Kā iekšējie procesi un ārējās mijiedarbības nosaka ilgtermiņa galaktikas attīstību
Galaktikas miljardiem gadu nav statiskas; tās mainās, ietekmētas iekšējiem (sekulāriem) procesiem un ārējām (apvienošanās izraisītām) mijiedarbībām. Galaktikas morfoloģijai, zvaigžņu veidošanās tempam un centrālās melnās cauruma augšanai var būt būtiska ietekme gan lēniem, stabilajiem iekšējiem diska pārmaiņām, gan straujiem, reizēm katastrofāliem sadursmēm ar kaimiņiem. Šajā rakstā apskatīsim, kā galaktikas var sekot dažādiem “evolūcijas ceļiem” – sekulāram un apvienošanās izraisītam – un kā katrs no tiem ietekmē galīgo struktūru un zvaigžņu populācijas.
1. Divi kontrastējoši evolūcijas režīmi
1.1 Sekulārā evolūcija
Sekulārā evolūcija nozīmē lēnus, iekšējus procesus, kuru laikā pārdalās galaktikas gāzes, zvaigznes un leņķiskais impulss. Šie procesi parasti notiek simtiem miljonu vai miljardu gadu laikā, nebalstoties uz lieliem ārējiem satricinājumiem:
- Joslu veidošanās un iziršana – joslas var novirzīt gāzes uz centru, barot zvaigžņu veidošanās uzliesmojumus kodolā un ilgtermiņā modificēt koncentrāciju.
- Spirālās blīvuma viļņi – lēni pārvietojas diskā, veicinot zvaigžņu veidošanos spirālēs, pakāpeniski palielinot zvaigžņu populācijas.
- Zvaigžņu migrācija – zvaigznes var radiāli kustēties diskā rezonanses dēļ, mainot lokālos metālisma gradientus un zvaigžņu maisījumus [1].
1.2 Apvienošanās noteiktais evolūcijas ceļš
Apvienošanās noteiktie attīstības procesi notiek, kad divas vai vairākas galaktikas saskaras vai stipri mijiedarbojas, izraisot ievērojami ātrākas un radikālākas pārmaiņas:
- Lielās apvienošanās – līdzīgas masas spirālveida galaktikas var saplūst vienā eliptiskā, iznīcinot diska struktūru un izraisot zvaigžņu veidošanās uzliesmojumus.
- Mazās apvienošanās – mazāks pavadonis saplūst ar lielu saimniekgalaktiku, iespējams, sabiezinot disku, palielinot koncentrātu vai veicinot vidēja līmeņa zvaigžņu veidošanos.
- Plūdmaiņu mijiedarbības – pat ja pilnīga apvienošanās nenotiek, tuva gravitācijas pieeja var izkropļot disku, veidot joslu vai gredzenu un īslaicīgi palielināt zvaigžņu veidošanās tempu [2].
2. Sekulāra evolūcija: lēna iekšēja pārkārtošanās
2.1 Joslas veicināta gāzu ieplūde
Spirālveida galaktiku centrālā josla var mainīt leņķa momentu un novirzīt gāzes no ārējā diska uz centrālajiem kiloparsekiem:
- Gāzu uzkrāšanās – šīs gāzes var koncentrēties gredzena struktūrās vai ap kodolu, veicinot zvaigžņu veidošanos un palielinot centrālo reģionu.
- Joslu dzīves cikli – joslas laika gaitā var pastiprināties vai vājināties, nosakot, kā gāzes cirkulē diskā un kā tiek barotas centrālās supermasīvās melnās cauruma [3].
2.2 Pseido koncentrāti un klasiskie koncentrāti
Sekulāras evolūcijas ceļā bieži veidojas pseido koncentrāti, kas saglabā diska īpašības (plakanāku formu, jaunāku zvaigžņu populācijas), atšķirībā no klasiskajiem koncentrātiem, kas radušies apvienošanās rezultātā. Novērojumi rāda:
- Pseido koncentrāti bieži satur aktīvu zvaigžņu veidošanos, kodola gredzena struktūras vai joslas, liecinot par lēnu iekšējo attīstību.
- Klasiskie koncentrāti veidojas ātri, vardarbīgos notikumos (piemēram, lielās apvienošanās), saturot dominējošas vecu zvaigžņu populācijas [4].
2.3 Spirālveida viļņi un diska “sildīšana”
Blīvuma viļņu teorija apgalvo, ka spirālveida viju struktūras var pastāvēt kā viļņi, kas pastāvīgi veicina zvaigžņu veidošanos diskā. Citi mehānismi, piemēram, viju migrācija vai “swing amplification”, uztur vai pastiprina šos viļņus, lēnām mainot diska struktūru. Laika gaitā zvaigžņu orbītas var “uzkarst” (palielinās ātruma dispersija), nedaudz sabiezinot disku, bet to pilnībā neiznīcinot.
3. Apvienošanās noteiktā evolūcija: ārējās mijiedarbības un transformācijas
3.1 Lielās apvienošanās: no spirālēm uz eliptiskajām
Viens no spēcīgākajiem galaktiku pārmaiņu notikumiem ir lielā apvienošanās starp līdzīgas masas galaktikām:
- Smaga relaksācija – zvaigžņu orbītas nejauši mainās strauji mainīgā gravitācijas potenciāla dēļ, bieži iznīcinot diska struktūru.
- Zvaigžņu veidošanās uzliesmojumi – gāzes plūst uz centru, izraisot intensīvus zvaigžņu veidošanās notikumus.
- AGN aktivizācija – centrālās melnās cauruma var ātri akrecēt gāzes, īslaicīgi pārvēršot atliekas par kvazāru vai aktīvu kodolu.
- Eliptiska atliekas – galīgais produkts parasti kļūst par sfēroīdu sistēmu ar vecākām zvaigznēm un nelielu auksto gāzu daudzumu [5].
3.2 Mazie apvienojumi un pavadoņu akrecija
Kad masu attiecība vairāk atšķiras, mazākā galaktika parasti tiek zaudēta paisuma spēku ietekmē vai daļēji iznīcināta vēl pirms pilnīgas saplūšanas ar lielāko saimnieci:
- Diska sabiezināšana – atkārtoti mazie apvienojumi var "izsviest" zvaigznes saimniekhalonā vai sabiezināt tā disku, iespējams, radot lēcveida (S0) sistēmu, ja tiek noņemtas gāzes.
- Pakāpeniska masas pieaugšana – ilgtermiņā daudzi mazi apvienojumi var būtiski veicināt kopuma vai halona masu, lai gan neviens atsevišķs apvienojums nav katastrofāls.
3.3 Paisuma mijiedarbības un zvaigžņu veidošanās uzliesmojumi
Pat bez galīgās saplūšanas tuva pieeja var:
- Izkropļot disku dīvainās formās, izstiepjot paisuma astes vai savienojot galaktikas ar tiltiem.
- Pastiprināt zvaigžņu veidošanos, saspiežot gāzes savstarpējās mijiedarbības „pārklāšanās“ zonās.
- Veidot gredzenveida vai spēcīgi joslainas galaktikas, ja šķērsošanas ģeometrija ir piemērota (piemēram, šķērsām diska centram).
4. Abi režīmi novērojumos
4.1 Joslaini spirālveida galaktikas un sekulārie kopumi
Pētījumi rāda, ka vairāk nekā puse tuvāko spirāļu ir joslas, bieži ar gredzenveida struktūrām un kodola zvaigžņu veidošanās „pseido-kopumiem“. Integrālās lauka spektroskopija atklāj lēnu gāzu plūsmu caur stieņa putekļu joslām un jaunu zvaigžņu daudzumu kodolā – raksturīgas sekulāru procesu iezīmes [6].
4.2 Apvienojošās sistēmas: no zvaigžņu veidošanās uzliesmojuma līdz eliptiskajai
Piemēri kā „Ūsoriu galaktikos“ (NGC 4038/4039) rāda notiekošu lielo apvienošanos ar paisuma astēm, plašu zvaigžņu veidošanās vilni un spilgtiem kopumiem. Citi, piemēram, Arp 220, demonstrē putekļiem bagātu zvaigžņu veidošanos un iespējamu AGN barošanu. Tikmēr NGC 7252 („Atoms for Peace“) rāda, kā apvienošanās atliekas tuvojas mierīgākai eliptiskai fāzei [7].
4.3 Galaktiku pārskati un kinemātiskās pazīmes
Lielas pārskats (piemēram, SDSS, GAMA) nosaka daudzas galaktikas ar morfoloģiskām, vai spektrālām apvienošanās pazīmēm (izkropļotas ārējās izofotas, dubultie kodoli, paisuma plūsmas) vai tikai sekulārās stāvokļos (izteiktas joslas, stabilas diski). Kinemātiskie pētījumi (MANGA, SAMI) uzsver, kā atšķiras rotācija diskos ar joslām un klasiskajos kopumos, kas radušies pēc iepriekšējām apvienošanās.
5. Hibrīdie evolūcijas ceļi
5.1 Gāzēm bagātas apvienošanās, pēc kurām notiek sekulāra attīstība
Galaktika var piedzīvot lielu vai mazu apvienošanos un tādējādi "uzaug" lielu kodolu (vai eliptisku struktūru). Ja paliek gāzes vai tās vēlāk ieplūst, šī sistēma var atkal veidot disku vai turpināt daļēju zvaigžņu veidošanos. Laika gaitā sekulāri procesi var pārveidot izveidoto kodolu par "diskveida" vai atjaunot joslu bijušajā apvienošanās atlikumā.
5.2 Ilgstoši sekulāri attīstošās galaktikas, kas galu galā apvienojas
Spirālveida galaktikas var attīstīties sekulāri miljardiem gadu – veidojot pseidotelkņus, joslas vai gredzenus – līdz tās galu galā saskaras ar līdzīgas masas galaktiku. Šāds ārējs impulss var pēkšņi iesaistīt tās apvienošanās ceļā, kā rezultātā veidojas eliptisks vai lēcveida atlikums.
5.3 Vides "ciklācija"
Galaktika var pāriet no zemas blīvuma vides, kur raksturīgas iekšējas, sekulāras izmaiņas, uz grupas vai kopas apstākļiem, kur biežas tuvas mijiedarbības vai karstas vides ietekme sāk dominēt. Tikmēr pēcapvienošanās atlikumi var laika gaitā "atdzist" izolēti, ja vēl ir gāzes vai neliela josla, kas turpina lēnu sekulāru attīstību.
6. Nozīme galaktikas morfoloģijai un zvaigžņu veidošanai
6.1 Agrīnā tipa pret vēlā tipa
Apvienojumi mēdz apslāpēt zvaigžņu veidošanos (īpaši lielie, kas noņem vai uzkarsē lielāko daļu gāzu) un radīt vecākas zvaigžņu populācijas – tā veidojas eliptiskās vai S0 morfoloģijas, kas pieder agrīnā tipa kategorijai. Tikmēr tikai sekulāri attīstošās galaktikas var saglabāt gāzes un palikt vēlā tipa (spirālveida, neregulāras), kur zvaigžņu veidošanās turpinās [8].
6.2 AGN aktivitāte un atgriezeniskā saite
- Sekulārais kanāls – joslas pakāpeniski piegādā gāzes pie centrālās melnās cauruma, uzturot vidēju AGN aktivitāti.
- Apvienošanās kanāls – strauji gāzu ieplūdi caur lieliem sadursmēm var īslaicīgi paaugstināt AGN spožumu līdz kvazāra līmenim, pēc kā bieži seko pūšams vējš un zvaigžņu veidošanās apslāpēšana.
Abi ceļi nosaka galaktikas gāzu krājumus un nākotnes zvaigžņu veidošanās gaitu.
6.3 Telkņa augšana un diska saglabāšana
Sekulāri procesi var radīt pseidotelkņus vai saglabāt paplašinātus zvaigžņu veidošanās diskus, kamēr galvenie apvienojumi veido klasiskos telkņus vai eliptiskos atlikumus. Mazie apvienojumi ieņem starppozīciju, var sabiezināt diskus vai mēreni attīstīt kodolu, bet ne pilnībā iznīcināt disku.
7. Kosmoloģiskais konteksts
7.1 Augstāks saplūšanas biežums pagātnē
Novērojumi rāda, ka pie z ∼ 1–3 saplūšanas biežums bija augstāks – tas sakrīt ar kosmisko zvaigžņu veidošanās aktivitātes maksimumu. Lielas, gāzēm bagātas saplūšanas droši vien būtiski veicināja masīvu eliptisku galaktiku veidošanos agrīnajā Visumā. Daudzas galaktikas, kurām vēlāk bija stabilas diska attīstības periodi, iespējams, pārdzīvoja agrīnu vardarbīgu savākšanas posmu [9].
7.2 Galaktiku daudzveidība
Vietējā galaktiku populācija ir abu ceļu sajaukums: dažas lielas eliptiskās veidojušās saplūšanas rezultātā, daļa spirālveida attīstījusies pakāpeniski un saglabājusi bagātīgas gāzes, bet citas atspoguļo abu procesu pēdas. Detalizēti morfoloģiskie un kinemātiskie pētījumi atklāj, ka neviens kanāls viens pats neizskaidro visu daudzveidību – abām evolūcijas režīmām ir izšķiroša loma.
7.3 Modeļu prognozes
Kosmoloģiskās simulācijas (piemēram, IllustrisTNG, EAGLE) apvieno gan lielas saplūšanas, gan sekulāras transformācijas, atjauno visu galaktiku spektru, kas atbilst Hubble klasēm. Tās rāda, ka agrīna masīva galaktiku veidošanās bieži saistīta ar saplūšanām, taču diska galaktikas var veidoties pakāpeniski, akrecējot gāzes un sekulāri tās pārdalot, tādējādi atbilstot novērotajām morfoloģijas izmaiņām kosmiskajā laikā [10].
8. Nākotnes perspektīvas
8.1 Jaunās paaudzes novērojumi
Tādi projekti kā Nancy Grace Roman Space Telescope un milzīgi zemes teleskopi ļaus vēl dziļāk, ar lielāku izšķirtspēju novērot galaktikas agrākās epohās, precizējot, kā galaktikas pāriet no “saplūšanas noteiktām” uz “sekulāras attīstības” fāzēm vai apvieno abus ceļus. Daudzkanālu dati (radio, milimetru, IR) ļaus atsevišķi pētīt gāzu plūsmas, kas uztur katru ceļu.
8.2 Augstas izšķirtspējas digitālie modeļi
Turpinot palielināt skaitļošanas jaudu, simulācijas arvien precīzāk attēlos smalkākus diska, joslu un melnās cauruma akrecijas mērogus – ļaujot analizēt sekulāro diska nestabilitāšu un epizodisko saplūšanu mijiedarbību. Šādi modeļi ļaus pārbaudīt, kā smalkas joslu nestabilitāšu izpausmes salīdzināmas ar straujām sadursmēm, kas nosaka galīgās morfoloģijas.
8.3 Saistība starp joslu galaktikām un pseidotelkņiem
Liela apjoma pētījumi (piemēram, integrālā lauka spektroskopija) sistemātiski mērīs diska kinemātiku, joslu stiprumu un telkņu īpašības. Savienojot šos datus ar galaktikas vidi un halu masu, varēs noskaidrot, cik bieži joslas var atkārtot vai pārspēt nelielas saplūšanas, piedaloties telkņu veidošanā, tā precizējot mūsu evolūcijas shēmu.
9. Secinājums
Galaktikās pastāv divi plaši, bet savstarpēji saistīti evolūcijas ceļi:
- Sekulārā evolūcija: lēni, iekšēji mehānismi – joslu vadīta gāzu plūsma, spirālās blīvuma viļņu zvaigžņu veidošanās un zvaigžņu migrācija, kas maina disku un ilgtermiņā kodolu miljardiem gadu.
- Apvienošanās virzīta evolūcija: strauji, ārēji noteikti procesi (lielas vai mazas apvienošanās), kas var radikāli mainīt morfoloģiju, apslāpēt zvaigžņu veidošanos un radīt eliptiskas galaktikas vai sabiezinātus diskus.
Reālās galaktikas bieži piedzīvo hibrīdus ceļus: sekulārās pārveidošanās stadijas tiek pārtrauktas sadursmju vai nelielu apvienošanās gadījumā. Šāda smalka mijiedarbība rada milzīgu morfoloģisko daudzveidību – no tīriem diskiem ar joslām un pseido pauguriem līdz dižciltīgām eliptiskām, kas radušās no galvenajām sadursmēm. Izpētot gan lēnos iekšējos procesus stabilos diskos, gan ārējā ietekmē radītās straujās pārveidošanās, astronomi veido galaktiku evolūcijas ainu visā kosmiskajā laikā.
Saites un papildu lasījumi
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Sekulārā evolūcija un pseido pauguru veidošanās diska galaktikās.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Saskarošo galaktiku dinamika.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Athanassoula, E. (2012). “Joslaini galaktikas un sekulārā evolūcija.” IAU Symposium, 277, 141–150.
- Fisher, D. B., & Drory, N. (2008). “Pauguri tuvējās galaktikās ar Spitzer: mērogošanas attiecības un pseido pauguri.” The Astronomical Journal, 136, 773–839.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). “Vienots, apvienošanās virzīts modelis zvaigžņu sprādzienu, kvazāru, kosmiskā rentgena fona, supermasīvo melno caurumu un galaktiku sfēroīdu izcelsmei.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Cheung, E., et al. (2013). “Joslas diska galaktikās līdz z = 1 no CANDELS: Vai joslas aptur sekulāro evolūciju?” The Astrophysical Journal, 779, 162.
- Hibbard, J. E., & van Gorkom, J. H. (1996). “HI, HII un zvaigžņu veidošanās NGC 4038/9 pievilkšanās astes daļās.” The Astronomical Journal, 111, 655–665.
- Strateva, I., et al. (2001). “Galaktiku krāsu sadalījums sarkanajās un zilajās secībās: SDSS.” The Astronomical Journal, 122, 1861–1874.
- Lotz, J. M., et al. (2011). “Galvenie galaktiku apvienošanās gadījumi pie z < 1.5 COSMOS, GOODS-S un AEGIS laukos.” The Astrophysical Journal, 742, 103.
- Nelson, D., et al. (2018). “Pirmieji rezultāti no IllustrisTNG simulācijām: Galaktiku krāsu bimodalitāte.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 475, 624–647.