Elipsinės galaktikos: formavimasis ir ypatybės

Еліптичні галактики: формування та особливості

Як злиття та динамічна релаксація створюють масивні, сфероїдні галактики з більш старими зоряними популяціями

Серед різних типів галактик у Всесвіті еліптичні галактики вирізняються своїми рівними, еліпсоїдними формами, відсутністю яскравих дискових структур і старшими, червонішими зоряними популяціями. Часто зустрічаються в густому середовищі, наприклад, у центрах скупчень, гігантські еліптичні галактики можуть містити трильйони сонячних мас зірок у досить компактному просторі. Як формуються ці масивні сфероїдальні системи і чому в них зазвичай переважають старі зорі? У цій статті ми розглянемо основні риси еліптичних галактик, їх процес збирання, який часто визначається злиттями, а також динамічну релаксацію, що формує їх структуру.

1. Ознаки еліптичних галактик

1.1 Морфологія та класифікація

На «вилці налаштувань» Габбла еліптичні галактики позначаються від майже сферичних (E0) до сильно витягнутих (E7) форм. Основні спостережувані характеристики:

  1. Рівномірний, недетальний розподіл світла – немає спіралей чи яскравих пилових смуг.
  2. Старші, червоніші зорі – майже не відбувається нове зореутворення.
  3. Випадкові орбіти зірок – зорі рухаються в різних напрямках, а система підтримується тиском, а не силою обертання.

Світність і маса еліптичних галактик варіюються: від гігантських еліптичних (~1012 M⊙) у центрах скупчень до малих карликових еліптичних (dE або dSph) груп чи на окраїнах скупчень.

1.2 Популяції зірок і кількість газу

Зазвичай в еліптичних галактиках майже немає холодного газу чи пилу, темп зореутворення близький до нуля, переважають старі, багаті на метали зорі. Проте частина еліптичних (особливо масивних, що знаходяться в скупченнях) може мати гарячі, що випромінюють рентгенівське випромінювання газові гало, а деякі характеризуються слабкими пиловими смугами чи оболонками після незначних злиттів [1].

1.3 Найяскравіші галактики скупчення (BCG)

У центрах скупчень часто знаходяться найяскравіші та наймасивніші еліптичні – найяскравіші галактики скупчення (BCG), іноді звані галактиками типу cD з витягнутими зовнішніми гало. Ці галактики можуть «нарощувати» масу, поступово «поглинаючи» менші члени скупчення протягом космічної історії, врешті-решт утворюючи надзвичайно великі сфероїди.

2. Шляхи формування

2.1 Великі злиття спіралей

Основна версія формування гігантських еліптичних базується на великих злиттях двох спіральних галактик з подібними масами. Під час таких зіткнень:

  • Кутовий момент перерозподіляється, орбіти зірок стають випадковими, знищуючи будь-яку попередню дискову структуру.
  • Вплив газу може деякий час живити інтенсивний спалах зореутворення, а решта газу споживається або виштовхується.
  • Залишок злиття постає як сфероїдна галактика, підтримувана тиском – еліптична [2, 3].

Симуляції підтверджують, що велике злиття може через насильницьку релаксацію створити профілі поверхневої яскравості та дисперсії швидкостей, подібні до спостережуваних у еліптичних галактиках.

2.2 Кілька злиттів та акреція груп

Еліптичні галактики також можуть формуватися через кілька послідовних злиттів:

  • Акреція супутникових галактик у груповому середовищі.
  • Злиття груп з іншою групою, ще до формування скупчення, створює масивні еліптичні.
  • Деякі еліптичні відображають зоряні гало багатьох менших галактик, які з часом злилися.

2.3 Малі злиття та секулярні процеси

Менші події – малі злиття між великою галактикою та малою супутницею – зазвичай недостатні, щоб повністю перетворити дискову галактику на еліптичну. Однак повторні малі злиття поступово можуть збільшити ядро, зменшити запаси газу і спрямувати морфологію до сфероїдальної форми. Деякі риси еліптичних (наприклад, оболонки, припливні залишки) можна пов’язати з такими взаємодіями, що накопичують зорі з орбіти навколо головної галактики [4].

3. Динамічна релаксація еліптичних

3.1 Насильницька релаксація (violent relaxation)

Під час великого злиття гравітаційний потенціал швидко змінюється при зіткненні галактик. Це викликає насильницьку релаксацію – випадкові зміни енергії та орбіт зірок у динамічних масштабах (~108 років). Після злиття галактика набуває нової рівноваги, зазвичай – сфероїдальної структури. Остаточна форма залежить від загального кутового моменту, співвідношення мас і початкових орбітальних умов [5].

3.2 Підтримка тиском, а не обертання

На відміну від дисків, підтримуваних впорядкованим обертанням, в еліптичних домінує підтримка тиском. Дисперсія швидкостей зірок у випадкових орбітах компенсує гравітацію. Вимірювання лінійних швидкостей показують, що більшість гігантських еліптичних обертаються слабо, але деякі мають середнє обертання або «анізотропний» розподіл швидкостей, що дозволяє зрозуміти збереження частини кутового моменту.

3.3 Профілі релаксації

Еліптичні галактики часто відповідають профілю інтенсивності Серсіка (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Тьмяні еліптичні зазвичай мають крутіші центральні профілі, а яскраві гіганти – «ядро» або «core-like» структуру, сформовану зіткненнями зірок, впливом чорної діри чи історією злиттів. Ці відмінності відображають індивідуальний шлях формування та релаксації [6].

4. Старі зорі та згасання зореутворення

4.1 Припинення зореутворення

Коли формується еліптична галактика (особливо під час багатого на газ велетенського злиття), увесь газ часто витрачається на спалах зореутворення або вивітрюється вітрами наднових / AGN, гасачи подальше зореутворення. Без нового джерела газу зоряні популяції старіють, галактика червоніє і стає «неактивною».

4.2 Збагачені металами, старші зорі

Спектральні дослідження виявляють підсилені альфа-елементи (наприклад, O, Mg) у масивних еліптичних, що свідчить про швидке раннє зоряне утворення (багато наднових типу II). Протягом мільярдів років ці масивні еліптичні накопичують велику кількість металів, відображаючи ранні спалахи зоряного утворення. У менших еліптичних або після повторних слабких злиттів зоряне утворення триває довше, але все одно припиняється раніше, ніж у повних тривалих дискових стадіях.

4.3 Зворотний зв’язок AGN

Якщо залишок злиття має активно акреціюючу надмасивну чорну діру, AGN вітри можуть нагрівати або виводити залишковий газ. Моделювання показують, що такий зворотний зв’язок стабілізує еліптичну, підтримуючи безгазовий, червоний стан і не дозволяючи подальшого зростання зоряного утворення [7].

5. Морфологічні та кінематичні властивості

5.1 «Коробчасті» (boxy) та «дискові» ізофоти

Зображення високої роздільної здатності показують, що частина еліптичних має «коробчасті» (boxy) ізофоти (контури виглядають прямокутними), інші – «дискові» (disky), з більш виразними контурами на кінцях. Ці відмінності, ймовірно, пов’язані з різною історією злиттів або орбітальною анізотропією:

  • «Коробчасті» еліптичні зазвичай масивніші, часто з потужною радіоактивністю AGN, що свідчить про великі минулі злиття.
  • «Дискові» еліптичні можуть зберігати часткове обертальне сплющення або походити від менш інтенсивних злиттів.

5.2 Швидко та повільно обертаються

Сучасна всебічна (integral field) спектроскопія показує, що не всі еліптичні повністю без обертання. Швидко обертаються характеризуються масштабним дисковим обертанням, подібним до сплющеного сфероїда, а повільно обертаються майже не обертаються, їх рух контролюють випадкові зоряні орбіти. Ця класифікація доповнює типи еліптичних і показує, що існує кілька шляхів злиття [8].

6. Середовище та закони масштабів

6.1 Еліптичні в скупченнях і групах

Еліптичні особливо поширені в центрах скупчень і щільних групах, де взаємодії та злиття частіші. Деякі гігантські еліптичні виникають як Найяскравіші галактики скупчення (BCG), поглинаючи менших членів і формуючи розтягнуті гало.

6.2 Закони масштабів

Для еліптичних галактик характерні кілька важливих зв’язків:

  • Закон Фейбера–Джексона: Залежність дисперсії швидкості зірок σ від світності (L). Яскравіші еліптичні мають більшу σ.
  • Основна площина („Fundamental Plane“): Поєднує ефективний радіус, поверхневу яскравість і дисперсію швидкості, відображаючи баланс гравітаційного потенціалу та зоряної популяції [9].

Ці закони свідчать про єдиний шлях еволюції еліптичних, ймовірно пов'язаний із злиттями та подальшим розслабленням.

7. Карликові еліптичні (dE) та лінзоподібні (S0)

7.1 Карликові еліптичні та сфероїдальні

Карликові еліптичні (dE) або карликові сфероїдальні (dSph) можуть бути маломасивними «родичами» еліптичних. Зазвичай їх знаходять у скупченнях або навколо більших галактик, вони мають старі зорі та мало газу, а їх формування могло бути зумовлене впливом середовища (наприклад, зняття газу, припливне змішування). Не всі сформувалися шляхом великих злиттів, але за допомогою трансформацій середовища вони можуть перетворюватися на сфероїдальні форми.

7.2 Лінзоподібні (S0)

Хоча часто відносяться до категорії «раннього типу» разом з еліптичними, лінзоподібні (S0) зберігають диск, але позбавлені спіральних рукавів і активного зореутворення. Вважається, що вони могли бути спіральними, втративши газ у скупченнях або під час незначних злиттів, ставши таким чином перехідною формою між класичними еліптичними та спіральними.

8. Невирішені питання та нові можливості

8.1 Ранні предки на великому червоному зсуві

JWST і великі наземні телескопи шукають далекі прото-еліптичні – масивні, компактні галактики при z ∼ 2–3, які з часом перетворилися на сучасні гігантські еліптичні. Їхні історії зореутворення, механізми «гасіння» та частота злиттів розширюють наше розуміння формування еліптичних.

8.2 Детальні вимірювання кінематики

Дослідження інтегральних полів (IFU) (наприклад, MANGA, SAMI, CALIFA) надають двовимірні карти швидкостей і спектральних ліній, що виявляють підгрупи (наприклад, кінематично відокремлені ядра) або приховані диски в еліптичних. Ці дані, у поєднанні з новими симуляціями, детальніше показують, які шляхи злиттів створюють еліптичні, схожі на спостережувані.

8.3 Зворотний зв’язок AGN і газ гало

Гарячі газові гало навколо еліптичних і радіорежимних AGN зворотний зв’язок досі інтенсивно вивчається. Рентгенівські дані показують, як потоки, викинуті центральними чорними дірами, формують «порожнини», зупиняють охолодження газу та зростання зореутворення. Виявлення зв’язку між ростом чорної діри та кінцевою морфологією дозволяє краще пояснити теорії формування еліптичних [10].

9. Висновок

Еліптичні галактики часто увінчують ланцюг еволюції галактик у багатьох ієрархічних сценаріях: масивні, сфероїдальні системи, зазвичай сформовані внаслідок великих злиттів і подальшої динамічної релаксації, що містять старіші, металозбагачені зорі. Їх характерна відсутність газу та зореутворення, а також випадкові орбіти зірок відрізняють їх від дискових галактик. У центрах скупчень ці гігантські галактики виділяються як BCG, сформовані тривалою взаємодією «канібалізму». Тим часом карликові еліптичні (dE) показують, як середовище через взаємодії поступово позбавляє газу, створюючи простіші сфероїдальні форми.

Оглядаючи широкий спектр спостережень – від близьких карликових до далеких компактних starburst з великим червоним зсувом – і застосовуючи передові симуляції, астрономи досліджують, як ці «червоні та неактивні» галактики накопичують масу, припиняють зоряноутворення та зберігають у своїй структурі й зорях багатий джерело інформації про ранній, густий Всесвіт. Зрештою, еліптичні залишаються космічними реліктами злиттів, своїм виглядом і зоряними популяціями свідчачи про найенергійніші зіткнення у Всесвіті в минулому.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Goudfrooij, P., et al. (1994). “Пил у еліптичних галактиках. II. Пилові смуги, оптичні кольори та далеке інфрачервоне випромінювання.” The Astronomical Journal, 108, 118–134.
  2. Toomre, A. (1977). “Злиття та деякі наслідки.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
  3. Barnes, J. E. (1992). “Трансформації галактик. II. Газодинаміка в злиттях дискових галактик.” The Astrophysical Journal, 393, 484–507.
  4. Schweizer, F. (1996). “Динамічно гарячі зоряні системи та частота злиттів.” Galaxies: Interactions and Induced Star Formation, Saas-Fee Advanced Course 26, Springer, 105–206.
  5. Lynden-Bell, D. (1967). “Статистична механіка жорсткого релаксації в зоряних системах.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 136, 101–121.
  6. Graham, A. W., et al. (1996). “Світлові профілі сфероїдів.” The Astronomical Journal, 112, 1186–1195.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). “Уніфікована модель походження зоряних спалахів, квазарів, космічного рентгенівського фону, сильніші докази чорних дір і сфероїдів галактик, керована злиттями.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Emsellem, E., et al. (2011). “Проєкт ATLAS3D – I. Об’ємно-обмежена вибірка з 260 галактик раннього типу.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 414, 888–912.
  9. Djorgovski, S., & Davis, M. (1987). “Основні властивості еліптичних галактик.” The Astrophysical Journal, 313, 59–68.
  10. Fabian, A. C. (2012). “Спостережні докази зворотного зв’язку активних ядер галактик.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
Повернутися до блогу