Елиптични галактики: формиране и характеристики
Linas JuozėnasСподели
Арка на знанието · Вселена · Глава 03 / Статия 06
Елиптични галактики
Равномерното сияние на звездите може да прикрива сложна история: ранни изблици на звездообразуване, по-късни сливания, променящи се звездни орбити и газ, който непрекъснато циркулира в галактиката.
Какво се крие зад равномерното сияние?
До спирална галактика една елиптична може да изглежда почти проста: яркият център прелива в заоблена обвивка, а широки ръкави, които да водят погледа, липсват. И все пак звездите ѝ се движат в сложна гравитационна система.
Нашата предишна статия проследи структурите на дисковете. Елиптичните галактики ни приканват да изследваме по друг начин: да възстановим как са се развивали по движението на звездите, химичните следи, бледите външни структури и газа.
Няма един-единствен път, общ за всички елиптични галактики. Днешният им вид съчетава историята на звездите и последващото сливане на галактиката около тях.
Какво прави една галактика елиптична?
Така наречената елиптична галактика се отличава с относително равномерен звезден вид, съсредоточен в центъра, обикновено без ясно изразени спирални ръкави или очевиден голям диск. Това описание оставя голямо пространство за разнообразие в яркостта, вътрешното движение и скритите структури.[1]
Обичайните обозначения E0–E7 описват сплеснатостта на небето. Те сравняват малката ос b на изображението с голямата ос a, приблизително според формулата E = 10(1 − b/a). Трите примера показват какво означават тези обозначения.
E0 · кръгла в проекция
Дължините на голямата и малката ос на изображението са еднакви. Това не доказва, че галактиката е сфера.
E3 · умерено сплесната
В проекция дължината на малката ос е около 70 % от дължината на голямата ос.
E7 · силно сплесната
В проекция дължината на късата ос е около 30 % от дължината на дългата ос. Истинската триизмерна форма не може да се определи само по контура.
Контурите и осите илюстрират видимото сплескване при еднаква дължина на изобразената голяма ос. Това не са триизмерни модели или етапи на еволюцията.
Ъгълът на наблюдение е важен: сплесната система, видяна почти перпендикулярно на равнината си, може да изглежда кръгла. За да се възстанови истинската ѝ триизмерна форма, са необходими предположения и, когато е възможно, информация за движението на звездите.[2]
По-чувствителните изображения могат да разкрият обвивки, бледи опашки, прах или вътрешни звездни компоненти. „Елиптична“ обобщава преобладаващия вид; това не означава, че в галактиката изобщо няма отделни структури.[1]
Как звездните орбити поддържат равновесието на елиптичната галактика?
Звездите в галактиките обикновено се движат през системата, без да се сблъскват физически. Орбитите им се определят от общото гравитационно поле. В елиптична галактика посоките и формите на тези орбити могат да бъдат много разнообразни.
Дисперсията на скоростите описва разсейването на звездните скорости. Когато това разсейване до голяма степен поддържа динамичното равновесие на системата, астрономите наричат такава система система, поддържана от дисперсията на скоростите, или система, поддържана от налягането. Терминът описва орбиталното движение, а не означава, че звездите се притискат една към друга като частици в плътен газ.[1]
Бързо въртящи се галактики
В тези системи подреденото въртене на звездите е значително спрямо дисперсията на скоростите им. Някои галактики, които изглеждат елиптични, принадлежат към тази категория.
Бавно въртящи се галактики
Според критериите за класификация, които вземат предвид и видимото сплескване, подреденото въртене на тези галактики е по-слабо. Бавното въртене не означава, че отделните звезди се движат бавно или че изобщо няма общо въртене.
Интегралната полева спектроскопия регистрира спектри в много области на галактиката и така позволява да се съставят карти на скоростта и дисперсията на скоростите. Тези карти разкриват различия, които равномерният оптичен образ може да прикрива.[3]
Какво установи проучването ATLAS3D?
Извадката ѝ от близки галактики включваше 260 галактики от ранен тип, категория, която обхваща както елиптични, така и лещовидни галактики. Около 86 % от тази обща извадка бяха бързо въртящи се галактики.
Сред галактиките, класифицирани по морфология като елиптични, около 66 % принадлежаха към групата на бързо въртящите се галактики. Тези резултати са характерни за конкретна извадка, но ясно показват защо „елиптична“ и „невъртяща се“ не бива да се смятат за синоними.[3]
Какво се случва по време на бурната релаксация?
Когато сливане бързо промени общото гравитационно поле, то може да преразпредели орбиталните енергии на звездите. Този процес се нарича бурна релаксация. Той може да помогне за образуването на по-равномерно разпределение на звездите, без повтарящи се физически сблъсъци между тях.
Времевият мащаб на този процес е свързан с времето, необходимо на звездите да прекосят системата, затова зависи от размера и масата ѝ. Релаксацията може да бъде и непълна: тогава се запазват по-фини структури и следи от предишни взаимодействия.[4]
Как се формират и растат елиптичните галактики?
Сливанията са важен начин за формиране на сфероидни системи. Сблъсък с голям мащаб може да промени звездните орбити, да насочи газа навътре и значително да измени структурата на диска. Резултатът зависи от газовите запаси, съотношението на масите, геометрията на орбитите и последващата акреция.
Сливането на богати на газ галактики може да предизвика образуването на нови звезди, като същевременно остави част от дисковата структура непроменена или позволи дискът да израсне отново. Сливането на бедни на газ галактики предимно обединява и преразпределя вече съществуващи звезди. Така че мащабното сливане не води непременно до елиптичен остатък от определен тип.[6]
Кога са се формирали звездите?
Много от тях може да са се родили рано – в основната галактика-предшественик или в отделни галактики, които по-късно са се присъединили към нея.
Кога се е формирала галактиката като цяло?
Последващите сливания могат да обединят тези стари звездни популации и да разширят външната обвивка на галактиката.
Кога се забавя звездообразуването?
Доставката и охлаждането на газ определят друга част от тази история, която не е задължително да съвпада с окончателното формиране на галактиката като цяло.
В симулациите често се описва съчетание от тези процеси: растеж in situ – формиране на звезди в основната галактика-предшественик – и растеж ex situ — звезди, образувани другаде и попаднали в галактиката чрез акреция. Относителният принос на тези начини на растеж зависи от масата и историята на еволюцията.[5]
Растеж на най-големите централни галактики
Моделите на най-ярките галактики в купове показват как звездите, образувани рано в множество галактики-предшественици, могат да станат част от една много по-голяма галактика в резултат на последващи сливания. Акрецията на по-малки галактики може да добави материал към покрайнините, докато централната звездна популация остава стара.
Така се разграничават възрастта на звездите и времето, изминало от окончателното сглобяване на галактиката. Това обяснява и защо спектър, характерен за стара звездна популация, не означава непременно, че галактиката не се е променила от раждането на тези звезди.[7]
Защо много елиптични галактики изглеждат стари и червени?
Когато в една галактика се образуват малко нови звезди, краткоживеещите горещи сини звезди изчезват, а нови звезди, които да ги заменят, се появяват рядко. Тогава по-хладните и дългоживеещи звезди допринасят повече за общата светлина на галактиката.
В много близки масивни елиптични галактики преобладават стари звездни популации. Спектрите им показват също, че звездите са обогатени с химични елементи, но възрастта и металичността се различават според масата на галактиката, местоположението в нея и индивидуалната ѝ история на развитие.[8]
Металичност е съдържанието на елементи, по-тежки от хелия. Съставът на звездата до голяма степен отразява състава на газа, от който се е образувала. Звездната популация не става богата на метали само защото старее.
Предишните поколения звезди обогатяват околния газ, като губят маса и експлодират. От този обогатен материал по-късно могат да се образуват нови звезди. Спектрите позволяват на астрономите да изследват тази последователност, макар че смесването на популации с различна възраст и химичен състав, както и прахът, затруднява интерпретацията.[10]
Цветът сам по себе си не може да разкрие цялата история. Астрономите сравняват абсорбционни линии, наблюдения в широк диапазон от дължини на вълните и модели на звездните популации, за да оценят възрастта и химичните им свойства, както и да установят дали в по-старата популация не се крие малък дял по-млади звезди.[10]
Какво се случва с газа, когато звездообразуването отслабне?
Потискането на звездообразуването означава продължително намаляване на звездообразуването. Ключовото условие е по-малко газ да достига студено, плътно състояние, в което се образуват звезди. Газът може да бъде нагряван, изтласкван, изразходван или охлаждането му да бъде възпрепятствано.
Много масивни елиптични галактики са обгърнати от широко разпрострени горещи атмосфери, излъчващи рентгенови лъчи. Някои от тях съдържат и по-хладен газ, прах или подновено звездообразуване. Стареещите звезди непрекъснато връщат материя в околната среда, така че обменът на газ не спира дори когато нови звезди се раждат рядко.[11]
Газът може да сменя фазата си
Горещият газ излъчва енергия. При подходящи условия част от атмосферата може да се охлади, да се уплътни и да осигури материя за поддържане на активността в централната област. Дали това ще се случи, зависи от термодинамичното ѝ състояние и от средата.[11]
Струите могат да забавят охлаждането
Радиоструите от акретираща централна черна дупка могат да издухат кухини и да предадат механична енергия на атмосферата. Това помага да се обясни защо в някои горещи хало газът се охлажда и образува звезди много по-бавно, отколкото би предвиждал модел без нагряване.[22]
Това равновесие може да се променя с времето. Охлаждането, акрецията и обратната връзка си взаимодействат, а нова материя може да пристига при по-късни сблъсъци с други галактики. Затова активното ядро е част от продължаващия цикъл на газа, а не доказателство, че всяка елиптична галактика е била трайно лишена от газ при едно окончателно събитие.[11], [22]
Формата и звездообразуването трябва да се разглеждат поотделно. Галактиката може да стане пасивна по отношение на звездообразуването и въпреки това да запази сравнително бързо въртене, а в сфероидна система все още може да има малки запаси от студен газ.
Какво могат да разкрият профилите на светимостта и слабите структури?
Профилът на повърхностната яркост на галактиката описва как се изменя яркостта ѝ в равнината на небето с отдалечаването от центъра. Ефективният радиус, Re, огражда областта, която в избрания профил съдържа половината от общата проектирана светимост на галактиката.
Гъвкавият за напасване профил на Серсик често описва общото разпределение на светимостта. Индексът му n определя формата на профила. Добре познатата форма на дьо Вокульор съответства на n = 4, но тази стойност не е характерна за всички елиптични галактики.[12]
Профил на Серсик с обичайната нормировка
I(R) = Ie exp{−bn[(R/Re)1/n − 1]}
I(R) е повърхностната яркост при проекционен радиус R, а Ie е стойността ѝ при Re. Константата bn се избира така, че областта, ограничена от Re, да съдържа половината от общата светимост на профила.
Това е описание на разпределението на светлината. Доброто съответствие не разкрива еднозначно събитията, които са го създали.[12]
Изофотите са контури с еднаква повърхностна яркост. Малките отклонения от идеалните елипси могат да им придадат леко ъгловат или заострен, „дисковиден“ вид. Тези детайли дават допълнителни насоки за структурата, но не са точни показатели за въртенето или за една конкретна история на сливанията.[1], [3]
Материал, оставен от приливните взаимодействия
Акретираните звезди могат да останат събрани в бледи структури дълго след като яркият център вече изглежда гладък. Дълбоките изображения помагат да се открият тези следи от предишни взаимодействия.[1], [5]
Разредено звездно ядро
В центъра на някои масивни елиптични галактики има по-малко светлина, отколкото би се очаквало, ако външният профил се продължи навътре. Това е относителен недостиг, а не празна дупка.
Свръхмасивните черни дупки, потъващи към центъра, могат да предават орбитална енергия на централните звезди. След образуването на двойка черни дупки взаимодействията с гравитационна прашка могат да преразпределят още звезди. Моделите на този процес помагат да се обяснят разредените ядра; обикновените физически сблъсъци между звезди не са общоприето обяснение.[13]
Какво означават зависимостите на мащабиране?
Така наречената зависимост на Фабер–Джаксън свързва светимостта с дисперсията на звездните скорости. Така наречената фундаментална равнина свързва ефективния радиус, средната повърхностна светимост в рамките на този радиус и дисперсията на скоростите.
Тези емпирични закономерности ограничават разпределението на масата на галактиката, звездните популации и динамичната ѝ структура. Информация дават и разсейването на данните и променливите наклони. Те не доказват, че всяка елиптична галактика се е образувала вследствие на една и съща история на сливания.[14]
Как елиптичните галактики са свързани с куповете, джуджетата и S0 галактиките?
Масивните елиптични галактики се открояват в плътна среда, включително в центровете на групи и купове. Някои от най-ярките галактики в купове имат обширни звездни обвивки, които постепенно се сливат с дифузната звездна светлина на купа.
Гъстият куп не прави всяко взаимодействие благоприятно за сливане. Поради високите относителни скорости галактиките често просто преминават една покрай друга. Предшестващото натрупване в групи с по-бавно движение и последващото присъединяване на материя към централните галактики помагат да се свърже средата с наблюдаваните популации.[7], [15]
| Категория | Какво описва наименованието | Какво не бива да се предполага |
|---|---|---|
| Елиптична | Звездна система с като цяло гладка структура и по-голяма плътност в центъра, без ясно изразена спирална структура. | Че тя не се върти, няма газ или вътрешни структури и че цялата ѝ история се изчерпва с едно голямо сливане. |
| Лещовидна, или S0 | Галактика със звезден диск, но без ясно изразени спирални ръкави. | Че тя е трябвало да се формира само по един начин или че в нея изобщо не протича звездообразуване.[17] |
| Елиптична джуджева или сфероидална джуджева | Наименования, използвани за описание на популации от звездни системи с ниска светимост, обикновено с малко газ; употребата им в наблюдателната практика се различава. | Че тези наименования винаги могат да се използват като синоними или че описват умалени копия на остатъци от гигантски сливания.[16] |
Джуджетата от ранен тип могат да запазят въртенето си, вътрешни дискове или разнообразни звездни популации. Отнемането на газ и приливните въздействия могат да допринесат за еволюцията им; при различните системи са важни различни процеси.[16]
Наблюденията на галактики S0 също свидетелстват за няколко пътя на еволюция, включително промени в газоснабдяването и сливания. По-широкият термин галактика от ранен тип обхваща морфологичните типове E и S0; „ранен“ е историческо означение в класификацията, а не пряка мярка за възраст.[17], [1]
Какво разкриват наблюденията днес?
M87
M87 се отличава с гладка структура, обширна звездна система, богата популация от кълбовидни купове и активна централна черна дупка. Нейната струя разкрива енергични процеси в галактика, чиято основна звездна популация изглежда сравнително спокойна.
Този пример позволява да се разглеждат звездната структура и активността на ядрото в общ контекст.[18]
NGC 3610
В тази елиптична галактика ясно се вижда звезден диск. Запазената вътрешна структура е тълкувана като признак за сравнително скорошно сливане на галактики.
Това е полезно напомняне, че галактика, класифицирана като елиптична, може да съдържа и разпознаваем материал от диск.[19]
Дали първите пасивни галактики вече са приличали на днешните гигантски елиптични галактики?
Галактиката с голямо червено отместване може да е компактна и да образува малко нови звезди, но все още да запазва подреденото въртене на звездите. Изображенията, измерванията на звездообразуването и кинематиката дават отговори на различни въпроси за състоянието ѝ.
Пасивни галактики с ясно изразено въртене
От 15 пасивни галактики, изследвани в приблизителния диапазон на червеното отместване 1,2–2,3, ориентацията на десет позволи да се определят полезни за анализа граници на параметрите на въртене. И десетте бяха класифицирани като бързо въртящи се галактики. Този резултат показва, че потискането на звездообразуването не заличава непременно подреденото движение на звездите.[20]
Галактика с бавно въртене, когато Вселената е била на по-малко от два милиарда години
Наблюденията на галактиката XMM-VID1-2075 с JWST, чието червено отместване е 3,449, показват слабо въртене на звездната система, съответстващо на кинематика, доминирана от дисперсията на скоростите. Така че масивни системи с бавно въртене също са се формирали, когато Вселената е била на по-малко от два милиарда години.[21]
Нито едно от тези наблюдения не означава, че всички ранни галактики са били еднакви. Заедно те показват защо изследователите, проследяващи предшествениците на близките елиптични галактики, трябва да измерват не само светлината, но и движението.
Изображенията с по-висока чувствителност разкриват бледите външни области; пространствено разделените спектри разкриват орбиталната и химичната структура; рентгеновите и радио наблюденията позволяват да се проследят газът и обратната връзка. При съчетаването на тези наблюдения галактиката с гладък вид се превръща в подробен запис на историята на своето формиране и растеж.[1], [11]
Светлината на старите звезди. Историята продължава да се разкрива.
Елиптичната галактика може да съхрани ранни звездни популации и същевременно да продължи да се обогатява със звезди, да обменя газ и да реагира на средата. Формата, движението и химичният състав предават различни части от тази история.
По-нататък ще разгледаме неправилните галактики, чиито неравномерна структура и локално звездообразуване предлагат различен поглед към еволюцията на галактиките.
Източници и допълнителна литература
Научни статии, авторски обзори и описания на обсерватории, на които се основават определенията, пътищата на формиране и примерите. Илюстрациите на формите показват проектираните съотношения на осите, а не истинските триизмерни форми.
- Cappellari (2016) — Структура и кинематика на раннотипните галактики според данните от интегралнополевата спектроскопияРазнообразие на орбитите и връзка между видимата морфология и вътрешното движение.
- Weijmans и др. (2014) — Проект ATLAS3D – XXIV. Разпределението на истинските форми на раннотипните галактикиНаблюдавано при проекция сплескване, истинска форма и ограниченията на интерпретацията само по изображението.
- Emsellem и др. (2011) — Проект ATLAS3D – III. Отчитане на ъгловия момент на звездите в раннотипните галактики в рамките на ефективния радиус: разкриване на разпределението на бързо и бавно въртящите се галактикиБързо и бавно въртене в извадка, включваща както елиптични, така и лещовидни галактики.
- Lynden-Bell (1967) — Статистическа механика на бурната релаксация в звездните системиПреразпределение на орбиталната енергия на звездите вследствие на бързата промяна на общото гравитационно поле.
- Oser и др. (2010) — Двете фази на образуване на галактикитеМоделна рамка, която разграничава звездите, образувани в основната галактика-предшественик, от присъединилите се по-късно звезди.
- Hopkins и др. (2009) — Как дисковете оцеляват при сливания на галактики?Защо количеството газ и особеностите на сблъсъците между галактики влияят върху оцеляването и възстановяването на дисковете.
- De Lucia и Blaizot (2007) — Йерархично формиране на най-ярките галактики в куповетеВ моделите се открояват ранното образуване на звезди и по-късното изграждане на масивните централни галактики.
- Thomas и др. (2005) — Зависимост на епохата на формиране на галактиките от ранен тип от околната средаНаблюдавани тенденции в съотношенията между звездната възраст, металичността и изобилието на химичните елементи.
- Yan, Jerabkova и Kroupa (2019) — Продължителност на звездообразуването в елиптичните галактики – едновременно напасване на модела към [Mg/Fe] и общата металичностЗащо съотношенията между химичните елементи ограничават възможните истории на звездообразуването, но не дават еднозначна мярка за време.
- Conroy (2013) — Моделиране на панхроматичните спектрални енергийни разпределения на галактикитеОпределяне на възрастта на звездите, химичния състав и историята на звездообразуването по светлината.
- Werner и др. (2019) — Горещи атмосфери, студен газ, обратна връзка от активните галактични ядра и еволюция на галактиките от ранен тип: тематичен обзорГорещи атмосфери, по-хладен газ, загуба на звездна маса и регулиране на охлаждането.
- Graham и Driver (2005) — Кратък справочник за (проектираните) профили на Sérsic R^(1/n), обхващащ концентрацията, наклоните на профила, индексите на Петросян и яркостите на КронПрофилът на Sérsic, ефективният радиус и определенията, използвани за описване на светлината на галактиките.
- Frigo и др. (2021) — Две фази на образуване на ядро – еволюция на орбитите в центровете на елиптични галактики със свръхмасивни двойни черни дупкиКак потъващите към центъра черни дупки и взаимодействията в двойните системи преразпределят звездите в централните области.
- Cappellari и др. (2013) — Проект ATLAS3D – XV. Еталон на мащабните зависимости на галактиките от ранен тип, основан на 260 динамични модела: отношение маса-светимост, тъмна материя, фундаментална равнина и равнина на масатаМащабни зависимости, които помагат да се определят ограниченията върху масата, структурата и параметрите на звездните популации.
- Makino и Hut (1997) — Честота на сливанията на сферични галактики с еднаква масаЗначението на скоростта на сближаване на галактиките за гравитационното улавяне и сливането.
- Lisker (2009) — Джуджета галактики от ранен тип в купове: разнообразна група с различен произход?Разнообразието от джуджета галактики от ранен тип и възможните пътища на тяхното формиране.
- Deeley и др. (2020) — Изследване на галактики SAMI: разнообразието от свойства на S0 галактиките показва няколко пътя на формиранеЛещовидните галактики запазват дисковете си и не е задължително да имат еднаква история на формиране.
- NASA / „Hubble“ — Messier 87Гигантска елиптична галактика в купа Дева с активно ядро и богата популация от кълбовидни купове.
- NASA / „Hubble“ — Млада елиптична галактикаОтличителен звезден диск в елиптичната галактика NGC 3610.
- Slob и др. (2025) — Бързо въртящи се галактики в епохата на космическия обед: звездна кинематика на 15 спокойни галактики според данни от JWST-SUSPENSEВъртенето в десет галактики, чиято ориентация позволява да се получат полезни кинематични ограничения.
- Forrest и др. (2026) — Масивна и еволюирала бавно въртяща се галактика в ранната ВселенаЗвездна кинематика на галактиката XMM-VID1-2075 с червено отместване 3,449 според данни от JWST; коригираната версия на статията е приета за публикуване в списание „Nature Astronomy“.
- McNamara и Nulsen (2012) — Механична обратна връзка от активните галактически ядра в галактиките, техните групи и куповеСтруи, кухини и пренос на механична енергия към горещите атмосфери.
Всички статии в този раздел
- Халота от тъмна материя: основите на галактиките
- Класификация на галактиките на Хъбъл: спирални, елиптични и неправилни
- Сблъсъци и сливания: двигатели на растежа на галактиките
- Галактически купове и свръхкупове
- Спирални ръкави и спирални галактики с прът
- Елиптични галактики: формиране и характеристики — тук сте
- Неправилни галактики: хаос и звездни изблици
- Еволюционни пътища: секуларна еволюция и еволюция, предизвикана от сливания
- Активни галактически ядра и квазари
- Бъдещето на галактиките: Милкомеда и по-нататъшна еволюция