná obří galaxie.

Vývoj

NGC 3597 je produktem srážky mezi dvěma galaxiemi. Vyvíjí se z ní obrovská eliptická galaxie.

Je všeobecně přijímáno, že slučování menších galaxií díky gravitační přitažlivosti hraje hlavní roli při formování růstu a vývoj eliptických galaxií. Tyto velké galaktické fúze jsou považovány za častější v raných dobách. Drobné galaktické fúze zahrnují dvě galaxie velmi různých hmot a neomezují se pouze na obří eliptikaly. The mléčná dráha galaxie, v závislosti na neznámé tangenciální složce, trvá čtyři až pět miliard let kolizní kurz s Galaxie Andromeda.[20] Předpokládalo se, že eliptická galaxie vznikne sloučením obou spirál.[je zapotřebí lepší zdroj ]

Předpokládá se, že černé díry mohou hrát důležitou roli při omezování růstu eliptických galaxií v časném vesmíru inhibicí tvorba hvězd.[Citace je zapotřebí ]

Vznik hvězd

The tradiční portrét[Citace je zapotřebí ] eliptických galaxií je vykresluje jako galaxie kde tvorba hvězd skončili po počátečním záblesku vysokým rudým posunem a nechali je zářit pouze svými stárnoucími hvězdami. Eliptické galaxie obvykle vypadají žluto-červené, což je na rozdíl od zřetelného modrého odstínu většiny spirální galaxie. U spirál tato modrá barva vyzařuje převážně z mladých, horkých hvězd v jejich spirálních ramenech. Velmi málo tvorba hvězd Předpokládá se, že se vyskytuje v eliptických galaxiích kvůli jejich nedostatku plynu ve srovnání se spirálními nebo nepravidelnými galaxiemi. V posledních letech však důkazy ukazují, že přiměřená část (~ 25%) galaxií raného typu (E, ES a S0) má rezervy zbytkového plynu[21]a nízkoúrovňová tvorba hvězd.[22]

Herschel Space Observatory vědci spekulovali, že centrální černé díry v eliptických galaxiích brání plynu dostatečně se ochladit pro vznik hvězd.[23]


Viz také

Reference

  1. ^ Hubble, E.P. (1936). Říše mlhovin. Paní Hepsa Ely Silliman Memorial Přednášky, 25. New Haven: Yale University Press. ISBN  9780300025002. OCLC  611263346. Alternativní URL (str. 124–151)
  2. ^ A b Liller, M.H. (1966), Distribuce intenzity v eliptických galaxiích v kupě Panny. II
  3. ^ Nieto, J.-L. et al. (1988), Více izotropních zploštělých rotátorů v eliptických galaxiích
  4. ^ Graham, A.W. et al. (2016), Disky eliptické galaxie a údajně příliš velká černá díra v kompaktní galaxii „ES“ NGC 1271 (viz obr.7).
  5. ^ Loveday, J. (únor 1996). "Katalog APM Bright Galaxy". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 278 (4): 1025–1048. arXiv:astro-ph / 9603040. Bibcode:1996MNRAS.278.1025L. doi:10.1093 / mnras / 278.4.1025.
  6. ^ Dressler, A. (březen 1980). „Morfologie galaxií v bohatých klastrech - důsledky pro vznik a vývoj galaxií“. Astrofyzikální deník. 236: 351–365. Bibcode:1980ApJ ... 236..351D. doi:10.1086/157753.
  7. ^ A b John, D. (2006). Astronomie: Definitivní průvodce vesmírem. Bath, Velká Británie: Parragon Publishing., Str. 224-225
  8. ^ Dekel, A. a kol. (2009), Studené proudy v raných masivních horkých haloch jako hlavní způsob formování galaxií
  9. ^ Stewart, Kyle R. a kol. (2013), Získání momentu hybnosti v galaxii Halos
  10. ^ „Eliptická galaxie IC 2006“. www.spacetelescope.org. ESA / Hubble. Citováno 21. dubna 2015.
  11. ^ Graham, A.W. (2013), Struktura eliptické a diskové galaxie a moderní zákony o škálování
  12. ^ Kormendy, John; Ho, Luis C. (18. srpna 2013). „Koevoluce (nebo ne) supermasivních černých děr a hostitelských galaxií“. Výroční přehled astronomie a astrofyziky. 51 (1): 511–653. arXiv:1304.7762. Bibcode:2013ARA & A..51..511K. doi:10.1146 / annurev-astro-082708-101811. ISSN  0066-4146.
  13. ^ Graham, A.W. (2016), Galaxy boule a jejich masivní černé díry: recenze
  14. ^ „Galaktické světlušky“. ESA / Hubbleův obrázek týdne. Citováno 13. února 2013.
  15. ^ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Vlk, Sidney C. (13. ledna 2017). Otevřete astronomii Stax. Citováno 2. února 2017.
  16. ^ Graham, A.W. et al. (1998), Rozšířená hvězdná kinematika eliptických galaxií v kupě Fornax
  17. ^ Emsellem, E. (2011), ATLAS3D projekt - III. Sčítání hvězdné momentu hybnosti v efektivním poloměru galaxií raného typu: odhalení distribuce rychlých a pomalých rotátorů
  18. ^ Pedraz, S. a kol. (2002), Důkazy o rychlé rotaci v trpasličích eliptických galaxiích
  19. ^ Toloba, E. a kol. (2015), Stellar Kinematics and Structural Properties of Panna Cluster Dwarf Early-type Galaxies from the SMAKCED Project. III. Moment hybnosti a omezení formačních scénářů
  20. ^ Nagamine, Kentaro; Loeb, Abraham (2003), Budoucí vývoj blízkých rozsáhlých struktur ve vesmíru, kterému dominuje kosmologická konstanta
  21. ^ Young, L. M .; et al. (Červen 2011). „Projekt Atlas3D - IV: obsah molekulárního plynu galaxií raného typu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 414 (2): 940–967. arXiv:1102.4633. Bibcode:2011MNRAS.414..940Y. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.18561.x.
  22. ^ Crocker, A. F .; et al. (Leden 2011). "Molekulární plyn a tvorba hvězd v galaxiích raného typu". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 410 (2): 1197–1222. arXiv:1007.4147. Bibcode:2011MNRAS.410.1197C. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17537.x.
  23. ^ „Červené a mrtvé galaxie bijí„ srdce “černé díry a brání vzniku hvězd.“

Další čtení

externí odkazy