Evoliucijos keliai: sekuliarus ir susijungimų nulemtas
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 03 skyrius / 08 straipsnis
Galaktikų evoliucija
Skersės pertvarko diskus. Suartėjimai perskirsto žvaigždes ir dujas. Galaktikos istoriją lemia tai, kaip šie procesai susipina ir kiek po jų lieka žvaigždėdarai reikalingos medžiagos.
Galaktika gali daug kartų keisti savo ritmą
Įsivaizduokite, kad kelis milijardus metų stebite spiralinę galaktiką. Jos skersė nukreipia dalį dujų į vidų, žvaigždės keičia orbitas, o maža palydovinė galaktika jos hale palieka žvaigždžių srautą. Vėliau į diską nusėda naujos dujos.
Kuris įvykis apibrėžia galaktikos evoliuciją? Kiekvienas keičia vis ką kita. Skersė perskirsto jau esančią medžiagą; palydovinė galaktika prideda savosios; naujos dujos leidžia formuotis naujoms žvaigždėms.
Susipažinę su netaisyklingosiomis galaktikomis, dabar galime susieti procesus, lemiančius daugelį galaktikų formų. Verta klausti, kas keičiasi, kaip greitai tai keičiasi ir kokių įrodymų lieka.
Ką reiškia sekuliarioji ir susijungimų nulemta evoliucija?
Sekuliarioji evoliucija – tai pokyčių kaupimasis, vykstantis lėtai, palyginti su vietine galaktikos dinamine laiko skale – laiku, per kurį jos žvaigždės ir dujos reaguoja į gravitaciją. Diske tai dažnai reiškia per daugelį apsisukimų besikaupiančius pokyčius.
Šiame straipsnyje daugiausia dėmesio skiriama vidinei sekuliariajai evoliucijai: skersėms, spiralinei struktūrai ir kitiems procesams, kurie palaipsniui perskirsto pačios galaktikos medžiagą. Tokia evoliucija paprastai tęsiasi milijardus metų, nors nestabilumas, dėl kurio iš pradžių susidaro skersė, gali išsivystyti gerokai greičiau.[1], [2]
Skersė gali nuolat keisti savo aplinką
Žvaigždės ir dujos skirtingai reaguoja į tą pačią gravitacinio lauko struktūrą, todėl laikui bėgant disko sandara kinta.
Palydovinė galaktika gali pakeisti visą sistemą
Potvyninės jėgos trikdo galaktikas; susijungimas taip pat gali papildyti galutinį darinį žvaigždėmis, dujomis ir tamsiąja medžiaga.
Tai iliustraciniai sistemų pavyzdžiai, o ne nuoseklūs raidos etapai. Nė vienoje iliustracijos dalyje nenurodoma nei būsima galaktikos forma, nei žvaigždžių formavimosi sparta.
Susijungimų lemiama evoliucija apima pokyčius, susijusius su galaktikų susijungimu. Galaktikoms praskriejant arti viena kitos ir galutinai susiliejant, gravitacinis laukas gali kisti sparčiai, nors visa sąveika trunka daug ilgiau. Artima sąveika taip pat gali pakeisti niekada nesusijungiančių galaktikų formą.[8]
Šis skirstymas naudingas, tačiau neaprėpia visko. Svarbi ir tolydi dujų akrecija bei aplinkos lemiamas dujų pašalinimas. Sąveika su išoriniu objektu netgi gali paskatinti skersės susidarymą, o ši vėliau lemia ilgalaikę vidinę evoliuciją.
Kaip persitvarko diskas?
Galaktikos skersė yra pailga žvaigždžių struktūra, kurią palaiko orbitomis judančios žvaigždės. Jos gravitacija sukelia sukimo momentus (sukančias jėgas), dėl kurių judesio kiekio momentas, su orbitiniu judėjimu susijęs dydis, perduodamas tarp skersės, išorinės disko dalies ir tamsiosios medžiagos halo.[3]
Esama medžiaga juda
Žvaigždės gali įgyti arba prarasti judesio kiekio momentą, todėl gali keistis jų orbitų pasiskirstymas. Senų žvaigždžių persiskirstymas keičia struktūrą ir be naujų žvaigždžių susidarymo.
Centre gali formuotis naujos žvaigždės
Dujose gali susidaryti smūginės bangos; dujos gali spinduliuodamos prarasti energiją ir, mažėjant jų judesio kiekio momentui, judėti į vidų. Dalis jų susikaupia branduolio žieduose ar diskuose, kur gali formuotis žvaigždės.
Dujoms, pasiekusioms vidinę kelių tūkstančių šviesmečių sritį, dar reikia nukeliauti ilgą kelią, kol jos įsilies į juodosios skylės akrecinį srautą. Skersė gali padėti aprūpinti centrinę sritį dujomis, tačiau tai negarantuoja aktyvaus branduolio.[1], [2]
Žvaigždės gali migruoti smarkiai nekaitindamos disko
Netoli korotacijos spindulio, ties kuriuo žvaigždės vidutinis orbitinis kampinis greitis sutampa su spiralinės struktūros kampiniu greičiu, sąveika gali pakeisti žvaigždės vedančiosios orbitos spindulį, tik nežymiai sustiprindama atsitiktinį judėjimą. Tuomet žvaigždės atsiduria kitokiu atstumu nuo centro, nei buvo joms susiformavus, ir susimaišo skirtingo amžiaus bei cheminės sudėties populiacijos.[4]
Dinaminis kaitinimas reiškia atsitiktinio orbitinio judėjimo intensyvėjimą. Tai kitoks poveikis nei ši migracijos forma; žvaigždžių judėjimas iš vienos disko srities į kitą savaime nereiškia, kad diskas tampa daug storesnis.[2], [4]
Pačios spiralinės struktūros gali vėl atsirasti ir išnykti, būti susijusios su skersėmis arba reaguoti į galaktikas palydoves. Disko evoliucijai nebūtina, kad kiekviena vija milijardus metų išliktų ta pačia nekintama tankio banga.[5]
Ką centrinis telkinys atskleidžia apie praeitį?
Ryški centrinė žvaigždžių sankaupa nėra vieno konkretaus tipo objektas. Jos komponentų atskyrimas padeda paaiškinti, kaip ji susidarė.
Diskinis pseudotelkinys
Suplotas centrinis komponentas, kurio ypatybės ir judėjimas primena diską. Į vidų atitekėjusios dujos gali suformuoti branduolio diską ir papildyti jį naujomis žvaigždėmis.
Dėžės arba žemės riešuto formos struktūra
Vertikalia kryptimi stora vidinė skersės dalis, geriausiai atpažįstama žiūrint tinkamu pasvirimo kampu. Jos forma gali susidaryti persiskirstant esamoms disko žvaigždėms.
Klasikinis centrinis telkinys
Labiau sferoidinis komponentas, kuriame žvaigždėms būdingi intensyvūs atsitiktiniai judesiai. Jis taip pat gali suktis ir egzistuoti kartu su skerse ar centriniu disku.
Dėžės ar žemės riešuto formos struktūros nebūtinai yra jaunos, o diskiniame pseudotelkinyje nebūtinai vis dar aktyviai formuojasi žvaigždės. Ir atvirkščiai: klasikinį primenantis centrinis telkinys nenurodo vieno konkretaus susijungimo įvykio.[3], [6]
Stebint aptinkama sudėtinių centrinių telkinių: toje pačioje galaktikoje yra daugiau nei vienas centrinis komponentas. Jų šviesa persidengia, todėl paprastas pavadinimas gali klaidinti.[7]
Ar vienas šviesio profilio matavimas gali pateikti galutinį atsakymą?
Ne. Sérsico profilis aprašo, kaip šviesis kinta priklausomai nuo atstumo iki centro, tačiau prie duomenų priderinto profilio indeksas neatskleidžia visos susidarymo istorijos. Spalva, profilio forma ir regimasis suplotumas naudingiausi tada, kai vertinami kartu su žvaigždžių judėjimu ir informacija apie jų populiacijas.
Skirtingi komponentai taip pat gali persidengti projekcijoje, o dulkės gali pakeisti jų regimąjį išraiškingumą. Įtikinamai interpretacijai reikia kelių tarpusavyje derančių požymių.[6], [7]
Kodėl susijungimų liekanos skiriasi?
Per didįjį susijungimą susijungia panašios masės galaktikos, o per mažąjį susijungimą dalyvauja gerokai mažesnė palydovinė galaktika. Skaitinė riba tarp šių kategorijų skirtinguose tyrimuose skiriasi, o galaktikų žvaigždinių masių santykis nebūtinai sutampa su jų bendrųjų masių santykiu.
Galaktikoms sąveikaujant, potvyninės jėgos gali ištempti medžiagą į uodegas ir tiltus. Artėjant galutiniam susiliejimui, kintantis bendras gravitacinis laukas perskirsto žvaigždžių orbitų energijas. Šis procesas vadinamas staigiąja relaksacija. Tam nereikia, kad žvaigždės fiziškai susidurtų.
Dujos elgiasi kitaip. Smūginės bangos ir gravitaciniai sukimo momentai gali sutelkti dalį dujų, kartais sukeldami intensyvios žvaigždėdaros epizodą. Kiek dujų pasiekia centrą, priklauso nuo sąveikos ir joje dalyvaujančių galaktikų.[8]
Augimas prijungiant esamas žvaigždes
Per mažai dujų turinčių galaktikų, arba „sausąjį“, susijungimą daugiausia prijungiamos ir perskirstomos žvaigždžių populiacijos. Taip gali padidėti sferoidas ar jo pakraščiai be didelio naujo žvaigždėdaros protrūkio.
Diskas gali išlikti arba vėl susidaryti
Per kai kuriuos daug dujų turinčių galaktikų susijungimus išsaugoma diskinė dedamoji arba dujos gali nusistovėti ir suformuoti naują diską. Susijungimo liekana nebūtinai tampa visam laikui mažai dujų turinčia elipsine galaktika.
Simuliacijos atskleidžia įvairias baigtis, priklausančias nuo dujų kiekio, orbitų geometrijos, galaktikų masės ir halų savybių. Vien masių santykis galutinės morfologijos nenulemia.[8], [9]
Mažesnės palydovinės galaktikos gali palikti žvaigždžių srautuose ir haluose, sutrikdyti diską arba atnešti naujų dujų. Poveikis priklauso ne tik nuo palydovinės galaktikos masės, bet ir nuo jos orbitos bei struktūros; jis nebūtinai sunaikina pagrindinės galaktikos diską.[9]
Apie atskirų sąveikų mechaniką skaitykite straipsnyje „Susidūrimai ir susijungimai: galaktikų augimo varikliai“.
Nuo ko priklauso, ar žvaigždėdara tęsis?
Galaktikoje gali ir toliau formuotis žvaigždės, jei dujos pakankamai atšąla ir sutankėja. Jos ateitis priklauso nuo turimų dujų atsargų, jų papildymo, vėsimo ir žvaigždžių bei aktyvių juodųjų skylių tiekiamos energijos.
Susijungimas savaime neišeikvoja visų dujų. Neseniai susijungusių galaktikų stebėjimais aptikta didelių atominių dujų atsargų, o molekulinių dujų apžvalgos daugelyje susijungimų liekanų atskleidžia besisukančius diskus ir žiedus.[10], [15]
Kada gimė žvaigždės?
Žvaigždžių amžius liudija ankstesnius žvaigždėdaros epizodus, galbūt vykusius keliose skirtingose pirmtakėse galaktikose.
Kada galaktika susidarė iš atskirų dalių?
Vėlesnis susijungimas gali sutelkti šias jau egzistuojančias žvaigždes į vieną didesnę sistemą.
Kada žvaigždėdara nusilpo?
Žvaigždėdaros slopinimas reiškia ilgalaikį naujų žvaigždžių formavimosi silpnėjimą. Jis nebūtinai sutampa nei su žvaigždžių gimimu, nei su jų susitelkimu į vieną sistemą.
Žvaigždėdarą gali slopinti ne vienas procesas
Galaktikų susijungimų imtyse iš tiesų dažniau aptinkama žvaigždėdaros protrūkį išgyvenusių galaktikų požymių: spektrų, rodančių, kad neseniai vyko intensyvi žvaigždėdara, po kurios ji smarkiai sulėtėjo. 2024 m. tyrimas didžiausią šių požymių perteklių susiejo su pirmaisiais keliais šimtais milijonų metų po apskaičiuoto galutinio susiliejimo momento. Tai patvirtina sąsają kai kuriose sistemose, bet ne privalomą etapą po kiekvieno susijungimo.[11]
Kitais atvejais galaktika, judėdama per ją supančias karštas dujas, gali netekti savųjų dujų arba gali sumažėti ją pasiekiančios naujos medžiagos kiekis. Šie aplinkos poveikiai gali susilpninti žvaigždėdarą ir be galaktikų susijungimo. Dujų pašalinimas taip pat tiesiogiai nepertvarko esamų žvaigždžių į elipsinę sistemą.[14]
Masyviose galaktikose su karštomis atmosferomis aktyvaus branduolio čiurkšlės gali kompensuoti vėsimą ir riboti dujų, kurios atšąla iki žvaigždėdarai tinkamos būsenos, kiekį. Toks reguliavimas gali tęstis pasikartojančiais epizodais, o ne įvykti per vieną galutinį pliūpsnį.[22]
Ar susijungimas būtinai turi įžiebti kvazarą?
Ne. 2025 m. analizė parodė, kad netrukus po apskaičiuoto galutinio galaktikų susiliejimo momento aktyvūs galaktikų branduoliai (AGN) pasitaiko dažniau, o išmatuotas padažnėjimas priklauso nuo stebėjimo diagnostikos metodo ir branduolio šviesio. Kitame darbe, kuriame tirta atrinkta rentgeno spinduliuotę skleidžiančių AGN imtis, nenustatyta reikšmingo stipriai sujauktos struktūros galaktikų, kuriose veikia šie branduoliai, pertekliaus.
Šiuose tyrimuose nagrinėjami susiję klausimai, naudojant skirtingas imtis ir aptikimo metodus. Kartu jie pagrindžia mintį, kad susijungimai yra vienas iš būdų paskatinti juodųjų skylių augimą, tačiau neatmeta reikšmingo aktyvumo galaktikose, kuriose nėra akivaizdžių neseniai įvykusių didžiųjų susijungimų požymių.[12], [13]
Kaip atrodo mišri evoliucijos istorija?
Potvyninių jėgų inicijuota skersė
Galaktika palydovė sutrikdo diską ir padeda susidaryti skersei. Vėliau skersė toliau dalyvauja judesio kiekio momento mainuose ir perskirsto medžiagą.
Naujausiuose TNG50 modeliavimuose aptinkama skersių, susidariusių tiek dėl vidinių procesų, tiek dėl potvyninių jėgų; vėlesnės jų savybės gali būti panašios.[17]
Susijungimas ir po jo augantis diskas
Dujos, išlikusios po suartėjimo, sugrįžusios iš potvyninių jėgų išplėštos medžiagos arba patekusios vėliau, gali imti tvarkingai suktis ir palaikyti tolesnę žvaigždėdarą.
Naujas diskas gali egzistuoti kartu su senesniu sferoidu ir išsaugoti abiejų etapų pėdsakus.[8], [15]
Diskas, turintis mažiau kuro
Dujų netekimas dėl aplinkos poveikio arba sumažėjęs jų papildymas gali slopinti žvaigždėdarą, nors atpažįstamas žvaigždžių diskas išlieka.
Vėlesnė išvaizda taip pat priklauso nuo blėstančių žvaigždžių populiacijų ir galimų lydinčių gravitacinių trikdžių.[14]
NGC 7252: tvarkingai judančios dujos susijungimo liekanoje
NGC 7252 turi plačiai nusidriekusių praeities susijungimo pėdsakų, tačiau jos centre yra besisukanti dujų „minispiralė“, kurioje formuojasi žvaigždės. ESO stebėjimai leido tiesiogiai sudaryti dujų judėjimo žemėlapį. Taigi susijungimo liekanoje gali būti ir sujauktų išorinių struktūrų, ir tvarkingai judančių centrinių dujų; šis mažas diskas neįrodo, kad ilgainiui vėl susiformuos didelė spiralinė galaktika.[16]
Paukščių Takas: diskas su akrecijos pėdsakais
Mūsų Galaktikos diskas ir skersė egzistuoja kartu su žvaigždinėmis nuolaužomis, likusiomis po ankstesnių susijungimų. „Gaia“ žvaigždžių judėjimo matavimai, sujungti su informacija apie cheminę sudėtį, leido nustatyti ankstyvojoje Galaktikos istorijoje įvykusią „Gaia–Enceladus“ akreciją. Šiandien diską turinti galaktika kitose savo sudedamosiose dalyse gali išsaugoti reikšmingo augimo iš išorės pėdsakų.[18]
Kaip astronomai atkuria istoriją?
Nėra vieno vaizdo, kuris atskleistų visus praeities įvykius. Astronomai derina duomenis apie šviesą, judėjimą, žvaigždžių populiacijas, dujas ir aplinką, kad patikrintų, kokios istorijos dera su stebima sistema.
| Stebėjimas | Ką gali atskleisti | Ko dar reikia |
|---|---|---|
| Uodegos, apvalkalai arba žvaigždžių srautai | Ankstesnius gravitacinius suartėjimus arba galaktikos palydovės akreciją. | Jų matomumas priklauso nuo amžiaus, vaizdo gylio, stebėjimo kampo ir įvykio pobūdžio. |
| Skersės, žiedai arba centriniai diskai | Struktūras, galinčias perskirstyti dujas ir žvaigždes. | Vien skersės buvimas neparodo, ar ji susidarė dėl vidinių procesų, ar po suartėjimo. |
| Erdviškai išskirti spektrai | Sukimąsi, atsitiktinį judėjimą, cheminę sudėtį ir skirtingose galaktikos vietose besiskiriančias žvaigždžių populiacijas. | Būtina modeliuoti persidengiančius komponentus ir stebėjimo kryptį. |
| Atominių ir molekulinių dujų žemėlapiai | Kuro vietą ir judėjimą, įskaitant centrinius diskus ir pasislinkusias dujų sankaupas. | Dideliais masteliais pasiskirsčiusios dujos nebūtinai jau yra pakankamai tankios, kad jose formuotųsi žvaigždės. |
| Žvaigždžių amžius ir elementų gausos | Skirtingas susidarymo aplinkas ir žvaigždėdaros epizodus. | Dabartinė žvaigždės vieta gali skirtis nuo tos, kurioje ji susiformavo. |
Kiekvienas požymis apriboja dalies istorijos interpretavimo galimybes. Patikimiausios interpretacijos vienu metu paaiškina kelis nepriklausomus stebėjimus.[4], [6], [15], [17], [18], [19]
Integralinio lauko spektroskopija fiksuoja spektrą daugelyje galaktikos vietų, todėl astronomai gali sudaryti judėjimo ir žvaigždžių savybių žemėlapius, o ne apsiriboti vienu viską suvidurkinančiu matavimu.
Susijungimų statistika kelia dar vieną iššūkį: stebimų besijungiančių galaktikų dalis dar nėra susijungimų dažnis. Norint vieną dydį paversti kitu, reikia įvertinti, kiek laiko pasirinkti požymiai išlieka aptinkami. Artimų galaktikų porų paieškos ir deformuotų galaktikų paieškos gali aprėpti skirtingus susijungimo etapus ir masių santykius.[19]
Tolygiame vaizde blyškių potvyninės sąveikos pėdsakų jau gali nebesimatyti. Ryški centrinė žvaigždžių populiacija gali slėpti senesnes žvaigždes. Todėl istorijos atkūrimas tebėra išvadų darymas iš neišsamių įrodymų, o neapibrėžtumą galima sumažinti surinkus geresnių duomenų.
Kaip šie procesai įsilieja į kosminę istoriją?
Skirtingų epochų galaktikos turi skirtingas dujų atsargas, mases ir aplinką. Todėl susijungimų ir vidinės evoliucijos svarba galaktikų populiacijoje skiriasi; jos negalima nusakyti vienu universaliu procentiniu dydžiu.
Intensyvūs žvaigždėdaros protrūkiai taip pat nepaaiškina visos žvaigždėdaros ankstyvojoje Visatoje. Tyrime, apėmusiame raudonąjį poslinkį, artimą 2, nustatyta, kad didžioji analizuotos žvaigždėdaros dalis vyko galaktikose, esančiose arti įprastos žvaigždes formuojančių galaktikų sekos — sąryšio tarp žvaigždžių masės ir žvaigždėdaros spartos, — o ne per itin intensyvius protrūkius.
Tai teiginys apie aktyvumą. Jo negalima tiesiogiai paversti susijungimų sukeltos žvaigždėdaros dalimi, nes sąveikaujanti galaktika gali būti arti įprastos sekos, o protrūkis nebūtinai vienareikšmiškai rodo susijungimą.[20]
Ką galima patikrinti modeliuojant
Skaitmeniniuose modeliuose kartu sekama gravitacija, dujos, žvaigždėdara ir grįžtamasis poveikis. Jie leidžia tyrėjams palyginti galimas istorijas ir tirti, kaip dujų tiekimo ar galaktikų susidūrimo pokyčiai paveikia liekaną.
Jie taip pat išryškina neapibrėžtumą. Palyginus EAGLE, Illustris ir IllustrisTNG nustatyta, kad visuose šiuose modeliuose po susijungimų sustiprėja akrecija į juodąsias skyles, tačiau spartaus žvaigždėdaros nuslopimo dažnis skiriasi. Rezultatams įtakos turi tai, kaip modeliuose perteikiamas tiesiogiai neišskiriamas grįžtamasis poveikis.[21]
Siekite kelių savybių atitikties vienu metu
Naudingas modelis turėtų paaiškinti galaktikos žvaigždinę sandarą ir judėjimą, dujų pasiskirstymą, žvaigždėdaros istoriją ir aplinką. Tuomet modeliuojant sukurtus vaizdus galima apdoroti taikant tokias pačias skyros ir stebėjimų gylio ribas kaip stebėjimų duomenims.
Visų šių matavimų atitiktis daro siūlomą istoriją įtikinamesnę nei vien formos panašumas.[9], [19], [21]
Tikslas — suprasti, kaip galaktikos kinta laikui bėgant ir kartu išsaugo ankstesnių etapų pėdsakus. Lėtas medžiagos persiskirstymas, naujai patekusios dujos, nedidelio masto akrecija, didieji susijungimai ir aplinkos poveikis — visa tai prisideda prie šio istorijos įrašo.
Žvaigždėse, dujose ir judėjime užrašyta istorija
Dabartinė galaktikos forma atspindi tai, ką ji paveldėjo, kas į ją pateko ir kaip persitvarkė jos medžiaga. O dujų atsargos lemia, ar kitame istorijos skyriuje atsiras naujų žvaigždžių, diskas taps ramesnis, ar toliau tęsis centrinės srities aktyvumas.
Kitame straipsnyje šis centrinės srities aktyvumas nagrinėjamas aptariant aktyviuosius galaktikų branduolius ir kvazarus, kuriuose supermasyvios juodosios skylės link krintančios dujos gali palaikyti nepaprasto šviesos šaltinio spinduliavimą.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir observatorijų medžiaga, pagrindžianti aptartus mechanizmus ir pavyzdžius. Iliustracijos yra konceptualūs palyginimai, o ne išmatuoti galaktikų žemėlapiai ar nustatyta evoliucijos seka.
- Kormendy ir Kennicutt (2004) — Sekuliarioji evoliucija ir pseudotelkinių formavimasis diskinėse galaktikoseSekuliariosios evoliucijos laiko skalės, vidinis medžiagos persiskirstymas, dujų įtekėjimas ir centrinės srities augimas.
- Sellwood (2014) — Sekuliarioji evoliucija diskinėse galaktikoseSkirtinga žvaigždžių ir dujų reakcija, disko dinaminis kaitinimas ir judesio kiekio momento mainai.
- Athanassoula (2013) — Skersės ir sekuliarioji evoliucija diskinėse galaktikose: teorinis indėlisSkersių evoliucija, mainai su tamsiosios medžiagos halu ir skirtingos centrinės struktūros.
- Sellwood ir Binney (2002) — Radialusis maišymasis galaktikų diskuoseŽvaigždžių orbitų vedančiųjų centrų spindulių pokyčiai netoli korotacijos srities be stipraus papildomo dinaminio kaitinimo.
- Sellwood ir Masters (2022) — Spiralės galaktikoseSpiralių susidarymo mechanizmai ir pasikartojančių struktūrų vaidmuo disko evoliucijoje.
- Fisher ir Drory (2016) — Stebėjimais grindžiamas pseudotelkinių ir klasikinių centrinių telkinių atpažinimo diskinėse galaktikose vadovasKelių struktūros, kinematikos ir žvaigždžių populiacijų diagnostikos metodų taikymas kartu.
- Erwin ir kt. (2015) — Sudėtiniai centriniai telkiniai: klasikinių centrinių telkinių ir disko pavidalo pseudotelkinių sambūvis S0 ir spiralinėse galaktikoseStebėti galaktikų centrai, kuriuose yra daugiau nei vienas į centrinį telkinį panašus komponentas.
- Hopkins, Cox, Younger ir Hernquist (2009) — Kaip diskai išlieka per susijungimus?Kaip dujų dalis, masių santykis ir orbitų geometrija veikia disko išlikimą ir atkūrimą.
- Rodriguez-Gomez ir kt. (2017) — Susijungimų ir halo sukimosi vaidmuo formuojant galaktikų morfologijąModeliuojant gauti morfologiniai rezultatai, priklausantys nuo masės, dujų ir galaktikos susidarymo istorijos.
- Ellison, Catinella ir Cortese (2018) — Padidėjusi atominių dujų dalis neseniai susijungusiose galaktikose: žvaigždėdaros slopimas nėra dujų atsargų išsekimo po susijungimo pasekmėĮrodymai, kad neseniai susijungusios galaktikos gali išlaikyti dideles atominių dujų atsargas.
- Ellison ir kt. (2024) — Galaktikų evoliucija po susijungimo. II — Žvaigždėdaros slopimas po susijungimo pasiekia piką nepraėjus 500 mln. metų po susiliejimoStatistinis po žvaigždėdaros protrūkio liekančių požymių perteklius po numanomo susijungiančių galaktikų susiliejimo.
- Ellison ir kt. (2025) — Galaktikų evoliucija po susijungimo. III — Aktyviųjų galaktikų branduolių sužadinimas pasiekia piką iškart po susiliejimoAktyviųjų galaktikų branduolių (AGN) aktyvumo padidėjimas priklausomai nuo įvertinto susijungimo etapo ir stebėjimais grindžiamo diagnostikos metodo.
- Cisternas ir kt. (2011) — Didžioji dalis juodųjų skylių augimo nuo z ~ 1 vyksta sekuliarioje Visatoje: didžiųjų susijungimų ir AGN ryšio nėraAtrinkta rentgeno spindulių diapazone aptiktų AGN imtis, kurioje nėra reikšmingo smarkiai deformuotų šiuos branduolius turinčių galaktikų pertekliaus.
- Boselli, Fossati ir Sun (2022) — Dinaminio slėgio sukeltas dujų pašalinimas didelio tankio aplinkojeDujų pašalinimas dėl aplinkos poveikio ir jo skirtumas nuo tiesioginių žvaigždžių orbitų pokyčių.
- Ueda ir kt. (2014) — Šaltos molekulinės dujos susiliejimų liekanose: I. Molekulinių dujų diskų formavimasisStebimi besisukantys molekuliniai diskai ir žiedai netolimose susiliejimų liekanose.
- Europos pietinė observatorija (2018) — Susiliejimo žemėlapio sudarymasBesisukantis centrinis dujų diskas, kuriame formuojasi žvaigždės, susiliejimo liekanoje NGC 7252.
- Frosst ir kt. (2026) — Sekuliariųjų ir potvyninių skersių kilmė ir gyvavimo trukmė modeliuojamose diskinėse galaktikoseTNG50 skersės, atsiradusios dėl vidinių procesų arba potvyninių sąveikų, kurių vėlesnės savybės gali persidengti.
- Helmi ir kt. (2018) — Susiliejimas, nulėmęs Paukščių Tako vidinio žvaigždinio halo ir storojo disko formavimąsiŽvaigždžių judėjimas ir cheminė sudėtis, pagal kuriuos atpažįstamos „Gaia–Enceladus“ susiliejimo liekanos.
- Lotz ir kt. (2011) — Didžiųjų ir mažųjų galaktikų susiliejimų dažniai esant z < 1.5Kodėl skaičiuojant susiliejimus reikia įvertinti jų matomumo trukmę ir kruopščiai atrinkti imtį.
- Rodighiero ir kt. (2011) — Mažesnis žvaigždėdaros žybsnių vaidmuo formuojantis žvaigždėms esant z = 2Nedidelis stiprių žvaigždėdaros žybsnių indėlis tyrime, apimančiame laikotarpį arti kosminės žvaigždėdaros maksimumo.
- Quai ir kt. (2023) — Galaktikų susiliejimų, AGN aktyvumo ir spartaus žvaigždėdaros slopinimo tarpusavio ryšys modeliuojamose galaktikose po susiliejimoSkirtingi žvaigždėdaros slopinimo rezultatai EAGLE, Illustris ir IllustrisTNG modeliuose bei jų priklausomybė nuo modeliuose taikomos fizikos.
- McNamara ir Nulsen (2012) — Mechaninis aktyvių galaktikų branduolių grįžtamasis poveikis galaktikose, grupėse ir spiečiuoseStebimas čiurkšlių sukeliamas kaitinimas ir vėsimo reguliavimas karštose galaktikų atmosferose.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Tamsiosios materijos halai – galaktikų pamatai
- Hablo galaktikų klasifikacija – spiralinės, elipsinės ir netaisyklingos
- Susidūrimai ir susiliejimai – galaktikų augimo varikliai
- Galaktikų spiečiai ir superspiečiai
- Spiralinės vijos ir skersinės galaktikos
- Elipsinės galaktikos – formavimasis ir ypatybės
- Netaisyklingos galaktikos – chaosas ir žvaigždėdaros žybsniai
- Evoliucijos keliai – sekuliarioji ir susiliejimų lemiama raida – jūs esate čia
- Aktyvūs galaktikų branduoliai ir kvazarai
- Galaktikų ateitis – Milkomeda ir tolimesnės perspektyvos