Galaxy fúze - Galaxy merger

Galaxy fúze může nastat, když dva (nebo více) galaxie kolidovat. Jsou nejnásilnějším typem interakce galaxií. The gravitační interakce mezi galaxiemi a tření mezi plyn a prach mít zásadní účinky na zúčastněné galaxie. Přesné účinky takových fúzí závisí na široké škále parametrů, jako je srážka úhly, rychlosti a relativní velikost / složení a jsou v současné době extrémně aktivní oblastí výzkumu. Fúze galaxií jsou důležité, protože rychlost sloučení je základním měřítkem evoluce galaxií. Míra sloučení také poskytuje astronomům vodítka o tom, jak se galaxie časem hromadily.[1]
Popis
Během fúze hvězdy a temná hmota v každé galaxii budou ovlivněni blížící se galaxií. Směrem k pozdním fázím fúze gravitační potenciál (tj. tvar galaxie) se 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“.[2] Například když se srazí dvě diskové galaxie, začnou se svými hvězdami uspořádanou rotací v rovinách dvou samostatných disků. Během fúze se tento uspořádaný pohyb transformuje na náhodnou energii („termální “). Výsledné galaxii dominují hvězdy, které obíhají kolem galaxie ve složité a nahodile interagující síti drah, což je to, co je pozorováno v eliptických galaxiích.
Fúze jsou také místa s extrémním množstvím tvorba hvězd.[4] 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 červeném posuvu.[5][6] Typické fúze SFR jsou méně než 100 nových hmotností Slunce ročně.[7][8] To je velké ve srovnání s naší Galaxií, která každý rok vytvoří jen několik nových hvězd (~ 2 nové hvězdy).[9] I když se hvězdy téměř nikdy nedostanou dost blízko na to, aby se ve srážkách galaxií skutečně srazily, obří molekulární mraky rychle padají do středu galaxie, kde se srážejí s jinými molekulárními mraky.[Citace je zapotřebí ] 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, které dnes vidíme, k nimž pravděpodobně došlo před 1–10 miliardami let, kdy bylo mnohem více plynu (a tedy více molekulární mraky ) v galaxiích. 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, bude mít galaxie velmi málo mladých hvězd (viz Hvězdná evoluce ) vlevo, odjet. 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.[Citace je zapotřebí ]
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 gravitační síly, a také hydrodynamika a rozptýlení mezihvězdného plynu, tvorba hvězd z plynu a energie a hmota uvolněná zpět v mezihvězdném prostředí supernovy. Takovou knihovnu simulací sloučení galaxií najdete na webových stránkách GALMER.[10] Studie vedená Jennifer Lotz z Vědecký ústav pro vesmírný dalekohled v Baltimore, Maryland vytvořil počítačové simulace, aby lépe porozuměl obrazům pořízeným Hubbleův dalekohled.[1] 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.[1]
Jedna z největších spojování galaxií, jaké kdy byly pozorovány, se skládala ze čtyř eliptické galaxie v klastru CL0958 + 4702. Může tvořit jednu z největších galaxií ve vesmíru.[11]
Kategorie
Sloučení galaxií lze rozdělit do různých skupin kvůli vlastnostem slučování galaxie, jako je jejich počet, jejich srovnávací velikost a jejich plyn bohatství.
Podle čísla
Fúze lze kategorizovat podle počtu galaxií zapojených do procesu:
- Binární fúze
- Sloučily se dvě vzájemně se ovlivňující 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
- Fúze je Méně důležitý pokud jeden z galaxie je podstatně větší než ostatní. Větší galaxie často „pojídá“ menší, absorbuje většinu svého plynu a hvězd s malým dalším významným účinkem na větší galaxii. Naše domácí galaxie, mléčná dráha Předpokládá se, že v současné době tímto způsobem pohlcuje několik menších galaxií, například Canis Major Dwarf Galaxy a případně Magellanovy mraky. The Hvězdný proud Panny je považován za pozůstatky a trpasličí galaxie která byla většinou sloučena s Mléčnou dráhou.
- Velká fúze
- Sloučení dvou spirální galaxie které mají přibližně stejnou velikost hlavní, důležitý; pokud se srazí ve vhodných úhlech a rychlostech, pravděpodobně se spojí způsobem, který odhání velkou část 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 lidí kvasary. Konečným výsledkem je eliptická galaxie, a mnoho astronomů předpokládá, že toto je primární mechanismus, který vytváří eliptikaly.
Jedna studie zjistila, že velké galaxie se za posledních 9 miliard let spojily v průměru jednou. Malé galaxie splynuly častěji s velkými galaxiemi.[1] Všimněte si, že mléčná dráha a Galaxie Andromeda se předpokládá se srazí asi za 4,5 miliardy let. Očekávaným výsledkem sloučení těchto galaxií by bylo hlavní, důležitý protože mají podobné velikosti a změní se ze dvou spirální galaxie „velkého designu“ do (pravděpodobně) a obří eliptická galaxie.
Bohatstvím plynů
Fúze lze kategorizovat podle míry, do jaké interaguje plyn (pokud existuje) přenášený uvnitř a kolem slučujících se galaxií:
- Mokrá fúze
- A mokré sloučení je mezi galaxiemi bohatými na plyn („modré“ galaxie). Mokré slučování obvykle produkuje velké množství hvězdotvorby, transformačního disku galaxie do eliptické galaxie a spoušť kvazar aktivita.[12]
- Suché sloučení
- Spojení mezi galaxiemi chudými na plyn („červené“ galaxie) se nazývá suchý. Suché slučování obvykle galaxie příliš nemění tvorba hvězd sazby, ale při zvyšování mohou hrát důležitou roli hvězdná hmota.[12]
- Vlhká fúze
- A vlhké sloučení dochází mezi stejnými dvěma typy galaxií uvedenými výše („modré“ a „červené“ galaxie), pokud je k dispozici dostatek plynu na pohon významná tvorba hvězd ale ne dost na to, aby se vytvořil kulové hvězdokupy[13]
- Smíšená fúze
- A smíšená fúze nastane, 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 bude mít vytvořen z několika nebo mnoha následných fúzí temná hmota haloes, ve kterém plyn ochlazuje a formuje hvězdy ve středech halo, čímž se stávají opticky viditelnými objekty, které byly v průběhu dvacátého století historicky identifikovány jako galaxie. Modelování matematický graf sloučení těchto halo temné hmoty a odpovídající tvorba hvězd byla zpočátku zpracována buď analýzou čistě gravitační N- simulace těla.[14][15] nebo pomocí numerických realizací statistických („semianalytických“) vzorců.[16]
Na pozorovací kosmologické konferenci v roce 1992 v Milán,[14] Roukema, Quinne a Peterson ukázaly první historii sloučení stromy temné hmoty halo získané z kosmologického N- simulace těla. Tyto stromy historie sloučení byly kombinovány s formulemi 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.[14][15] Vzhledem ke složité 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.[17] Tato metoda modelování formování galaxií poskytuje rychle vypočítané modely populací galaxií se syntetickými spektry a odpovídajícími statistickými vlastnostmi srovnatelnými s pozorováním.[17]
Nezávisle, Lacey a Cole ukázal na stejné konferenci v roce 1992[18] jak používali Press – Schechterův formalismus zkombinováno s dynamické tření statisticky generovat realizace Monte Carlo realizace stromů historie sloučení halo temné hmoty a odpovídající formace hvězdných jader (galaxií) halo.[16] Kauffmann, Bílý a Guiderdoni rozšířili tento přístup v roce 1993 tak, aby zahrnoval semianalytické vzorce pro chlazení plynu, tvorbu hvězd, ohřev plynu ze supernov a pro předpokládanou přeměnu diskových galaxií na eliptické galaxie.[19] Skupina Kauffmann i Okamoto a Nagashima se později ujaly Npřístup ke stromu historie sloučení odvozený od simulace těla.[20][21]
Příklady
Některé z galaxie které jsou v procesu slučování nebo se předpokládá, že vznikly sloučením, jsou:
Galerie
Viz také
- Kolize Andromeda – Mléčná dráha
- Boule (astronomie)
- Vznik a vývoj galaxií
- Interagující galaxie
- Masový deficit
- Hrášková galaxie
Reference
- ^ A b C d „Astronomové určují rychlost srážky galaxií“. HubbleSite. 27. října 2011. Citováno 16. dubna 2012.
- ^ van Albada, T.S. (1982). msgstr "[není uveden žádný název]". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 201: 939.[úplná citace nutná ]
- ^ „Evoluce ve zpomaleném filmu“. Vědecký institut vesmírného dalekohledu. Citováno 15. září 2015.
- ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R .; González-Delgado, R.M. (eds.). [není uveden žádný název prezentace]. Výboje hvězd: Od 30 Doradusů po Lyman Break Galaxies; Cambridge, Velká Británie; 6. – 10. Září 2004. Knihovna astrofyziky a kosmické vědy. 329. Dordrecht, DE: Springer. p. 143.[úplná citace nutná ]
- ^ Ostriker, Eva C.; Shetty, Rahul (2012). „Maximálně hvězdotvorné galaktické disky I. Regulace hvězdného výbuchu prostřednictvím zpětnovazebně řízené turbulence“. Astrofyzikální deník. 731 (1): 41. arXiv:1102.1446. Bibcode:2011ApJ ... 731 ... 41O. doi:10.1088 / 0004-637X / 731/1/41. S2CID 2584335. 41.
- ^ Brinchmann, J .; et al. (2004). „Fyzikální vlastnosti hvězdotvorných galaxií ve vesmíru s nízkým rudým posuvem“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 351 (4): 1151–1179. arXiv:astro-ph / 0311060. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07881.x. S2CID 12323108.
- ^ Moster, Benjamin P .; et al. (2011). "Účinky horkého plynného halo při velkých sloučeních galaxií". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 415 (4): 3750–3770. arXiv:1104.0246. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.18984.x. S2CID 119276663.
- ^ Hirschmann, Michaela; et al. (2012). „Tvorba galaxií v semi-analytických modelech a simulacích kosmologického hydrodynamického zoomu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 419 (4): 3200–3222. arXiv:1104.1626. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19961.x. S2CID 118710949.
- ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). „Směrem ke sjednocení stanovení rychlosti tvorby hvězd v Mléčné dráze a jiných galaxiích“. Astronomický deník. 142 (6): 197. arXiv:1110.4105. Bibcode:2011AJ .... 142..197C. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID 119298282. 197.
- ^ "Galaxy merger library". 27. března 2010. Citováno 27. března 2010.
- ^ „Galaxie se střetávají ve čtyřech směrech“. BBC novinky. 6. srpna 2007. Citováno 7. srpna 2007.
- ^ A b Lin, Lihwal; et al. (Červenec 2008). „Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pair in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey“. Astrofyzikální deník. 681 (232): 232–243. arXiv:0802.3004. Bibcode:2008ApJ ... 681..232L. doi:10.1086/587928. S2CID 18628675.
- ^ Forbes, Duncan A .; et al. (Duben 2007). „Vlhké fúze: Nedávné fúze plynů bez významné formace kulové hvězdokupy?“. Astrofyzikální deník. 659 (1): 188–194. arXiv:astro-ph / 0612415. Bibcode:2007ApJ ... 659..188F. doi:10.1086/512033. S2CID 15213247.
- ^ A b C Roukema, Boudewijn F .; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A. (Leden 1993). „Spektrální evoluce slučování / hromadění galaxií“. Pozorovací kosmologie. Série konferencí ASP. 51. Astronomická společnost Pacifiku. p. 298. Bibcode:1993ASPC ... 51..298R.
- ^ A b Roukema, Boudewijn F .; Yoshii, Yuzuru (listopad 1993). "Selhání jednoduchého sloučení modelů při záchraně bytu, Omega0 = 1 vesmír". Astrofyzikální deník. Publikování IOP. 418: L1. Bibcode:1993ApJ ... 418L ... 1R. doi:10.1086/187101.
- ^ A b Lacey, Cedric; Cole, Shaun (Červen 1993). „Fúze v hierarchických modelech formování galaxií“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. Oxford University Press. 262 (3): 627–649. Bibcode:1993MNRAS.262..627L. doi:10.1093 / mnras / 262.3.627.
- ^ A b Roukema, Boudewijn F .; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A.; Rocca-Volmerange, Brigitte (prosinec 1997). „Sloučení stromů historie Haloes temné hmoty: nástroj pro zkoumání modelů formování galaxií“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 292 (4): 835–852. arXiv:astro-ph / 9707294. Bibcode:1997MNRAS.292..835R. doi:10,1093 / mnras / 292,4,835. S2CID 15265628.
- ^ Lacey, Cedric; Cole, Shaun (Leden 1993). „Fúze v hierarchických modelech formování galaxií“ (PDF). Pozorovací kosmologie. Série konferencí ASP. 51. Astronomická společnost Pacifiku. p. 192. Bibcode:1993ASPC ... 51..192L.
- ^ Kauffmann, Guinevere; White, Simon D.M.; Guiderdoni, Bruno (září 1993). „Shlukování galaxií v hierarchickém vesmíru - II. Vývoj k vysokému rudému posuvu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. Publikování IOP. 264: 201. Bibcode:1993MNRAS.264..201K. doi:10.1093 / mnras / 264.1.201.
- ^ Kauffmann, Guinevere; Kolberg, Jörg M .; Diaferio, Antonaldo; White, Simon D.M. (Srpen 1999). „Shlukování galaxií v hierarchickém vesmíru - II. Vývoj k vysokému rudému posuvu“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 307 (3): 529–536. arXiv:astro-ph / 9809168. Bibcode:1999MNRAS.307..529K. doi:10.1046 / j.1365-8711.1999.02711.x. S2CID 17636817.
- ^ Okamoto, Takashi; Nagashima, Masahiro (leden 2001). „Vztah morfologie a hustoty pro simulované kupy galaxií ve vesmírech ovládaných studenou temnou hmotou“. Astrofyzikální deník. 547 (1): 109–116. arXiv:astro-ph / 0004320. Bibcode:2001ApJ ... 547..109O. doi:10.1086/318375. S2CID 6011298.
- ^ „Pohled do budoucnosti“. www.spacetelescope.org. Citováno 16. října 2017.
- ^ „Galactic glow worm“. ESA / Hubble. Citováno 27. března 2013.
- ^ „Transformující galaxie“. Obrázek týdne. ESA / Hubble. Citováno 6. února 2012.
- ^ „Starověké galaxie galaxie - ALMA a APEX objevují obrovské konglomerace formujících se galaxií v raném vesmíru“. www.eso.org. Citováno 26. dubna 2018.
- ^ „Kosmické“ létající V „slučujících se galaxií“. ESA / Hubbleův obrázek týdne. Citováno 12. února 2013.