ელიფსური გალაქტიკები: ფორმირება და თავისებურებები
Linas Juozėnasგაზიარება
ცოდნის კიდობანი · სამყარო · თავი 03 / სტატია 06
ელიფსური გალაქტიკები
ვარსკვლავების თანაბარი ნათება შეიძლება რთულ წარსულს მალავდეს: ვარსკვლავთწარმოქმნის ადრეულ აფეთქებებს, მოგვიანებით შერწყმებს, ვარსკვლავების ცვალებად ორბიტებსა და გალაქტიკაში მუდმივად მოძრავ გაზს.
რა იმალება თანაბარი ნათების მიღმა?
სპირალურ გალაქტიკასთან შედარებით, ელიფსური შეიძლება თითქმის მარტივად გამოიყურებოდეს: კაშკაშა ცენტრი თანდათან მკრთალ, მომრგვალებულ გარსში გადადის, ხოლო თვალს მიმზიდველი ფართო მკლავები არ ჩანს. მიუხედავად ამისა, მისი ვარსკვლავები რთულ გრავიტაციულ სისტემაში მოძრაობენ.
ჩვენი წინა სტატია დისკების სტრუქტურებს იკვლევდა. ელიფსური გალაქტიკები სხვაგვარად გამოკვლევისკენ გვიბიძგებს: ვარსკვლავების მოძრაობის, ქიმიური ნიშნების, მკრთალი გარე სტრუქტურებისა და გაზის შესწავლით აღვადგინოთ, როგორ გაიზარდნენ ისინი.
ყველა ელიფსური გალაქტიკისთვის ერთი საერთო გზა არ არსებობს. მათი დღევანდელი იერი ვარსკვლავების ისტორიასა და მათ გარშემო გალაქტიკის მოგვიანებით თავმოყრას აერთიანებს.
რა აქცევს გალაქტიკას ელიფსურად?
ე. წ. ელიფსური გალაქტიკა გამოირჩევა არსებითად თანაბარი, ცენტრში კონცენტრირებული ვარსკვლავური იერით, ჩვეულებრივ, მკვეთრი სპირალური მკლავებისა თუ აშკარა დიდი დისკის გარეშე. ეს აღწერა ტოვებს დიდ სივრცეს სიკაშკაშის, შინაგანი მოძრაობისა და დაფარული სტრუქტურების მრავალფეროვნებისთვის.[1]
ჩვეულებრივი E0–E7 ნიშნები ცაზე გამოსახულ გაბრტყელებას აღწერს. ისინი გამოსახულების მოკლე ღერძს b გრძელ ღერძს a ადარებს, მიახლოებით ფორმულით E = 10(1 − b/a). სამი მაგალითი აჩვენებს, რას ნიშნავს ეს ნიშნები.
E0 · პროექციაში მრგვალი
გამოსახულებაში გრძელი და მოკლე ღერძების სიგრძე ტოლია. ეს არ ამტკიცებს, რომ გალაქტიკა სფეროა.
E3 · საშუალოდ გაბრტყელებული
Projekციაში მოკლე ღერძის სიგრძე გრძელი ღერძის სიგრძის დაახლოებით 70%-ია.
E7 · ძლიერ გაბრტყელებული
პროექციაში მოკლე ღერძის სიგრძე გრძელი ღერძის სიგრძის დაახლოებით 30 %-ს შეადგენს. მხოლოდ კონტურით ნამდვილი სივრცული ფორმის დადგენა შეუძლებელია.
კონტურები და ღერძები ხილულ გაბრტყელებას ასახავს, როცა გამოსახულებაზე დიდი ღერძის სიგრძე ერთნაირია. ეს არც სამგანზომილებიანი მოდელებია და არც ევოლუციის ეტაპები.
დაკვირვების კუთხეს მნიშვნელობა აქვს: გაბრტყელებული სისტემა, რომელსაც თითქმის მისი სიბრტყის მართობულად ვუყურებთ, შეიძლება მრგვალი ჩანდეს. მისი ნამდვილი სივრცული ფორმის აღსადგენად საჭიროა დაშვებები და, როცა შესაძლებელია, ინფორმაცია ვარსკვლავთა მოძრაობის შესახებ.[2]
უფრო მგრძნობიარე გამოსახულებებზე შეიძლება გამოჩნდეს გარსები, მკრთალი კუდები, მტვერი ან შიგნით მდებარე ვარსკვლავური კომპონენტები. „ელიფსური“ გაბატონებულ იერსახეს აჯამებს; ეს არ ნიშნავს, რომ გალაქტიკის ყველა ნაწილს გამორჩეული ნიშნები არ აქვს.[1]
როგორ უზრუნველყოფს ვარსკვლავების ორბიტული მოძრაობა ელიფსური გალაქტიკის წონასწორობას?
გალაქტიკის ვარსკვლავები, ჩვეულებრივ, სისტემაში ისე მოძრაობენ, რომ ფიზიკურად არ ეჯახებიან ერთმანეთს. მათ ორბიტებს საერთო გრავიტაციული ველი განსაზღვრავს. ელიფსურ გალაქტიკაში ამ ორბიტების მიმართულებები და ფორმები შეიძლება ძალიან მრავალფეროვანი იყოს.
სიჩქარეთა დისპერსია ვარსკვლავების სიჩქარეთა გაფანტვას აღწერს. როდესაც ეს გაფანტვა დიდწილად უზრუნველყოფს სისტემის დინამიკურ წონასწორობას, ასტრონომები ასეთ სისტემას სიჩქარეთა დისპერსიით მხარდაჭერილ სისტემას ან წნევით მხარდაჭერილ სისტემას უწოდებენ. ეს ტერმინი ორბიტულ მოძრაობას აღწერს და არა იმას, რომ ვარსკვლავები ერთმანეთს მკვრივი აირის ნაწილაკებივით აწვებიან.[1]
სწრაფად მბრუნავი გალაქტიკები
ამ სისტემებში ვარსკვლავების მოწესრიგებული ბრუნვა მათ სიჩქარეთა დისპერსიასთან შედარებით მნიშვნელოვანია. ზოგიერთი გარეგნულად ელიფსური გალაქტიკა ამ კატეგორიას მიეკუთვნება.
ნელა მბრუნავი გალაქტიკები
კლასიფიკაციის კრიტერიუმების მიხედვით, რომლებიც ხილულ გაბრტყელებასაც ითვალისწინებს, ამ გალაქტიკებში მოწესრიგებული ბრუნვა უფრო სუსტია. ნელი ბრუნვა არ ნიშნავს, რომ ცალკეული ვარსკვლავები ნელა მოძრაობენ ან რომ საერთო ბრუნვა საერთოდ არ არსებობს.
ინტეგრალური ველის სპექტროსკოპია გალაქტიკის მრავალ ადგილას აღრიცხავს სპექტრებს და ამგვარად სიჩქარისა და სიჩქარეთა დისპერსიის რუკის შედგენის საშუალებას იძლევა. ასეთი რუკები ავლენს განსხვავებებს, რომლებსაც ერთგვაროვანი ოპტიკური გამოსახულება შეიძლება ფარავდეს.[3]
რა დაადგინეს ATLAS3D-ის მიმოხილვისას?
ახლომდებარე გალაქტიკების მის ნიმუშში იყო ადრეული ტიპის 260 გალაქტიკა, რომელთა კატეგორიაში შედის როგორც ელიფსური, ისე ლინზისებრი გალაქტიკები. ამ საერთო ნიმუშის დაახლოებით 86 % სწრაფად მბრუნავი გალაქტიკები იყო.
მორფოლოგიურად ელიფსურად კლასიფიცირებულ გალაქტიკებს შორის დაახლოებით 66 % სწრაფად მბრუნავი გალაქტიკების ჯგუფს მიეკუთვნებოდა. ეს შედეგები კონკრეტული ნიმუშისთვისაა დამახასიათებელი, თუმცა ნათლად აჩვენებს, რატომ არ უნდა მივიჩნიოთ „ელიფსური“ და „უმბრუნავი“ სინონიმებად.[3]
რა ხდება ძალადობრივი რელაქსაციის დროს?
როცა შერწყმა სწრაფად ცვლის საერთო გრავიტაციულ ველს, მას შეუძლია ვარსკვლავების ორბიტული ენერგიების გადანაწილება. ამ პროცესს ძალადობრივ რელაქსაციას უწოდებენ. მას შეუძლია ხელი შეუწყოს ვარსკვლავების უფრო თანაბარი განაწილების ჩამოყალიბებას, ვარსკვლავებს შორის განმეორებითი ფიზიკური შეჯახებების გარეშე.
ამ პროცესის დროითი მასშტაბი დაკავშირებულია იმასთან, თუ რამდენი დრო სჭირდებათ ვარსკვლავებს სისტემის გასავლელად, ამიტომ ის სისტემის ზომასა და მასაზეა დამოკიდებული. რელაქსაცია შესაძლოა არასრულიც იყოს: ასეთ დროს რჩება წვრილი სტრუქტურები და წარსული ურთიერთქმედების კვალი.[4]
როგორ წარმოიქმნება და იზრდება ელიფსური გალაქტიკები?
შერწყმები სფერული სისტემების წარმოქმნის მნიშვნელოვანი გზაა. ფართომასშტაბიან შეჯახებას შეუძლია ვარსკვლავების ორბიტების გარდაქმნა, გაზის შიგნით მიმართვა და დისკის სტრუქტურის მკვეთრად შეცვლა. შედეგი დამოკიდებულია გაზის მარაგზე, მასათა შეფარდებაზე, ორბიტების გეომეტრიასა და შემდგომ აკრეციაზე.
გაზით მდიდარი გალაქტიკების შერწყმამ შეიძლება ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნას შეუწყოს ხელი და ამავდროულად დისკის სტრუქტურის ნაწილი უცვლელი დატოვოს ან დისკს ხელახლა გაზრდის საშუალება მისცეს. გაზით ღარიბი გალაქტიკების შერწყმა კი ძირითადად უკვე არსებულ ვარსკვლავებს აერთიანებს და გადაანაწილებს. ამიტომ ფართომასშტაბიანი შერწყმა აუცილებლად არ ტოვებს კონკრეტული ტიპის ელიფსურ ნარჩენს.[6]
როდის წარმოიქმნა ვარსკვლავები?
მათი დიდი ნაწილი შესაძლოა ადრეულ პერიოდში გაჩენილიყო – მთავარ წინამორბედ გალაქტიკაში ან ცალკეულ გალაქტიკებში, რომლებიც მოგვიანებით მას შეუერთდნენ.
როდის ჩამოყალიბდა გალაქტიკა, როგორც მთლიანობა?
მოგვიანებით შერწყმებმა შეიძლება ეს ძველი ვარსკვლავური პოპულაციები გააერთიანოს და გალაქტიკის გარე გარსი გააფართოოს.
როდის შენელდა ვარსკვლავთწარმოქმნა?
გაზის მიწოდება და მისი გაგრილება ამ ისტორიის სხვა ნაწილს განსაზღვრავს, რომელიც შეიძლება არ ემთხვეოდეს გალაქტიკის, როგორც მთლიანობის, საბოლოო ჩამოყალიბებას.
მოდელებში ხშირად აღწერენ ამ პროცესების ერთობლიობას: in situ ზრდა – ვარსკვლავების წარმოქმნა მთავარ წინამორბედ გალაქტიკაში – და ex situ ზრდა — სხვაგან წარმოქმნილი და აკრეციის შედეგად გალაქტიკაში მოხვედრილი ვარსკვლავები. ზრდის ამ გზების წილი მასასა და ევოლუციის ისტორიაზეა დამოკიდებული.[5]
უდიდესი ცენტრალური გალაქტიკების ზრდა
გალაქტიკათა გროვებში ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკების მოდელები აჩვენებს, როგორ შეიძლება სხვადასხვა გალაქტიკის წინამორბედში ადრეულად წარმოქმნილი ვარსკვლავები მოგვიანებით შერწყმების შედეგად ერთი გაცილებით დიდი გალაქტიკის ნაწილი გახდეს. უფრო მცირე გალაქტიკების აკრეციამ შეიძლება გარე ნაწილები მატერიით შეავსოს, ხოლო ცენტრალური ვარსკვლავური პოპულაცია ძველი დარჩეს.
ასე განასხვავებენ ვარსკვლავების ასაკსა და გალაქტიკის საბოლოო შეკრების შემდეგ გასულ დროს. ეს ასევე ხსნის, რატომ არ ნიშნავს ძველი ვარსკვლავური პოპულაციისთვის დამახასიათებელი სპექტრი აუცილებლად იმას, რომ გალაქტიკა ამ ვარსკვლავების დაბადების შემდეგ არ შეცვლილა.[7]
რატომ გამოიყურება ბევრი ელიფსური გალაქტიკა ძველად და წითლად?
როცა გალაქტიკაში ცოტა ახალი ვარსკვლავი წარმოიქმნება, მისი ხანმოკლე, ცხელი, ლურჯი ვარსკვლავები ქრებიან და მათ შემცვლელი ახალი ვარსკვლავები ცოტაა. მაშინ უფრო ცივი და ხანგრძლივად მცხოვრები ვარსკვლავები გალაქტიკის საერთო სინათლეში უფრო დიდ წვლილს შეაქვთ.
ბევრ ახლომდებარე მასიურ ელიფსურ გალაქტიკაში ძველი ვარსკვლავური პოპულაციები ჭარბობს. მათი სპექტრები ასევე აჩვენებს, რომ ვარსკვლავები ქიმიური ელემენტებით გამდიდრებულია, თუმცა ასაკი და მეტალურობა განსხვავდება გალაქტიკის მასის, მასში მდებარეობისა და ევოლუციის ინდივიდუალური ისტორიის მიხედვით.[8]
მეტალურობა არის ჰელიუმზე მძიმე ელემენტების სიუხვე. ვარსკვლავის შემადგენლობა უმეტესად ასახავს იმ აირის შემადგენლობას, რომლისგანაც ის წარმოიქმნა. ვარსკვლავური პოპულაცია მხოლოდ დაბერების გამო მეტალებით მდიდარი არ ხდება.
ვარსკვლავთა ადრინდელი თაობები მასის დაკარგვითა და აფეთქებებით ამდიდრებენ გარემომცველ აირს. მოგვიანებით, ამ გამდიდრებული მატერიისგან შეიძლება ახალი ვარსკვლავები წარმოიქმნას. სპექტრები ასტრონომებს ამ თანმიმდევრობის შესწავლის საშუალებას აძლევს, თუმცა სხვადასხვა ასაკისა და ქიმიური შემადგენლობის პოპულაციებისა და მტვრის ნარევები ინტერპრეტაციას ართულებს.[10]
მხოლოდ ფერი მთელ ისტორიას ვერ გვიამბობს. ასტრონომები ადარებენ შთანთქმის ხაზებს, დაკვირვებებს ტალღის სიგრძეების ფართო დიაპაზონში და ვარსკვლავური პოპულაციების მოდელებს, რათა შეაფასონ ასაკი და ქიმიური თვისებები, აგრეთვე დაადგინონ, ხომ არ იმალება ძველ პოპულაციაში ახალგაზრდა ვარსკვლავების მცირე წილი.[10]
რა ემართება აირს, როცა ვარსკვლავთწარმოქმნა სუსტდება?
ვარსკვლავთწარმოქმნის ჩახშობა ნიშნავს ვარსკვლავთწარმოქმნის ხანგრძლივ შემცირებას. მთავარი პირობაა, რომ ნაკლები აირი აღწევდეს ცივ, მკვრივ მდგომარეობას, რომელშიც ვარსკვლავები წარმოიქმნება. აირი შეიძლება გაცხელდეს, გარეთ გამოიდევნოს, დაიხარჯოს ან ხელი შეეშალოს მის ეფექტიან გაგრილებას.
ბევრ მასიურ ელიფსურ გალაქტიკას გარს აკრავს ფართოდ გადაჭიმული რენტგენის სხივების გამომსხივებელი ცხელი ატმოსფეროები. ზოგიერთ მათგანში ასევე არის უფრო ცივი აირი, მტვერი ან განახლებული ვარსკვლავთწარმოქმნა. დაბერებული ვარსკვლავები გარემოში მუდმივად აბრუნებენ მატერიას, ამიტომ აირის ცირკულაცია არ წყდება მაშინაც კი, როცა ახალი ვარსკვლავები იშვიათად იბადება.[11]
აირს ფაზის შეცვლა შეუძლია
ცხელი აირი ენერგიას ასხივებს. შესაფერის პირობებში ატმოსფეროს ნაწილი შეიძლება გაცივდეს, გამკვრივდეს და ცენტრალური რეგიონის აქტივობის შესანარჩუნებლად საჭირო მატერია მიაწოდოს. ეს მოხდება თუ არა, მის თერმოდინამიკურ მდგომარეობასა და გარემოზეა დამოკიდებული.[11]
ჭავლებს გაგრილების შეფერხება შეუძლიათ
აკრეტირებადი ცენტრალური შავი ხვრელის რადიოჭავლებს შეუძლიათ სიცარიელეების წარმოქმნა და ატმოსფეროსთვის მექანიკური ენერგიის გადაცემა. ეს გვეხმარება ავხსნათ, რატომ ცივდება ზოგიერთ ცხელ ჰალოში აირი და რატომ წარმოიქმნება მისგან ვარსკვლავები ბევრად უფრო ნელა, ვიდრე ამას გათბობის გარეშე შექმნილი მოდელი იწინასწარმეტყველებდა.[22]
ეს წონასწორობა დროთა განმავლობაში შეიძლება შეიცვალოს. გაგრილება, აკრეცია და უკუკავშირი ურთიერთქმედებს, ხოლო ახალი მატერია შეიძლება მოგვიანებით სხვა გალაქტიკებთან შეჯახების შედეგადაც შემოვიდეს. ამიტომ აქტიური ბირთვი აირის მიმდინარე ციკლის ნაწილია და არა იმის მტკიცებულება, რომ ყველა ელიფსური გალაქტიკა ერთი საბოლოო მოვლენისას სამუდამოდ დაიცალა.[11], [22]
ფორმა და ვარსკვლავთწარმოქმნა ცალ-ცალკე უნდა შეფასდეს. გალაქტიკაში ვარსკვლავთწარმოქმნა შეიძლება შეწყდეს, თუმცა მას მაინც საკმაოდ სწრაფი ბრუნვა შეუნარჩუნდეს; სფერულ სისტემაში კი შესაძლოა მცირე რაოდენობით ცივი აირიც დარჩეს.
რისი გამოვლენა შეუძლიათ სიკაშკაშის პროფილებსა და მკრთალ სტრუქტურებს?
გალაქტიკის ზედაპირული სიკაშკაშის პროფილი აღწერს, როგორ იცვლება მისი სიკაშკაშე ცის სიბრტყეზე ცენტრიდან დაშორების მიხედვით. ეფექტური რადიუსი, Re, შემოსაზღვრავს არეს, რომელსაც შერჩეული პროფილის მიხედვით გალაქტიკის მთლიანი პროექციული სიკაშკაშის ნახევარი შეესაბამება.
მოქნილად მორგებული სერსიკის პროფილი ხშირად სიკაშკაშის საერთო განაწილებას აღწერს. მისი ინდექსი n პროფილის ფორმას განსაზღვრავს. კარგად ცნობილი დე ვოკულერის ფორმა შეესაბამება n = 4-ს, თუმცა ეს მნიშვნელობა ყველა ელიფსურ გალაქტიკას არ ახასიათებს.[12]
სერსიკის პროფილი ჩვეულებრივი ნორმალიზაციით
I(R) = Ie exp{−bn[(R/Re)1/n − 1]}
I(R) არის ზედაპირული სიკაშკაშე პროექციულ რადიუსზე R, ხოლო Ie მისი მნიშვნელობაა Re-ზე. მუდმივა bn ისე შეირჩევა, რომ Re-ით შემოსაზღვრული არე პროფილის მთლიანი სიკაშკაშის ნახევარს მოიცავდეს.
ეს სინათლის განაწილების აღწერაა. კარგი შესაბამისობა ცალსახად არ ამჟღავნებს მის წარმომქმნელ მოვლენებს.[12]
იზოფოტები ზედაპირული სიკაშკაშის თანაბარი მნიშვნელობის კონტურებია. იდეალური ელიფსებისგან მცირე გადახრებმა შეიძლება მათ ოდნავ კუთხოვანი ან უფრო წვეტიანი, „დისკისებრი“ იერი მისცეს. ეს დეტალები სტრუქტურის შესახებ დამატებით მინიშნებებს გვაწვდის, თუმცა ბრუნვის ან შერწყმების რომელიმე კონკრეტული ისტორიის ზუსტ მაჩვენებლებს არ წარმოადგენს.[1], [3]
მასალა, რომელიც მიქცევა-მოქცევითმა ურთიერთქმედებებმა დატოვა
მიერთებული ვარსკვლავები შეიძლება ბუნდოვან სტრუქტურებში დაჯგუფებული დარჩეს დიდი ხნის განმავლობაში მას შემდეგაც, რაც კაშკაშა ცენტრი უკვე თანაბრად გამოიყურება. ღრმა გამოსახულებები წარსული ურთიერთქმედებების ამ კვალის აღმოჩენაში გვეხმარება.[1], [5]
გაიშვიათებული ვარსკვლავური ბირთვი
ზოგიერთი მასიური ელიფსური გალაქტიკის ცენტრში იმაზე ნაკლები სინათლეა, ვიდრე მოსალოდნელი იქნებოდა, გარე პროფილი შიგნით რომ გაგვეგრძელებინა. ეს ფარდობითი ნაკლებობაა და არა ცარიელი ხვრელი.
ცენტრისკენ ჩაძირულ სუპერმასიურ შავ ხვრელებს შეუძლიათ ორბიტული ენერგია ცენტრალურ ვარსკვლავებს გადასცენ. შავი ხვრელების წყვილის წარმოქმნის შემდეგ გრავიტაციული „შურდულის“ ურთიერთქმედებებმა შეიძლება დამატებითი ვარსკვლავები გადაანაწილოს. ამ პროცესის მოდელები გაიშვიათებული ბირთვების ახსნაში გვეხმარება; ვარსკვლავებს შორის ჩვეულებრივი ფიზიკური შეჯახებები ზოგად ახსნას არ წარმოადგენს.[13]
რას გვიჩვენებს მასშტაბის თანაფარდობები?
ე.წ. ფაბერ-ჯექსონის თანაფარდობა სიკაშკაშეს ვარსკვლავების სიჩქარეთა დისპერსიას უკავშირებს. ე.წ. ფუნდამენტური სიბრტყე ეფექტურ რადიუსს, ამ რადიუსის ფარგლებში ზედაპირის საშუალო სიკაშკაშესა და სიჩქარეთა დისპერსიას ერთმანეთთან აკავშირებს.
ეს ემპირიული კანონზომიერებები გალაქტიკის მასის განაწილებას, ვარსკვლავურ პოპულაციებსა და დინამიკურ სტრუქტურას ზღუდავს. ინფორმაციას იძლევა მათი გაფანტულობა და ცვალებადი დახრილობებიც. ისინი არ ამტკიცებს, რომ ყველა ელიფსური გალაქტიკა შერწყმების ერთნაირი ისტორიის შედეგად წარმოიქმნა.[14]
როგორ უკავშირდება ელიფსური გალაქტიკები გროვებს, ჯუჯა გალაქტიკებსა და S0 გალაქტიკებს?
მასიური ელიფსური გალაქტიკები გამოირჩევა მკვრივ გარემოში, მათ შორის ჯგუფებისა და გროვების ცენტრებში. ზოგიერთ ყველაზე კაშკაშა გროვის გალაქტიკას გაშლილი ვარსკვლავური გარსები აქვს, რომლებიც თანდათან გროვის დიფუზიურ ვარსკვლავურ ნათებაში ერწყმის.
მდიდარი გროვა ყველა ურთიერთქმედებას შერწყმისთვის ხელსაყრელს არ ხდის. მაღალი ფარდობითი სიჩქარეების გამო გალაქტიკები ხშირად ერთმანეთს მხოლოდ ჩაუფრენენ. უფრო ნელა მოძრავ ჯგუფებში ადრინდელი თავმოყრა და მოგვიანებით ნივთიერების ცენტრალურ გალაქტიკებთან მიერთება გარემოს დაკვირვებად პოპულაციებთან დაკავშირებაში გვეხმარება.[7], [15]
| კატეგორია | რას აღწერს სახელწოდება | რისი დაშვება არ უნდა მოხდეს |
|---|---|---|
| ელიფსური | ზოგადად თანაბარი სტრუქტურის, ცენტრში უფრო მკვრივი ვარსკვლავური სისტემა მკაფიო სპირალური სტრუქტურის გარეშე. | რომ ის არ ბრუნავს, გაზი ან შიდა სტრუქტურები არ აქვს და მისი მთელი ისტორია ერთი დიდი შერწყმით შემოიფარგლება. |
| ლინზისებრი, ანუ S0 | გალაქტიკა, რომელსაც ვარსკვლავური დისკო აქვს, მაგრამ მკაფიო სპირალური მკლავები არ გააჩნია. | რომ ის მხოლოდ ერთი გზით უნდა წარმოქმნილიყო ან რომ მასში ვარსკვლავთწარმოქმნა საერთოდ არ მიმდინარეობს.[17] |
| ჯუჯა ელიფსური ან ჯუჯა სფერული | სახელწოდებები, რომლებსაც დაბალი სიკაშკაშის, ჩვეულებრივ, მცირე რაოდენობის გაზის მქონე ვარსკვლავური სისტემების პოპულაციების აღსაწერად იყენებენ; დაკვირვებით პრაქტიკაში მათი გამოყენება განსხვავდება. | რომ ამ სახელწოდებების გამოყენება ყველა შემთხვევაში შეიძლება სინონიმებად, ან რომ ისინი გიგანტური შერწყმის ნარჩენების შემცირებულ ასლებს აღწერს.[16] |
ადრეული ტიპის ჯუჯა გალაქტიკებმა შეიძლება შეინარჩუნონ ბრუნვა, შიდა დისკები ან ვარსკვლავური პოპულაციების მრავალფეროვნება. გაზის მოცილებამ და მოქცევითმა ზემოქმედებამ შესაძლოა ხელი შეუწყოს მათ ევოლუციას; სხვადასხვა სისტემაში სხვადასხვა პროცესს აქვს მნიშვნელობა.[16]
S0 გალაქტიკებზე დაკვირვებები მათ ევოლუციის რამდენიმე გზაზეც მიანიშნებს, მათ შორის გაზით მომარაგების ცვლილებებსა და შერწყმებზე. უფრო ფართო ტერმინი ადრეული ტიპის გალაქტიკა E და S0 მორფოლოგიურ ტიპებს მოიცავს; „ადრეული“ კლასიფიკაციის ისტორიული აღნიშვნაა და არა ასაკის პირდაპირი საზომი.[17], [1]
რას გვიჩვენებს დაკვირვებები დღეს?
M87
M87-ს ახასიათებს გლუვი სტრუქტურის მქონე, ფართოდ გადაჭიმული ვარსკვლავური სისტემა, გლობულური გროვების მდიდარი პოპულაცია და აქტიური ცენტრალური შავი ხვრელი. მისი ჭავლი ენერგიულ პროცესებს ავლენს გალაქტიკაში, რომლის ვარსკვლავური პოპულაციის ძირითადი ნაწილი შედარებით მშვიდად გამოიყურება.
ეს მაგალითი ვარსკვლავური სტრუქტურისა და ბირთვის აქტივობის ერთ კონტექსტში შესწავლის საშუალებას იძლევა.[18]
NGC 3610
ამ ელიფსურ გალაქტიკაში ვარსკვლავების მკაფიო დისკია. შემორჩენილი შიდა სტრუქტურა გალაქტიკის შედარებით ცოტა ხნის წინ წარმოქმნის ნიშნად არის მიჩნეული.
ეს სასარგებლო შეხსენებაა, რომ ელიფსურ კლასს მიკუთვნებულ გალაქტიკაში დისკის ამოსაცნობი მასალაც შეიძლება იყოს.[19]
უკვე ჰგავდნენ თუ არა პირველი პასიური გალაქტიკები დღევანდელ გიგანტურ ელიფსურ გალაქტიკებს?
მაღალი წითელი წანაცვლების მქონე გალაქტიკა შეიძლება კომპაქტური იყოს და ცოტა ახალ ვარსკვლავს წარმოქმნიდეს, თუმცა ვარსკვლავების მოწესრიგებული ბრუნვა შეინარჩუნოს. გამოსახულებები, ვარსკვლავთწარმოქმნის გაზომვები და კინემატიკა მის მდგომარეობაზე სხვადასხვა კითხვას პასუხობს.
პასიური გალაქტიკები, რომლებიც მკაფიო ბრუნვით გამოირჩევა
დაახლოებით 1,2–2,3 წითელი წანაცვლების დიაპაზონში შესწავლილი 15 პასიური გალაქტიკიდან ათის ორიენტაცია ბრუნვის პარამეტრების ანალიზისთვის გამოსადეგი საზღვრების დადგენის საშუალებას იძლეოდა. ათივე სწრაფად მბრუნავ გალაქტიკად კლასიფიცირდა. ეს შედეგი აჩვენებს, რომ ვარსკვლავთწარმოქმნის ჩახშობა აუცილებლად არ აქრობს ვარსკვლავების მოწესრიგებულ მოძრაობას.[20]
ნელა მბრუნავი გალაქტიკა, როცა სამყაროს ასაკი ჯერ კიდევ ორ მილიარდ წელზე ნაკლები იყო
JWST-ის დაკვირვებებმა გალაქტიკა XMM-VID1-2075-ზე, რომლის წითელი წანაცვლებაა 3,449, ვარსკვლავური სისტემის სუსტი ბრუნვა აჩვენა, რაც სიჩქარეთა დისპერსიის დომინირებით განპირობებულ კინემატიკას შეესაბამება. ამრიგად, ნელა მბრუნავი მასიური სისტემებიც მაშინ ყალიბდებოდა, როცა სამყაროს ასაკი ორ მილიარდ წელზე ნაკლები იყო.[21]
არცერთი ეს დაკვირვება არ ნიშნავს, რომ ყველა ადრეული გალაქტიკა ერთნაირი იყო. ერთად ისინი აჩვენებს, რატომ უნდა გაზომონ ახლომდებარე ელიფსური გალაქტიკების წინამორბედების შესწავლისას მკვლევრებმა არა მხოლოდ სინათლე, არამედ მოძრაობაც.
უფრო მაღალი მგრძნობელობის გამოსახულებები მკრთალ კიდეებს აჩენს; სივრცულად გარჩევადი სპექტრები ორბიტულ და ქიმიურ სტრუქტურას ავლენს; რენტგენული და რადიოდაკვირვებები გაზისა და უკუკავშირის თვალყურის დევნების საშუალებას იძლევა. ამ დაკვირვებების შეჯერებით, თანაბარი იერის მქონე გალაქტიკა ფორმირებისა და ზრდის ისტორიის დეტალურ ჩანაწერად იქცევა.[1], [11]
ძველი ვარსკვლავების სინათლე. ისტორია კვლავ იხსნება.
ელიფსურ გალაქტიკას შეუძლია შეინარჩუნოს ვარსკვლავთა ადრეული პოპულაციები და ამავდროულად განაგრძოს ვარსკვლავებით შევსება, გაზის ცვლა და გარემოზე რეაგირება. მისი ფორმა, მოძრაობა და ქიმიური შემადგენლობა ამ ისტორიის სხვადასხვა ნაწილს გადმოსცემს.
შემდეგ განვიხილავთ არაწესიერ გალაქტიკებს, რომლებშიც არათანაბარი სტრუქტურა და ადგილობრივი ვარსკვლავთწარმოქმნა გალაქტიკების ევოლუციას ახლებურად გვანახებს.
წყაროები და დამატებითი ლიტერატურა
სამეცნიერო სტატიები, ავტორების მიმოხილვები და ობსერვატორიების აღწერები, რომლებსაც ეფუძნება განმარტებები, ფორმირების გზები და მაგალითები. ფორმების ილუსტრაციებზე ნაჩვენებია პროექციაში ხილული ღერძების შეფარდება და არა ნამდვილი სამგანზომილებიანი ფორმები.
- Cappellari (2016) — ადრეული ტიპის გალაქტიკების სტრუქტურა და კინემატიკა ინტეგრალური ველის სპექტროსკოპიის მონაცემებითორბიტების მრავალფეროვნება და კავშირი ხილულ მორფოლოგიასა და შინაგან მოძრაობას შორის.
- Weijmans და სხვ. (2014) — პროექტი ATLAS3D – XXIV. ადრეული ტიპის გალაქტიკების ნამდვილი ფორმების განაწილებაპროექციაში ხილული გაბრტყელება, ნამდვილი ფორმა და მხოლოდ გამოსახულების ინტერპრეტირების შეზღუდვები.
- Emsellem და სხვ. (2011) — პროექტი ATLAS3D – III. ადრეული ტიპის გალაქტიკების ვარსკვლავთა იმპულსის მომენტის აღრიცხვა ეფექტური რადიუსის ფარგლებში: სწრაფად და ნელა მბრუნავი გალაქტიკების განაწილების გამოვლენასწრაფი და ნელი ბრუნვა ნიმუშში, რომელიც ელიფსურ და ლინზისებრ გალაქტიკებსაც მოიცავს.
- Lynden-Bell (1967) — ვარსკვლავურ სისტემებში სწრაფი რელაქსაციის სტატისტიკური მექანიკავარსკვლავთა ორბიტული ენერგიის გადანაწილება საერთო გრავიტაციული ველის სწრაფი ცვლილების გამო.
- Oser და სხვ. (2010) — გალაქტიკების ფორმირების ორი ფაზამოდელირების ჩარჩო, რომელიც განასხვავებს მთავარ წინამორბედ გალაქტიკაში წარმოქმნილ ვარსკვლავებს მოგვიანებით მიერთებული ვარსკვლავებისგან.
- Hopkins და სხვ. (2009) — როგორ ნარჩუნდება დისკები გალაქტიკების შერწყმისას?რატომ მოქმედებს გაზის რაოდენობა და გალაქტიკების შეჯახების მახასიათებლები დისკების შენარჩუნებასა და ხელახლა წარმოქმნაზე.
- De Lucia და Blaizot (2007) — გალაქტიკური გროვების ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკების იერარქიული ფორმირებამოდელები ერთმანეთისგან განასხვავებს ვარსკვლავების ადრეულ წარმოქმნას და მოგვიანებით მასიური ცენტრალური გალაქტიკების თავმოყრას.
- Thomas და სხვ. (2005) — ადრეული ტიპის გალაქტიკების ფორმირების ეპოქის დამოკიდებულება გარემოზევარსკვლავების ასაკის, მეტალურობისა და ქიმიური ელემენტების სიუხვის თანაფარდობების დაკვირვებული ტენდენციები.
- Yan, Jerabkova და Kroupa (2019) — ელიფსური გალაქტიკების ვარსკვლავთწარმოქმნის ხანგრძლივობა – მოდელის ერთდროული მორგება [Mg/Fe]-სა და საერთო მეტალურობაზერატომ ზღუდავს ქიმიური ელემენტების თანაფარდობები ვარსკვლავთწარმოქმნის შესაძლო ისტორიებს, თუმცა დროის ცალსახა საზომს არ იძლევა.
- Conroy (2013) — გალაქტიკების პანქრომატული სპექტრული ენერგიის განაწილებების მოდელირებავარსკვლავური ასაკის, ქიმიური შედგენილობისა და ვარსკვლავთწარმოქმნის ისტორიის განსაზღვრა სინათლის მიხედვით.
- Werner და სხვ. (2019) — ცხელი ატმოსფეროები, ცივი აირი, აქტიური გალაქტიკური ბირთვების უკუკავშირი და ადრეული ტიპის გალაქტიკების ევოლუცია: თემატური მიმოხილვაცხელი ატმოსფეროები, უფრო გრილი აირი, ვარსკვლავური მასის დაკარგვა და გაგრილების რეგულირება.
- Graham და Driver (2005) — Sérsic-ის R^(1/n) ზომების მოკლე ცნობარი, რომელიც მოიცავს კონცენტრაციას, პროფილის დახრილობებს, პეტროსიანის ინდექსებსა და კრონის სიდიდეებსSérsic-ის პროფილი, ეფექტური რადიუსი და გალაქტიკების ნათობის აღსაწერად გამოყენებული განმარტებები.
- Frigo და სხვ. (2021) — ბირთვის ფორმირების ორი ფაზა – ორბიტების ევოლუცია ელიფსური გალაქტიკების ცენტრებში, სადაც ზემასიური შავი ხვრელების ბინარული სისტემებიაროგორ გადაანაწილებს ცენტრისკენ ჩაძირული შავი ხვრელები და ბინარულ სისტემებში ურთიერთქმედება ცენტრალური რეგიონების ვარსკვლავებს.
- Cappellari და სხვ. (2013) — ATLAS3D პროექტი – XV. ადრეული ტიპის გალაქტიკების მასშტაბური მიმართებების სტანდარტი, რომელიც 260 დინამიკურ მოდელს ეფუძნება: მასისა და ნათობის შეფარდება, ბნელი მატერია, ფუნდამენტური სიბრტყე და მასის სიბრტყემასშტაბური მიმართებები, რომლებიც მასის, სტრუქტურისა და ვარსკვლავური პოპულაციების პარამეტრების შეზღუდვას ეხმარება.
- Makino და Hut (1997) — თანაბარი მასის მქონე სფერული გალაქტიკების შერწყმის სიხშირეგალაქტიკების შეხვედრის სიჩქარის მნიშვნელობა გრავიტაციული მიზიდვისა და შერწყმისთვის.
- Lisker (2009) — ადრეული ტიპის ჯუჯა გალაქტიკები გროვებში: განსხვავებული წარმოშობის მრავალფეროვანი ჯგუფი?ადრეული ტიპის ჯუჯა გალაქტიკების მრავალფეროვნება და მათი ფორმირების შესაძლო გზები.
- Deeley და სხვ. (2020) — SAMI-ის გალაქტიკების მიმოხილვა: S0 გალაქტიკების თვისებათა მრავალფეროვნება, რომელიც ფორმირების რამდენიმე გზაზე მიუთითებსლინზისებრი გალაქტიკები დისკოებს ინარჩუნებენ და მათი ფორმირების ისტორია ერთგვაროვანი აუცილებელი არ არის.
- NASA / „Hubble“ — Messier 87გიგანტური ელიფსური გალაქტიკა ქალწულის გროვაში, რომელსაც აქტიური ბირთვი და გლობულური გროვების მდიდარი პოპულაცია აქვს.
- NASA / „Hubble“ — ახალგაზრდა ელიფსური გალაქტიკაგამორჩეული ვარსკვლავური დისკო ელიფსურ გალაქტიკა NGC 3610-ში.
- Slob და სხვ. (2025) — სწრაფად მბრუნავი გალაქტიკები კოსმოსური შუადღის ეპოქაში: 15 მშვიდი გალაქტიკის ვარსკვლავთა კინემატიკა JWST-SUSPENSE-ის მონაცემებითათ გალაქტიკაში ბრუნვა, რომელთა ორიენტაციამ სასარგებლო კინემატიკური შეზღუდვების მიღების საშუალება მოგვცა.
- Forrest და სხვ. (2026) — მასიური და ევოლუციურად განვითარებული, ნელა მბრუნავი გალაქტიკა ადრეულ სამყაროშიგალაქტიკა XMM-VID1-2075, რომლის წითელი წანაცვლებაა 3,449; ვარსკვლავთა კინემატიკა JWST-ის მონაცემებით; სტატიის შესწორებული ვერსია მიღებულია ჟურნალ Nature Astronomy-ში გამოსაქვეყნებლად.
- McNamara და Nulsen (2012) — აქტიური გალაქტიკური ბირთვების მექანიკური უკუკავშირი გალაქტიკებში, მათ ჯგუფებსა და გროვებშიჭავლები, სიცარიელეები და მექანიკური ენერგიის გადაცემა ცხელ ატმოსფეროებში.
ამ განყოფილების ყველა სტატია
- ბნელი მატერიის ჰალოები: გალაქტიკების საფუძველი
- ჰაბლის გალაქტიკების კლასიფიკაცია: სპირალური, ელიფსური და არაწესიერი
- შეჯახებები და შერწყმები: გალაქტიკების ზრდის მამოძრავებელი ძალები
- გალაქტიკათა გროვები და ზეგროვები
- სპირალური მკლავები და გადატიხრული გალაქტიკები
- ელიფსური გალაქტიკები: ფორმირება და თავისებურებები — აქ ხართ
- არაწესიერი გალაქტიკები: ქაოსი და ვარსკვლავთწარმოქმნის აფეთქებები
- ევოლუციის გზები: სეკულარული ევოლუცია და შერწყმით გამოწვეული ევოლუცია
- აქტიური გალაქტიკური ბირთვები და კვაზარები
- გალაქტიკების მომავალი: მილკომედა და შემდგომი ევოლუცია