Galaxy birleşmesi - Galaxy merger

Fareler Galaksileri (NGC 4676 A&B) birleşme sürecindedir.
Bu sanatçının izlenimi, iki galaksi arasında bir disk galaksisinin oluşumuna yol açan birleşmeyi gösteriyor.

Galaxy birleşmeleri iki (veya daha fazla) olduğunda ortaya çıkabilir galaksiler çarpışmak. En şiddetli türdendirler galaksi etkileşimi. yerçekimi etkileşimleri galaksiler arasında ve arasındaki sürtüşme gaz ve toz ilgili galaksiler üzerinde büyük etkilere sahiptir. Bu tür birleşmelerin kesin etkileri çok çeşitli parametrelere bağlıdır. çarpışma açılar hızları ve göreceli boyut / kompozisyon ve şu anda son derece aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı aşağıdakilerin temel bir ölçüsüdür: galaksi evrimi. Birleşme oranı aynı zamanda gökbilimcilere galaksilerin zaman içinde nasıl büyüdüklerine dair ipuçları sağlıyor.[1]

Açıklama

Birleşme sırasında yıldızlar ve karanlık madde her galakside, yaklaşan galaksiden etkilenir. Birleşmenin son aşamalarına doğru, yer çekimsel potansiyel (yani galaksinin şekli) o kadar hızlı değişmeye başlar ki yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin izlerini kaybederler. Bu sürece "şiddetli rahatlama" denir.[2] Örneğin, iki disk galaksisi çarpıştığında, yıldızlarıyla iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir dönüşle başlarlar. Birleşme sırasında, bu sıralı hareket rastgele enerjiye ("termalleştirilmiş ”). Ortaya çıkan galaksiye, eliptik galaksilerde gözlemlenen, karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörünge ağında galaksinin yörüngesinde dönen yıldızlar hakimdir.

NGC 3921 , birleşmesinin son aşamalarında etkileşen bir disk galaksi çiftidir.[3]

Birleşmeler aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşumu.[4] Büyük bir birleşme sırasında yıldız oluşum hızı (SFR), her galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak her yıl binlerce güneş kütlesine ve yeni yıldız değerine ulaşabilir.[5][6] Tipik birleşme SFR'leri, yılda 100'den az yeni güneş kütlesidir.[7][8] Bu, her yıl yalnızca birkaç yeni yıldız oluşturan (~ 2 yeni yıldız) Galaksimize kıyasla büyüktür.[9] Yıldızlar neredeyse hiçbir zaman galaksi birleşmelerinde çarpışacak kadar yaklaşmasa da, dev moleküler bulutlar hızla diğer moleküler bulutlarla çarpıştıkları galaksinin merkezine düşer.[kaynak belirtilmeli ] Bu çarpışmalar daha sonra bu bulutların yoğunlaşmasına ve yeni yıldızlara dönüşmesine neden olur. Bu fenomeni, yakın evrende galaksileri birleştirirken görebiliriz. Yine de, bu süreç, bugün gördüğümüz eliptik galaksilerin çoğunu oluşturan ve muhtemelen 1-10 milyar yıl önce, çok daha fazla gazın olduğu (ve dolayısıyla daha fazlasının) meydana geldiği birleşmeler sırasında daha belirgindi. moleküler bulutlar ) galaksilerde. Ayrıca, galaksinin merkezinden uzakta gaz bulutları, gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu tetikleyen şoklar üreterek birbirlerine çarpacaklar. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Dolayısıyla, bir galaksi büyük bir birleşmeye karışırsa ve birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az genç yıldız olacaktır (bkz. Yıldız evrimi ) ayrıldı. Bugünün eliptik galaksilerinde gördüğümüz şey budur, çok az moleküler gaz ve çok az genç yıldız. Bunun nedeni, eliptik galaksilerin, birleşme sırasında gazın çoğunu kullanan büyük birleşmelerin son ürünleri olması ve dolayısıyla birleşme söndürüldükten sonra daha fazla yıldız oluşumu olmasıdır.[kaynak belirtilmeli ]

Galaksi oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinmek için galaksi birleşmeleri bilgisayarlarda simüle edilebilir. Başlangıçta herhangi bir morfolojik tipteki galaksi çiftleri, tümü dikkate alınarak izlenebilir. yerçekimi kuvvetleri ve ayrıca hidrodinamik ve yayılma yıldızlararası gazın, gazdan çıkan yıldız oluşumunun ve yıldızlararası ortama geri salınan enerjinin ve kütlenin süpernova. Böyle bir galaksi birleşme simülasyonları kütüphanesi GALMER web sitesinde bulunabilir.[10] Jennifer Lotz liderliğindeki bir çalışma Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü içinde Baltimore, Maryland tarafından çekilen görüntüleri daha iyi anlamak için oluşturulmuş bilgisayar simülasyonları Hubble Teleskopu.[1] Lotz'un ekibi, bir araya gelen eşit kütleli bir çift galaksiden, dev bir galaksi ile küçük bir galaksi arasındaki bir etkileşime kadar çok çeşitli birleşme olasılıklarını hesaba katmaya çalıştı. Ekip ayrıca galaksiler için farklı yörüngeleri, olası çarpışma etkilerini ve galaksilerin birbirine nasıl yöneldiğini de analiz etti. Toplamda, grup 57 farklı birleşme senaryosu ortaya attı ve birleşmeleri 10 farklı bakış açısından inceledi.[1]

Şimdiye kadar gözlemlenen en büyük galaksi birleşmelerinden biri, dört eliptik galaksiler CL0958 + 4702 kümesinde. Evrendeki en büyük galaksilerden birini oluşturabilir.[11]

Kategoriler

Galaksi birleşmeleri, birleşmenin özellikleri nedeniyle farklı gruplara ayrılabilir. galaksiler, sayıları, karşılaştırmalı büyüklükleri ve gaz zenginlik.

Numaraya göre

Birleşmeler, süreçte yer alan galaksi sayısına göre kategorize edilebilir:

İkili birleşme
Etkileşen iki gökada birleşir.
Çoklu birleşme
Üç veya daha fazla galaksi birleşir.

Boyuta göre

Birleşmeler, ilgili en büyük galaksinin birleşme ile boyut veya biçim olarak ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir:

Küçük birleşme
Birleşme minör eğer biri galaksiler diğerlerinden önemli ölçüde daha büyüktür. Daha büyük galaksi genellikle daha küçük olanı "yer", gazının ve yıldızlarının çoğunu emer ve daha büyük galaksi üzerinde çok az başka önemli etki yapar. Bizim ev galaksimiz, Samanyolu, şu anda bu şekilde birkaç küçük galaksiyi emdiği düşünülmektedir. Canis Büyük Cüce Gökadası ve muhtemelen Macellan Bulutları. Başak Stellar Akışı bir kalıntı olduğu düşünülüyor cüce galaksi çoğunlukla Samanyolu ile birleştirilmiştir.
Büyük birleşme
İki birleşme sarmal galaksiler yaklaşık olarak aynı boyutta olan majör; uygun açı ve hızlarda çarpışırlarsa, büyük olasılıkla toz ve gazın çoğunu çeşitli geri bildirim mekanizmalarıyla uzaklaştıran bir şekilde birleşeceklerdir. aktif galaktik çekirdekler. Bunun birçok kişinin arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir. kuasarlar. Sonuç bir eliptik galaksi ve birçok gökbilimci bunun eliptikleri oluşturan birincil mekanizma olduğunu varsayıyor.

Bir çalışma, büyük galaksilerin son 9 milyar yılda ortalama olarak birbirleriyle birleştiğini buldu. Küçük galaksiler, büyük galaksilerle daha sık birleşti.[1] Unutmayın ki Samanyolu ve Andromeda Gökadası tahmin ediliyor yaklaşık 4,5 milyar yılda çarpışır. Bu galaksilerin birleşmesinin beklenen sonucu, majör benzer boyutlara sahip olduklarından ve ikiden değişeceklerinden "büyük tasarım" sarmal galaksiler (muhtemelen) bir dev eliptik gökada.

Gaz zenginliği ile

Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde taşınan gazın (varsa) etkileşim derecesine göre kategorize edilebilir:

Islak birleşme
Bir ıslak birleşme gaz zengini galaksiler ("mavi" galaksiler) arasındadır. Islak birleşmeler tipik olarak büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, diski dönüştürür galaksiler içine eliptik galaksiler ve tetikle quasar aktivite.[12]
Kuru birleşme
Gaz bakımından fakir galaksiler ("kırmızı" galaksiler) arasındaki birleşme kuru. Kuru birleşmeler tipik olarak galaksileri büyük ölçüde değiştirmez. yıldız oluşumu oranlar, ancak artışta önemli bir rol oynayabilir yıldız kütlesi.[12]
Nemli birleşme
Bir ıslak birleşme yakıt için yeterli gaz varsa, yukarıda bahsedilen aynı iki galaksi türü ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) arasında meydana gelir önemli yıldız oluşumu ama oluşturmak için yeterli değil küresel kümeler[13]
Karışık birleşme
Bir karışık birleşme gaz zengini ve gaz zengini galaksiler ("mavi" ve "kırmızı" galaksiler) birleştiğinde oluşur.

Birleşme tarihi ağaçları

Standart kozmolojik modelde, herhangi bir galaksinin sahip olması beklenir. oluşturulan birkaç veya daha fazla art arda birleşmeden karanlık madde haleleri gazın haloların merkezlerinde soğuduğu ve yıldızları oluşturduğu, yirminci yüzyılda tarihsel olarak galaksi olarak tanımlanan optik olarak görünen nesneler haline geldi. Modelleme matematiksel grafik bu karanlık madde halelerinin birleşmelerinden ve karşılığında karşılık gelen yıldız oluşumu başlangıçta ya tamamen yerçekimsel analiz edilerek tedavi edildi. N- vücut simülasyonları.[14][15] veya istatistiksel ("yarı analitik") formüllerin sayısal gerçeklemelerini kullanarak.[16]

1992'deki bir gözlemsel kozmoloji konferansında Milan,[14] Roukema, Quinn ve Peterson kozmolojik kaynaklardan çıkarılan karanlık madde halolarının ilk birleşme tarihini gösterdi. N- vücut simülasyonları. Bu birleşme geçmişi ağaçları, yıldız oluşum hızları ve evrimsel popülasyon sentezi için formüllerle birleştirilerek, farklı kozmolojik çağlarda galaksilerin sentetik parlaklık fonksiyonlarını (kaç galaksinin özünde parlak veya sönük olduğuna dair istatistikler) sağladı.[14][15] Karanlık madde halo birleşmelerinin karmaşık dinamikleri göz önüne alındığında, birleşme geçmişi ağacını modellemede temel bir problem, bir zaman adımındaki bir hale'nin önceki zaman adımında bir hale'nin ne zaman bir halenin soyundan geldiğini tanımlamaktır. Roukema'nın grubu bu ilişkiyi, daha sonraki aşamadaki halenin, önceki zaman adımında haledeki parçacıkların yüzde 50'sinden kesinlikle fazlasını içermesini zorunlu kılarak tanımlamayı seçti; bu, iki zaman adımı arasında herhangi bir halonun en fazla tek bir nesle sahip olabileceğini garanti ediyordu.[17] Bu galaksi oluşumu modelleme yöntemi, gözlemlerle karşılaştırılabilir sentetik spektrumlara ve karşılık gelen istatistiksel özelliklere sahip hızlı hesaplanan galaksi popülasyon modellerini verir.[17]

Bağımsız olarak, Lacey ve Cole aynı 1992 konferansında gösterildi[18] nasıl kullandılar Press – Schechter formalizmi ile kombine dinamik sürtünme karanlık madde halo birleşme tarihi ağaçlarının Monte Carlo gerçekleştirmelerini ve haloların yıldız çekirdeklerinin (galaksiler) karşılık gelen oluşumlarını istatistiksel olarak oluşturmak.[16] Kauffmann, Beyaz ve Guiderdoni, bu yaklaşımı 1993'te gaz soğutma, yıldız oluşumu, süpernovalardan gazın yeniden ısıtılması ve disk galaksilerin eliptik galaksilere hipotezli dönüşümü için yarı analitik formülleri içerecek şekilde genişletti.[19] Hem Kauffmann grubu hem de Okamoto ve Nagashima daha sonra N- vücut simülasyonundan türetilmiş birleşme geçmişi ağacı yaklaşımı.[20][21]

Örnekler

Bazıları galaksiler birleşme sürecinde olan veya birleşme ile oluştuğuna inanılanlar şunlardır:

Fotoğraf Galerisi

Galaksileri birleştirmek
Arp 302 (solda); NGC 7752/7753; IIZw96 (sağda).
NGC 2623 - iki galaksinin geç aşama birleşmesi.[22]
Galaksi bükülmeleri - olası birleşme.[23]
Markarian 779 - olası birleşme.[24]
Antik galaksi mega birleşmesi (sanatçı kavramı).[25]
"Uçan V" - iki galaksi.[26]

Ayrıca bakınız

Referanslar

  1. ^ a b c d "Gökbilimciler Galaksi Çarpışma Oranını Düşürdü". HubbleSite. 27 Ekim 2011. Alındı 16 Nisan 2012.
  2. ^ van Albada, T.S. (1982). "[başlık belirtilmedi]". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 201: 939.[tam alıntı gerekli ]
  3. ^ "Ağır çekimde evrim". Uzay Telscope Bilim Enstitüsü. Alındı 15 Eylül 2015.
  4. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R .; González-Delgado, R.M. (eds.). [sunum başlığı belirtilmedi]. Yıldız Yağmurları: 30 Doradus'tan Lyman Break Galaksilerine; Cambridge, İngiltere; 6–10 Eylül 2004. Astrofizik ve Uzay Bilimleri Kütüphanesi. 329. Dordrecht, DE: Springer. s. 143.[tam alıntı gerekli ]
  5. ^ Ostriker, Eve C.; Shetty, Rahul (2012). "En yüksek düzeyde yıldız oluşturan galaktik diskler I. Geri beslemeye bağlı türbülans yoluyla Yıldız patlaması düzenlemesi". Astrofizik Dergisi. 731 (1): 41. arXiv:1102.1446. Bibcode:2011ApJ ... 731 ... 41O. doi:10.1088 / 0004-637X / 731/1/41. S2CID  2584335. 41.
  6. ^ Brinchmann, J .; et al. (2004). "Düşük kırmızıya kaymalı Evrendeki yıldız oluşturan galaksilerin fiziksel özellikleri". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 351 (4): 1151–1179. arXiv:astro-ph / 0311060. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07881.x. S2CID  12323108.
  7. ^ Moster, Benjamin P .; et al. (2011). "Sıcak gaz halinin galaksi büyük birleşmelerindeki etkileri". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 415 (4): 3750–3770. arXiv:1104.0246. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.18984.x. S2CID  119276663.
  8. ^ Hirschmann, Michaela; et al. (2012). "Yarı analitik modellerde galaksi oluşumu ve kozmolojik hidrodinamik yakınlaştırma simülasyonları". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 419 (4): 3200–3222. arXiv:1104.1626. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.19961.x. S2CID  118710949.
  9. ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). "Samanyolu ve Diğer Galaksilerdeki Yıldız Oluşum Hızı Tespitlerinin Birleşmesine Doğru". Astronomi Dergisi. 142 (6): 197. arXiv:1110.4105. Bibcode:2011AJ .... 142..197C. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID  119298282. 197.
  10. ^ "Galaxy birleşme kitaplığı". 27 Mart 2010. Alındı 27 Mart 2010.
  11. ^ "Galaksiler dört yollu birleşmede çarpışıyor". BBC haberleri. 6 Ağustos 2007. Alındı 7 Ağustos 2007.
  12. ^ a b Lin, Lihwal; et al. (Temmuz 2008). "DEEP2 Galaxy Redshift Anketindeki Yakın Gökada Çiftlerinden Islak, Kuru ve Karma Gökada Birleşmelerinin Redshift Evrimi". Astrofizik Dergisi. 681 (232): 232–243. arXiv:0802.3004. Bibcode:2008ApJ ... 681..232L. doi:10.1086/587928. S2CID  18628675.
  13. ^ Forbes, Duncan A .; et al. (Nisan 2007). "Nemli Birleşmeler: Önemli Küresel Küme Oluşumu Olmadan Son Zamanlardaki Gazlı Birleşmeler mi?". Astrofizik Dergisi. 659 (1): 188–194. arXiv:astro-ph / 0612415. Bibcode:2007ApJ ... 659..188F. doi:10.1086/512033. S2CID  15213247.
  14. ^ a b c Roukema, Boudewijn F .; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A. (Ocak 1993). "Birleşen / Birleşen Galaksilerin Spektral Evrimi". Gözlemsel Kozmoloji. ASP Konferans Serisi. 51. Pasifik Astronomi Topluluğu. s. 298. Bibcode:1993 ASPC ... 51..298R.
  15. ^ a b Roukema, Boudewijn F .; Yoshii, Yuzuru (Kasım 1993). "Basit Birleştirme Modellerinin Bir Daireyi Kurtarmakta Başarısızlığı, Omega0 = 1 Evren". Astrofizik Dergisi. IOP Yayınlama. 418: L1. Bibcode:1993ApJ ... 418L ... 1R. doi:10.1086/187101.
  16. ^ a b Lacey, Cedric; Cole, Shaun (Haziran 1993). "Galaksi oluşumunun hiyerarşik modellerinde birleşme oranları". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. Oxford University Press. 262 (3): 627–649. Bibcode:1993MNRAS.262..627L. doi:10.1093 / mnras / 262.3.627.
  17. ^ a b Roukema, Boudewijn F .; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A.; Rocca-Volmerange, Brigitte (Aralık 1997). "Karanlık Madde Halolarının Tarih Ağaçlarını Birleştirme: Galaksi Formasyon Modellerini Keşfetmek İçin Bir Araç". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 292 (4): 835–852. arXiv:astro-ph / 9707294. Bibcode:1997MNRAS.292..835R. doi:10.1093 / mnras / 292.4.835. S2CID  15265628.
  18. ^ Lacey, Cedric; Cole, Shaun (Ocak 1993). "Galaksi Oluşumunun Hiyerarşik Modellerinde Birleşme Oranları" (PDF). Gözlemsel Kozmoloji. ASP Konferans Serisi. 51. Pasifik Astronomi Topluluğu. s. 192. Bibcode:1993ASPC ... 51..192L.
  19. ^ Kauffmann, Guinevere; Beyaz, Simon D.M.; Guiderdoni, Bruno (Eylül 1993). "Hiyerarşik bir evrende galaksilerin kümelenmesi - II. Yüksek kırmızıya kaymaya doğru evrim". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. IOP Yayınlama. 264: 201. Bibcode:1993MNRAS.264..201K. doi:10.1093 / mnras / 264.1.201.
  20. ^ Kauffmann, Guinevere; Kolberg, Jörg M .; Diaferio, Antonaldo; Beyaz, Simon D.M. (Ağustos 1999). "Hiyerarşik bir evrende galaksilerin kümelenmesi - II. Yüksek kırmızıya kaymaya doğru evrim". Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri. 307 (3): 529–536. arXiv:astro-ph / 9809168. Bibcode:1999MNRAS.307..529K. doi:10.1046 / j.1365-8711.1999.02711.x. S2CID  17636817.
  21. ^ Okamoto, Takashi; Nagashima, Masahiro (Ocak 2001). "Soğuk Karanlık Madde ağırlıklı Evrenlerde Simüle Gökada Kümeleri için Morfoloji-Yoğunluk İlişkisi". Astrofizik Dergisi. 547 (1): 109–116. arXiv:astro-ph / 0004320. Bibcode:2001ApJ ... 547..109O. doi:10.1086/318375. S2CID  6011298.
  22. ^ "Geleceğe bir bakış". www.spacetelescope.org. Alındı 16 Ekim 2017.
  23. ^ "Galaktik ışıma kurdu". ESA / Hubble. Alındı 27 Mart 2013.
  24. ^ "Dönüşen Galaksiler". Haftanın Resmi. ESA / Hubble. Alındı 6 Şubat 2012.
  25. ^ "Antik Gökada Büyük Birleşmeleri - ALMA ve APEX, Erken Evren'de galaksileri oluşturan muazzam kümelenmeleri keşfediyor". www.eso.org. Alındı 26 Nisan 2018.
  26. ^ Birleşen galaksilerin "kozmik" uçan V "si". Haftanın ESA / Hubble Resmi. Alındı 12 Şubat 2013.

Dış bağlantılar