Satellit galax - Satellite galaxy

En satellit galax är en mindre följeslagare galax som färdas på bundna banor inom gravitationspotentialen av en mer massiv och ljusvärdgalax (även känd som den primära galaxen). Satellitgalaxer och deras beståndsdelar är bundna till sin värdgalax, på samma sätt som planeter i vårt eget solsystem är gravitationellt bundna till solen . Medan de flesta satellitgalaxer är dvärggalaxer , kan satellitgalaxer i stora galaxkluster vara mycket mer massiva. Den Vintergatan orbiteds med cirka femtio satellit galaxer, varav den största är den Stora magellanska molnet .

Dessutom är satellitgalaxer inte de enda astronomiska objekten som är gravitationsmässigt bundna till större värdgalaxer (se klotkluster ). Av denna anledning har astronomer definierade galaxer som gravitationellt bundna samlingar av stjärnor som uppvisar egenskaper som inte kan förklaras av en kombination av baryonisk materia (dvs. vanlig materia ) och Newtons lagar av gravitation . Exempelvis resulterar mätningar av stjärnornas och gasens omloppshastighet i spiralgalaxer i en hastighetskurva som avviker avsevärt från den teoretiska förutsägelsen. Denna observation har motiverat olika förklaringar som teorin om mörk materia och modifieringar av Newtons dynamik . Därför, även om de också är satelliter av värdgalaxer, bör globulära kluster inte misstas som satellitgalaxer. Satellitgalaxer är inte bara mer utsträckta och diffusa jämfört med globulära kluster, utan är också inneslutna i massiva halor av mörk materia som man tror har fått dem under bildningsprocessen.

Satellitgalaxer lever i allmänhet tumultartade liv på grund av deras kaotiska interaktioner med både den större värdgalaxen och andra satelliter. Till exempel kan värdgalaxen störa de kretsande satelliterna via tidvatten- och ramtrycksavlägsnande . Dessa miljöeffekter kan ta bort stora mängder kall gas från satelliter (dvs. bränslet för stjärnbildning ), och detta kan leda till att satelliter blir vilande i den meningen att de har upphört att bilda stjärnor. Dessutom kan satelliter också kollidera med sin värdgalax som resulterar i en mindre sammanslagning (dvs. sammanslagning mellan galaxer av väsentligt olika massor). Å andra sidan kan satelliter också gå samman med varandra vilket resulterar i en större sammanslagning (dvs. sammanslagningshändelse mellan galaxer av jämförbara massor). Galaxer består mestadels av tomt utrymme, interstellär gas och damm , och därför kräver galaxfusioner inte nödvändigtvis kollisioner mellan objekt från en galax och objekt från den andra, men dessa händelser resulterar i allmänhet i mycket mer massiva galaxer. Följaktligen försöker astronomer begränsa den hastighet med vilken både mindre och större sammanslagningar sker för att bättre förstå bildandet av gigantiska strukturer av gravitationellt bundna konglomerationer av galaxer som galaktiska grupper och kluster .

Historia

Tidigt 1900 -tal

Före 1900 -talet var uppfattningen att galaxer existerade bortom vårt Vintergatan inte väl etablerad. I själva verket var idén så kontroversiell vid den tiden att den ledde till det som nu kallas "Shapley-Curtis Great Debate" som är lämpligt uppkallat efter astronomerna Harlow Shapley och Heber Doust Curtis som debatterade arten av "nebulosor" och storleken av Vintergatan vid National Academy of Sciences den 26 april 1920. Shapley hävdade att Vintergatan var hela universum (som sträcker sig över 100 000 ljusår eller 30 kiloparsek över) och att alla de observerade "nebulosorna" (för närvarande kända som galaxer) ) bodde inom denna region. Å andra sidan hävdade Curtis att Vintergatan var mycket mindre och att de observerade nebulosorna faktiskt var galaxer som liknade vårt eget Vintergatan. Denna debatt löstes inte förrän i slutet av 1923 då astronomen Edwin Hubble mätte avståndet till M31 (för närvarande känd som Andromeda -galaxen) med hjälp av Cepheid Variable -stjärnor. Genom att mäta perioden för dessa stjärnor kunde Hubble uppskatta deras inneboende ljusstyrka och vid att kombinera detta med deras uppmätta skenbara storlek uppskattade han ett avstånd på 300 kpc, vilket var en storleksordning större än den uppskattade storleken på universum som gjordes av Shapley. Denna mätning bekräftade att inte bara universum var mycket större än tidigare förväntat, men det visade också att de observerade nebulosorna faktiskt var avlägsna galaxer med ett brett spektrum av morfologier (se Hubblesekvens ).

Moderna tider

Trots Hubbles upptäckt att universum vrimlar av galaxer förblev en majoritet av satellitgalaxerna i Vintergatan och den lokala gruppen oupptäckt fram till moderna astronomiska undersökningar, till exempel Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) och Dark Energy Survey ( DES ). I synnerhet är Vintergatan för närvarande känd för att vara värd för 59 satellitgalaxer (se Vintergatans satellitgalaxer ), men två av dessa satelliter, kända som det stora magellanska molnet och det lilla magellanska molnet, har observerats på södra halvklotet med blotta ögat sedan antiken. Ändå förutsäger moderna kosmologiska teorier om galaxbildning och evolution ett mycket större antal satellitgalaxer än vad som observeras (se saknade satellitproblem ). Nyare högupplösta simuleringar har dock visat att det nuvarande antalet observerade satelliter inte utgör något hot mot den utbredda teorin om galaxbildning.

Animation som illustrerar upptäckten av satellitgalaxer i Vintergatan under de senaste 100 åren. De klassiska satellitgalaxerna är i blått (märkta med deras namn), SDSS -upptäckter är i rött och nyare upptäckter (mestadels med DES ) är i grönt.

Motiveringar för att studera satellitgalaxer

Spektroskopiska , fotometriska och kinematiska observationer av satellitgalaxer har gett en mängd information som har använts för att bland annat studera bildandet och utvecklingen av galaxer , de miljöeffekter som förbättrar och minskar graden av stjärnbildning inom galaxer och distributionen av mörk materia inom halo av mörk materia. Som ett resultat fungerar satellitgalaxer som en testplats för förutsägelser från kosmologiska modeller .

Klassificering av satellitgalaxer

Som nämnts ovan kategoriseras satellitgalaxer i allmänhet som dvärggalaxer och följer därför ett liknande Hubble -klassificeringsschema som deras värd med det lilla tillägget av ett gemener "d" framför de olika standardtyperna för att beteckna dvärggalaxstatusen. Dessa typer inkluderar dvärg oregelbunden (dI), dvärg sfäroid (dSph), dvärg elliptisk (dE) och dvärg spiral (dS). Av alla dessa typer tror man dock att dvärgspiraler inte är satelliter, utan snarare dvärggalaxer som bara finns i fältet.

Dvärg oregelbundna satellitgalaxer

Dvärgens oregelbundna satellitgalaxer kännetecknas av sitt kaotiska och asymmetriska utseende, låga gasfraktioner, hög stjärnbildningshastighet och låg metallicitet . Tre av de närmaste dvärgens oregelbundna satelliter i Vintergatan inkluderar Small Magellanic Cloud, Canis Major Dwarf och den nyupptäckta Antlia 2 .

Det stora magellanska molnet , Vintergatans största satellitgalax och fjärde största i den lokala gruppen . Denna satellit klassificeras också som en övergångstyp mellan en dvärgspiral och en oregelbunden dvärg.

Dvärgelliptiska satellitgalaxer

Dvärg -elliptiska satellitgalaxer kännetecknas av deras ovala utseende på himlen, störande rörelse av ingående stjärnor, måttlig till låg metallicitet, låga gasfraktioner och gammal stjärnpopulation. Dvärgelliptiska satellitgalaxer i den lokala gruppen inkluderar NGC 147 , NGC 185 och NGC 205 , som är satelliter i vår närliggande Andromeda -galax.

Dvärgsfäroida satellitgalaxer

Dvärgsfäroida satellitgalaxer kännetecknas av deras diffusa utseende, låga ytljusstyrka , höga förhållande mellan massa och ljus (dvs dominans av mörk materia), låg metallicitet, låga gasfraktioner och gammal stjärnpopulation. Dessutom utgör dvärgkulor den största befolkningen av kända satellitgalaxer i Vintergatan. Några av dessa satelliter inkluderar Hercules , Fiskarna II och Leo IV , som är uppkallade efter stjärnbilden där de finns.

Övergångstyper

Som ett resultat av mindre sammanslagningar och miljöeffekter klassificeras vissa dvärggalaxer som satellitgalaxer av mellan- eller övergångstyp. Till exempel klassificeras Phoenix och LGS3 som mellanliggande typer som tycks övergå från dvärgregler till dvärgkulor. Dessutom anses det stora magellanska molnet vara i färd med att övergå från en dvärgspiral till en dvärg oregelbunden.

Bildande av satellitgalaxer

Enligt standardmodellen för kosmologi (känd som ΛCDM- modellen) är bildandet av satellitgalaxer intrikat kopplat till universums observerade storskaliga struktur . Specifikt är ΛCDM modell baserad på premissen att den observerade storskaliga struktur är resultatet av en nedifrån och upp hierarkisk process som inleddes efter rekombination epok i vilken elektriskt neutrala väteatomer bildades som ett resultat av fria elektroner och protoner bindande tillsammans. I takt med att förhållandet mellan neutralt väte och fria protoner och elektroner växte, växte också fluktuationer i densiteten av baryonisk substans. Dessa fluktuationer växte snabbt till den grad att de blev jämförbara med fluktuationer i mörk materia -densitet. Dessutom de mindre mass fluktuationer växte till olinjäritet , blev virialized (dvs nått gravitations jämvikt), och var sedan hierarkiskt klustrade inom successivt större bundna system.

Gasen i dessa bundna system kondenseras och kyls snabbt till kalla halter av mörk materia som stadigt ökade i storlek genom att sammanföras och ackumulera ytterligare gas via en process som kallas ackretion . De största bundna föremålen som bildas från denna process är kända som superkluster , till exempel Virgo Supercluster , som innehåller mindre kluster av galaxer som själva omges av ännu mindre dvärggalaxer . Vidare anses dvärgarna i denna modell vara de grundläggande byggstenarna som ger upphov till mer massiva galaxer, och satelliterna som observeras runt dessa galaxer är dvärgarna som ännu inte har förbrukats av deras värd.

Massansamling i halor av mörk materia

En rå men användbar metod för att avgöra hur halor i mörk materia gradvis får massa genom sammanslagningar av mindre massiva glorier kan förklaras med hjälp av excursionsuppsättningens formalism, även känd som den utökade Press-Schechter-formalismen (EPS). EPS -formalismen kan bland annat användas för att härleda den bråkdel av massa som härrörde från kollapsade föremål av en specifik massa vid en tidigare tidpunkt genom att tillämpa statistiken för markovianska slumpmässiga promenader på banor för masselement i rymden, där och representerar massan varians och overdensity, respektive. ${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstil t_ {1} <t_ {2}}$ ${\ displaystyle (S, \ delta)}$ ${\ textstil S = \ sigma ^{2} (M)}$ ${\ displaystyle \ delta = {\ rho (x)-{\ bar {\ rho}} \ över {\ bar {\ rho}}}}}$

I synnerhet EPS -formalismen grundas på ansatz som säger "fraktionen av banor med en första uppkorsning av barriären vid är lika med massfraktionen vid tidpunkten som införlivas i glorier med massor ". Följaktligen säkerställer denna ansatz att varje bana kommer att korsa barriären med en del godtyckligt stor , och som ett resultat garanterar den att varje masselement i slutändan kommer att bli en del av en gloria. ${\ textstil \ delta _ {S} = \ delta _ {kritisk} (t)}$ ${\ textstyle S> S_ {1} = \ sigma ^{2} (M_ {1})}$ ${\ displaystyle t}$ ${\ textstil M <M_ {1}}$ ${\ displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {critical} (t)}$ ${\ displaystyle S}$

Vidare kan den bråkdel av massa som härstammar från kollapsade föremål av en specifik massa vid en tidigare tidpunkt användas för att bestämma genomsnittligt antal stamfäder vid en tidpunkt inom massintervallet som har gått samman för att producera ett halo av vid en tidpunkt . Detta åstadkoms genom att betrakta ett sfäriskt område av massan med en motsvarande massa varians och linjär overdensity , där är den linjära tillväxttakt som är normaliserad till enhet vid tiden och är den kritiska overdensity vid vilken den initiala sfäriska området har kollapsat för att bilda en virialized föremål . Matematiskt uttrycks förfaderns massfunktion som: ${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstil t_ {1} <t_ {2}}$ ${\ displaystyle t_ {1}}$ ${\ textstil (M_ {1}, M_ {1}+dM_ {1})}$ ${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ displaystyle t_ {2}}$ ${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstil S_ {2} = \ sigma ^{2} (M_ {2})}$ ${\ textstil \ delta _ {2} = \ delta _ {c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ över D (t_ {2})}}$ ${\ textstil D (t_ {2})}$ ${\ textstyle t_ {2}}$ ${\ textstil \ delta _ {c}}$

{\ displaystyle N (M_ {1}, t_ {1} | M_ {2}, t_ {2}) \ operatorname {dM_ {1}} = {\ frac {M_ {2}} {M_ {1}}} f_ {PS} (\ nu _ {12}) {\ Bigg |} {\ operatorname {d} \ ln (\ nu _ {12}) \ över \ operatorname {d} \ ln (M_ {1})}} { \ Bigg |} \ operatorname {dM_ {1}}}

där och är Press-Schechter multiplicitetsfunktionen som beskriver den bråkdel av massan som är associerad med glorier i ett område .

{\ textstil \ nu _ {12} = {\ delta _ {1}-\ delta _ {2} \ över {\ sqrt {S_ {1} -S_ {2}}}}}}

{\ textstil f_ {PS} (\ nu _ {12}) = {\ sqrt {2 \ över \ pi}} \ nu _ {12} \ exp ({-\ nu _ {12}^{2} \ over 2})}

{\ textstil \ ln (\ nu _ {12})}

Olika jämförelser av förfaderns massfunktion med numeriska simuleringar har dragit slutsatsen att god överensstämmelse mellan teori och simulering erhålls endast när den är liten, annars är massfraktionen i högmassföregångare signifikant underskattad, vilket kan hänföras till de grova antagandena som att anta en perfekt sfärisk kollapsmodell och med hjälp av ett linjärt densitetsfält i motsats till ett icke-linjärt densitetsfält för att karakterisera kollapsade strukturer. Ändå är nyttan med EPS -formalismen att den ger ett beräkningsmässigt vänligt tillvägagångssätt för att bestämma egenskaper hos halor av mörk materia. ${\ displaystyle \ Delta t = t_ {2} -t_ {1}}$

Halo -fusionstakt

En annan användbarhet av EPS -formalismen är att den kan användas för att bestämma den hastighet med vilken en halo av initial massa M går samman med en halo med massa mellan M och M+AM. Denna kurs ges av

${\ displaystyle {\ mathcal {P}} (\ Delta M | M, t) \ operatorname {d} \ ln \ Delta M \ operatorname {d} \ ln t = {\ frac {1} {\ sqrt {2 \ pi}}} {\ Bigg [} {\ frac {S_ {1}} {(S_ {1} -S_ {2})}} {\ Bigg]}^{3/2} \ exp {\ Bigg [} -{\ frac {\ delta _ {c}^{2} (S_ {1} -S_ {2})} {2S_ {1} S_ {2}}} {\ Bigg]} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln \ delta _ {c}} {\ operatorname {d} \ ln t}} {\ Bigg |} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln S_ { 2}} {\ operatorname {d} \ ln \ Delta M}} {\ Bigg |} {\ frac {\ delta _ {c}} {\ sqrt {S_ {2}}}} \ operatorname {d} \ ln t \ operatorname {d} \ ln \ Delta M}$

där , . I allmänhet är massförändringen,, summan av en mängd mindre fusioner. Med tanke på ett oändligt litet tidsintervall är det dock rimligt att anse att massförändringen beror på en enda sammanslagningshändelser där övergångar till . ${\ textstil S_ {1} = \ sigma ^{2} (M)}$ ${\ textstil S_ {2} = \ sigma ^{2} (M+\ Delta M)}$ ${\ displaystyle \ Delta M}$ ${\ displaystyle \ operatorname {dt}}$ ${\ displaystyle M_ {1}}$ ${\ displaystyle M_ {2}}$

Galaktisk kannibalism (mindre fusioner)

Rester av en mindre sammanslagning kan observeras i form av en stjärnström som faller på galaxen NGC5907 .

Under hela deras livstid upplever satellitgalaxer som kretsar i den mörka materien halo dynamisk friktion och sjunker följaktligen djupare in i värdens gravitationella potential som ett resultat av orbitalförfall . Under hela denna nedstigning avlägsnas stjärnorna i satellitens yttre område stadigt på grund av tidvattenkrafter från värdgalaxen. Denna process, som är ett exempel på en mindre sammanslagning, fortsätter tills satelliten är helt störd och förbrukad av värdgalaxerna. Bevis på denna destruktiva process kan observeras i stjärnskrotströmmar runt avlägsna galaxer.

Orbital nedbrytningshastighet

När satelliter kretsar kring sin värd och interagerar med varandra förlorar de gradvis små mängder rörelseenergi och vinkelmoment på grund av dynamisk friktion. Följaktligen minskar avståndet mellan värden och satelliten successivt för att bevara vinkelmomentet. Denna process fortsätter tills satelliten slutligen går samman med värdgalaxen. Om vi antar att värden är en singulär isotermisk sfär (SIS) och satelliten är en SIS som är kraftigt stympad vid den radie vid vilken den börjar accelerera mot värden (känd som Jacobi -radien ), då är tiden som det krävs dynamisk friktion för att resultera i en mindre sammanslagning kan approximeras enligt följande: ${\ displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric}}$

{\ displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric} = {\ frac {2.34} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}}^{2}} {\ sigma _ { \ mathrm {s}}^{3}}} r _ {\ mathrm {i}} = {\ frac {2.7 \ \ mathrm {Gyr}} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {r _ {\ mathrm {i }}} {30 \ \ mathrm {kpc}}} {\ bigg (} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}}} {200 \ \ mathrm {km} \ \ mathrm {s^{-1 }}}} {\ bigg)}^{2} {\ bigg (} {\ frac {100 \ mathrm {\ km \ s^{-1}}} {\ sigma _ {\ mathrm {s}}}} {\ bigg)}^{3}}

där är den initiala radien vid , är den hastighet dispersionen i värd galaxen, är hastigheten dispersionen av satelliten och är Coulomb logaritmen definieras såsom med , och respektive representerar den maximala parametern effekt , den halv-massradie och den typiska relativa hastigheten . Dessutom kan både halvmassaradien och den typiska relativa hastigheten skrivas om med avseende på radie och hastighetsdispersion så att och . Med hjälp av Faber-Jackson-förhållandet kan hastigheten spridning av satelliter och deras värd uppskattas individuellt från deras observerade ljusstyrka. Därför är det möjligt att uppskatta den tid det tar innan en satellitgalax förbrukas av värdgalaxen med hjälp av ekvationen ovan.

{\ textstyle r_ {i}}

{\ textstyle t = 0}

{\ textstil \ sigma _ {\ mathcal {M}}}

{\ displaystyle \ sigma _ {\ mathrm {s}}}

{\ displaystyle \ ln \ Lambda}

{\ textstil \ ln \ Lambda = \ ln {\ Big (} {\ frac {b _ {\ mathrm {max}}} {\ mathrm {max} (r _ {\ mathrm {h}}, GM/v _ {\ mathrm {typ}}^{2})}} {\ Big)}}

{\ textstil b_ {max}}

{\ textstyle r _ {\ mathrm {h}}}

{\ textstyle v_ {typ}^{2}}

{\ textstyle r _ {\ mathrm {h}} = {\ frac {\ sigma _ {\ mathrm {s}}} {2^{3/2} \ sigma _ {\ mathcal {M}}}} r}

{\ displaystyle {\ frac {GM} {v _ {\ mathrm {t} yp}^{2}}} = {\ frac {{\ sqrt {2}} \ sigma _ {\ mathrm {s}}^{2 }} {\ sigma _ {\ mathcal {M}}^{3}}} r}

Ett kant-på-foto av Needle Galaxy (NGC 4565) som visar den observerade tjocka skivan och tunna skivkomponenter i satellitgalaxer.

Mindre fusionsdriven stjärnbildning

År 1978 gav banbrytande arbete med att mäta färgerna på sammanslagningsrester av astronomerna Beatrice Tinsley och Richard Larson uppfattningen att fusioner förbättrar stjärnbildning. Deras observationer visade att en avvikande blå färg var associerad med fusionsresterna. Före denna upptäckt hade astronomer redan klassificerat stjärnor (se stjärnklassificeringar ) och det var känt att unga, massiva stjärnor var blåare på grund av att deras ljus strålade ut vid kortare våglängder . Dessutom var det också känt att dessa stjärnor lever korta liv på grund av deras snabba förbrukning av bränsle för att förbli i hydrostatisk jämvikt . Därför föreslog iakttagelsen att fusionsrester var associerade med stora populationer av unga, massiva stjärnor att sammanslagningar inducerade snabb stjärnbildning (se starburst galaxy ). Sedan denna upptäckt gjordes har olika observationer verifierat att fusioner verkligen orsakar kraftig stjärnbildning. Trots att större fusioner är mycket mer effektiva för att driva stjärnbildning än mindre fusioner är det känt att mindre fusioner är betydligt vanligare än större fusioner, så den kumulativa effekten av mindre fusioner över kosmisk tid antas att också bidra starkt till burst av stjärnbildning.

Mindre sammanslagningar och ursprunget till tjockskivkomponenter

Observationer av kant-på-galaxer tyder på den universella förekomsten av en tunn skiva , tjock skiva och halokomponent i galaxer. Trots den uppenbara allestädes närvarande av dessa komponenter finns det fortfarande pågående forskning för att avgöra om den tjocka och tunna skivan verkligen är distinkta komponenter. Ändå har många teorier föreslagits för att förklara ursprunget till den tjocka skivkomponenten, och bland dessa teorier finns en som involverar mindre fusioner. I synnerhet spekuleras det i att den redan existerande tunnskivkomponenten i en värdgalax uppvärms under en mindre sammanslagning och följaktligen expanderar den tunna skivan till en tjockare skivkomponent.

Languages

In other projects