Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Elliptilised galaktikad: moodustumine ja omadused

Kuidas kokkupõrked ja dünaamiline lõdvestus loovad massiivseid, sfäärilisi galaktikaid vanemate tähtede populatsioonidega

Universumi erinevate galaktikatüüpide seas paistavad elliptilised galaktikad silma oma ühtlaste, ellipsoidsete vormide, selgete ketta struktuuride puudumise ja vanemate, punasemate tähepopulatsioonidega. Sageli leidub neid tihedas keskkonnas, näiteks klastrite keskustes; hiiglaslikud elliptilised galaktikad võivad mahutada triljoneid Päikese massi tähti üsna kompaktsetes ruumides. Kuidas need massiivsed, sfäärilised süsteemid tekivad ja miks neis tavaliselt domineerivad vanemad tähed? Selles artiklis käsitleme elliptiliste galaktikate põhijooni, nende kogunemisprotsessi, mida sageli määravad ühinemised, ning dünaamilist lõdvestumist, mis määratleb nende struktuuri.

1. Elliptiliste galaktikate tunnused

1.1 Morfoloogia ja klassifikatsioon

Hubble'i „häälestusharjas“ tähistatakse elliptilisi galaktikaid peaaegu sfäärilistest (E0) kuni tugevalt piklikeni (E7). Põhilised vaadeldavad omadused:

  1. Ühtlane, detailitu valguse jaotus – puuduvad spiraalid või eredad tolmuvöödid.
  2. Vanemad, punasemad tähed – peaaegu ei toimu uut tähetekke.
  3. Juhuslikud täheorbiidid – tähed liiguvad erinevates suundades ning süsteemi toetab rõhk, mitte pöörlemisjõud.

Elliptiliste galaktikate heledus ja mass varieeruvad: alates hiiglaslikest elliptilistest (~1012 M⊙) klastrite keskustes kuni väikeste kääbuselliptiliste (dE või dSph) rühmadeni või klastrite servades.

1.2 Tähepopulatsioonid ja gaasi hulk

Tavaliselt elliptilistes galaktikates peaaegu pole külma gaasi ega tolmu, tähetekke tempo on nulli lähedal ning domineerivad vanad, metallirikkad tähed. Kuid osa elliptilisi (eriti massiivseid, mis asuvad klastrites) võib omada kuuma, röntgenkiirgust kiirgava gaasi halo-sid ning mõnedel on nõrgad tolmuvöödid või kestad pärast väiksemaid ühinemisi [1].

1.3 Klastri eredaimad galaktikad (BCG)

Klastrite keskustes on sageli kõige eredamad ja massiivsemad elliptilised – klastri eredaimad galaktikad (BCG), mida mõnikord nimetatakse cD-tüüpi galaktikateks pikendatud väliste halo-dega. Need galaktikad võivad aja jooksul massi „kasvatada“, „neelates“ väiksemaid klastri liikmeid läbi kosmilise ajaloo, lõpuks moodustades väga hiiglaslikke sfääre.

2. Tekkimisteed

2.1 Suured spiraalide ühinemised

Peamine hiiglaslike elliptiliste tekkemehhanism põhineb suurte kahe spiraalgalaktika ühinemisel, mille massid on sarnased. Selliste kokkupõrgete ajal:

  • Nurkimpulss jaotub ümber, tähtede orbiidid muutuvad juhuslikeks, hävitades varasema ketta struktuuri.
  • Gaasi sissevool võib mõnda aega toita tugevat tähetekke pursket, ülejäänud gaasid tarbitakse või surutakse välja.
  • Ühinemise jäänuk ilmneb rõhuga toetatud sfäärilise galaktikana – elliptiline [2, 3].

Simulatsioonid kinnitavad, et suur ühinemine võib vägivallalise lõdvestumise kaudu tekitada pinna heledusprofiile ja kiiruse dispersioone, mis sarnanevad elliptilistes galaktikates täheldatud omadustega.

2.2 Mitmed ühinemised ja rühmade akretsioon

Elliptilised galaktikad võivad tekkida ka mitme järjestikuse ühinemise kaudu:

  • Kaaslaste galaktikate akretsioon rühma keskkonnas.
  • Rühmade ühinemine teise rühmaga, enne kui klaster moodustub, loob massiivseid elliptilisi.
  • Mõned elliptilised peegeldavad paljude väiksemate galaktikate tähtede halo, mis lõpuks ühinesid.

2.3 Väikesed ühinemised ja sekulaarne areng

Väiksemad sündmused – väikesed ühinemised suure galaktika ja väikese kaaslase vahel – ei ole tavaliselt piisavad ketta galaktika täielikuks muutmiseks elliptiliseks. Kuid korduvad väikesed ühinemised võivad järk-järgult suurendada tuuma, vähendada gaasi varusid ja suunata morfoloogiat sfäärilise kuju suunas. Mõningaid elliptilisi tunnuseid (nt koorikud, tõusulained) võib seostada selliste interaktsioonidega, mis koguvad tähti orbiidilt ümber peamise galaktika [4].

3. Elliptiliste dünaamiline lõdvestumine

3.1 Vägivallaline lõdvestumine (violent relaxation)

Suurte ühinemiste ajal muutub gravitatsioonipotentsiaal kiiresti galaktikate kokkupõrkel. See põhjustab vägivallalist lõdvestumist – tähtede energia ja orbiidid muutuvad juhuslikult dünaamilistel skaala (~108 aastat) jooksul. Pärast ühinemist saavutab galaktika uue tasakaalu, tavaliselt sfäärilise struktuuri. Lõplik kuju sõltub kogu nurkimpulsist, masside suhtest ja algsetest orbitaaltingimustest [5].

3.2 Rõhu toetus, mitte pöörlemine

Erinevalt ketastest, mida toetab korralik pöörlemine, valitseb elliptilistes rõhu toetus. Tähtede kiiruste dispersioon juhuslikel orbiitidel kompenseerib gravitatsiooni. Lineaarsete kiiruste mõõtmised näitavad, et enamik hiiglaslikke elliptilisi pöörleb vähe, kuid mõnel on keskmine pöörlemine või „anisotroopne“ kiiruse jaotus, mis võimaldab mõista osa nurkimpulsi säilimist.

3.3 Lõdvestumisprofiilid

Elliptilised galaktikad vastavad sageli Sérsici heledusprofiilile (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Väiksematel heledatel elliptilistel on tavaliselt järsemad keskprofiilid, samas kui heledamatel hiidudel on „tuum“ või „core-like“ struktuur, mis on kujunenud tähtede kokkupõrgete, musta augu mõju või ühinemiste ajaloo tõttu. Need erinevused peegeldavad individuaalset kujunemis- ja lõdvestumisrada [6].

4. Vana tähed ja tähetekke kustumine

4.1 Tähetekke peatamine

Kui moodustub elliptiline galaktika (eriti gaasirikaste suurte ühinemiste ajal), kasutatakse kogu gaas sageli tähetekke plahvatuses või puhutakse välja supernoovade / AGN tuulte poolt, pidurdades edasist tähetekke. Ilma uue gaasi allikata vananevad tähepopulatsioonid, galaktika muutub punasemaks ja muutub „mitteaktiivseks“.

4.2 Metallidega rikastunud, vanemad tähed

Spektraalsed uuringud paljastavad tugevdatud alfa elemente (nt O, Mg) massiivsetes elliptilistes, näidates kiiret varajast tähetekke (rohkem II tüüpi supernoovasid). Miljardite aastate jooksul koguvad need massiivsed elliptilised suures koguses metalle, mis peegeldab varajasi tähetekke purskeid. Väiksemates elliptilistes või pärast korduvaid väikeseid ühinemisi kestab tähetekke kauem, kuid see katkeb ikkagi varem kui kogu pikaajalise ketasfaasi jooksul.

4.3 AGN tagasiside

Kui ühinemise jäänukal on aktiivselt akretsiooniv supermassiivne must auk, võivad AGN tuuled ülejäänud gaasi soojendada või välja ajada. Simulatsioonid näitavad, et selline tagasiside stabiliseerib elliptilise, hoides selle gaasivabana, punasena ja takistades täiendavat tähetekke kasvu [7].

5. Morfoloogilised ja kineetilised omadused

5.1 „Kastilised“ (boxy) ja „ketaselised“ isofotid

Kõrge lahutusvõimega pildid näitavad, et osa elliptilistel on „kastikujulised“ (boxy) isofotid (kontuurid näivad ristkülikukujulised), teistel on „ketaselised“ (disky), millel on kontuurid teravamad otstes. Need erinevused on tõenäoliselt seotud erineva ühinemiste ajalooga või orbitaalse anisotroopiaga:

  • „Kastilised“ elliptilised on tavaliselt massiivsemad, sageli tugeva raadio AGN aktiivsusega, mis viitab varasematele suurtele ühinemistele.
  • „Ketased“ elliptilised võivad säilitada osalist pöörlemisest tingitud lamenemist või pärineda vähem intensiivsetest ühinemistest.

5.2 Kiirelt ja aeglaselt pöörlevad

Kaasaegne integreeritud väljaspektroskoopia näitab, et mitte kõik elliptilised ei ole täiesti pöörlemisvabad. Kiirelt pöörlevad omavad suuremahulist ketaselist pöörlemist, mis sarnaneb lamedaks surutud sfäärile, samas kui aeglaselt pöörlevad peaaegu ei pöörle, nende liikumist juhivad juhuslikud tähtede orbiidid. See klassifikatsioon täiendab elliptiliste tüüpe ja näitab, et eksisteerib mitu ühinemisteed [8].

6. Keskkond ja skaala seadused

6.1 Elliptilised klastrites ja rühmades

Elliptilised on eriti sagedased klastrite keskustes ja tihedates rühmades, kus interaktsioonid ja ühinemised on sagedasemad. Mõned hiiglaslikud elliptilised tekivad kui klastri eredaimad galaktikad (BCG), neelates väiksemaid liikmeid ja moodustades venitatud haloesid.

6.2 Skaala seadused

Elliptiliste galaktikate puhul on iseloomulikud mitmed olulised seosed:

  • Faber–Jacksoni seadus: Tähtede kiiruse dispersiooni σ sõltuvus heledusest (L). Heledamad elliptilised omavad suuremat σ.
  • Põhipind („Fundamental Plane“): Seob efektiivse raadiuse, pindheledust ja kiiruse dispersiooni, peegeldades gravitatsioonipotentsiaali ja tähtede populatsiooni tasakaalu [9].

Need seaduspärasused räägivad elliptiliste evolutsiooni ühtsest teest, mis on tõenäoliselt seotud ühinemiste ja hilisema lõdvestumisega.

7. Kääbuselliptilised (dE) ja läätsed (S0)

7.1 Kääbuselliptilised ja sfäärilised

Kääbuselliptilised (dE) või kääbus sfäärilised (dSph) võivad olla väikese massiga elliptiliste „sugulased“. Neid leidub tavaliselt klastrite või suuremate galaktikate keskkonnas, neil on vanad tähed ja vähe gaasi ning nende tekkimist võis mõjutada keskkonnamõju (nt gaasi eemaldamine, tõusulaine segamine). Mitte kõik ei ole moodustunud suurte ühinemiste teel, kuid keskkonna transformatsioonide abil võivad nad muutuda sfäärilisteks vormideks.

7.2 Läätsed (S0)

Kuigi neid sageli liigitatakse „varajase tüübi“ kategooriasse koos elliptilistega, säilitavad läätsed (S0) ketta, kuid neil puuduvad spiraalharud ja aktiivne tähetekke. Arvatakse, et nad võisid olla varem spiraalgalaktikad, kaotades gaasid klastrikeskkonnas või väikeste ühinemiste käigus, muutes nad üleminekuks klassikaliste elliptiliste ja spiraalsete vahel.

8. Vastamata küsimused ja uued võimalused

8.1 Varased eelkäijad suures punases nihkes

JWST ja suured maapealsed teleskoobid otsivad kaugeid proto-elliptilisi – massiivseid, kompaktseid galaktikaid punase nihkega z ∼ 2–3, mis on aja jooksul arenenud tänapäevasteks hiiglaslikeks elliptilisteks. Nende tähetekke ajalugu, „summutamise“ mehhanismid ja ühinemiste sagedus laiendavad meie arusaama elliptiliste tekkest.

8.2 Üksikasjalikud kineetika mõõtmised

Integraalväljade (IFU) uuringud (nt MANGA, SAMI, CALIFA) pakuvad kahemõõtmelisi kiiruse- ja spektrijoonte kaarte, mis toovad esile alarühmi (nt kineetiliselt eraldatud tuumad) või peidetud kettaid elliptilistes galaktikates. Need andmed, kombineerituna uute simulatsioonidega, näitavad üksikasjalikumalt, millised ühinemisteed loovad elliptilisi galaktikaid, mis sarnanevad vaadeldud.

8.3 AGN tagasiside ja halo gaasid

Kuuma gaasi halod elliptiliste ja raadiorežiimi AGN tagasiside kohta on endiselt intensiivselt uurimisel. Röntgenandmed näitavad, kuidas tsentraalsete mustade aukude poolt paisatud voolud moodustavad „tühimikke“, takistades gaasi jahtumist ja tähetekke kasvu. Musta augu kasvu ja lõpliku morfoloogia vahelise seose avastamine võimaldab paremini selgitada elliptiliste tekketeooriaid [10].

9. Kokkuvõte

Elliptilised galaktikad kroonivad sageli galaktikate evolutsiooniahelat paljudes hierarhilistes stsenaariumites: massiivsed, sfäärilised süsteemid, mis on tavaliselt moodustunud suurte ühinemiste ja hilisema dünaamilise lõdvestumise kaudu, sisaldades vanemaid, metallirikkaid tähti. Nende iseloomulikuks on gaasi ja tähetekke puudus ning juhuslikud tähtede orbiidid, mis eristavad neid ketasgalaktikatest. Klastrite keskustes paistavad need hiiglaslikud galaktikad silma kui BCG, mis on kujunenud pikaajalise „kanibalismi“ interaktsiooni tulemusena. Samal ajal näitavad kääbuselliptilised (dE) galaktikad, kuidas keskkond gaase järk-järgult eemaldab ja loob lihtsamaid sfäärilisi vorme.

Ülevaade laiaulatuslikust vaatluste spektrist – alates lähimatest kääbusgalaktikatest kuni kaugete, suure punase nihkega kompaktsete tähepursketeni – ning kasutades arenenud simulatsioone uurivad astronoomid, kuidas need „punased ja mitteaktiivsed“ galaktikad koguvad massi, peatavad tähetekke ja säilitavad oma struktuuris ning tähtedes rikkaliku infoallika varajase, tiheda Universumi kohta. Lõppkokkuvõttes jäävad elliptilised galaktikad kosmiliste ühinemiste reliikviateks, oma kuju ja tähtede populatsioonidega tunnistades Universumi võimsamaid kokkupõrkeid minevikus.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). „Tolm elliptilistes galaktikates. II. Tolmuribad, optilised värvid ja kauginfrapuna kiirgus.“ The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). „Ühinemised ja mõned tagajärjed.“ Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). „Galaktikate transformatsioonid. II. Gaasidünaamika ühinemisel kettagalaktikates.“ The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). „Dünaamiliselt kuumad tähtsüsteemid ja ühinemiste määr.“ Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). „Tähtsüsteemide vägivaldse lõdvestumise statistiline mehaanika.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). „Sfääride valgusprofiilid.“ The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). „Ühtne, ühinemistel põhinev mudel tähepurskete, kvasaari, kosmilise röntgenitausta, tugevamate tõendite kohta mustade aukude ja galaktika sfääride kohta.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Emsellem, E., et al. (2011). „ATLAS3D projekt – I. 260 varajase tüübi galaktika mahu-piiratud valim.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Djorgovski, S., & Davis, M. (1987). „Elliptiliste galaktikate põhiomadused.“ The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Fabian, A. C. (2012). „Tähelduslikud tõendid aktiivsete galaktiliste tuumade tagasiside kohta.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Naaske ajaveebi