Галактика-спутник

редактировать
Галактика, которая вращается вокруг более крупной галактики из-за гравитационного притяжения

Satellite Galaxies.JPG

A галактика-спутник - это меньшая галактика-компаньон, которая движется по границе вращается по внутри гравитационного потенциала более массивной и светящейся основной галактики (также известной как первичная галактика). Галактики-спутники и их составляющие привязаны к своей родительской галактике так же, как планеты в нашей собственной солнечной системе гравитационно связаны с Солнцем. В то время как большинство галактик-спутников являются карликовыми галактиками, галактики-спутники больших скоплений галактик могут быть намного массивнее. Млечный Путь вращается вокруг примерно пятидесяти галактик-спутников, крупнейшей из которых является Большое Магелланово Облако.

Более того, галактики-спутники - не единственные астрономические объекты, которые гравитационно связаны с более крупными родительскими галактиками. (см. шаровые скопления ). По этой причине астрономы определили галактики как гравитационно связанные совокупности звезд, которые проявляют свойства, которые не могут быть объяснены комбинацией барионной материи (т.е. обычной материя ) и законы тяготения Ньютона. Например, измерения орбитальной скорости звезд и газа в спиральных галактиках приводят к получению кривой скорости , которая значительно отклоняется от теоретического предсказания. Это наблюдение послужило поводом для различных объяснений, таких как теория темной материи и модификации ньютоновской динамики. Поэтому, несмотря на то, что они также являются спутниками родительских галактик, шаровые скопления не следует путать с галактиками-спутниками. Галактики-спутники не только более протяженные и диффузные по сравнению с шаровыми скоплениями, но также окутаны массивными ореолами темной материи, которые, как считается, были переданы им в процессе формирования.

Спутник Галактики обычно ведут бурную жизнь из-за их хаотического взаимодействия как с более крупной родительской галактикой, так и с другими спутниками. Например, родительская галактика способна нарушать работу орбитальных спутников посредством приливного и срыва давления. Эти воздействия окружающей среды могут удалить большое количество холодного газа со спутников (т.е. топлива для звездообразования ), и это может привести к тому, что спутники станут неподвижными в том смысле, что они перестали образовывать звезды. Более того, спутники также могут столкнуться со своей родительской галактикой, что приведет к незначительному слиянию (то есть слиянию галактик со значительно различающимися массами). С другой стороны, спутники также могут сливаться друг с другом, что приводит к крупному слиянию (т. Е. Событию слияния галактик сопоставимых масс). Галактики в основном состоят из пустого пространства, межзвездного газа и пыли, и поэтому слияние галактик не обязательно включает столкновения между объектами из одной галактики и объектами из другой. однако эти события обычно приводят к образованию гораздо более массивных галактик. Следовательно, астрономы стремятся ограничить скорость, с которой происходят как незначительные, так и крупные слияния, чтобы лучше понять формирование гигантских структур гравитационно связанных скоплений галактик, таких как галактические группы и скопления.

Содержание
  • 1 История
    • 1.1 Начало 20 века
    • 1.2 Современность
    • 1.3 Мотивация к изучению спутниковых галактик
  • 2 Классификация спутниковых галактик
    • 2.1 Карликовые неправильные галактики-спутники
    • 2.2 Карликовые эллиптические галактики-спутники
    • 2.3 Карликовые сфероидальные галактики-спутники
    • 2.4 Переходные типы
  • 3 Формирование спутниковых галактик
    • 3.1 Накопление массы в гало темной материи
    • 3.2 Скорость слияния гало
  • 4 Галактический каннибализм (небольшие слияния)
    • 4.1 Скорость орбитального распада
    • 4.2 Незначительное слияние звездообразования
    • 4.3 Незначительное слияние и происхождение компонентов толстого диска
  • 5 См. Также
  • 6 Ссылки
История

Начало 20 века

До 20 века представление о том, что гала xies существовал за пределами нашего Млечного Пути не был хорошо установлен. На самом деле, идея была настолько противоречивой в то время, что привело к тому, что сейчас обставляется как «Шепли-Curtis большие дебаты» метко имени астрономов Харлоу Шепли и Хибера Дуст Кертис, который обсуждал природу «туманностей» и размер Млечного Пути в Национальной Академии Наук 26 апреля 1920 года. Шепли утверждал, что Млечный Путь - это вся Вселенная (охватывающая более 100 000 световых лет или 30 килопарсек в поперечнике) и что все наблюдаемые «туманности» (в настоящее время известные как галактики) находились в этой области. С другой стороны, Кертис утверждал, что Млечный путь был намного меньше и что наблюдаемые туманности на самом деле были галактиками, похожими на наш собственный Млечный Путь. Этот спор не был разрешен до конца 1923 года, когда астроном Эдвин Хаббл измерил расстояние до M31 (в настоящее время известной как галактика Андромеды), используя звезды переменной цефеиды. Измеряя период этих звезд, Хаббл смог оценить их собственную светимость и, объединив это с их измеренной видимой величиной, он оценил расстояние в 300 кпк, что было на порядок больше, чем предполагаемый размер Вселенной, сделанный Шепли. Это измерение подтвердило, что Вселенная не только была намного больше, чем предполагалось ранее, но и продемонстрировала, что наблюдаемые туманности на самом деле были далекими галактиками с широким диапазоном морфологии (см. последовательность Хаббла ).

Новое время

Несмотря на открытие Хабблом, что Вселенная изобилует галактиками, большинство галактик-спутников Млечного Пути и Местной группы оставались необнаруженными до появления современных астрономических обзоров, таких как Sloan Digital Sky Survey (SDSS ) и Dark Energy Survey (DES ). В частности, в Млечном Пути в настоящее время известно 59 спутниковых галактик (см. спутниковые галактики Млечный Путь ), однако два из этих спутников, известные как Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако, наблюдались в Южном полушарии невооруженным глазом с древних времен. Тем не менее, современные космологические теории образования галактик и эволюция предсказывает гораздо большее количество галактик-спутников, чем то, что наблюдается (см. проблема с пропавшими спутниками ). Тем не менее, недавнее моделирование с высоким разрешением продемонстрировало, что текущее количество наблюдаемых спутников не представляет угрозы для преобладающей теории образования галактик.

Анимация, иллюстрирующая историю открытия спутниковых галактик Млечного Пути за последние 100 лет. Классические галактики-спутники отмечены синим цветом (помечены их названиями), SDSS -открытия - красным, а более недавние открытия (в основном с DES ) - зеленым.

Мотивы для изучения спутниковых галактик

Спектроскопические, фотометрические и кинематические наблюдения галактик-спутников дали обширную информацию, которая была использована, среди прочего, для изучения образование и эволюция галактик, эффекты окружающей среды, которые увеличивают и уменьшают скорость звездообразования внутри галактик, а также распределение темной материи в гало темной материи. В результате галактики-спутники служат испытательной площадкой для предсказаний, сделанных с помощью космологических моделей.

Классификация галактик-спутников

Как упоминалось выше, галактики-спутники обычно классифицируются как карликовые галактики и поэтому следуют аналогичному принципу. Схема классификации Хаббла в качестве их хозяина с незначительным добавлением строчной буквы «d» перед различными стандартными типами для обозначения статуса карликовой галактики. К этим типам относятся карликовая нерегулярная (dI), карликовая сфероидальная (dSph), карликовая эллиптическая (dE) и карликовая спираль (dS).. Однако из всех этих типов считается, что карликовые спирали - это не спутники, а скорее карликовые галактики, которые встречаются только в полевых условиях.

Карликовые неправильные галактики-спутники

Карликовые неправильные галактики-спутники характеризуются хаотическим и асимметричным внешним видом, низким содержанием газа, высокой скоростью звездообразования и низкой металличностью. Три из ближайших карликовых иррегулярных спутников Млечного Пути включают Малое Магелланово Облако, Карлик Большого Пса и недавно обнаруженное Antlia 2.

Большое Магелланово Облако, Млечный Путь - самая большая галактика-спутник и четвертая по величине в Местной группе. Этот спутник также классифицируется как переходный тип между карликовой спиралью и карликовой неправильной формой.

Карликовые эллиптические галактики-спутники

Карликовые эллиптические галактики-спутники характеризуются своим овальным видом на небе, беспорядочным движением составляющих звезд, Металличность от умеренной до низкой, низкие газовые фракции и старое звездное население. Карликовые эллиптические галактики-спутники в Местной группе включают NGC 147, NGC 185 и NGC 205, которые являются спутниками нашей соседней Андромеды.

Карликовые сфероидальные галактики-спутники

Карликовые сфероидальные галактики-спутники характеризуются своим рассеянным внешним видом, низкой поверхностной яркостью, высоким отношением массы к свету (т.е. преобладает темная материя), низкая металличность, низкие газовые фракции и старое звездное население. Более того, карликовые сфероидалы составляют самую большую популяцию известных галактик-спутников Млечного Пути. Некоторые из этих спутников включают Геркулес, Рыбы II и Лев IV, названные в честь созвездия, в котором они находятся.

Переходные типы

В результате незначительных слияний и влияния окружающей среды некоторые карликовые галактики классифицируются как галактики-спутники промежуточного или переходного типа. Например, Phoenix и LGS3 классифицируются как промежуточные типы, которые, по-видимому, переходят от карликовых нерегулярных форм к карликовым сфероидальным формам. Кроме того, считается, что Большое Магелланово Облако находится в процессе перехода от карликовой спирали к карликовой неправильной форме.

Формирование спутниковых галактик

Согласно стандартной модели космологии (известная как модель ΛCDM ), формирование галактик-спутников неразрывно связано с наблюдаемой крупномасштабной структурой Вселенной. В частности, модель ΛCDM основана на предпосылке, что наблюдаемая крупномасштабная структура является результатом восходящего иерархического процесса, который начался после эпохи рекомбинации, в которой электрически нейтрально атомов водорода были образованы в результате связывания вместе свободных электронов и протонов. По мере того как отношение нейтрального водорода к свободным протонам и электронам росло, росли флуктуации плотности барионной материи. Эти флуктуации быстро выросли до такой степени, что стали сопоставимы с флуктуациями плотности темной материи. Более того, меньшие массовые флуктуации выросли до нелинейности, стали вириализованными (т.е. достигли гравитационного равновесия), а затем были иерархически сгруппированы в последовательно увеличивающихся связанных системах.

Газ внутри этих связанных систем конденсировались и быстро охлаждались в гало холодной темной материи, которые постоянно увеличивались в размере за счет слияния вместе и накопления дополнительного газа посредством процесса, известного как аккреция. Самые большие связанные объекты, образованные в результате этого процесса, известны как сверхскопления, такие как Сверхскопление Девы, которые содержат меньшие скопления галактик, которые сами окружены еще меньшими скоплениями. карликовые галактики. Более того, в этой модели карликовые галактики считаются фундаментальными строительными блоками, из которых формируются более массивные галактики, а спутники, наблюдаемые вокруг этих галактик, являются карликами, которые еще не поглотили их хозяева.

Накопление массы в гало темной материи

Грубый, но полезный метод определения того, как гало темной материи постепенно набирают массу за счет слияния менее массивных гало, можно объяснить с помощью формализма экскурсионных наборов, также известного как расширенный Формализм Пресс-Шехтера (EPS). Среди прочего, формализм EPS может использоваться для вывода доли массы M 2 {\ displaystyle M_ {2}}M_ {2} , которая произошла от коллапсирующих объектов определенной массы в более раннее время t 1 < t 2 {\textstyle t_{1}{\ textstyle t_ {1} <t_ {2}} путем применения статистики из марковских случайных блужданий к траекториям массовых элементов в (S, δ) {\ displaystyle (S, \ delta)}{ \ Displaystyle (S, \ delta)} -пространство, где S = σ 2 (M) {\ textstyle S = \ sigma ^ {2} (M)}{\ textstyle S = \ sigma ^ {2} (M)} и δ = ρ (x) - ρ ¯ ρ ¯ {\ displaystyle \ delta = {\ rho (x) - {\ bar {\ rho}} \ over {\ bar {\ rho}}}}{\ displaystyle \ delta = {\ rho (x) - {\ bar {\ rho}} \ over {\ bar {\ rho}}}} представляют собой дисперсию и избыточную плотность соответственно.

В частности, формализм EPS основан на анзаце, который устанавливает «долю траекторий с первым пересечением барьера вверх δ S = δ критический (t) {\ textstyle \ дельта _ {S} = \ дельта _ {критический} (t)}{\ textstyle \ delta _ {S} = \ delta _ {critical} (t)} в S>S 1 = σ 2 (M 1) {\ textstyle S>S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M_ {1})}{\textstyle S>S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M_ {1})} равно массовой доле в момент времени t {\ displaystyle t}t , что заключен в гало с массой M < M 1 {\textstyle M{\ textstyle M <M_ {1}} ". Следовательно, этот анзац гарантирует, что каждая траектория пересечет барьер δ S = δ критический (t) {\ displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {critical} (t)}{\ displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {critical} (t)} с учетом некоторого произвольно большого S {\ displaystyle S}S , и в результате он гарантирует, что каждый элемент массы в конечном итоге станет частью ореола.

Кроме того, массовая доля M 2 {\ displaystyle M_ {2}}M_ {2} , которые произошли из свернувшихся объектов определенной массы в более раннее время t 1 < t 2 {\textstyle t_{1}{\ textstyle t_ {1} <t_ {2}} , можно использовать для определения среднего количества предшественников в время t 1 {\ displaystyle t_ {1}}t_1 в интервале масс (M 1, M 1 + d M 1) {\ textstyle (M_ {1}, M_ {1 } + dM_ {1})}{\ textstyle (M_ {1}, M_ {1} + dM_ {1})} , которые слились, чтобы создать ореол M 2 {\ displaystyle M_ {2}}M_ {2} в момент t 2 {\ стиль отображения t_ {2}}t_ {2} . Это достигается путем рассмотрения сферической области массы M 2 {\ displaystyle M_ {2}}M_ {2} с соответствующей дисперсией массы S 2 = σ 2 (M 2) {\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M_ {2})}{\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M_ {2})} и линейная избыточная плотность δ 2 = δ c (t 2) = δ c D (t 2) {\ textstyle \ delta _ {2} = \ delta _ {c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ над D (t_ {2})}}{\ textstyle \ delta _ {2} = \ delta _ { c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ над D (t_ {2})}} , где D (t 2) {\ textstyle D (t_ {2})}{\ textstyle D (t_ { 2})} - скорость линейного роста, нормализованная до единицы в момент времени t 2 {\ textstyle t_ {2} }{\ textstyle t_ {2}} и δ c {\ textstyle \ delta _ {c}}{\ textstyle \ delta _ {c}} - критическая избыточная плотность, при которой начальная сферическая область схлопывается, образуя вириализованный объект. Математически функция массы предшественника выражается как:

N (M 1, t 1 | M 2, t 2) d M 1 = M 2 M 1 f P S (ν 12) | d ⁡ ln ⁡ (ν 12) d ⁡ ln ⁡ (M 1) | d M 1 {\ 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}) \ over \ operatorname {d} \ ln (M_ {1})} {\ Bigg |} \ operatorname {dM_ {1}}}{\ 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}) \ over \ operatorname {d} \ ln (M_ {1})} {\ Bigg |} \ operatorname {dM_ {1}}} где ν 12 = δ 1 - δ 2 S 1 - S 2 {\ textstyle \ nu _ {12} = {\ delta _ {1} - \ delta _ {2} \ over {\ sqrt {S_ {1} -S_ {2}}}}}{\ textstyle \ nu _ {12} = {\ delta _ {1} - \ delta _ {2} \ over {\ sqrt {S_ {1} -S_ {2}}}}} и f PS (ν 12) = 2 π ν 12 ехр ⁡ (- ν 12 2 2) {\ textstyle f_ {PS} (\ nu _ {12}) = {\ sqrt {2 \ over \ pi}} \ nu _ {12} \ exp ({- \ nu _ {12} ^ {2} \ over 2})}{\ textstyle f_ {PS} (\ nu _ {12}) = {\ sqrt {2 \ over \ pi}} \ ню _ {12} \ ехр ({- \ ню _ {12} ^ {2} \ более 2})} - функция кратности Пресса-Шехтера, которая описывает долю массы, связанную с гало в диапазоне ln ⁡ (ν 12) {\ textstyle \ ln (\ nu _ {12})}{\ textstyle \ ln (\ nu _ {12})} .

Различные сравнения функции масс-предшественников с численным моделированием пришли к выводу, что хорошее согласие между теорией и моделированием достигается только тогда, когда Δ t = t 2 - t 1 {\ displaystyle \ Delta t = t_ {2} -t_ {1}}{\ displaystyle \ Delta t = t_ {2} -t_ {1}} мало, иначе массовая доля в предшественниках с высокой массой значительно занижены, что можно отнести к грубым предположениям, таким как допущение модели идеально сферического коллапса и использование поля линейной плотности в отличие от поля нелинейной плотности для характеристики разрушенных структур. Тем не менее, полезность формализма EPS заключается в том, что он обеспечивает дружественный к вычислениям подход для определения свойств гало темной материи.

Скорость слияния гало

Другая полезность формализма EPS заключается в том, что его можно использовать для определения скорости, с которой гало начальной массы M сливается с гало с массой от M до M +. ΔM. Эта скорость определяется как

P (Δ M | M, t) d ⁡ ln ⁡ Δ M d ⁡ ln ⁡ t = 1 2 π [S 1 (S 1 - S 2)] 3/2 exp ⁡ [- δ c 2 (S 1 - S 2) 2 S 1 S 2] | d ⁡ ln ⁡ δ c d ⁡ ln ⁡ t | | d ⁡ ln ⁡ S 2 d ⁡ ln ⁡ Δ M | δ с S 2 d ⁡ пер td ⁡ пер ⁡ Δ M {\ 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}{\ 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}

, где S 1 = σ 2 (M) {\ textstyle S_ {1} = \ сигма ^ {2} (M)}{\ textstyle S_ {1} = \ sigma ^ {2} (М) } , S 2 = σ 2 (M + Δ M) {\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M + \ Delta M)}{\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2 } (M + \ Delta M)} . В целом изменение массы, Δ M {\ displaystyle \ Delta M}\ Delta M , является суммой множества мелких слияний. Тем не менее, учитывая бесконечно малый интервал времени dt {\ displaystyle \ operatorname {dt}}{\ displaystyle \ operatorname {dt}} , разумно рассматривать изменение массы как результат одного события слияния, в котором M 1 {\ displaystyle M_ {1}}M_ {1} переход к M 2 {\ displaystyle M_ {2}}M_ {2} .

Галактический каннибализм (незначительные слияния)
Можно наблюдать остатки небольшого слияния в виде звездного потока, падающего на галактику NGC5907.

На протяжении всей своей жизни галактики-спутники, вращающиеся в гало темной материи, испытывают динамическое трение и, следовательно, погружаются глубже в гравитационный потенциал своего хозяина в результате орбитального распада. В ходе этого спуска звезды во внешней области спутника неуклонно срываются из-за приливных сил родительской галактики. Этот процесс, являющийся примером небольшого слияния, продолжается до тех пор, пока спутник не будет полностью разрушен и поглощен родительскими галактиками. Свидетельства этого деструктивного процесса можно наблюдать в потоках звездного мусора вокруг далеких галактик.

Скорость затухания орбиты

По мере того, как спутники вращаются вокруг своего хозяина и взаимодействуют друг с другом, они постепенно теряют небольшие количества кинетической энергии и углового момента из-за динамическое трение. Следовательно, расстояние между хостом и спутником постепенно уменьшается, чтобы сохранить угловой момент. Этот процесс продолжается до тех пор, пока спутник не сливается с основной галактикой. Кроме того, если мы предположим, что хост - это сингулярная изотермическая сфера (SIS), а спутник - это SIS, который резко усечен на радиусе, при котором он начинает ускоряться по направлению к хосту (известный как Радиус Якоби ), то время tfric {\ displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric}}{\ displaystyle t _ {\ mathrm {f } ric}} , которое требуется, чтобы динамическое трение привело к небольшому слиянию, можно приблизительно рассчитать как следующим образом:

tfric = 2.34 ln ⁡ Λ σ M 2 σ s 3 ri = 2.7 G год ln ⁡ Λ ri 30 кпк (σ M 200 км - 1) 2 (100 км - 1 σ s) 3 {\ 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 {км} \ \ mathrm {s ^ {- 1}}}} {\ bigg)} ^ {2} {\ bigg (} {\ frac {100 \ mathrm {\ km \ s ^ {- 1}}} {\ sigma _ {\ mathrm {s}}}} {\ bigg) } ^ {3}}{\ 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}} где ri {\ textstyle r_ {i}}{\ textstyle r_ {i}} - начальный радиус в t = 0 {\ textstyle t = 0}{\ textstyle t = 0} , σ M {\ textstyle \ sigma _ {\ mathcal {M}}}{\ textstyle \ sigma _ {\ mathcal {M}}} - это дисперсия скорости родительской галактики, σ s {\ displaystyle \ sigma _ {\ mathrm {s}}}{\ displayst yle \ sigma _ {\ mathrm {s}}} - это дисперсия скоростей спутника, а ln ⁡ Λ {\ displaystyle \ ln \ Lambda}\ ln \ Lambda - это кулоновский логарифм, определенный как ln ⁡ Λ = ln ⁡ (bmaxmax (rh, GM / vtyp 2)) {\ textstyle \ ln \ Lambda = \ ln {\ Big (} {\ frac {b _ {\ mathrm {max}}} {\ mathrm {max} (r _ {\ mathrm {h}}, GM / v _ {\ mathrm {typ}} ^ {2})}} {\ Big)}}{\ textstyle \ ln \ Lambda = \ ln {\ Big (} {\ frac {b _ {\ mathrm {max}}} {\ mathrm {max} (r _ {\ mathrm {h}}, GM / v _ {\ mathrm {typ}} ^ {2})}} {\ Big)}} с bmax {\ textstyle b_ {max}}{\ textstyle b_ {max}} , rh {\ textstyle r _ {\ mathrm {h}}}{\ textstyle r _ {\ mathrm {h}}} и vtyp 2 {\ textstyle v_ {typ} ^ {2}}{\ textstyle v_ {typ} ^ {2}} соответственно, представляющие максимальный параметр удара, радиус полумассы и типичная относительная скорость. Более того, как радиус полумассы, так и типичная относительная скорость могут быть переписаны в терминах радиуса и дисперсии скорости так, что rh = σ s 2 3/2 σ M r {\ textstyle r _ {\ mathrm {h} } = {\ frac {\ sigma _ {\ mathrm {s}}} {2 ^ {3/2} \ sigma _ {\ mathcal {M}}}} r}{\ textstyle r _ {\ mathrm {h}} = {\ frac {\ sigma _ {\ mathrm {s}}} {2 ^ {3/2} \ sigma _ {\ mathcal {M}}}} r} и GM vtyp 2 = 2 σ s 2 σ M 3 r {\ displaystyle {\ frac {GM} {v _ {\ mathrm {t} yp} ^ {2}}} = {\ frac {{\ sqrt {2}} \ sigma _ {\ mathrm {s}} ^ {2}} {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {3}}} r}{\ displaystyle {\ frac {GM} {v _ {\ mathrm {t} yp} ^ {2}}} = {\ frac {{\ sqrt {2}} \ sigma _ {\ mathrm {s}} ^ {2}} {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {3}}} r} . Используя соотношение Фабера-Джексона, дисперсию скоростей спутников и их хоста можно оценить индивидуально по их наблюдаемой светимости. Следовательно, используя приведенное выше уравнение, можно оценить время, которое требуется для того, чтобы галактика-спутник была поглощена родительской галактикой. Фотография галактики Игла (NGC 4565) с ребра, которая демонстрирует наблюдаемый толстый диск и тонкие дисковые компоненты галактик-спутников.

Незначительное звездообразование, вызванное слиянием

В 1978 г. была проведена новаторская работа по измерению цветов остатков слияния астрономами Беатрис Тинсли и Ричард Ларсон породили представление о том, что слияния усиливают звездообразование. Их наблюдения показали, что аномальный синий цвет был связан с остатками слияния. До этого открытия астрономы уже классифицировали звезды (см. звездные классификации ), и было известно, что молодые массивные звезды были более голубыми из-за их света, излучающего на более коротких длинах волн. Кроме того, также было известно, что эти звезды живут недолго из-за быстрого потребления топлива, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии. Таким образом, наблюдение, что остатки слияния были связаны с большими популяциями молодых массивных звезд, позволило предположить, что слияния вызывают быстрое звездообразование (см. галактика со вспышкой звездообразования ). С тех пор, как было сделано это открытие, различные наблюдения подтвердили, что слияния действительно вызывают активное звездообразование. Несмотря на то, что крупные слияния гораздо более эффективны для формирования звезд, чем мелкие слияния, известно, что незначительные слияния встречаются значительно чаще, чем крупные слияния, поэтому предполагается, что совокупный эффект мелких слияний в течение космического времени также вносит большой вклад. к вспышке звездообразования.

Незначительные слияния и происхождение компонентов толстого диска

Наблюдения за галактиками, видимыми с ребра, предполагают универсальное присутствие тонкого диска, толстый диск и гало компонент галактик. Несмотря на очевидную повсеместность этих компонентов, все еще продолжаются исследования, чтобы определить, действительно ли толстый диск и тонкий диск являются отдельными компонентами. Тем не менее, было предложено множество теорий для объяснения происхождения компонента толстого диска, и среди них есть теория, предполагающая незначительные слияния. В частности, предполагается, что существующий ранее тонкий дисковый компонент родительской галактики нагревается во время небольшого слияния, и, следовательно, тонкий диск расширяется, образуя более толстый дисковый компонент.

См. Также
  • Астрономический портал
Список литературы
Последняя правка сделана 2021-06-07 03:25:58
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте