Susiliejimai ir hierarchinis augimas
Linas JuozėnasDalytis
Žinių arka · Visata · 02 skyrius / 07 straipsnis
Susiliejimai ir hierarchinis augimas
Kaip mažesnės sistemos tampa didesnių dalimi ir kodėl galaktikos istorija apima tiek paveldėtas žvaigždes, tiek naujas pradžias.
Galaktika gali paveldėti žvaigždes iš kelių ankstesnių jų namų.
Kai kurios Paukščių Tako žvaigždės pradėjo savo gyvenimą kitose galaktikose. Jų judėjimas ir cheminė sudėtis tebeneša ankstesnių namų pėdsakus.
Gravitacija suvedė šias sistemas. Susitikimai ištempė jų išorinę medžiagą, pakeitė žvaigždžių orbitas ir galiausiai išsklaidė dalį jų žvaigždžių po mūsų Galaktiką.[10]
Ši istorija yra dalis proceso, vadinamo hierarchiniu augimu: per kosminį laiką mažesnės struktūros prisideda prie didesnių susidarymo. Norėdami tai suprasti, turime sekti tamsiosios materijos halus, juose esančias galaktikas ir dujas, iš kurių nuolat formuojasi naujos žvaigždės.
Ką apibūdina žodis „hierarchinis“?
Remiamasi standartiniu ΛCDM modeliu, kuriame šaltoji tamsioji materija sukuria didelę dalį kosmines struktūras telkiančios gravitacijos. „Šaltoji“ reiškia, kad ankstyvasis jos atsitiktinis judėjimas buvo pakankamai lėtas, jog mažuose masteliuose išliktų tankio netolygumai. Λ žymi kosmologinę konstantą, siejamą su spartėjančiu plėtimusi.
Gravitacija sustiprina šiuos netolygumus. Gravitaciškai susietos sankaupos – halai – formuojasi, įgyja daugiau medžiagos ir įsilieja į didesnes sistemas. Ši statistinė telkimosi iš mažesnių pirmtakų tendencija yra hierarchinio augimo pagrindas.[1]
Halas gali augti per atpažįstamus susiliejimus ir prisijungdamas medžiagą, atkeliaujančią ne iš nustatytų mažesnių halų. Riba tarp tolygios akrecijos ir neišskiriamų mažų susiliejimų iš dalies priklauso nuo to, kaip modeliavimo metu struktūros atpažįstamos ir kokia skiriamąja geba jos vaizduojamos.[2]
Galaktikos vystosi šioje kintančioje aplinkoje. Jų žvaigždžių augimas nėra paprastas, tiesioginis tamsiosios materijos augimo atspindys: dujos turi atvėsti, atlaikyti grįžtamąjį poveikį ir tapti pakankamai tankios žvaigždėms formuotis.
Kas iš tiesų vyksta, kai galaktikos susitinka?
Galaktikų susidūrimas dažnai trunka šimtus milijonų metų ar ilgiau. Prieš susiliejant jų centrams, galaktikos gali ne kartą prasilenkti. Net ir artimas suartėjimas gali baigtis vien praskriejimu pro šalį.[3], [4]
Potvyninės jėgos keičia pakraščius
Palydovės gravitacinė trauka vienoje galaktikos pusėje skiriasi nuo traukos kitoje pusėje. Šios potvyninės jėgos gali ištempti žvaigždes ir dujas į uodegas, tiltus ir srautus.[4]
Orbitos keičiasi
Pavienes žvaigždes skiria tokie dideli atstumai, kad tiesioginiai jų susidūrimai išlieka reti. Vis dėlto jų trajektorijos gali smarkiai pasikeisti, kintant bendram galaktikų gravitaciniam laukui.[4]
Kodėl kai kurios galaktikos spirale artėja prie centro?
Masyvi palydovė, judėdama per pagrindinę sistemą, sutrikdo aplinkinę medžiagą ir sukuria gravitacinį šleifą. Šleifas traukia ją atgal ir perduoda jos orbitos energiją bei judesio kiekio momentą aplinkai. Tai yra dinaminė trintis.
Artėjimas prie centro priklauso nuo palydovės masės, orbitos ir medžiagos netekimo. Vienos palydovės susilieja, kitas suardo potvyninės jėgos, o dar kitos labai ilgai toliau skrieja orbitomis.[3]
Ką reiškia didysis, mažasis, drėgnasis ir sausasis susiliejimas?
Susiliejimas paprastai apibūdinamas pagal santykinius jo dalyvių dydžius ir juose esančių šaltų dujų kiekį. Šie pavadinimai padeda palyginti įvykius, bet neleidžia vienareikšmiškai numatyti jų baigties.
| Terminas | Įprasta reikšmė | Ką tai mums pasako |
|---|---|---|
| Didysis susiliejimas | Mažesnės galaktikos žvaigždžių masė sudaro bent apytikriai ketvirtadalį didesnės galaktikos žvaigždžių masės. | Abu dalyviai gali smarkiai paveikti susidūrimo dinamiką. |
| Mažasis susiliejimas | Mažesnė palydovė prisijungia prie gerokai masyvesnės galaktikos; jų masių santykis yra mažesnis už pasirinktą didžiojo susiliejimo slenkstį. | Didesnė galaktika gali išsaugoti didelę dalį savo struktūros, kartu pasipildydama žvaigždėmis ir dujomis. |
| Daug dujų turintis, arba „drėgnasis“ | Yra daug šaltų dujų. | Susiliejimo liekaną gali paveikti dujų įtekėjimas, vėsimas ir naujų žvaigždžių formavimasis. |
| Mažai dujų turintis, arba „sausasis“ | Yra mažai šaltų dujų. | Toks įvykis gali daugiausia perskirstyti jau esančias žvaigždes ir padidinti žvaigždžių sistemą. |
1:4 riba yra įprastas susitarimas. Kai kuriuose tyrimuose pasirenkami kitokie slenksčiai arba vietoj žvaigždžių masės lyginama visa halo masė ar barioninė masė. Šie santykiai nėra tarpusavyje pakeičiami; svarbu ir tai, kuriuo metu matuojamos masės.[5], [7]
Pavyzdžiui, 1:4 žvaigždžių masių santykis reiškia, kad mažesnės galaktikos žvaigždžių masė sudaro ketvirtadalį didesnės galaktikos žvaigždžių masės. Tai nereiškia, kad jos tamsiosios materijos halo masė taip pat būtinai turi sudaryti ketvirtadalį didesnės galaktikos halo masės.
Kaip skaityti susiliejimų medį?
Toks susiliejimų medis susieja vėlesnį objektą su ankstesnėmis jo pirmtakėmis. Tyrėjai modeliuose kuria šiuos medžius sekdami medžiagą ir nustatydami, kurios ankstesnės sistemos prisideda prie vėlesnių palikuonių.
Skaitymas atgal atskleidžia išsišakojusią kilmę. Skaitymas pirmyn parodo, kaip atskiros sistemos susijungia į bendrą istoriją.[1], [2]
Kur susidarė pačios žvaigždės?
Naujos žvaigždės iš turimų dujų
Galaktika formuoja žvaigždes iš ją pasiekusių ir atvėsusių dujų. Jos galėjo atitekėti pamažu, grįžti po ištekėjimo arba atkeliauti su kita galaktika.
Iš kitos galaktikos paveldėtos žvaigždės
Šios žvaigždės jau buvo gimusios prieš jas perimant per susiliejimą ar potvyninį nuplėšimą. Jų amžius ir chemija gali išsaugoti skirtingos kilmės užuominų.
Šiuo skirstymu nurodoma žvaigždės gimimo vieta. Susiliejimo atneštos dujos vėliau gali suformuoti in situ žvaigždes jas priėmusioje galaktikoje. Todėl hierarchinis telkimasis nereikalauja, kad didžioji galaktikos žvaigždžių dalis būtų atvykusi jau susiformavusi.[5]
Ar neseniai susitelkusi galaktika gali daugiausia turėti senas žvaigždes?
Taip. Jos žvaigždės galėjo anksti susidaryti keliose galaktikose pirmtakėse, o didesnė sistema susitelkti daug vėliau. Žvaigždžių amžius ir galutinio susitelkimo data nusako skirtingas istorijos dalis.
Susiliejimas taip pat perskirsto jau esančius cheminius elementus. Nauji sunkieji elementai gaminami žvaigždžių evoliucijos ir susijusių branduolinių procesų metu, įskaitant sprogimus, aprašytus straipsnyje Pirmykštės supernovos: elementų sintezė.
Ar kiekvienas susiliejimas sukuria elipsinę galaktiką?
Susiliejimai gali tvarkingą žvaigždžių sukimąsi pertvarkyti į platesnį orbitų pasiskirstymą, auginti centrinius telkinius ir paskleisti žvaigždes į didelius apvalkalus. Po dujų skurdaus susidūrimo gali likti liekana, daugiausia palaikoma įvairiomis orbitomis judančių žvaigždžių.
Dujos keičia galimybes. Kai kurie diskai gali išlikti po suartėjimo, o išlikusios ar naujai tiekiamos dujos vėliau gali nusistovėti besisukančiame diske. Disko išsaugojimas ir jo atkūrimas – skirtingi keliai į panašią vėlesnę išvaizdą.[7]
Žvaigždėdaros protrūkis
Potvyniniai trikdžiai ir įtekėjimas gali sutelkti dujas, laikinai padidindami žvaigždėdaros spartą. Kai kurios artimos besiliejančios sistemos rodo įspūdingus žvaigždėdaros protrūkius.[4]
Baigtis priklauso nuo turimų dujų ir jų atsako į suartėjimą.
Mažesnis aktyvumo pokytis
Galaktika jau gali sparčiai formuoti žvaigždes. Kai kurių dujų turtingų didelio raudonojo poslinkio susiliejimų modeliai rodo tik nedidelį papildomą žvaigždėdaros sustiprėjimą.
Vien didelė žvaigždėdaros sparta neįrodo, kad susiliejimas sukėlė stiprų protrūkį.[6]
Tuomet spinduliuotė, sprogimai ir juodųjų skylių aktyvumas gali pakeisti žvaigždėdarai reikalingų dujų atsargas. Laikinas žvaigždėdaros protrūkis ar nutrūkimas nebūtinai visam laikui nulemia galaktikos likimą; vėlesnė dujų prietaka gali vėl pakeisti padėtį. Aplinkinių dujų apytaka nagrinėjama straipsnyje „Grįžtamasis poveikis: spinduliuotė ir vėjai“.
Iš kur žinome, kad galaktikos augo būtent taip?
Per žmogaus gyvenimą negalime stebėti viso galaktikų susiliejimo proceso. Todėl astronomai derina skirtingais etapais stebimus galaktikų suartėjimus, ankstesnių įvykių paliktas liekanas ir statistinius matavimus, apimančius įvairius Visatos istorijos laikotarpius.
Žvaigždžių judėjimas ir cheminė sudėtis
Žvaigždžių srautai, neįprastos orbitos ir bendri cheminės sudėties bruožai gali padėti atpažinti žvaigždes, kurios kadaise priklausė tai pačiai sistemai. „Gaia“ matavimai leidžia atlikti tokią rekonstrukciją didelėje Paukščių Tako dalyje.
2018 m. Helmi ir kolegos susiejo svarbią vidinio žvaigždžių halo dalį su senoviniu „Gaia–Enceladus“ akrecijos įvykiu, vykusiu maždaug prieš dešimt milijardų metų. Jo liekanos liudija ankstesnį galaktikos telkimąsi.[10]
Artimos poros ir potvyninės struktūros
Vaizduose matomos potvyninės uodegos, tiltai ir galaktikos su netoliese esančiomis kaimynėmis. Spektrai padeda nustatyti, ar danguje greta atrodančios galaktikos iš tiesų yra arti viena kitos.
Norint iš porų skaičiaus nustatyti susiliejimų dažnį, reikia modelio, nusakančio, kiek laiko porą galima stebėti ir kokia jos susiliejimo tikimybė. Rezultatui įtakos turi projekcijos efektai, imties atranka ir masių neapibrėžtumas.[4], [11]
Net ir dažnai susiliejant galaktikoms, jų augimą gali lemti daugiausia naujos žvaigždės
2025 m. JADES tyrime nagrinėtos galaktikų poros, siejamos su didžiaisiais susiliejimais, esant maždaug 3–9 raudonajam poslinkiui. Patikslintoje analizėje įvertinta, kad didieji susiliejimai suteikė apie 3–13 % žvaigždžių masės prieaugio per tirtą laikotarpį, o didžiąją prieaugio dalį lėmė žvaigždėdara pačiose galaktikose.
Šis įvertis priklauso nuo imties ir nuo to, kaip porų skaičius perskaičiuojamas į susiliejimų dažnį. Jis apima tiesiogiai įgytą žvaigždžių masę; susiliejimai taip pat gali atnešti dujų ar paskatinti žvaigždėdarą. Galaktika gali dalyvauti hierarchinio telkimosi procese ir kartu didžiąją dalį savo žvaigždžių suformuoti vietoje.[11]
Šių suartėjimų aplinkos kartografavimas
Raudonojo poslinkio apžvalgomis kartografuojamos galaktikų padėtys ir jų telkimasis milžiniškuose erdvės tūriuose. 2026 m. balandį DESI baigė stebėjimus, numatytus pradinėje penkerių metų apžvalgoje, išmatavęs daugiau kaip 47 milijonus galaktikų ir kvazarų.
Tokie žemėlapiai leidžia tyrėjams palyginti galaktikų pasiskirstymą su kosminės struktūros modeliais. Jie atskleidžia populiacijas ir aplinkas skirtingais laikotarpiais, o ne tiesiogiai seka kurios nors vienos galaktikos raidą per visą jos susidarymo istoriją.[12]
Kaip telkimasis tęsiasi formuojantis grupėms ir spiečiams?
Galaktikų grupės ir spiečiai auga, kai halai prisijungia galaktikas, dujas ir tamsiąją materiją. Mažesnės grupės gali tapti spiečiaus dalimi, o ištisi spiečiai gali susilieti.
Spiečius – tai bendra gravitaciškai susieta sistema, kurioje yra daug atskirų galaktikų. Didelę jo įprastinės materijos dalį sudaro tarp galaktikų esančios karštos, išretėjusios dujos, o didžiąją visos masės dalį sudaro tamsioji materija.[13]
Atskiros galaktikos gausiame spiečiuje dažnai praskrieja viena pro kitą dideliu greičiu. Suartėjimai gali būti dažni, bet ne itin palankūs susiliejimams. Lėtesni suartėjimai grupėse gali būti palankesni susiliejimui.[8]
Tuo tarpu sąveika su karštomis spiečiaus dujomis gali išplėšti iš galaktikos medžiagą ir taip pakeisti jos gebėjimą formuoti žvaigždes. Todėl aplinkos pokyčiai apima gerokai daugiau nei vien susiliejimus.
Nėra privalomos sekos, pagal kurią kiekviena galaktika pirmiausia taptų grupės, paskui spiečiaus, o galiausiai vienos milžiniškos liekanos dalimi. Vieta, aplinkos tankis ir Visatos plėtimasis daro įtaką tam, kokios struktūros gali susitelkti.
Kitame straipsnyje „Galaktikų spiečiai ir kosminis voratinklis“ ši tema nagrinėjama išsamiau.
Ką galima patikrinti modeliuojant ir kas lieka neaišku?
Kosmologiniuose modeliavimuose skaičiuojama materijos raida veikiant gravitacijai. Hidrodinaminiuose skaičiavimuose taip pat sekama dujų raida, taikant vėsimo, žvaigždėdaros ir grįžtamojo ryšio modelius. Tada tyrėjai prognozuojamas populiacijas ir struktūras lygina su stebėjimais.
Kiekviena skaitmeninė dalelė tamsiosios materijos modelyje atitinka didelį materijos kiekį. Tai nėra pavienės mikroskopinės tamsiosios materijos dalelės. Skaičiavimo, apimančio milžinišką kosminį tūrį, skiriamosios gebos gali nepakakti mažyčiams halams, svarbiems pirmosioms žvaigždėms, išskirti.[15]
Pavyzdžiui, pradiniame „Millennium“ projekte tamsiosios materijos skaičiavimas buvo derinamas su atskirais galaktikų evoliucijos modeliais. Skirtingi metodai ir skirtinga skiriamoji geba leidžia atsakyti į skirtingus klausimus.[1]
-
Kokią prieaugio dalį lemia kiekvienas būdas?
Susiliejimų, difuzinės akrecijos ir naujų žvaigždžių formavimosi indėlis skiriasi priklausomai nuo galaktikų masės ir epochos.
-
Kiek laiko išlieka palydovinės galaktikos?
Orbitos, dinaminė trintis ir potvyninis masės praradimas veikia tiek susiliejimų dažnį, tiek po jų liekančią medžiagą.
-
Kaip dujos pakeičia susiliejimo liekaną?
Vėsimas ir grįžtamasis poveikis turi įtakos tam, ar diskai išlieka, ar formuojasi žvaigždės, ar aktyvumas slopsta.
-
Kuris kosmologinis modelis tinka?
Spiečių gausa, jų masės ir erdvinis susitelkimas leidžia tikrinti, kaip besiplečiančioje Visatoje auga struktūros.[13]
Kuo šį pasakojimą galėtų papildyti gravitacinės bangos?
Susiliejus galaktikoms, dvi centrinės juodosios skylės gali atsidurti vienoje sistemoje. Vėlesnis jų susiliejimas yra atskiras procesas, turintis savitą dinamiką ir užtrunkantis tam tikrą laiką.
Planuojama LISA kosminė observatorija sieks aptikti masyvių juodųjų skylių susiliejimų ir kitų šaltinių skleidžiamas gravitacines bangas. Tokie signalai leistų tirti dalį juodųjų skylių formavimosi istorijos, kurią sunku atkurti remiantis vien šviesa. Jie papildytų galaktikų stebėjimus; juodųjų skylių susiliejimas ir galaktikų susiliejimas yra skirtingi platesnės istorijos etapai.[14]
Didesnės sistemos išsaugo savo mažesnių pradmenų pėdsakus.
Kai kurie pėdsakai išlieka kaip palydovinės galaktikos, žvaigždžių srautai ar senos žvaigždės, turinčios bendrą cheminę istoriją. Kitus pakeičia vėstančios dujos, besiformuojančios naujos žvaigždės ir kintančios orbitos. Dabartinė galaktikos išvaizda yra visų šių kartu veikiančių procesų rezultatas.
Didesniais masteliais šios istorijos susitinka galaktikų grupėse, spiečiuose ir juos jungiančiose gijose. Toliau dar labiau praplėsime žvilgsnį ir pažvelgsime į kosminį voratinklį.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Stebėjimų duomenys ir misijų aprašymai peržiūrėti 2026 m. rugsėjį. Susiliejimų klasifikacija ir apskaičiuotas jų dažnis priklauso nuo taikomų apibrėžčių, imčių ir modelių.
- Springel ir kt. (2005) — Galaktikų ir kvazarų formavimosi, evoliucijos ir telkimosi modeliavimas„Millennium“ modeliavimas: tamsiosios medžiagos telkimasis ir joje esančių galaktikų modeliai.
- Genel ir kt. (2010) — Tamsiosios medžiagos halų augimas: reikšmingos tolydžios akrecijos įrodymaiHalų augimas susiliejant ir kaupiantis medžiagai, atkeliaujančiai ne iš nustatytų gravitaciškai susietų pirmtakų.
- Boylan-Kolchin, Ma ir Quataert (2008) — Dinaminė trintis ir galaktikų susiliejimo trukmėKodėl įskriejimas į halą ir galaktikų susiliejimas vyksta skirtingais laiko masteliais.
- ESA/Hubble (2008) — Pašėlusios galaktikos!Stebimos sąveikaujančios galaktikos, potvyninės struktūros ir skirtinga žvaigždžių bei dujų reakcija.
- Rodriguez-Gomez ir kt. (2016) — Galaktikų žvaigždinės masės kaupimasis „Illustris“ modeliavime: augimas dėl susiliejimų ir akrecijos būdu įgytų žvaigždžių erdvinis pasiskirstymasGalaktikos viduje susiformavusios žvaigždės, iš kitur įgytos žvaigždės ir susiliejančių galaktikų masių santykio apibrėžtys.
- Fensch ir kt. (2017) — Panašios masės galaktikų susiliejimai esant dideliam raudonajam poslinkiui tik silpnai sustiprina žvaigždžių formavimąsiModeliavimas, rodantis, kodėl galaktikų susidūrimas nebūtinai sukelia stiprų papildomą žvaigždžių formavimosi protrūkį.
- Hopkins ir kt. (2009) — Kaip diskai išlieka per susiliejimus?Dujų vaidmuo galaktikų diskams išliekant ir iš naujo susidarant.
- Makino ir Hut (1997) — Vienodos masės sferinių galaktikų susiliejimų dažnisKaip santykinis greitis veikia susiliejimų dažnį skirtingose aplinkose.
- Chon, Böhringer ir Zaroubi (2015) — Apie superspiečių apibrėžtįSkirtumas tarp didelio telkinio ir srities, kuriai lemta kolapsuoti kaip visumai.
- Helmi ir kt. (2018) — Susiliejimas, lėmęs Paukščių Tako vidinio žvaigždinio halo ir storojo disko susiformavimąKinematiniai ir cheminiai senovinio „Gaia–Enceladus“ akrecijos įvykio įrodymai.
- Puskás ir kt. (2025) — Galaktikų, kurių z ~ 3–9, susiliejimų su panašios masės galaktikomis istorijos apribojimas remiantis JADES duomenimis: vyraujantis žvaigždžių formavimasis pačiose galaktikoseJWST nustatytas galaktikų porų skaičius ir įvertintas žvaigždinės masės augimas; čia remiamasi 2025 m. gegužę patikslinta analize.
- DESI komanda (2026) — DESI pasiekė svarbų kartografavimo etapą ir pranoko lūkesčiusPradinės penkerių metų spektroskopinės apžvalgos užbaigimas ir jos galaktikų bei kvazarų žemėlapis.
- Kravtsov ir Borgani (2012) — Galaktikų spiečių formavimasisSpiečių telkimasis, karštos dujos, kosmologiniai patikrinimai ir dabartinio modeliavimo ribos.
- Europos kosmoso agentūra — LISA informacinis lapasPlanuojama kosminė observatorija ir masyvių juodųjų skylių susiliejimai, kuriuos ji sieks tirti.
- Vogelsberger ir kt. (2014) — „Illustris“ projekto pristatymas: bendros tamsiosios ir regimosios medžiagos evoliucijos Visatoje modeliavimasHidrodinaminis galaktikų formavimosi modeliavimas, skaitinė skiriamoji geba ir dujų bei grįžtamojo poveikio aprašymas.
Visi šio skyriaus straipsniai
- Gravitacinis telkimasis ir tankio fliuktuacijos
- III populiacijos žvaigždės: pirmoji Visatos karta
- Ankstyvieji minihalai ir protogalaktikos
- Supermasyviųjų juodųjų skylių užuomazgos
- Pirmykštės supernovos: elementų sintezė
- Grįžtamasis poveikis: spinduliuotė ir vėjai
- Susiliejimai ir hierarchinis augimas — jūs esate čia
- Galaktikų spiečiai ir kosminis tinklas
- Aktyvieji galaktikų branduoliai jaunojoje Visatoje
- Pirmojo milijardo metų stebėjimai