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 (27 October 2011). Проверено 16 апреля 2012.
  2. Evolution in slow motion. Проверено 15 сентября 2015.
  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 (2012). «Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence». The Astrophysical Journal 731 (1). arXiv:1102.1446. DOI:10.1088/0004-637X/731/1/41. Bibcode2011ApJ...731...41O. 41.
  6. J. Brinchmann (2004). «The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (4): 1151–1179. arXiv:astro-ph/0311060. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x. Bibcode2004MNRAS.351.1151B.
  7. Benjamin P. Moster (2011). «The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415 (4): 3750–3770. arXiv:1104.0246. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x. Bibcode2011MNRAS.415.3750M.
  8. Michaela Hirschmann (2012). «Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 419 (4): 3200–3222. arXiv:1104.1626. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x. Bibcode2012MNRAS.419.3200H.
  9. Laura Chomiuk (2011). «Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies». The Astronomical Journal 142 (6). arXiv:1110.4105. DOI:10.1088/0004-6256/142/6/197. Bibcode2011AJ....142..197C. 197.
  10. Galactic glow worm. Проверено 27 марта 2013.
  11. Galaxy merger library, March 27, 2010, <http://galmer.obspm.fr>. Проверено 27 марта 2010. 
  12. Galaxies clash in four-way merger, BBC News (August 6, 2007). Проверено 7 августа 2007.
  13. Transforming Galaxies. Picture of the Week. ESA/Hubble. Проверено 6 февраля 2012.
  14. Galaxy gets a cosmic hair ruffling, ESA/Hubble Picture of the Week. Проверено 1 августа 2014.
  15. Cosmic "flying V" of merging galaxies. Проверено 12 февраля 2013.
  16. 1 2 Lin, Lihwal (July 2008). «The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey». The Astrophysical Journal 681 (232). arXiv:0802.3004. DOI:10.1086/587928. Bibcode2008ApJ...681..232L.
  17. Forbes, Duncan A. (April 2007). «Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?». The Astrophysical Journal 659 (1). arXiv:astro-ph/0612415. DOI:10.1086/512033. Bibcode2007ApJ...659..188F.

Ссылки[править | править код]