Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Kaip susijungimai ir dinaminė relaksacija sukuria masyvias, sferoidines galaktikas su vyresnėmis žvaigždžių populiacijomis

Tarp įvairių Visatos galaktikų tipų elipsinės galaktikos išsiskiria savo lygiomis, elipsoidinėmis formomis, ryškiais diskinių struktūrų trūkumu ir vyresnėmis, raudonesnėmis žvaigždžių populiacijomis. Dažnai randamos tankioje aplinkoje, pavyzdžiui, spiečių centruose, milžiniškos elipsinės galaktikos gali talpinti trilijonus Saulės masių žvaigždžių gana kompaktiškoje erdvėje. Kaip šios masyvios, sferoidinės sistemos susiformuoja ir kodėl jose paprastai vyrauja senesnės žvaigždės? Šiame straipsnyje aptarsime elipsinių galaktikų pagrindinius bruožus, jų surinkimo procesą, kurį dažnai lemia susijungimai, bei dinaminę relaksaciją, apibrėžiančią jų struktūrą.

1. Elipsinių galaktikų požymiai

1.1 Morfologija ir klasifikacija

Hubble’o „derinimo šakutėje“ elipsinės galaktikos žymimos nuo beveik sferinių (E0) iki stipriai pailgų (E7) formų. Pagrindinės stebimos savybės:

  1. Lygus, nedetalus šviesos pasiskirstymas – nėra spiralių ar ryškių dulkių juostų.
  2. Vyresnės, raudonesnės žvaigždės – beveik nevyksta nauja žvaigždėdara.
  3. Atsitiktinės žvaigždžių orbitos – žvaigždės juda įvairiomis kryptimis, o sistema palaikoma slėgio, o ne sukimosi jėgos.

Elipsinių galaktikų šviesis ir masė varijuoja: nuo milžiniškų elipsinių (~1012 M⊙) spiečių centruose iki menkų nykštukinių elipsinių (dE ar dSph) grupių ar spiečių pakraščiuose.

1.2 Žvaigždžių populiacijos ir dujų kiekis

Paprastai elipsinėse galaktikose beveik nėra šaltų dujų ar dulkių, žvaigždėdaros tempas artimas nuliui, o vyrauja senos, metalų turtingos žvaigždės. Visgi dalis elipsinių (ypač masyvios, esančios spiečiuose) gali turėti karštos, rentgeno spinduliuotę skleidžiančios dujų halus, o kai kurios pasižymi menkomis dulkių juostomis ar kevalais po nestambių susijungimų [1].

1.3 Ryškiausios spiečiaus galaktikos (BCG)

Spiečių centruose dažnai yra pačios šviesiausios ir masyviausios elipsinės – ryškiausios spiečiaus galaktikos (BCG), kartais vadinamos cD tipo galaktikomis su ištęstais išoriniais halais. Šios galaktikos gali „užsiauginti“ masę, ilgainiui „prarydamos“ mažesnes spiečiaus nares per kosminę istoriją, galiausiai sukurdamos itin milžiniškus sferoidus.

2. Formavimosi keliai

2.1 Didieji spiralių susijungimai

Pagrindinė milžiniškų elipsinių formavimosi versija remiasi dideliu dviejų spiralinių galaktikų susijungimu, kurių masės yra panašios. Tokių susidūrimų metu:

  • Kampinis momentas persiskirsto, žvaigždžių orbitos tampa atsitiktinės, sunaikinant bet kokią ankstesnę disko struktūrą.
  • Dujų įtekėjimas gali kurį laiką maitinti smarkų žvaigždėdaros protrūkį, o likusios dujos sunaudojamos ar išstumiamos.
  • Susijungimo liekana iškyla kaip slėgio palaikoma sferoidinė galaktika – elipsinė [2, 3].

Simuliacijos patvirtina, kad didelis susijungimas gali per smurtinę relaksaciją sukurti paviršiaus ryškio profilius ir greičių dispersijas, panašias į elipsinėse galaktikose stebimas savybes.

2.2 Keli susijungimai ir grupių akrecija

Elipsinės galaktikos taip pat gali susiformuoti per kelis nuoseklius susijungimus:

  • Palydovinių galaktikų akrecija grupės aplinkoje.
  • Grupės susijungimas su kita grupe, dar iki kol susiformuoja spiečius, sukuria masyvias elipsines.
  • Kai kurios elipsinės atspindi daugelio mažesnių galaktikų žvaigždžių halus, kurie ilgainiui susijungė.

2.3 Mažieji susijungimai ir sekuliariosios eigos

Kuklesni įvykiai – mažieji susijungimai tarp didelės galaktikos ir mažos palydovės – dažniausiai nepakanka visiškai paversti diskinę galaktiką elipsine. Tačiau pakartotiniai mažieji susijungimai pamažu gali padidinti branduolį, sumažinti dujų atsargas, ir kreipti morfologiją link sferoidinės formos. Kai kuriuos elipsinių bruožus (pvz., kevalus, potvyninius likučius) galima sieti su tokiomis sąveikomis, kaupiančiomis žvaigždes iš orbitos aplink pagrindinę galaktiką [4].

3. Elipsinių dinaminė relaksacija

3.1 Smurtinė relaksacija (violent relaxation)

Didelio susijungimo metu, gravitacinis potencialas greitai kinta galaktikoms susiduriant. Tai sukelia smurtinę relaksaciją – žvaigždžių energijos ir orbitos atsitiktinami dinaminiais mastais (~108 metų). Po susijungimo galaktika įgauna naują pusiausvyrą, paprastai – sferoidinę struktūrą. Galutinis pavidalas priklauso nuo bendro kampinio momento, masių santykio ir pradinių orbitalinių sąlygų [5].

3.2 Slėgio palaikymas, o ne sukimasis

Skirtingai nei diskuose, palaikomuose tvarkingu sukimu, elipsinėse vyrauja slėgio palaikymas. Žvaigždžių greičių dispersija atsitiktinėse orbitose kompensuoja gravitaciją. Linijinių greičių matavimai rodo, kad dauguma milžiniškų elipsinių sukasi menkai, tačiau kai kurios turi vidutinį sukimą ar „anizotropinį“ greičių pasiskirstymą, leidžiantį suprasti dalies kampinio momento išlikimą.

3.3 Relaksacijos profiliai

Elipsinės galaktikos neretai atitinka Sérsic intensyvumo profilį (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Mažos šviesos elipsinės paprastai turi statesnius centrinius profilius, o šviesesnėse milžinėse – „šerdį“ arba „core-like“ struktūrą, formuotą žvaigždžių susidūrimų, juodosios skylės įtakos ar susijungimų istorijos. Šie skirtumai atspindi individualų formavimosi ir relaksacijos kelią [6].

4. Senos žvaigždės ir žvaigždėdaros užgesimas

4.1 Žvaigždėdaros sustabdymas

Kai susiformuoja elipsinė galaktika (ypač per dujomis turtingą stambų susijungimą), visos dujos dažnai sunaudojamos žvaigždėdaros protrūkyje arba išpučiamos supernovų / AGN vėjų, gesinant tolesnę žvaigždėdarą. Be naujų dujų šaltinio, žvaigždžių populiacijos sensta, galaktika raudonuoja ir tampa „nebeaktyvi“.

4.2 Metalais praturtintos, senesnės žvaigždės

Spektriniai tyrimai atskleidžia sustiprintus alfa elementus (pvz., O, Mg) masyviose elipsinėse, rodydami greitą ankstyvą žvaigždėdarą (daug II tipo supernovų). Per milijardus metų šios masyvios elipsinės sukaupia didelę metalų gausą, atspindinčią ankstyvus žvaigždėdaros protrūkius. Mažesnėse elipsinėse ar po kartotinių menkų susijungimų žvaigždėdara tęsiasi ilgiau, tačiau vis tiek nutraukiama anksčiau, nei vyktų ištisos ilgalaikės diskinės stadijos.

4.3 AGN grįžtamasis ryšys

Jei susijungimo liekana turi aktyviai akrecijuojančią supermasyvią juodąją skylę, AGN vėjai gali šildyti ar išvaryti likusias dujas. Simuliacijos parodo, kad toks grįžtamasis ryšys stabilizuoja elipsinę, išlaikant nedujinę, raudoną būseną bei neleidžiant toliau augti žvaigždėdarai [7].

5. Morfologinės ir kinematinės savybės

5.1 „Dėžutiniai“ (boxy) ir „diskiniai“ isofotai

Aukštos raiškos vaizdai rodo, kad dalis elipsinių turi „dėžutinius“ (boxy) isofotus (kontūrai atrodo stačiakampiai), kitos – „diskinius“ (disky), su labiau ryškiais galuose kontūrais. Šie skirtumai tikriausiai siejami su skirtinga susijungimų istorija ar orbitine anizotropija:

  • „Dėžutinės“ elipsinės paprastai masyvesnės, dažnai su stipriu radijo AGN aktyvumu, bylojančiu apie praeities stambius susijungimus.
  • „Diskinės“ elipsinės gali išsaugoti dalinį sukimo suplokštėjimą arba kilti iš ne tokių smarkių susijungimų.

5.2 Greitai ir lėtai besisukančios

Šiuolaikinė visapusiška (integral field) spektroskopija rodo, kad ne visos elipsinės yra visiškai be sukimo. Greitai besisukančios pasižymi didesnio masto diskiniu sukimusi, panašiu į suplokštėjusį sferoidą, o lėtai besisukančios vos sukasi, jų judėjimą valdo atsitiktinės žvaigždžių orbitos. Ši klasifikacija papildo elipsinių tipus ir rodo, kad egzistuoja keli susijungimo keliai [8].

6. Aplinka ir skalės dėsniai

6.1 Elipsinės spiečiuose ir grupėse

Elipsinės ypač dažnos spiečių centruose ir tankiose grupėse, kur sąveikos ir susijungimai dažnesni. Kai kurios milžiniškos elipsinės atsiranda kaip Ryškiausios spiečiaus galaktikos (BCG), prarydamos mažesnius narius ir susiformuodamos ištęstus halus.

6.2 Skalės dėsniai

Elipsinėms galaktikoms būdingi keli reikšmingi ryšiai:

  • Faber–Jackson dėsnis: Žvaigždžių greičio dispersijos σ priklausomybė nuo šviesio (L). Šviesesnės elipsinės turi didesnę σ.
  • Pagrindinė plokštuma („Fundamental Plane“): Sieja efektyvųjį spindulį, paviršiaus ryškį ir greičio dispersiją, atspindėdama gravitacinio potencialo ir žvaigždžių populiacijos balansą [9].

Šie dėsniai byloja apie vieningą evoliucijos kelią elipsinėms, veikiausiai susijusį su susijungimais ir vėlesne relaksacija.

7. Nykštukinės elipsinės (dE) ir lęšinės (S0)

7.1 Nykštukinės elipsinės ir sferoidinės

Nykštukinės elipsinės (dE) arba nykštukinės sferoidinės (dSph) gali būti mažos masės elipsinių „giminaitės“. Dažniausiai aptinkamos spiečių ar didesnių galaktikų aplinkoje, jos turi senas žvaigždes ir nedaug dujų, o jų formavimą galėjo lemti aplinkos poveikis (pvz., dujų nuplėšimas, potvyninis maišymas). Ne visos susiformavo didelių susijungimų keliu, bet taikant aplinkos transformacijas, jos gali būti paverstos sferoidinėmis formomis.

7.2 Lęšinės (S0)

Nors dažnai priskiriamos „ankstyvojo tipo“ kategorijai kartu su elipsinėmis, lęšinės (S0) išlaiko diską, bet stokoja spiralių vijų ir aktyvios žvaigždėdaros. Manoma, kad jos gali būti buvusios spiralinės, praradusios dujas spiečių aplinkoje arba menkų susijungimų metu, taip tapdamos perėjimu tarp klasikinių elipsinių ir spiralių.

8. Neatsakyti klausimai ir naujos galimybės

8.1 Ankstyvieji pirmtakai dideliame raudonajame poslinkyje

JWST ir dideli antžeminiai teleskopai ieško tolimų proto-elipsinių – masyvių, kompaktiškų galaktikų ties z ∼ 2–3, kurios ilgainiui virto dabartinėmis milžiniškomis elipsinėmis. Jų žvaigždėdaros istorijos, „gesinimo“ mechanizmai ir susijungimų dažnis praplečia mūsų supratimą, kaip formuojasi elipsinės.

8.2 Išsamios kinematikos matavimai

Integralinių laukų (IFU) tyrimai (pvz., MANGA, SAMI, CALIFA) teikia dvimačius greičių ir spektrinių linijų žemėlapius, išryškinančius pogrupius (pvz., kinematiškai atskirtus branduolius) ar paslėptus diskus elipsinėse. Šie duomenys, derinami su naujomis simuliacijomis, išsamiau rodo, kokie susijungimų keliai sukuria elipses panašias į stebimas.

8.3 AGN grįžtamasis ryšys ir halų dujos

Karštų dujų halai apie elipsines ir radijo režimo AGN grįžtamasis ryšys vis dar intensyviai tyrinėjami. Rentgeno duomenys rodo, kaip centrinių juodųjų skylių išmetami srautai formuoja „ertmes“, stabdo dujų atvėsimą ir žvaigždėdaros augimą. Aptikus sąryšį tarp juodosios skylės augimo ir galutinės morfologijos, galima geriau paaiškinti elipsinių formavimosi teorijas [10].

9. Išvada

Elipsinės galaktikos dažnai vainikuoja galaktikų evoliucijos grandinę daugybėje hierarchinių scenarijų: masyvios, sferoidinės sistemos, dažniausiai susiformavusios didelių susijungimų ir vėlesnės dinaminės relaksacijos būdu, turinčios senesnes, metalų turtingas žvaigždes. Jų būdingas dujų ir žvaigždėdaros trūkumas, o taip pat atsitiktinės žvaigždžių orbitos, išskiria jas iš diskinių galaktikų. Spiečių centruose šios gigantiškos galaktikos išsiskiria kaip BCG, formuotos ilgametės „kanibalizmo“ sąveikos. Tuo tarpu nykštukinės elipsinės (dE) rodo, kaip aplinka per aplinkos sąveikas pamažu atima dujas, sukuria paprastesnes sferoidines formas.

Apžvelgdami platų stebėjimų spektrą – nuo netoli esančių nykštukinių iki tolimų, didelio raudonojo poslinkio kompaktiškų starburstų – ir taikydami pažangias simuliacijas, astronomai tiria, kaip šios „raudonos ir nebeaktyvios“ galaktikos kaupia masę, stabdo žvaigždėdarą ir saugo savo struktūroje bei žvaigždėse turtingą informacijos šaltinį apie ankstyvą, tankią Visatą. Galiausiai elipsinės išlieka kosminiais susiliejimų reliktais, savo pavidalu ir žvaigždžių populiacijomis liudydamos apie energingiausius Visatos susidūrimus praeityje.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). “Dust in ellipticals. II. Dust lanes, optical colors, and far-infrared emission.” The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). “Mergers and Some Consequences.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). “Transformations of Galaxies. II. Gasdynamics in Merging Disk Galaxies.” The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). “Dynamically hot stellar systems and the merger rate.” Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). “Statistical mechanics of violent relaxation in stellar systems.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). “Light Profiles of Spheroids.” The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). “A Unified, Merger-driven Model of the Origin of Starbursts, Quasars, the Cosmic X-Ray Background, Stronger Evidence for black holes and galaxy spheroids.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Emsellem, E., et al. (2011). “The ATLAS3D project – I. A volume-limited sample of 260 early-type galaxies.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Djorgovski, S., & Davis, M. (1987). “Fundamental properties of elliptical galaxies.” The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Fabian, A. C. (2012). “Observational Evidence of Active Galactic Nuclei Feedback.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Zpět na blog