Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Eliptické galaxie: formování a vlastnosti

Jak splynutí a dynamická relaxace vytvářejí masivní, sférické galaxie se staršími hvězdnými populacemi

Mezi různými typy galaxií ve vesmíru se eliptické galaxie vyznačují svými hladkými, elipsoidními tvary, výrazným nedostatkem diskových struktur a staršími, červenějšími hvězdnými populacemi. Často se vyskytují v hustém prostředí, například v centrech kup, kde obří eliptické galaxie mohou pojmout triliony hmot Slunce hvězd v poměrně kompaktním prostoru. Jak se tyto masivní, sferoidní systémy formují a proč v nich obvykle dominují starší hvězdy? Tento článek se zabývá hlavními rysy eliptických galaxií, jejich procesem shromažďování, často řízeným sloučeními, a dynamickou relaxací, která definuje jejich strukturu.

1. Znaky eliptických galaxií

1.1 Morfologie a klasifikace

Na Hubbleově "třídící vidlici" jsou eliptické galaxie označeny od téměř sférických (E0) po výrazně protáhlé (E7) tvary. Hlavní pozorované vlastnosti:

  1. Rovnoměrné, nedetailní rozložení světla – nejsou přítomny spirály ani výrazné prachové pásy.
  2. Starší, červenější hvězdy – téměř žádná nová hvězdotvorba.
  3. Náhodné hvězdné dráhy – hvězdy se pohybují různými směry a systém je udržován tlakem, nikoli rotační silou.

Jasnost a hmotnost eliptických galaxií se liší: od obřích eliptických (~1012 M⊙) v centrech kup až po malé trpasličí eliptické (dE nebo dSph) skupiny či okraje kup.

1.2 Hvězdné populace a množství plynů

Obvykle v eliptických galaxiích téměř nejsou studené plyny ani prach, tempo hvězdotvorby je blízké nule a dominují staré, kovem bohaté hvězdy. Nicméně část eliptických (zejména masivních v kupách) může mít horké, rentgenové záření vyzařující plynové haly a některé vykazují slabé prachové pásy nebo obaly po méně výrazných sloučeních [1].

1.3 Nejjasnější galaxie kup (BCG)

V centrech kup často najdeme nejjasnější a nejhmotnější eliptické galaxie – nejjasnější galaxie kupy (BCG), někdy nazývané galaxiemi typu cD s roztaženými vnějšími haly. Tyto galaxie mohou "narůst" hmotu tím, že v průběhu kosmické historie "pohlcují" menší členy kupy, čímž nakonec vytvoří extrémně obří sferoidy.

2. Cesty vzniku

2.1 Velká sloučení spirál

Hlavní verze vzniku obřích eliptických galaxií je založena na velkém sloučení dvou spirálních galaxií s podobnými hmotnostmi. Během takových srážek:

  • Moment hybnosti se přerozděluje, hvězdné dráhy se stávají náhodnými, čímž se ničí jakákoli předchozí disková struktura.
  • Tok plynů může nějakou dobu živit intenzivní hvězdotvorný výbuch, zatímco zbývající plyn je spotřebován nebo vytlačen.
  • Zbytek sloučení se projevuje jako tlakem udržovaná sferoidní galaxie – eliptická [2, 3].

Simulace potvrzují, že velká fúze může násilnou relaxací vytvořit povrchové jasové profily a disperze rychlostí podobné vlastnostem pozorovaným v eliptických galaxiích.

2.2 Několik fúzí a akrece skupin

Eliptické galaxie se také mohou vytvořit skrze několik po sobě jdoucích fúzí:

  • Akrece satelitních galaxií v prostředí skupiny.
  • Fúze skupin s jinou skupinou, ještě před vznikem kupy, vytváří masivní eliptické galaxie.
  • Některé eliptické odrážejí hvězdné haló mnoha menších galaxií, které se postupně sloučily.

2.3 Menší fúze a sekulární vývoj

Méně výrazné události – menší fúze mezi velkou galaxií a malým satelitem – obvykle nestačí k úplnému přeměnění diskové galaxie na eliptickou. Opakované menší fúze však mohou postupně zvětšit jádro, snížit zásoby plynu a nasměrovat morfologii směrem ke sferoidnímu tvaru. Některé rysy eliptických (např. skořápky, přílivové pozůstatky) lze spojit s takovými interakcemi, které shromažďují hvězdy z orbit kolem hlavní galaxie [4].

3. Dynamická relaxace eliptických galaxií

3.1 Násilná relaxace (violent relaxation)

Během velké fúze se gravitační potenciál rychle mění, když galaxie narážejí. To způsobuje násilnou relaxaci – náhodné dynamické změny energie a drah hvězd (~108 let). Po fúzi galaxie získá novou rovnováhu, obvykle sferoidní strukturu. Konečný tvar závisí na celkovém momentu hybnosti, poměru hmotností a počátečních orbitálních podmínkách [5].

3.2 Podpora tlakem, nikoli rotace

Na rozdíl od disků, které jsou podporovány uspořádaným rotováním, v eliptických převládá podpora tlakem. Disperze rychlostí hvězd v náhodných drahách kompenzuje gravitaci. Měření lineárních rychlostí ukazují, že většina obrovských eliptických rotuje málo, ale některé mají střední rotaci nebo „anizotropní“ rozložení rychlostí, což umožňuje pochopit zachování části momentu hybnosti.

3.3 Relaxační profily

Eliptické galaxie často odpovídají Sérsicovu profilu intenzity (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Slabší eliptické mají obvykle strmější centrální profily, zatímco jasnější obři mají „jádro“ nebo „core-like“ strukturu, vytvořenou srážkami hvězd, vlivem černé díry nebo historií fúzí. Tyto rozdíly odrážejí individuální cestu formování a relaxace [6].

4. Staré hvězdy a zánik hvězdotvorby

4.1 Zastavení hvězdotvorby

Když se vytvoří eliptická galaxie (zejména během bohaté na plyn velké fúze), veškerý plyn je často spotřebován v náhlém výbuchu hvězdotvorby nebo vyfouknut supernovovými / AGN větry, tlumící další hvězdotvorbu. Bez nového zdroje plynu populace hvězd stárne, galaxie zčervená a stává se „neaktivní“.

4.2 Kovy obohacené, starší hvězdy

Spektrální studie odhalují zesílené alfa prvky (např. O, Mg) v masivních eliptických galaxiích, což ukazuje na rychlou ranou hvězdotvorbu (mnoho supernov typu II). Během miliard let tyto masivní eliptické nahromadí vysoký obsah kovů, odrážející rané hvězdotvorné výbuchy. V menších eliptických nebo po opakovaných menších sléváních hvězdotvorba pokračuje déle, ale přesto je ukončena dříve než v dlouhodobých diskových fázích.

4.3 AGN zpětná vazba

Pokud pozůstatek slévání obsahuje aktivně akreční supermasivní černou díru, AGN větry mohou ohřívat nebo vyhánět zbylé plyny. Simulace ukazují, že tato zpětná vazba stabilizuje eliptickou galaxii, udržuje ji v bezplynném, červeném stavu a brání dalšímu růstu hvězdotvorby [7].

5. Morfologické a kinematické vlastnosti

5.1 „Krabicové“ (boxy) a „diskové“ izofoty

Vysoce rozlišené snímky ukazují, že část eliptických má „krabicové“ (boxy) izofoty (kontury vypadají jako obdélníky), jiné mají „diskové“ (disky) s výraznějšími konturami na okrajích. Tyto rozdíly pravděpodobně souvisejí s odlišnou historií slévání nebo orbitální anizotropií:

  • „Krabicové“ eliptické jsou obvykle masivnější, často s výraznou radioaktivní AGN aktivitou, svědčící o minulých velkých sléváních.
  • „Diskové“ eliptické mohou zachovat částečné rotující zploštění nebo pocházet z méně dramatických slévání.

5.2 Rychle a pomalu rotující

Moderní komplexní (integrální pole) spektroskopie ukazuje, že ne všechny eliptické jsou zcela bez rotace. Rychle rotující vykazují rozsáhlejší diskovou rotaci podobnou zploštělému sferoidu, zatímco pomalé rotátory se téměř neotáčejí, jejich pohyb ovládají náhodné hvězdné dráhy. Tato klasifikace doplňuje typy eliptických a ukazuje, že existuje několik cest slévání [8].

6. Prostředí a zákony škály

6.1 Eliptické v kupách a skupinách

Eliptické jsou zvláště časté v centrech kup a hustých skupinách, kde jsou interakce a slévání častější. Některé obří eliptické vznikají jako Nejjasnější galaxie kupy (BCG), pohlcují menší členy a tvoří rozlehlé haló.

6.2 Zákony škály

Eliptické galaxie mají několik významných vztahů:

  • Faber–Jacksonův zákon: Závislost disperze rychlosti hvězd σ na jasnosti (L). Jasnější eliptické mají větší σ.
  • Fundamentální rovina („Fundamental Plane“): Spojuje efektivní poloměr, povrchovou jasnost a disperzi rychlosti, odrážející rovnováhu gravitačního potenciálu a hvězdné populace [9].

Tyto zákony svědčí o jednotné evoluční cestě eliptických galaxií, pravděpodobně spojené se sléváním a následnou relaxací.

7. Trpasličí eliptické (dE) a čočkovité (S0)

7.1 Trpasličí eliptické a sferoidní

Trpasličí eliptické (dE) nebo trpasličí sferoidní (dSph) mohou být nízkomasivní příbuzné eliptických galaxií. Nejčastěji se vyskytují v kupách nebo v okolí větších galaxií, mají staré hvězdy a málo plynu, a jejich formování mohlo být ovlivněno vlivem prostředí (např. odtržení plynu, slapové míchání). Ne všechny vznikly velkými sloučeními, ale prostřednictvím environmentálních transformací mohou být přeměněny na sferoidní tvary.

7.2 Čočkovité (S0)

Ačkoliv jsou často zařazovány do kategorie „raného typu“ spolu s eliptickými galaxiemi, čočkovité (S0) si zachovávají disk, ale postrádají spirální ramena a aktivní hvězdotvorbu. Předpokládá se, že mohly být dříve spirálními galaxiemi, které ztratily plyn v kupových prostředích nebo během menších sloučení, čímž se staly přechodem mezi klasickými eliptickými a spirálními galaxiemi.

8. Nezodpovězené otázky a nové možnosti

8.1 Raní předchůdci ve velkém rudém posuvu

JWST a velké pozemní dalekohledy hledají vzdálené proto-eliptické – masivní, kompaktní galaxie při z ∼ 2–3, které se postupně vyvinuly v dnešní obří eliptické galaxie. Jejich historie hvězdotvorby, mechanismy „uhasínání“ a frekvence sloučení rozšiřují naše chápání formování eliptických galaxií.

8.2 Podrobné měření kinematiky

Výzkumy s integralními poli (IFU) (např. MANGA, SAMI, CALIFA) poskytují dvourozměrné mapy rychlostí a spektrálních čar, které odhalují podskupiny (např. kinematicky oddělená jádra) nebo skryté disky v eliptických galaxiích. Tato data, kombinovaná s novými simulacemi, podrobněji ukazují, jaké sloučovací cesty vytvářejí eliptické galaxie podobné těm pozorovaným.

8.3 Zpětná vazba AGN a plyny v halách

Horké plynové haly kolem eliptických galaxií a zpětná vazba radiového režimu AGN jsou stále intenzivně zkoumány. Rentgenová data ukazují, jak proudy vycházející z centrálních černých děr vytvářejí „prázdná místa“, zastavují ochlazování plynů a růst hvězdotvorby. Nalezení souvislosti mezi růstem černé díry a konečnou morfologií může lépe vysvětlit teorie formování eliptických galaxií [10].

9. Závěr

Eliptické galaxie často korunují řetězec evoluce galaxií v mnoha hierarchických scénářích: masivní, sferoidní systémy, většinou vzniklé velkými sloučeními a následnou dynamickou relaxací, obsahující starší, kovově bohaté hvězdy. Jejich charakteristickým rysem je nedostatek plynů a hvězdotvorby, stejně jako náhodné hvězdné dráhy, což je odlišuje od diskových galaxií. V centrech kup hvězd těchto obřích galaxií vynikají jako BCG, vytvořené dlouhodobou interakcí „kanibalismu“. Mezitím trpasličí eliptické galaxie (dE) ukazují, jak prostředí postupně odebírá plyn prostřednictvím interakcí s okolím a vytváří jednodušší sferoidní tvary.

Při přehledu širokého spektra pozorování – od blízkých trpasličích až po vzdálené, vysoce rudý posun kompaktní starbursty – a použití pokročilých simulací astronomové zkoumají, jak tyto „červené a neaktivní“ galaxie hromadí hmotu, zastavují tvorbu hvězd a uchovávají ve své struktuře a hvězdách bohatý zdroj informací o raném, hustém vesmíru. Nakonec eliptické galaxie zůstávají kosmickými relikty slévání, svým tvarem a hvězdnými populacemi svědčícími o nejenergetičtějších srážkách ve vesmíru v minulosti.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). „Prach v eliptických galaxiích. II. Prachové pásy, optické barvy a dalekoinfračtní emise.“ The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). „Slévání a některé důsledky.“ Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). „Transformace galaxií. II. Plynová dynamika při slévání diskových galaxií.“ The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). „Dynamicky horké hvězdné systémy a míra slévání.“ Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). „Statistická mechanika násilné relaxace v hvězdných systémech.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). „Světelné profily sféroidů.“ The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). „Jednotný model původu hvězdných záblesků, kvazarů, kosmického rentgenového pozadí, silnější důkazy pro černé díry a galaktické sféroidy řízený sléváním.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Emsellem, E., et al. (2011). „Projekt ATLAS3D – I. Objemově omezený vzorek 260 raných typů galaxií.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Djorgovski, S., & Davis, M. (1987). „Základní vlastnosti eliptických galaxií.“ The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Fabian, A. C. (2012). „Pozorovací důkazy zpětné vazby aktivních galaktických jader.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Návrat na blog