Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Эллиптические галактики: формирование и особенности

Как слияния и динамическая релаксация создают массивные, сфероидные галактики со старыми звёздными популяциями

Среди различных типов галактик Вселенной эллиптические галактики выделяются своими гладкими, эллипсоидными формами, отсутствием ярко выраженных дисковых структур и старшими, более красными звёздными популяциями. Часто встречаются в плотной среде, например, в центрах скоплений, гигантские эллиптические галактики могут содержать триллионы солнечных масс звёзд в довольно компактном объёме. Как формируются эти массивные сфероидальные системы и почему в них обычно преобладают старые звёзды? В этой статье мы рассмотрим основные черты эллиптических галактик, их процесс формирования, часто обусловленный слияниями, а также динамическую релаксацию, определяющую их структуру.

1. Признаки эллиптических галактик

1.1 Морфология и классификация

На "вилке настройки" Хаббла эллиптические галактики обозначаются от почти сферических (E0) до сильно вытянутых (E7) форм. Основные наблюдаемые свойства:

  1. Равномерное, не детализированное распределение света – отсутствуют спирали или яркие пылевые полосы.
  2. Старшие, более красные звёзды – почти не происходит новое звездообразование.
  3. Случайные орбиты звёзд – звёзды движутся в разных направлениях, система поддерживается давлением, а не силой вращения.

Светимость и масса эллиптических галактик варьируются: от гигантских эллиптических (~1012 M⊙) в центрах скоплений до мелких карликовых эллиптических (dE или dSph) групп или на окраинах скоплений.

1.2 Звёздные популяции и количество газа

Обычно в эллиптических галактиках почти нет холодного газа и пыли, темп звездообразования близок к нулю, преобладают старые, богатые металлами звёзды. Тем не менее, часть эллиптических (особенно массивных, находящихся в скоплениях) может иметь горячие гало, излучающие рентгеновские лучи, а некоторые характеризуются слабыми пылевыми полосами или оболочками после мелких слияний [1].

1.3 Самые яркие галактики скопления (BCG)

В центрах скоплений часто находятся самые яркие и массивные эллиптические – самые яркие галактики скопления (BCG), иногда называемые галактиками типа cD с протяжёнными внешними гало. Эти галактики могут "наращивать" массу, со временем "поглощая" меньших членов скопления в космической истории, в итоге формируя чрезвычайно гигантские сфероиды.

2. Пути формирования

2.1 Крупные слияния спиралей

Основная версия формирования гигантских эллиптических основана на крупном слиянии двух спиральных галактик с похожими массами. Во время таких столкновений:

  • Угловой момент перераспределяется, орбиты звёзд становятся случайными, разрушая любую прежнюю дисковую структуру.
  • Поток газа может некоторое время питать интенсивный всплеск звездообразования, а оставшийся газ расходуется или выбрасывается.
  • Остаток слияния проявляется как сфероидальная галактика, поддерживаемая давлением – эллиптическая [2, 3].

Симуляции подтверждают, что крупное слияние может через жёсткую релаксацию создать профили поверхностной яркости и дисперсии скоростей, похожие на наблюдаемые в эллиптических галактиках свойства.

2.2 Несколько слияний и аккреция групп

Эллиптические галактики также могут формироваться через несколько последовательных слияний:

  • Аккреция спутниковых галактик в окружении группы.
  • Слияние групп с другой группой, ещё до формирования скопления, создаёт массивные эллиптические.
  • Некоторые эллиптические отражают гало звёзд многих меньших галактик, которые со временем слились.

2.3 Малые слияния и секулярные процессы

Менее значительные события — малые слияния между крупной галактикой и малым спутником — обычно недостаточны, чтобы полностью превратить дисковую галактику в эллиптическую. Однако повторяющиеся малые слияния постепенно могут увеличить ядро, уменьшить запасы газа и направить морфологию к сфероидальной форме. Некоторые черты эллиптических (например, оболочки, приливные остатки) можно связать с такими взаимодействиями, накапливающими звёзды с орбит вокруг главной галактики [4].

3. Динамическая релаксация эллиптических

3.1 Жёсткая релаксация (violent relaxation)

Во время крупного слияния гравитационный потенциал быстро меняется при столкновении галактик. Это вызывает жёсткую релаксацию — случайные изменения энергии и орбит звёзд на динамических масштабах (~108 лет). После слияния галактика достигает нового равновесия, обычно — сфероидальной структуры. Итоговая форма зависит от общего углового момента, соотношения масс и начальных орбитальных условий [5].

3.2 Поддержка давлением, а не вращение

В отличие от дисков, поддерживаемых упорядоченным вращением, в эллиптических доминирует поддержка давлением. Дисперсия скоростей звёзд на случайных орбитах компенсирует гравитацию. Измерения линейных скоростей показывают, что большинство гигантских эллиптических вращаются слабо, но некоторые имеют среднее вращение или «анизотропное» распределение скоростей, что позволяет понять сохранение части углового момента.

3.3 Профили релаксации

Эллиптические галактики часто соответствуют профилю интенсивности Sérsic (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Малые по светимости эллиптические обычно имеют более крутые центральные профили, а в более ярких гигантах — «ядро» или структуру «core-like», сформированную столкновениями звёзд, влиянием чёрной дыры или историей слияний. Эти различия отражают индивидуальный путь формирования и релаксации [6].

4. Старые звёзды и угасание звездообразования

4.1 Остановка звездообразования

Когда формируется эллиптическая галактика (особенно при газообогащённом крупном слиянии), весь газ часто расходуется в вспышке звездообразования или выдувается ветрами сверхновых / AGN, подавляя дальнейшее звездообразование. Без нового источника газа звёздные популяции стареют, галактика краснеет и становится «неактивной».

4.2 Звёзды, обогащённые металлами, более старые

Спектральные исследования выявляют усиленные альфа-элементы (например, O, Mg) в массивных эллиптических, показывая быстрое раннее звездообразование (много сверхновых типа II). За миллиарды лет эти массивные эллиптические накапливают большое количество металлов, отражая ранние всплески звездообразования. В меньших эллиптических или после повторных слабых слияний звездообразование продолжается дольше, но всё равно прерывается раньше, чем в длительных дисковых стадиях.

4.3 Обратная связь AGN

Если остаток слияния содержит активно аккрецирующую сверхмассивную чёрную дыру, AGN ветры могут нагревать или выгонять оставшийся газ. Моделирование показывает, что такая обратная связь стабилизирует эллиптическую галактику, поддерживая её в безгазовом, красном состоянии и не позволяя звездообразованию продолжаться [7].

5. Морфологические и кинематические свойства

5.1 «Коробчатые» (boxy) и «дисковые» изофоты

Изображения высокого разрешения показывают, что часть эллиптических имеет «коробчатые» (boxy) изофоты (контуры выглядят прямоугольными), другие – «дисковые» (disky), с более ярко выраженными контурами на концах. Эти различия, вероятно, связаны с разной историей слияний или орбитальной анизотропией:

  • «Коробчатые» эллиптические обычно массивнее, часто с сильной радиогалактической активностью AGN, свидетельствующей о крупных слияниях в прошлом.
  • «Дисковые» эллиптические могут сохранять частичное вращательное сплющивание или происходить из менее интенсивных слияний.

5.2 Быстро и медленно вращающиеся

Современная всесторонняя (integral field) спектроскопия показывает, что не все эллиптические галактики полностью без вращения. Быстро вращающиеся характеризуются крупномасштабным дисковым вращением, похожим на сплюснутый сфероид, а медленно вращающиеся едва вращаются, их движение определяется случайными орбитами звезд. Эта классификация дополняет типы эллиптических и показывает, что существует несколько путей слияния [8].

6. Окружение и законы масштабирования

6.1 Эллиптические в скоплениях и группах

Эллиптические галактики особенно часто встречаются в центрах скоплений и плотных группах, где взаимодействия и слияния происходят чаще. Некоторые гигантские эллиптические образуются как Самые яркие галактики скопления (BCG), поглощая меньших членов и формируя протяжённые гало.

6.2 Законы масштабирования

Для эллиптических галактик характерны несколько значимых связей:

  • Закон Фабера–Джексона: зависимость дисперсии скоростей звезд σ от светимости (L). Более яркие эллиптические галактики имеют большую σ.
  • Основная плоскость („Fundamental Plane“): связывает эффективный радиус, поверхностную яркость и дисперсию скоростей, отражая баланс гравитационного потенциала и звездной популяции [9].

Эти законы свидетельствуют об едином пути эволюции эллиптических галактик, вероятно связанном с слияниями и последующей релаксацией.

7. Карликовые эллиптические (dE) и линзовидные (S0)

7.1 Карликовые эллиптические и сфероидальные

Карликовые эллиптические (dE) или карликовые сфероидальные (dSph) могут быть низкомассовыми «родственниками» эллиптических. Обычно обнаруживаются в среде скоплений или больших галактик, содержат старые звёзды и мало газа, а их формирование могло быть обусловлено воздействием среды (например, срыв газа, приливное перемешивание). Не все сформировались через крупные слияния, но под воздействием среды могут превращаться в сфероидальные формы.

7.2 Линзовидные (S0)

Хотя часто относят к категории «раннего типа» вместе с эллиптическими, линзовидные (S0) сохраняют диск, но лишены спиральных рукавов и активного звездообразования. Считается, что они могли быть спиральными, потерявшими газ в среде скоплений или в результате слабых слияний, становясь переходом между классическими эллиптическими и спиральными.

8. Нерешённые вопросы и новые возможности

8.1 Ранние предшественники при большом красном смещении

JWST и крупные наземные телескопы ищут далекие прото-эллиптические — массивные, компактные галактики при z ∼ 2–3, которые со временем превратились в современные гигантские эллиптические. Их истории звездообразования, механизмы «подавления» и частота слияний расширяют наше понимание формирования эллиптических.

8.2 Подробные измерения кинематики

Исследования с интегральными полями (IFU) (например, MANGA, SAMI, CALIFA) предоставляют двумерные карты скоростей и спектральных линий, выявляющие подгруппы (например, кинематически отделённые ядра) или скрытые диски в эллиптических галактиках. Эти данные в сочетании с новыми симуляциями дают более подробное представление о путях слияний, создающих эллипсы, похожие на наблюдаемые.

8.3 Обратная связь AGN и газы гало

Гало горячего газа вокруг эллиптических и радиорежимных AGN и обратная связь всё ещё интенсивно изучаются. Данные рентгеновских наблюдений показывают, как выбросы из центральных чёрных дыр формируют «пустоты», тормозят охлаждение газа и рост звездообразования. Обнаружение связи между ростом чёрной дыры и конечной морфологией позволяет лучше объяснить теории формирования эллиптических галактик [10].

9. Заключение

Эллиптические галактики часто венчают цепочку эволюции галактик во множестве иерархических сценариев: массивные, сфероидальные системы, обычно сформировавшиеся в результате крупных слияний и последующей динамической релаксации, содержащие старые, богатые металлами звёзды. Их характерный дефицит газа и звездообразования, а также случайные орбиты звёзд отличают их от дисковых галактик. В центрах скоплений эти гигантские галактики выделяются как BCG, сформированные многолетним «каннибализмом». Между тем карликовые эллиптические (dE) показывают, как среда через взаимодействия постепенно лишает их газа, создавая более простые сфероидальные формы.

Обзор широкого спектра наблюдений — от близких карликовых до далеких компактных starburst с большим красным смещением — и применение передовых симуляций позволяют астрономам изучать, как эти «красные и неактивные» галактики накапливают массу, останавливают звездообразование и сохраняют в своей структуре и звёздах богатый источник информации о ранней, плотной Вселенной. В конечном итоге эллиптические галактики остаются космическими реликтами слияний, свидетельствуя своей формой и звёздными популяциями о самых энергичных столкновениях во Вселенной в прошлом.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). «Dust in ellipticals. II. Dust lanes, optical colors, and far-infrared emission.» The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). «Mergers and Some Consequences.» Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). «Transformations of Galaxies. II. Gasdynamics in Merging Disk Galaxies.» The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). «Dynamically hot stellar systems and the merger rate.» Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). «Statistical mechanics of violent relaxation in stellar systems.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). «Light Profiles of Spheroids.» The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Хопкинс, П. Ф., и др. (2008). «Объединённая модель происхождения звёздообразования, квазаров, космического рентгеновского фона, более убедительные доказательства существования чёрных дыр и сфероидов галактик, основанная на слияниях.» The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Эмселлем, Э., и др. (2011). «Проект ATLAS3D – I. Объемно-ограниченная выборка из 260 ранних типов галактик.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Джорговски, С., & Дэвис, М. (1987). «Основные свойства эллиптических галактик.» The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Фабиан, А. С. (2012). «Наблюдательные доказательства обратной связи активных ядер галактик.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Вернуться в блог