Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės
Linas JuozėnasDalytis
Žinių Arka · Visata · 03 skyrius / 06 straipsnis
Elipsinės galaktikos
Tolygus žvaigždžių švytėjimas gali slėpti sudėtingą praeitį: ankstyvus žvaigždžių formavimosi žybsnius, vėlesnius susiliejimus, kintančias žvaigždžių orbitas ir dujas, nuolat cirkuliuojančias galaktikoje.
Kas slypi už tolygaus švytėjimo?
Šalia spiralinės galaktikos elipsinė gali atrodyti beveik paprasta: ryškus centras blanksta į apvalainą apvalkalą, o akį vedančių plačių vijų nėra. Vis dėlto jos žvaigždės juda sudėtingoje gravitacinėje sistemoje.
Mūsų ankstesnis straipsnis sekė diskų struktūras. Elipsinės galaktikos kviečia tyrinėti kitaip: pagal žvaigždžių judėjimą, cheminius požymius, neryškias išorines struktūras ir dujas atkurti, kaip jos augo.
Nėra vieno kelio, bendro visoms elipsinėms galaktikoms. Dabartinė jų išvaizda sujungia žvaigždžių istoriją ir vėlesnį galaktikos telkimąsi aplink jas.
Kas daro galaktiką elipsinę?
Vadinamoji elipsinė galaktika pasižymi iš esmės tolygia, centre sutelkta žvaigždine išvaizda, paprastai be ryškių spiralinių vijų ar akivaizdaus didelio disko. Šis apibūdinimas palieka daug erdvės šviesio, vidinio judėjimo ir paslėptų struktūrų įvairovei.[1]
Įprastos E0–E7 žymos apibūdina suplokštėjimą danguje. Jos lygina vaizdo trumpąją ašį b su ilgąja ašimi a, apytikriai taikant E = 10(1 − b/a). Trys pavyzdžiai rodo, ką šios žymos reiškia.
E0 · projekcijoje apvali
Vaizdo ilgosios ir trumposios ašių ilgiai vienodi. Tai neįrodo, kad galaktika yra rutulys.
E3 · vidutiniškai suplota
Projekcijoje trumposios ašies ilgis sudaro apie 70 % ilgosios ašies ilgio.
E7 · stipriai suplota
Projekcijoje trumposios ašies ilgis sudaro apie 30 % ilgosios ašies ilgio. Vien iš kontūro tikrosios erdvinės formos nustatyti negalima.
Kontūrai ir ašys iliustruoja regimąjį suplokštėjimą, kai vaizduojamas didžiosios ašies ilgis yra vienodas. Tai nėra trimačiai modeliai ar evoliucijos etapai.
Stebėjimo kampas svarbus: suplota sistema, matoma beveik statmenai jos plokštumai, gali atrodyti apvali. Norint atkurti tikrąją jos erdvinę formą, reikia prielaidų ir, kai įmanoma, informacijos apie žvaigždžių judėjimą.[2]
Jautresniuose vaizduose gali išryškėti apvalkalai, blankios uodegos, dulkės ar viduje esantys žvaigždiniai komponentai. „Elipsinė“ apibendrina vyraujančią išvaizdą; tai nereiškia, kad visos galaktikos dalys neturi jokių išskirtinių bruožų.[1]
Kaip žvaigždžių orbitos palaiko elipsinės galaktikos pusiausvyrą?
Galaktikos žvaigždės paprastai juda per sistemą fiziškai nesusidurdamos. Jų orbitas lemia bendras gravitacinis laukas. Elipsinėje galaktikoje šių orbitų kryptys ir formos gali būti labai įvairios.
Greičių dispersija apibūdina žvaigždžių greičių sklaidą. Kai ši sklaida didele dalimi palaiko sistemos dinaminę pusiausvyrą, astronomai tokią sistemą vadina greičių dispersijos palaikoma sistema arba slėgio palaikoma sistema. Šis terminas nusako orbitinį judėjimą, o ne tai, kad žvaigždės spaudžia viena kitą tarsi tankių dujų dalelės.[1]
Sparčiai besisukančios galaktikos
Šiose sistemose tvarkingas žvaigždžių sukimasis yra reikšmingas, palyginti su jų greičių dispersija. Kai kurios elipsinėmis atrodančios galaktikos priklauso šiai kategorijai.
Lėtai besisukančios galaktikos
Pagal klasifikavimo kriterijus, kuriais taip pat atsižvelgiama į regimąjį suplokštėjimą, šių galaktikų tvarkingas sukimasis yra silpnesnis. Lėtas sukimasis nereiškia, kad atskiros žvaigždės juda lėtai arba kad bendro sukimosi visai nėra.
Integralinio lauko spektroskopija registruoja spektrus daugelyje galaktikos vietų ir taip leidžia sudaryti greičio bei greičių dispersijos žemėlapį. Tokie žemėlapiai atskleidžia skirtumus, kuriuos tolygus optinis vaizdas gali slėpti.[3]
Kas nustatyta vykdant ATLAS3D apžvalgą?
Jos netolimų galaktikų imtyje buvo 260 ankstyvojo tipo galaktikų, o šiai kategorijai priskiriamos ir elipsinės, ir lęšinės galaktikos. Apie 86 % šios bendros imties sudarė sparčiai besisukančios galaktikos.
Tarp galaktikų, pagal morfologiją priskirtų elipsinėms, apie 66 % priklausė sparčiai besisukančių galaktikų grupei. Šie rezultatai būdingi konkrečiai imčiai, tačiau jie aiškiai parodo, kodėl „elipsinė“ ir „nesisukanti“ neturėtų būti laikoma sinonimais.[3]
Kas vyksta smarkiosios relaksacijos metu?
Kai susiliejimas sparčiai pakeičia bendrą gravitacinį lauką, jis gali perskirstyti žvaigždžių orbitines energijas. Šis procesas vadinamas smarkiąja relaksacija. Jis gali padėti susidaryti tolygesniam žvaigždžių pasiskirstymui be pasikartojančių fizinių žvaigždžių tarpusavio susidūrimų.
Šio proceso laiko mastelis susijęs su tuo, kiek laiko žvaigždėms reikia sistemai perskrieti, todėl jis priklauso nuo sistemos dydžio ir masės. Relaksacija taip pat gali būti nepilna: tuomet išlieka smulkesnės struktūros ir buvusios sąveikos pėdsakai.[4]
Kaip elipsinės galaktikos formuojasi ir auga?
Susiliejimai yra svarbus sferoidinių sistemų susidarymo būdas. Didelio masto susidūrimas gali pertvarkyti žvaigždžių orbitas, nukreipti dujas į vidų ir smarkiai pakeisti disko struktūrą. Jo baigtis priklauso nuo dujų atsargų, masių santykio, orbitų geometrijos ir vėlesnės akrecijos.
Daug dujų turinčių galaktikų susiliejimas gali paskatinti naujų žvaigždžių susidarymą ir kartu palikti dalį disko struktūros nepakitusią arba leisti diskui vėl išaugti. Mažai dujų turinčių galaktikų susiliejimas daugiausia sujungia ir perskirsto jau esamas žvaigždes. Taigi didelio masto susiliejimas nebūtinai palieka konkretaus tipo elipsinę liekaną.[6]
Kada susiformavo žvaigždės?
Daugelis jų galėjo gimti anksti – pagrindinėje galaktikoje pirmtakėje arba atskirose galaktikose, kurios vėliau prie jos prisijungė.
Kada galaktika susiformavo kaip visuma?
Vėlesni susiliejimai gali sujungti šias senas žvaigždžių populiacijas ir išplėsti išorinį galaktikos apvalkalą.
Kada žvaigždžių formavimasis sulėtėjo?
Dujų tiekimas ir jų vėsimas lemia kitą šios istorijos dalį, kuri nebūtinai sutampa su galutiniu galaktikos susiformavimu kaip visumos.
Modeliavimuose dažnai aprašomas šių procesų derinys: augimas in situ – žvaigždžių formavimasis pagrindinėje galaktikoje pirmtakėje – ir augimas ex situ — kitur susidarančios ir per akreciją į galaktiką patenkančios žvaigždės. Santykinis šių augimo būdų indėlis priklauso nuo masės ir raidos istorijos.[5]
Didžiausių centrinių galaktikų augimas
Ryškiausių galaktikų spiečiuose modeliai rodo, kaip žvaigždės, anksti susidariusios daugelyje galaktikų pirmtakių, per vėlesnius susiliejimus gali tapti vienos daug didesnės galaktikos dalimi. Smulkesnių galaktikų akrecija gali papildyti pakraščius medžiaga, o centrinė žvaigždžių populiacija lieka sena.
Taip atskiriamas žvaigždžių amžius ir laikas, praėjęs nuo galutinio galaktikos susitelkimo. Tai taip pat paaiškina, kodėl senai žvaigždžių populiacijai būdingas spektras nebūtinai reiškia, kad galaktika nepakito nuo tų žvaigždžių gimimo.[7]
Kodėl daugelis elipsinių galaktikų atrodo senos ir raudonos?
Kai galaktikoje susidaro mažai naujų žvaigždžių, jos trumpaamžės, karštos, mėlynos žvaigždės išnyksta, o jas pakeičiančių naujų žvaigždžių būna nedaug. Tuomet vėsesnės ir ilgaamžiškesnės žvaigždės labiau prisideda prie bendros galaktikos šviesos.
Daugelyje netolimų masyvių elipsinių galaktikų vyrauja senos žvaigždžių populiacijos. Jų spektrai taip pat rodo, kad žvaigždės yra praturtintos cheminiais elementais, tačiau amžius ir metalingumas skiriasi priklausomai nuo galaktikos masės, vietos joje ir individualios raidos istorijos.[8]
Metalingumas yra elementų, sunkesnių už helį, gausa. Žvaigždės sudėtis daugiausia atspindi dujų, iš kurių ji susidarė, sudėtį. Žvaigždžių populiacija netampa turtinga metalų vien dėl to, kad sensta.
Ankstesnės žvaigždžių kartos praturtina aplinkines dujas netekdamos masės ir sprogdamos. Iš šios praturtintos medžiagos vėliau gali susidaryti naujos žvaigždės. Spektrai leidžia astronomams tirti šią seką, nors skirtingo amžiaus ir cheminės sudėties populiacijų bei dulkių mišiniai apsunkina interpretaciją.[10]
Vien spalva negali atskleisti visos istorijos. Astronomai lygina sugerties linijas, plataus bangų ilgių intervalo stebėjimus ir žvaigždžių populiacijų modelius, kad įvertintų amžių bei chemines savybes, taip pat nustatytų, ar senesnėje populiacijoje nesislepia nedidelė jaunesnių žvaigždžių dalis.[10]
Kas nutinka dujoms, kai žvaigždėdara susilpnėja?
Žvaigždėdaros slopinimas reiškia ilgalaikį žvaigždėdaros sumažėjimą. Esminė sąlyga – mažiau dujų pasiekia šaltą, tankią būseną, kurioje formuojasi žvaigždės. Dujos gali būti įkaitinamos, išstumiamos, sunaudojamos arba joms gali būti trukdoma veiksmingai vėsti.
Daugelį masyvių elipsinių galaktikų gaubia plačiai nusidriekusios rentgeno spindulius skleidžiančios karštos atmosferos. Kai kuriose taip pat yra vėsesnių dujų, dulkių arba atsinaujinusios žvaigždėdaros. Senstančios žvaigždės nuolat grąžina medžiagą į aplinką, todėl dujų apykaita nenutrūksta net tada, kai naujos žvaigždės gimsta retai.[11]
Dujos gali keisti fazę
Karštos dujos išspinduliuoja energiją. Tinkamomis sąlygomis dalis atmosferos gali atvėsti, sutankėti ir tiekti medžiagą centrinės srities aktyvumui palaikyti. Ar taip nutiks, priklauso nuo jos termodinaminės būsenos ir aplinkos.[11]
Čiurkšlės gali stabdyti vėsimą
Akretuojančios centrinės juodosios skylės radijo čiurkšlės gali išpūsti ertmes ir perduoti atmosferai mechaninę energiją. Tai padeda paaiškinti, kodėl kai kuriuose karštuose haluose dujos vėsta ir iš jų susidaro žvaigždės gerokai lėčiau, nei numatytų modelis be šildymo.[22]
Ši pusiausvyra laikui bėgant gali kisti. Vėsimas, akrecija ir grįžtamasis ryšys sąveikauja, o naujos medžiagos gali patekti per vėlesnius susidūrimus su kitomis galaktikomis. Todėl aktyvus branduolys yra besitęsiančio dujų ciklo dalis, o ne įrodymas, kad kiekviena elipsinė galaktika buvo visam laikui ištuštinta per vieną galutinį įvykį.[11], [22]
Formą ir žvaigždėdarą būtina vertinti atskirai. Galaktika gali tapti pasyvi žvaigždėdaros požiūriu ir vis tiek išlaikyti gana spartų sukimąsi, o sferoidinėje sistemoje dar gali būti nedidelių šaltų dujų atsargų.
Ką gali atskleisti šviesio profiliai ir blyškios struktūros?
Galaktikos paviršinio šviesio profilis nusako, kaip dangaus plokštumoje kinta jos šviesis tolstant nuo centro. Efektinis spindulys, Re, riboja sritį, kuriai pasirinktame profilyje tenka pusė viso projektuojamo galaktikos šviesio.
Lanksčiai pritaikomas Sérsico profilis dažnai aprašo bendrą šviesio pasiskirstymą. Jo indeksas n lemia profilio formą. Gerai žinoma de Vaucouleurs’o forma atitinka n = 4, tačiau ne visoms elipsinėms galaktikoms būdinga ši vertė.[12]
Sérsico profilis su įprasta normalizacija
I(R) = Ie exp{−bn[(R/Re)1/n − 1]}
I(R) yra paviršinis šviesis ties projekciniu spinduliu R, o Ie yra jo vertė ties Re. Konstanta bn parenkama taip, kad Re ribojama sritis apimtų pusę viso profilio šviesio.
Tai šviesos pasiskirstymo aprašas. Geras atitikimas vienareikšmiškai neatskleidžia įvykių, kurie jį sukūrė.[12]
Izofotos yra vienodo paviršinio šviesio kontūrai. Nedideli nukrypimai nuo tobulų elipsių gali suteikti joms šiek tiek kampuotą arba smailesnę, „diskinę“ išvaizdą. Šios detalės suteikia papildomų užuominų apie struktūrą, tačiau nėra tikslūs sukimosi ar vienos konkrečios susiliejimų istorijos rodikliai.[1], [3]
Kiautai ir potvyninių sąveikų palikta medžiaga
Prijungtos žvaigždės gali išlikti susitelkusios neryškiose struktūrose dar ilgai po to, kai ryškus centras jau atrodo tolygus. Gilūs vaizdai padeda aptikti šiuos ankstesnių sąveikų pėdsakus.[1], [5]
Išretėjęs žvaigždinis branduolys
Kai kurių masyvių elipsinių galaktikų centre šviesos mažiau, nei būtų tikimasi pratęsus išorinį profilį į vidų. Tai santykinis trūkumas, o ne tuščia skylė.
Į centrą grimztančios supermasyvios juodosios skylės gali perduoti orbitinę energiją centrinėms žvaigždėms. Susidarius juodųjų skylių porai, gravitacinės svaidyklės sąveikos gali perskirstyti daugiau žvaigždžių. Šio proceso modeliai padeda paaiškinti išretėjusius branduolius; įprasti fiziniai žvaigždžių tarpusavio susidūrimai nėra bendras paaiškinimas.[13]
Ką reiškia mastelio sąryšiai?
Vadinamasis Faber–Jackson sąryšis sieja šviesį su žvaigždžių greičių dispersija. Vadinamoji fundamentinė plokštuma sieja efektinį spindulį, vidutinį paviršinį šviesį to spindulio ribose ir greičių dispersiją.
Šie empiriniai dėsningumai apriboja galaktikos masės pasiskirstymą, žvaigždžių populiacijas ir dinaminę struktūrą. Jų sklaida ir kintantys nuolydžiai taip pat teikia informacijos. Jie neįrodo, kad kiekviena elipsinė galaktika susidarė per vienodą susiliejimų istoriją.[14]
Kaip elipsinės galaktikos susijusios su spiečiais, nykštukėmis ir S0 galaktikomis?
Masyvios elipsinės galaktikos išsiskiria tankioje aplinkoje, įskaitant grupių ir spiečių centrus. Kai kurios šviesiausios spiečių galaktikos turi išplitusius žvaigždinius apvalkalus, kurie palaipsniui susilieja su išsklaidyta spiečiaus žvaigždžių šviesa.
Gausus spiečius nepadaro kiekvienos sąveikos palankios susiliejimui. Dėl didelių santykinių greičių galaktikos dažnai tik praskrenda viena pro kitą. Ankstesnis telkimasis lėčiau judančiose grupėse ir vėlesnis medžiagos prisijungimas prie centrinių galaktikų padeda susieti aplinką su stebimomis populiacijomis.[7], [15]
| Kategorija | Ką apibūdina pavadinimas | Ko nereikėtų manyti |
|---|---|---|
| Elipsinė | Apskritai tolygios struktūros, centre sutankėjusi žvaigždžių sistema be ryškios spiralinės struktūros. | Kad ji nesisuka, neturi dujų ar vidinių struktūrų ir kad visa jos istorija apsiriboja vienu dideliu susiliejimu. |
| Lęšinė, arba S0 | Galaktika, turinti žvaigždžių diską, bet neturinti ryškių spiralinių vijų. | Kad ji turėjo susiformuoti tik vienu būdu arba kad joje visiškai nevyksta žvaigždėdara.[17] |
| Nykštukinė elipsinė arba nykštukinė sferoidinė | Pavadinimai, vartojami mažo šviesio, paprastai mažai dujų turinčių žvaigždžių sistemų populiacijoms apibūdinti; jų vartosena stebėjimų praktikoje skiriasi. | Kad šiuos pavadinimus visais atvejais galima vartoti kaip sinonimus arba kad jie apibūdina sumažintas milžiniškų susiliejimo liekanų kopijas.[16] |
Ankstyvojo tipo nykštukinės galaktikos gali išlaikyti sukimąsi, vidinius diskus ar įvairias žvaigždžių populiacijas. Dujų pašalinimas ir potvyniniai poveikiai gali prisidėti prie jų evoliucijos; skirtingose sistemose svarbūs skirtingi procesai.[16]
S0 galaktikų stebėjimai taip pat liudija apie kelis jų evoliucijos kelius, įskaitant dujų tiekimo pokyčius ir susiliejimus. Platesnis terminas ankstyvojo tipo galaktika apima E ir S0 morfologinius tipus; „ankstyvasis“ yra istorinis klasifikacijos žymuo, o ne tiesioginis amžiaus matas.[17], [1]
Ką dabar atskleidžia stebėjimai?
M87
M87 būdinga tolygios struktūros, plačiai nusidriekusi žvaigždžių sistema, gausi kamuolinių spiečių populiacija ir aktyvi centrinė juodoji skylė. Jos čiurkšlė atskleidžia energingus procesus galaktikoje, kurios pagrindinė žvaigždžių populiacija atrodo palyginti rami.
Šis pavyzdys leidžia viename kontekste nagrinėti žvaigždinę struktūrą ir branduolio aktyvumą.[18]
NGC 3610
Šioje elipsinėje galaktikoje yra aiškiai matomas žvaigždžių diskas. Išlikusi vidinė struktūra buvo interpretuota kaip palyginti neseno galaktikos susidarymo požymis.
Tai naudingas priminimas, kad elipsinei klasei priskirtoje galaktikoje gali būti ir atpažįstamos disko medžiagos.[19]
Ar pirmosios pasyviosios galaktikos jau buvo panašios į dabartines milžiniškas elipsines galaktikas?
Didelio raudonojo poslinkio galaktika gali būti kompaktiška ir formuoti mažai naujų žvaigždžių, tačiau vis dar išlaikyti tvarkingą žvaigždžių sukimąsi. Vaizdai, žvaigždėdaros matavimai ir kinematika atsako į skirtingus klausimus apie jos būseną.
Pasyviosios galaktikos, pasižyminčios ryškiu sukimusi
Iš 15 pasyviųjų galaktikų, tirtų maždaug 1,2–2,3 raudonojo poslinkio intervale, dešimties orientacija leido nustatyti analizei naudingas sukimosi parametrų ribas. Visos dešimt buvo priskirtos sparčiai besisukančioms galaktikoms. Šis rezultatas rodo, kad žvaigždėdaros slopinimas nebūtinai panaikina tvarkingą žvaigždžių judėjimą.[20]
Lėtai besisukanti galaktika, kai Visatai dar nebuvo dviejų milijardų metų
JWST atlikti galaktikos XMM-VID1-2075, kurios raudonasis poslinkis yra 3,449, stebėjimai parodė silpną žvaigždinės sistemos sukimąsi, atitinkantį kinematiką, kurioje vyrauja greičių dispersija. Taigi lėtai besisukančios masyvios sistemos taip pat formavosi, kai Visatai buvo mažiau nei du milijardai metų.[21]
Nė vienas iš šių stebėjimų nereiškia, kad visos ankstyvosios galaktikos buvo vienodos. Kartu jie rodo, kodėl tyrėjams, atsekantiems artimų elipsinių galaktikų pirmtakes, reikia matuoti ne tik šviesą, bet ir judėjimą.
Didesnio jautrumo vaizdai atskleidžia blankius pakraščius; erdviškai išskirti spektrai atskleidžia orbitinę ir cheminę struktūrą; rentgeno ir radijo stebėjimai leidžia sekti dujas ir grįžtamąjį ryšį. Derinant šiuos stebėjimus, tolygios išvaizdos galaktika tampa išsamiu formavimosi ir augimo istorijos įrašu.[1], [11]
Senų žvaigždžių šviesa. Vis dar atskleidžiama istorija.
Elipsinė galaktika gali išsaugoti ankstyvąsias žvaigždžių populiacijas ir kartu toliau pasipildyti žvaigždėmis, keistis dujomis bei reaguoti į aplinką. Jos forma, judėjimas ir cheminė sudėtis perteikia skirtingas šios istorijos dalis.
Toliau nagrinėsime netaisyklingąsias galaktikas, kuriose netolygi struktūra ir vietinė žvaigždėdara leidžia kitaip pažvelgti į galaktikų evoliuciją.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir observatorijų aprašai, kuriais grindžiami apibrėžimai, formavimosi keliai ir pavyzdžiai. Formų iliustracijose pavaizduoti projekcijoje matomi ašių santykiai, o ne tikrosios trimatės formos.
- Cappellari (2016) — Ankstyvojo tipo galaktikų struktūra ir kinematika pagal integralinio lauko spektroskopijos duomenisOrbitų įvairovė ir ryšys tarp regimosios morfologijos bei vidinio judėjimo.
- Weijmans ir kt. (2014) — Projektas ATLAS3D – XXIV. Ankstyvojo tipo galaktikų tikrųjų formų pasiskirstymasProjekcijoje matomas suplokštėjimas, tikroji forma ir vien vaizdo interpretavimo ribos.
- Emsellem ir kt. (2011) — Projektas ATLAS3D – III. Ankstyvojo tipo galaktikų žvaigždžių judesio kiekio momento apskaita efektinio spindulio ribose: atskleidžiamas sparčiai ir lėtai besisukančių galaktikų pasiskirstymasSpartus ir lėtas sukimasis imtyje, apimančioje ir elipsines, ir lęšines galaktikas.
- Lynden-Bell (1967) — Staigiosios relaksacijos žvaigždžių sistemose statistinė mechanikaŽvaigždžių orbitinės energijos persiskirstymas dėl sparčiai kintančio bendro gravitacinio lauko.
- Oser ir kt. (2010) — Dvi galaktikų formavimosi fazėsModeliavimo sistema, kurioje atskiriamos pagrindinėje pirmtakėje susiformavusios ir vėliau prisijungtos žvaigždės.
- Hopkins ir kt. (2009) — Kaip diskai išlieka per galaktikų susiliejimus?Kodėl dujų kiekis ir galaktikų susidūrimo ypatybės veikia diskų išlikimą ir ataugimą.
- De Lucia ir Blaizot (2007) — Hierarchinis ryškiausių spiečių galaktikų formavimasisModeliuose išskiriamas ankstyvas žvaigždžių susidarymas ir vėlesnis masyvių centrinių galaktikų surinkimas.
- Thomas ir kt. (2005) — Ankstyvojo tipo galaktikų formavimosi epochos priklausomybė nuo aplinkosStebimos žvaigždžių amžiaus, metalingumo ir cheminių elementų gausos santykių tendencijos.
- Yan, Jerabkova ir Kroupa (2019) — Elipsinių galaktikų žvaigždėdaros trukmė – vienalaikis modelio derinimas prie [Mg/Fe] ir bendrojo metalingumoKodėl cheminių elementų santykiai apriboja galimas žvaigždėdaros istorijas, tačiau nesuteikia vienareikšmio laiko mato.
- Conroy (2013) — Galaktikų panchromatinių spektrinių energijos skirstinių modeliavimasŽvaigždžių amžiaus, cheminės sudėties ir žvaigždėdaros istorijos nustatymas iš šviesos.
- Werner ir kt. (2019) — Karštosios atmosferos, šaltos dujos, aktyviųjų galaktikų branduolių grįžtamasis ryšys ir ankstyvojo tipo galaktikų evoliucija: teminė apžvalgaKarštosios atmosferos, vėsesnės dujos, žvaigždžių masės netekimas ir vėsimo reguliavimas.
- Graham ir Driver (2005) — Glaustas (projektuotųjų) Sérsico R^(1/n) dydžių žinynas, apimantis koncentraciją, profilio nuolydžius, Petrosiano indeksus ir Krono ryškiusSérsico profilis, efektinis spindulys ir galaktikų šviesai aprašyti vartojamos apibrėžtys.
- Frigo ir kt. (2021) — Dvi šerdies formavimosi fazės – orbitų evoliucija elipsinių galaktikų, turinčių supermasyviųjų juodųjų skylių dvinares sistemas, centruoseKaip į centrą grimztančios juodosios skylės ir sąveikos dvinarėse sistemose perskirsto centrinių sričių žvaigždes.
- Cappellari ir kt. (2013) — Projektas ATLAS3D – XV. Ankstyvojo tipo galaktikų mastelio sąryšių etalonas, pagrįstas 260 dinaminių modelių: masės ir šviesio santykis, tamsioji medžiaga, fundamentalioji plokštuma ir masės plokštumaMastelio sąryšiai, padedantys nustatyti masės, struktūros ir žvaigždžių populiacijų parametrų ribas.
- Makino ir Hut (1997) — Vienodos masės sferinių galaktikų susiliejimų dažnisGalaktikų susitikimo greičio svarba gravitaciniam pagavimui ir susiliejimui.
- Lisker (2009) — Ankstyvojo tipo nykštukinės galaktikos spiečiuose: marga skirtingos kilmės grupė?Ankstyvojo tipo nykštukinių galaktikų įvairovė ir galimi jų formavimosi keliai.
- Deeley ir kt. (2020) — SAMI galaktikų apžvalga: S0 galaktikų savybių įvairovė, rodanti kelis formavimosi keliusLęšinės galaktikos išlaiko diskus ir nebūtinai turi vienodą formavimosi istoriją.
- NASA / „Hubble“ — Messier 87Milžiniška elipsinė galaktika Mergelės spiečiuje, turinti aktyvų branduolį ir gausią kamuolinių spiečių populiaciją.
- NASA / „Hubble“ — Jauna elipsinė galaktikaIšsiskiriantis žvaigždžių diskas elipsinėje galaktikoje NGC 3610.
- Slob ir kt. (2025) — Greitai besisukančios galaktikos kosminio vidurdienio epochoje: 15 ramiųjų galaktikų žvaigždžių kinematika pagal JWST-SUSPENSE duomenisSukimasis dešimtyje galaktikų, kurių orientacija leido gauti naudingus kinematinius apribojimus.
- Forrest ir kt. (2026) — Masyvi ir evoliucionavusi lėtai besisukanti galaktika ankstyvojoje VisatojeGalaktikos XMM-VID1-2075, kurios raudonasis poslinkis yra 3,449, žvaigždžių kinematika pagal JWST duomenis; pataisyta straipsnio versija priimta publikuoti žurnale „Nature Astronomy“.
- McNamara ir Nulsen (2012) — Aktyviųjų galaktikų branduolių mechaninis grįžtamasis ryšys galaktikose, jų grupėse ir spiečiuoseČiurkšlės, ertmės ir mechaninės energijos perdavimas karštosioms atmosferoms.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Tamsiosios medžiagos halai: galaktikų pamatai
- Hablo galaktikų klasifikacija: spiralinės, elipsinės ir netaisyklingosios
- Susidūrimai ir susiliejimai: galaktikų augimo varikliai
- Galaktikų spiečiai ir superspiečiai
- Spiralinės vijos ir skersinės galaktikos
- Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės — esate čia
- Netaisyklingosios galaktikos: chaosas ir žvaigždėdaros protrūkiai
- Evoliucijos keliai: sekuliarioji ir susiliejimų lemiama evoliucija
- Aktyvieji galaktikų branduoliai ir kvazarai
- Galaktikų ateitis: Milkomeda ir tolesnė raida