Galaxy-sammanslagning - Galaxy merger

De Möss Galaxer (NGC 4676 A & B) är i färd med att slå samman.

Konstnärens intryck visar sammanslagningen mellan två galaxer som leder till bildandet av en skivgalax.

Galaxy-sammanslagningar kan uppstå när två (eller fler) galaxer kolliderar. De är den mest våldsamma typen av galaxinteraktion . De gravitations interaktioner mellan galaxer och friktionen mellan gas och damm har stora effekter på galaxerna inblandade. De exakta effekterna av sådana sammanslagningar beror på en mängd olika parametrar såsom kollisionsvinklar , hastigheter och relativ storlek / sammansättning, och är för närvarande ett extremt aktivt forskningsområde. Galaxy-sammanslagningar är viktiga eftersom sammanslagningshastigheten är ett grundläggande mått på galaxutvecklingen . Fusionstakten ger också astronomer ledtrådar om hur galaxer samlade sig över tiden.

Beskrivning

Under sammanslagningen påverkas stjärnor och mörk materia i varje galax av den närmande galaxen. Mot de sena faserna av sammanslagningen börjar gravitationspotentialen (dvs. galaxens form) förändras så snabbt att stjärnbanor förändras kraftigt och förlorar spår av deras tidigare omlopp. Denna process kallas ”våldsam avkoppling”. Till exempel när två skivgalaxer kolliderar börjar de med sina stjärnor i en ordnad rotation i de två separata skivornas plan. Under sammanslagningen omvandlas den ordnade rörelsen till slumpmässig energi (” termiserad ”). Den resulterande galaxen domineras av stjärnor som kretsar kring galaxen i ett komplicerat och slumpmässigt interagerande nätverk av banor, vilket är vad som observeras i elliptiska galaxer.

NGC 3921 är ett samverkande par skivgalaxer i de sena stadierna av sin sammanslagning.

Fusioner är också platser för extrema mängder stjärnbildning . Stjärnbildningshastigheten (SFR) under en större sammanslagning kan nå tusentals solmassor av nya stjärnor varje år, beroende på gasinnehållet i varje galax och dess rödförskjutning. Typiska SFR-koncentrationer är mindre än 100 nya solmassor per år. Detta är stort jämfört med vår Galaxy, som bara gör några nya stjärnor varje år (~ 2 nya stjärnor). Även om stjärnor nästan aldrig kommer tillräckligt nära för att faktiskt kollidera i galaxfusioner, faller jätte molekylära moln snabbt till mitten av galaxen där de kolliderar med andra molekylära moln. Dessa kollisioner framkallar sedan kondens av dessa moln till nya stjärnor. Vi kan se detta fenomen i sammanslagna galaxer i det närliggande universum. Ändå var denna process mer uttalad under de sammanslagningar som bildade de flesta elliptiska galaxer som vi ser idag, vilket sannolikt inträffade för 1–10 miljarder år sedan, då det fanns mycket mer gas (och därmed fler molekylära moln ) i galaxer. Dessutom kommer gasmoln från centrum av galaxen att stöta på varandra och producera chocker som stimulerar bildandet av nya stjärnor i gasmoln. Resultatet av allt detta våld är att galaxer tenderar att ha lite gas tillgänglig för att bilda nya stjärnor efter att de smälts samman. Således, om en galax är inblandad i en större sammanslagning, och sedan några miljarder år går, kommer galaxen att ha väldigt få unga stjärnor (se Stellar evolution ) kvar. Detta är vad vi ser i dagens elliptiska galaxer, väldigt lite molekylär gas och väldigt få unga stjärnor. Man tror att detta beror på att elliptiska galaxer är slutprodukterna av större sammanslagningar som förbrukar merparten av gasen under sammanslagningen och därmed ytterligare stjärnbildning efter sammanslagningen.

Galaxy-sammanslagningar kan simuleras i datorer för att lära sig mer om galaxbildning. Galaxpar i början av vilken morfologisk typ som helst kan följas, med hänsyn till alla gravitationskrafter , och även hydrodynamiken och spridningen av den interstellära gasen, stjärnbildningen ur gasen, och energin och massan som frigörs i det interstellära mediet av supernovor . Ett sådant bibliotek med galaxfusionssimuleringar finns på GALMER-webbplatsen. En studie ledd av Jennifer Lotz från Space Telescope Science Institute i Baltimore, Maryland, skapade datasimuleringar för att bättre förstå bilder tagna av Hubble Telescope . Lotz team försökte redogöra för ett brett spektrum av sammanslagningsmöjligheter, från ett par galaxer med lika massor som sammanfogade till en interaktion mellan en jätte galax och en liten. Teamet analyserade också olika banor för galaxerna, möjliga kollisionspåverkan och hur galaxer var orienterade mot varandra. Sammantaget kom gruppen med 57 olika koncentrationsscenarier och studerade fusionerna från 10 olika betraktningsvinklar.

En av de största galaxfusionerna som någonsin observerats bestod av fyra elliptiska galaxer i klustret CL0958 + 4702. Det kan bilda en av de största galaxerna i universum.

Kategorier

Galaxy fusioner kan klassificeras i distinkta grupper på grund av egenskaperna hos de samgående galaxer , såsom deras antal, deras relativa storlek och deras gas rikedom.

Efter nummer

Fusioner kan kategoriseras efter antalet galaxer som är involverade i processen:

Binär fusion: Två samverkande galaxer smälter samman.
Flera fusioner: Tre eller flera galaxer smälter samman.

Efter storlek

Fusioner kan kategoriseras efter i vilken utsträckning den största inblandade galaxen förändras i storlek eller form genom sammanslagningen:

Mindre fusion: En sammanslagning är mindre om en av galaxerna är betydligt större än de andra. Den större galaxen kommer ofta att "äta" den mindre och absorberar det mesta av sin gas och stjärnor med liten annan signifikant effekt på den större galaxen. Vår hemgalax, Vintergatan , antas för närvarande absorbera flera mindre galaxer på detta sätt, såsom Canis Major Dwarf Galaxy och eventuellt Magellanic Clouds . Den Virgo Stellar Stream tros vara resterna av en dvärggalax som har det mesta samman med Vintergatan.
Större fusion: En sammanslagning av två spiralgalaxer som är ungefär lika stora är stor ; om de kolliderar i lämpliga vinklar och hastigheter kommer de sannolikt att smälta samman på ett sätt som driver bort mycket av dammet och gasen genom en mängd återkopplingsmekanismer som ofta inkluderar ett steg där det finns aktiva galaktiska kärnor . Detta anses vara drivkraften bakom många kvasar . Slutresultatet är en elliptisk galax , och många astronomer antar att detta är den primära mekanismen som skapar elliptiska.

En studie visade att stora galaxer sammanfogades med varandra i genomsnitt en gång under de senaste 9 miljarder åren. Små galaxer sammanfaller oftare med stora galaxer. Observera att Vintergatan och Andromedagalaxen förutses att kollidera om cirka 4,5 miljarder år . Det förväntade resultatet av att dessa galaxer slås samman skulle vara stort eftersom de har liknande storlekar och kommer att förändras från två "grand design" -spiralgalaxer till (troligen) en jätte elliptisk galax .

Genom gasrikedom

Fusioner kan kategoriseras efter den grad i vilken gas (om någon) som transporteras i och runt de sammanslagna galaxerna samverkar:

Våt sammanslagning: En våt sammanslagning sker mellan gasrika galaxer ("blå" galaxer). Våta sammanslagningar producerar vanligtvis en stor mängd stjärnbildning, omvandlar skivgalaxer till elliptiska galaxer och utlöser kvasaraktivitet .
Torr fusion: En sammanslagning mellan gasfattiga galaxer ("röda" galaxer) kallas torr . Torra sammanslagningar förändrar vanligtvis inte galaxernas stjärnbildningshastigheter , utan kan spela en viktig roll för att öka stjärnmassan .
Fuktig sammanslagning: En fuktig sammanslagning inträffar mellan samma två galaxtyper som nämnts ovan ("blå" och "röda" galaxer), om det finns tillräckligt med gas för att driva betydande stjärnbildning, men inte tillräckligt för att bilda globala kluster
Blandad fusion: En blandad sammanslagning inträffar när gasrika och gasfattiga galaxer ("blå" och "röda" galaxer) smälter samman.

Fusion historia träd

I den standardmässiga kosmologiska modellen förväntas varje enskild galax ha bildats från några eller flera på varandra följande sammanslagningar av mörk materiahalo , där gas svalnar och bildar stjärnor i haloernas centrum och blir de optiskt synliga föremål som historiskt har identifierats som galaxer under 1900-talet. Modellering av den matematiska grafen för sammanslagningarna av dessa mörka materiehalor och i sin tur motsvarande stjärnbildning behandlades initialt antingen genom att analysera rent gravitations N- kroppssimuleringar eller genom att använda numeriska realiseringar av statistiska ("semi-analytiska") formler.

I en observationskosmologikonferens 1992 i Milano visade Roukema, Quinn och Peterson de första sammanslagningsträdens träd av mörka materiehalor extraherade från kosmologiska N- kroppssimuleringar. Dessa sammanslagningshistoriska träd kombinerades med formler för stjärnbildningshastigheter och evolutionär befolkningssyntes, vilket gav syntetiska ljusfunktioner hos galaxer (statistik över hur många galaxer som är inneboende ljusa eller svaga) vid olika kosmologiska epoker. Med tanke på den komplexa dynamiken i sammanslagningar av mörk materia är ett grundläggande problem vid modellering av sammanslagningshistorikträdet att definiera när en gloria vid ett tillfälle är en ättling till en gloria vid föregående tidsteg. Roukemas grupp valde att definiera detta förhållande genom att kräva att halo vid det senare tidsteget skulle innehålla strikt mer än 50 procent av partiklarna i halo vid det tidigare tidsteget; detta garanterade att mellan två tidssteg kunde vilken gloria som helst ha en enda ättling. Denna modelleringsmetod för galaxbildning ger snabbt beräknade modeller av galaxpopulationer med syntetiska spektra och motsvarande statistiska egenskaper jämförbara med observationer.

Oberoende visade Lacey och Cole vid samma konferens 1992 hur de använde Press-Schechter-formalismen i kombination med dynamisk friktion för att statistiskt skapa Monte Carlo-förverkliganden av historiska träd för mörka materiens halosammanhang och motsvarande bildande av stjärnornas kärnor (galaxer) . Kauffmann , White och Guiderdoni utvidgade detta tillvägagångssätt 1993 till att inkludera semi-analytiska formler för gaskylning, stjärnbildning, gasuppvärmning från supernovor och för hypotesen omvandling av skivgalaxer till elliptiska galaxer. Både Kauffmann-gruppen och Okamoto och Nagashima började senare N- body-simuleringens härledda sammanslagningsträdstrategi.