Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Eliptiskās galaktikas: veidošanās un īpašības

Kā apvienošanās un dinamiskā relaksācija rada masīvas, sfēroidālas galaktikas ar vecākām zvaigžņu populācijām

Starp dažādiem Visuma galaktiku tipiem eliptiskās galaktikas izceļas ar savām gludajām, elipsoīdām formām, izteiktu disku struktūru trūkumu un vecākām, sarkanākām zvaigžņu populācijām. Bieži sastopamas blīvā vidē, piemēram, kopu centros, milzīgās eliptiskās galaktikas var saturēt triljonus Saules masu zvaigžņu diezgan kompaktā telpā. Kā šīs masīvās, sfēriskās sistēmas veidojas un kāpēc tajās parasti dominē vecākas zvaigznes? Šajā rakstā apskatīsim eliptisko galaktiku galvenās iezīmes, to veidošanās procesu, ko bieži nosaka saplūšanas, un dinamisko relaksāciju, kas nosaka to struktūru.

1. Eliptisko galaktiku pazīmes

1.1 Morfoloģija un klasifikācija

Hablē "regulēšanas dakšā" eliptiskās galaktikas tiek apzīmētas no gandrīz sfēriskām (E0) līdz ļoti izstieptām (E7) formām. Galvenās novērotās īpašības:

  1. Vienmērīga, nesmalki sadalīta gaisma – nav spirāļu vai spilgtu putekļu joslu.
  2. Vecākas, sarkanākas zvaigznes – gandrīz nenotiek jauna zvaigžņu veidošanās.
  3. Nejaušas zvaigžņu orbītas – zvaigznes pārvietojas dažādos virzienos, un sistēma tiek uzturēta ar spiedienu, nevis griešanās spēku.

Eliptisko galaktiku spožums un masa svārstās: no milzīgām eliptiskajām (~1012 M⊙) kopu centros līdz nelielām pundur-eliptiskajām (dE vai dSph) grupām vai kopu malās.

1.2 Zvaigžņu populācijas un gāzu daudzums

Parasti eliptiskajās galaktikās praktiski nav aukstu gāzu vai putekļu, zvaigžņu veidošanās temps ir tuvu nullei, un dominē vecas, metālu bagātas zvaigznes. Tomēr daļa eliptisko (īpaši masīvas, kas atrodas kopās) var saturēt karstu, rentgena starojumu izstarojošu gāzu halojumus, un dažas izceļas ar nelielām putekļu joslām vai apvalkiem pēc nelielām saplūšanām [1].

1.3 Spožākās kopu galaktikas (BCG)

Kopu centros bieži atrodas pašas spožākās un masīvākās eliptiskās – spožākās kopu galaktikas (BCG), dažkārt sauktas par cD tipa galaktikām ar izstieptiem ārējiem halojumiem. Šīs galaktikas var "uzkrāt" masu, laika gaitā "apēdot" mazākas kopu dalībnieces kosmiskās vēstures gaitā, galu galā veidojot ļoti milzīgus sfēroidus.

2. Veidošanās ceļi

2.1 Lielās spirāļu saplūšanas

Galvenā milzīgo eliptisko veidošanās versija balstās uz lielu divu spirālveida galaktiku saplūšanu, kuru masas ir līdzīgas. Šādu sadursmju laikā:

  • Leņķiskā momenta pārdale notiek, zvaigžņu orbītas kļūst nejaušas, iznīcinot jebkādu iepriekšējo diska struktūru.
  • Gāzu ieplūde var kādu laiku barot intensīvu zvaigžņu veidošanās uzliesmojumu, bet atlikušās gāzes tiek patērētas vai izspiestas.
  • Savienojuma pēdas parādās kā spiediena uzturēta sfēriska galaktika – eliptiska [2, 3].

Simulācijas apstiprina, ka liela saplūšana var caur vardarbīgu relaksāciju radīt virsmas spožuma profilus un ātrumu dispersijas, kas līdzīgas eliptiskajās galaktikās novērotajām īpašībām.

2.2 Vairāki saplūšanas un grupu akrecija

Eliptiskās galaktikas var veidoties arī caur vairākiem secīgiem saplūšanas:

  • Pavadoņu galaktiku akrecija grupas vidē.
  • Grupu saplūšana ar citu grupu, vēl pirms veidojas kopas, rada masīvas eliptiskās.
  • Dažas eliptiskās atspoguļo daudzu mazāku galaktiku zvaigžņu halus, kas galu galā saplūduši.

2.3 Mazie saplūšanas un sekulārās attīstības

Mazāk nozīmīgi notikumi – mazie saplūšanas starp lielu galaktiku un mazu pavadoņu – parasti nav pietiekami, lai pilnībā pārvērstu diska galaktiku eliptiskā. Tomēr atkārtotas mazas saplūšanas pakāpeniski var palielināt kodolu, samazināt gāzu krājumus un virzīt morfoloģiju uz sfēroīdu formu. Dažas eliptisko iezīmes (piemēram, čaulas, paisuma atliekas) var saistīt ar šādām mijiedarbībām, kas uzkrāj zvaigznes no orbītas ap galveno galaktiku [4].

3. Eliptisko dinamiskā relaksācija

3.1 Vardarbīga relaksācija (violent relaxation)

Lielas saplūšanas laikā gravitācijas potenciāls ātri mainās, kad galaktikas saduras. Tas izraisa vardarbīgu relaksāciju – zvaigžņu enerģijas un orbītas nejaušas dinamiskas izmaiņas (~108 gadu). Pēc saplūšanas galaktika iegūst jaunu līdzsvaru, parasti – sfēroīdu struktūru. Gala forma ir atkarīga no kopējā leņķiskā momenta, masu attiecības un sākotnējiem orbitālajiem apstākļiem [5].

3.2 Spiediena atbalsts, nevis rotācija

Atšķirībā no diskiem, ko uztur kārtīga rotācija, eliptiskajās dominē spiediena atbalsts. Zvaigžņu ātruma dispersija nejaušās orbitās kompensē gravitāciju. Lineāro ātrumu mērījumi rāda, ka lielākā daļa milzīgo eliptisko rotē maz, taču dažām ir vidēja rotācija vai "anizotropiska" ātrumu sadalījuma, kas ļauj saprast daļējas leņķiskā momenta saglabāšanos.

3.3 Relaksācijas profili

Eliptiskās galaktikas bieži atbilst Sérsic intensitātes profilam (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Vājās gaismas eliptiskās parasti ir ar stāvākiem centrālajiem profiliem, bet spožākajās milzenēs ir "serde" vai "core-like" struktūra, ko veidojuši zvaigžņu sadursmes, melnās cauruma ietekme vai saplūšanas vēsture. Šīs atšķirības atspoguļo individuālu veidošanās un relaksācijas ceļu [6].

4. Vecās zvaigznes un zvaigžņu veidošanās izzušana

4.1 Zvaigžņu veidošanās apturēšana

Kad veidotos eliptiskā galaktika (īpaši caur gāzēm bagātu lielu saplūšanu), visas gāzes bieži tiek patērētas zvaigžņu veidošanās uzliesmojumā vai izpūstas supernovu / AGN vējos, apturot turpmāku zvaigžņu veidošanos. Bez jauna gāzu avota zvaigžņu populācija noveco, galaktika kļūst sarkana un kļūst "neaktīva".

4.2 Metāliem bagātas, vecākas zvaigznes

Spektrālie pētījumi atklāj pastiprinātus alfa elementus (piemēram, O, Mg) masīvās elipsiskās, liecinot par ātru agrīnu zvaigžņu veidošanos (daudz II tipa supernovu). Gadu miljardos šīs masīvās elipsiskās uzkrāj lielu metālu daudzumu, atspoguļojot agrīnos zvaigžņu veidošanās uzplūdus. Mazākās elipsiskās vai pēc vairākkārtējām nelielām apvienošanām zvaigžņu veidošanās turpinās ilgāk, tomēr tiek pārtraukta agrāk nekā notiktu ilgstošās diska stadijās.

4.3 AGN atgriezeniskā saite

Ja apvienošanās atliekai ir aktīvi akrēcijas supermasīva melnā cauruma, AGN vēji var sildīt vai izpūst atlikušos gāzes. Simulācijas rāda, ka šāda atgriezeniskā saite stabilizē elipsisko, uzturot bezgāzu, sarkanu stāvokli un neļaujot zvaigžņu veidošanās turpināties [7].

5. Morfoloģiskās un kinematiskās īpašības

5.1 „Kastveida“ (boxy) un „diskveida“ izofoti

Augstas izšķirtspējas attēli rāda, ka daļai elipsisko ir „kastveida“ (boxy) izofoti (kontūras izskatās taisnstūrveida), citām – „diskveida“ (disky), ar izteiktākām kontūrām galos. Šīs atšķirības, visticamāk, saistītas ar atšķirīgu apvienošanās vēsturi vai orbitālo anizotropiju:

  • „Kastveida“ elipsiskās parasti ir masīvākas, bieži ar spēcīgu radio AGN aktivitāti, kas liecina par lielām pagātnes apvienošanām.
  • „Diskveida“ elipsiskās var saglabāt daļēju rotācijas saplacinājumu vai rasties no mazāk intensīvām apvienošanām.

5.2 Ātri un lēni rotējošās

Mūsdienu visaptverošā (integrālās lauka) spektroskopija rāda, ka ne visas elipsiskās ir pilnīgi bez rotācijas. Ātri rotējošās izceļas ar lielāka mēroga diska rotāciju, līdzīgu saplacinātam sfēroīdam, bet lēni rotējošās gandrīz nerotē, to kustību nosaka nejaušas zvaigžņu orbītas. Šī klasifikācija papildina elipsisko tipu izpratni un liecina, ka pastāv vairāki apvienošanās ceļi [8].

6. Vide un mēroga likumi

6.1 Elipsiskās kopās un grupās

Elipsiskās ir īpaši biežas kopu centros un blīvās grupās, kur mijiedarbības un apvienošanās ir biežākas. Dažas milzīgas elipsiskās rodas kā spilgtākās kopu galaktikas (BCG), aprijot mazākos locekļus un veidojot izstieptus halojus.

6.2 Mēroga likumi

Elipsiskām galaktikām raksturīgas vairākas nozīmīgas sakarības:

  • Faber–Jackson likums: Zvaigžņu ātruma dispersijas σ atkarība no spožuma (L). Spožākas elipsiskās galaktikas ir ar lielāku σ.
  • Pamatplakne („Fundamental Plane“): Savieno efektīvo rādiusu, virsmas spožumu un ātruma dispersiju, atspoguļojot gravitācijas potenciāla un zvaigžņu populācijas līdzsvaru [9].

Šie likumi liecinieki par vienotu evolūcijas ceļu elipsiskām, iespējams saistītu ar apvienošanos un vēlākas relaksācijas.

7. Pundurformas eliptiskās (dE) un lēcveida (S0)

7.1 Pundurformas eliptiskās un sfēriskās

Pundurformas eliptiskās (dE) vai pundurformas sfēriskās (dSph) var būt zemas masas eliptisko “radinieces”. Visbiežāk sastopamas kopu vai lielāku galaktiku vidē, tām ir vecas zvaigznes un maz gāzu, un to veidošanos varēja ietekmēt vides faktori (piemēram, gāzu atvilkšana, plūdu sajaukšanās). Ne visas veidojušās lielu saplūšanu ceļā, bet pielietojot vides transformācijas, tās var pārvērsties sfēriskās formās.

7.2 Lēcveida (S0)

Lai gan bieži pieskaita “agrīnā tipa” kategorijai kopā ar eliptiskajām, lēcveida (S0) saglabā disku, bet trūkst spirālveida vītnes un aktīvas zvaigžņu veidošanās. Uzskata, ka tās varētu būt bijušas spirālveida, zaudējot gāzes kopu vidē vai nelielu saplūšanu laikā, tādējādi kļūstot par pāreju starp klasiskajām eliptiskajām un spirālveida.

8. Neatbildētie jautājumi un jaunas iespējas

8.1 Agrīnie pirmatnējie lieli sarkanā nobīde

JWST un lielie zemes teleskopi meklē tālas proto-eliptiskās – masīvas, kompaktas galaktikas pie z ∼ 2–3, kas laika gaitā pārvērtušās par mūsdienu milzīgajām eliptiskajām. Tās zvaigžņu veidošanās vēsture, “izslēgšanas” mehānismi un saplūšanas biežums paplašina mūsu izpratni par to, kā veidojas eliptiskās.

8.2 Detalizēti kinemātikas mērījumi

Integrālo lauku (IFU) pētījumi (piemēram, MANGA, SAMI, CALIFA) sniedz divdimensiju ātruma un spektrālo līniju kartes, izceļot apakšgrupas (piemēram, kinemātiski atšķirtus kodolus) vai slēptos diskus eliptiskajās. Šie dati, apvienojumā ar jaunām simulācijām, detalizētāk parāda, kādi saplūšanas ceļi rada eliptiskās, kas līdzīgas novērotajām.

8.3 AGN atgriezeniskā saite un haloes gāzes

Karsto gāzu haloes ap eliptiskajām un radio režīma AGN atgriezeniskā saite joprojām tiek intensīvi pētīta. Rentgena dati rāda, kā centrālo melno caurumu izplūdes veido “tukšumus”, kavē gāzu atdzišanu un zvaigžņu veidošanos. Atklājot saistību starp melnā cauruma augšanu un galīgo morfoloģiju, var labāk izskaidrot eliptisko veidošanās teorijas [10].

9. Secinājums

Eliptiskās galaktikas bieži noslēdz galaktiku evolūcijas ķēdi daudzos hierarhiskos scenārijos: masīvas, sfēriskas sistēmas, kas parasti veidojušās lielu saplūšanu un vēlākas dinamiskas relaksācijas ceļā, saturot vecākas, metālu bagātas zvaigznes. Tām raksturīgs gāzu un zvaigžņu veidošanās trūkums, kā arī nejaušas zvaigžņu orbītas, kas tās atšķir no diska galaktikām. Kopu centros šīs milzīgās galaktikas izceļas kā BCG, veidotas ilgstošas “kanibālisma” mijiedarbības rezultātā. Tikmēr pundurformas eliptiskās (dE) rāda, kā vide pakāpeniski atņem gāzes caur vides mijiedarbībām, radot vienkāršākas sfēriskas formas.

Aplūkojot plašu novērojumu spektru – no tuvām pundurgalaktikām līdz tāliem, lielā sarkanā nobīdes kompaktiem starburstiem – un izmantojot progresīvas simulācijas, astronomi pēta, kā šīs “sarkanās un neaktīvās” galaktikas uzkrāj masu, aptur zvaigžņu veidošanos un saglabā savā struktūrā un zvaigznēs bagātu informācijas avotu par agrīno, blīvo Visumu. Galu galā eliptiskās paliek par kosmisko apvienošanās reliktiem, liecinot ar savu formu un zvaigžņu populācijām par Visuma enerģiskākajiem sadursmju notikumiem pagātnē.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). “Putekļi eliptiskajās galaktikās. II. Putekļu joslas, optiskās krāsas un tālās infrasarkanās starojums.” The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). “Apvienošanās un dažas sekas.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). “Galaktiku transformācijas. II. Gāzu dinamika apvienojošās disku galaktikās.” The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). “Dinamiskā karstuma zvaigžņu sistēmas un apvienošanās ātrums.” Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). “Vardarbīgās relaksācijas statistiskā mehānika zvaigžņu sistēmās.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). “Sfēroīdu gaismas profili.” The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). “Vienots, apvienošanās virzīts modelis zvaigžņu uzliesmojumu, kvazāru, kosmiskā rentgena fona, spēcīgāku pierādījumu melnajām caurumiem un galaktiku sfēroīdiem izcelsmei.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Emsellem, E., et al. (2011). “ATLAS3D projekts – I. Apjoma ierobežots 260 agrīnā tipa galaktiku paraugs.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Djorgovski, S., & Davis, M. (1987). “Eliptisko galaktiku pamatīpašības.” The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Fabian, A. C. (2012). “Novērojumu pierādījumi par aktīvo galaktisko kodolu atgriezenisko saiti.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Atgriezties emuārā