Слияние галактик

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Галактики NGC 4676A и NGC 4676B в процессе слияния.
Процесс слияния галактик (модель). В результате образуется дисковая галактика.

Слияние галактик происходит при столкновении двух или нескольких галактик. Является одним из вариантов взаимодействия галактик. Несмотря на то, что в процессе слияния звёзды или звёздные системы не сталкиваются вследствие больших расстояний между звёздами, гравитационное взаимодействие галактик и трение между газом и пылью оказывают значительное воздействие на сливающиеся галактики. Эффекты от подобных слияний зависят от большого числа параметров, таких как угол столкновения, скорость, размеры и состав галактик. Исследование слияний галактик важно, поскольку темп слияний является мерой эволюции галактик[1].

Описание[править | править код]

NGC 3921 является парой взаимодействующих дисковых галактик на поздней стадии слияния.[2]

В процессе слияния звёзды и тёмная материя в каждой галактике испытывают воздействие приближающейся галактики. При завершении слияния гравитационный потенциал меняется настолько быстро, что орбиты звёзд испытывают сильное воздействие, что приводит к «забыванию» звездой предыдущей орбиты. Данный процесс представляет собой бурную релаксацию.[3] В процессе слияния галактик упорядоченное вращение звёзд в плоскости диска сменяется на случайное. В результате образуется галактика, в которой большинство звёзд образуют сложную систему орбит, не обладающую в большой степени упорядоченным движением. В эллиптических галактиках наблюдаются звёзды на неупорядоченных случайным образом ориентированных орбитах.

В сливающихся галактиках наблюдается наиболее активное звездообразование.[4] Темп звездообразования в течение крупного слияния может достигать значений в тысячи масс Солнца в год в зависимости от содержания газа в галактиках и от их красного смещения.[5][6] Типичные значения темпа звездообразования в сливающихся галактиках не превосходят 100 масс Солнца в год.[7][8] Данные значения велики по сравнению со значением для нашей Галактики, в которой в среднем за год образуются две звезды.[9] Хотя звёзды при слиянии галактик почти никогда не сближаются на такое расстояние, чтобы столкнуться, но гигантские молекулярные облака быстро падают к центру образующейся галактики, где они испытывают столкновения друг с другом. Данные столкновения приводят к образованию звёзд внутри плотных конденсаций в облаках. Подобное явление наблюдается в сливающихся галактиках в ближайшей к нам части Вселенной, причем оно было более ярко выраженным в процессе слияний, образовавших наблюдаемые в настоящее время эллиптические галактики и происходивших 1-10 миллиардов лет назад, поскольку в тот период галактики содержали больше газа и молекулярных облаков. Вдали от центра галактики газовые облака сталкиваются друг с другом, образуя ударные волны, способствующие формированию новых звёзд в облаках. В результате после слияния в галактиках остаётся малое количество газа, пригодного для формирования звёзд. Следовательно, если галактика была вовлечена в крупное слияние и прошло несколько миллиардов лет, то в ней будет присутствовать очень малое количество молодых звёзд. Данный эффект наблюдается в современных эллиптических галактиках: практически отсутствует молекулярный газ, очень малое количество молодых звёзд. Считается, что эллиптические галактики являются результатом крупных слияний, при которых большая часть газа уходит на создание звёзд в процессе слияния, после чего звездообразование затухает.

Закрученная структура данной галактики, вероятно, является результатом столкновения и последующего слияния двух галактик[10]

Слияние галактик возможно моделировать на компьютерах. Пары галактик изначально могут обладать различными морфологическими типами, возможно учесть все виды гравитационного и гидродинамического взаимодействия, диссипацию межзвёздного газа, процесс звездообразования, энергию и массу, выделямые обратно в межзвёздную среду во время вспышек сверхновых. Библиотеку моделирования слияний галактик можно найти на сайте GALMER.[11] В рамках исследования, проведённого Дженнифер Лотц (англ. Jennifer Lotz) в Институте исследований космоса с помощью космического телескопа (Балтимор, штат Мэриленд), было проведено компьютерное моделирование с целью обоснования результатов наблюдений космического телескопа «Хаббл».[1], группа исследователей рассматривала при моделировании широкий набор параметров, от пары галактик равной массы до слияния гигантской и маленькой галактик, также были исследованы различные орбиты галактик, их взаимная ориентация. Всего было рассмотрено 57 сценариев слияний.[1]

Одним из крупнейших слияний галактик является слияние четырёх эллиптических галактик в скоплении CL0958+4702. В результате данного слияния может образоваться одна из крупнейших галактик во Вселенной.[12]

Классификация[править | править код]

Маркарян 779, верхняя галактика на данном изображении, имеет искривлённый вид, поскольку, вероятно, является результатом недавнего слияния двух спиральных галактик.[13]

Слияния галактик можно классифицировать на основе таких свойств сливающихся галактик как количество, относительный размер и содержание газа.

По количеству галактик[править | править код]

  • Двойное слияние (англ. binary merger): в слиянии участвуют две галактики.
  • Кратное слияние (англ. multiple merger): в слиянии участвует несколько галактик.

По размеру галактик[править | править код]

  • Малое слияние (англ. minor merger): одна из галактик значительно крупнее другой (других). Крупная галактика поглотит маленькую, большую часть её газа и звёзд, причём на крупной галактике данное явление отразится незначительно. Считается, что Млечный Путь таким образом поглощает маленькие галактики, среди которых карликовая галактика в Большом Псе и, вероятно, Магеллановы Облака. Поток Девы, вероятно, является остатком карликовой галактики, которая практически полностью слилась с Млечным Путём.
  • Крупное слияние (англ. major merger): две спиральные галактики приблизительно одинаковых размеров сливаются, в результате чего галактики лишаются большей части газа и пыли, проходя в частности стадию активного ядра галактики. Считается, что подобный процесс лежит в основе возникновения квазаров. В итоге слияния образуется эллиптическая галактика.
Слияние галактик 2MASX J06094582-2140234.[14]

В одном из исследований утверждается, что крупные галактики испытывали хотя бы одно слияние в среднем за последние 9 миллиардов лет. Маленькие галактики сливаются с крупными чаще.[1] Считается, что Млечный Путь и Галактика Андромеды столкнутся через 4,5 миллиарда лет. Слияние данных галактик классифицируется как крупное, поскольку размеры галактик сопоставимы. В результате образуется эллиптическая галактика.

По содержанию газа[править | править код]

Сливающиеся галактики в форме буквы «V».[15]
Истечение вещества из галактики J2140+1209
  • Wet merger: слияние богатых газом (или голубых) галактик. При слиянии происходит мощное звездообразование, дисковые галактики преобразуются в эллиптические, возникает активность типа квазаров.[16]
  • Dry merger: слияние бедных газом (или красных) галактик. При слиянии темп звездообразования слабо изменяется.[16]
  • Damp merger: промежуточный тип слияния между указанными выше, при котором количество газа оказывается достаточным для мощного звездообразования, но недостаточным для создания шаровых скоплений.[17]
  • Mixed merger: слияние богатой газом и бедной газом галактики.

Примеры[править | править код]

Примеры галактик, находящихся на стадии слияния или считающихся результатами слияний:

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 3 4 "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite. 2011-10-27. Архивировано из оригинала 29 октября 2016. Дата обращения: 16 апреля 2012.
  2. ↑ Evolution in slow motion. Дата обращения: 15 сентября 2015. Архивировано 1 марта 2019 года.
  3. ↑ van Albada, T. S. 1982 Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 201 p.939
  4. ↑ Schweizer, F. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Held in Cambridge, UK, 6-10 September 2004. Edited by R. de Grijs and R.M. González Delgado. Astrophysics & Space Science Library, Vol. 329. Dordrecht: Springer, 2005, p.143
  5. ↑ Eve C. Ostriker; Rahul Shetty. Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2012. — Vol. 731, no. 1. — doi:10.1088/0004-637X/731/1/41. — Bibcode: 2011ApJ...731...41O. — arXiv:1102.1446.
  6. ↑ J. Brinchmann; +6 others. The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2004. — Vol. 351, no. 4. — P. 1151—1179. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x. — Bibcode: 2004MNRAS.351.1151B. — arXiv:astro-ph/0311060.
  7. ↑ Benjamin P. Moster; +4 others. The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 415, no. 4. — P. 3750—3770. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x. — Bibcode: 2011MNRAS.415.3750M. — arXiv:1104.0246.
  8. ↑ Michaela Hirschmann; +4 others. Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2012. — Vol. 419, no. 4. — P. 3200—3222. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x. — Bibcode: 2012MNRAS.419.3200H. — arXiv:1104.1626.
  9. ↑ Laura Chomiuk; Matthew S. Povich. Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 142, no. 6. — doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. — Bibcode: 2011AJ....142..197C. — arXiv:1110.4105.
  10. ↑ "Galactic glow worm". ESA/Hubble. Архивировано из оригинала 24 марта 2013. Дата обращения: 27 марта 2013.
  11. ↑ Galaxy merger library, March 27, 2010, Дата обращения: 27 марта 2010 Архивная копия от 10 апреля 2010 на Wayback Machine
  12. ↑ "Galaxies clash in four-way merger". BBC News. 2007-08-06. Архивировано из оригинала 15 января 2009. Дата обращения: 7 августа 2007.
  13. ↑ Transforming Galaxies. Picture of the Week. ESA/Hubble. Дата обращения: 6 февраля 2012. Архивировано 9 февраля 2012 года.
  14. ↑ "Galaxy gets a cosmic hair ruffling". ESA/Hubble Picture of the Week. Архивировано из оригинала 8 августа 2014. Дата обращения: 1 августа 2014.
  15. ↑ "Cosmic "flying V" of merging galaxies". ESA/Hubble Picture of the Week. Архивировано из оригинала 17 февраля 2013. Дата обращения: 12 февраля 2013.
  16. ↑ 1 2 Lin, Lihwal et al. The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — July (vol. 681, no. 232). — doi:10.1086/587928. — Bibcode: 2008ApJ...681..232L. — arXiv:0802.3004.
  17. ↑ Forbes, Duncan A. et al. Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation? (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — April (vol. 659, no. 1). — doi:10.1086/512033. — Bibcode: 2007ApJ...659..188F. — arXiv:astro-ph/0612415.

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Слияние_галактик&oldid=134181959