Astronomija

Ar visos galaktikos ilgainiui taps elipsės formos galaktikomis?

Ar visos galaktikos ilgainiui taps elipsės formos galaktikomis?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Remiantis „Wikipedia“ straipsniu „Elipsinė galaktika“, elipsės formos galaktikos turi retą tarpžvaigždinę terpę. Žinau, kad tikriausiai kartais dvi spiralinės galaktikos susiduria, tada eksponentiškai artėja prie elipsės formos galaktikos būsenos. Dėl spiralinės galaktikos, kuri niekada nesusidurs, nes jei ji nesusidūrė prieš tai, kai visos kitos galaktikos praėjo pro jos kosminį horizontą, įdomu, ar jos tarpžvaigždinė terpė lėtai plonės, kol bus tokia plona, ​​kad žvaigždės nebebus vien tik plokštumoje. galaktiką trinties dėka, ir kai tik keli iš jų pradės eiti šiek tiek už plokštumos ribų, jie atsineš savo gravitacinį lauką, dėl kurio žvaigždės eis toliau už plokštumos ribų, o po to, kai jis taps pakankamai platus, tarpžvaigždinė terpė bus žvaigždės juda net ir atsitiktine kryptimi.


Visų pirma žvaigždės neapsiriboja spiralinės galaktikos disko plokštuma dėl trinties su tarpžvaigždine terpe. Žvaigždės yra labai masyvūs objektai, o tarpžvaigždinė terpė yra itin plona (palyginama su geriausiais laboratoriniais vakuumais Žemėje), todėl praktiškai nėra trinties. (O jei jų būtų, žvaigždės suktųsi į galaktikos centrą.) Dujų debesų susidūrimai išlaiko dujos apsiribojusi plonu disku.

Praktiškai izoliuota spiralinė galaktika palaipsniui virs lęšio (dar kitaip - S0) galaktika, o ne elipsine. Kai jis sunaudoja dujas formuodamas žvaigždes, žvaigždžių susidarymas palaipsniui nutrūks, o matomos spiralinės rankos susilpnės ir išnyks; jums liks lygus žvaigždžių diskas. (Šis procesas gali įvykti greičiau galaktikų spiečiuose, kur greitas spiralės judėjimas per karštas, aukšto slėgio klasterio dujas greitai pašalina dujas, palikdamas tik žvaigždes.)

Žvaigždės spiralės-galaktikos diskuose padaryti yra linkę šiek tiek padidinti savo vertikalius judesius laikui bėgant dėl ​​nedidelių susijungimų, spiralinių ginklų ir masyvių molekulinių debesų gravitacinio poveikio (ne dėl trinties, bet dėl ​​to, kad molekulinio debesio sunkumas šiek tiek perstumia netoliese esančių žvaigždžių orbitas). Ironiška, bet tai reiškia, kad retėjimas iš tarpžvaigždinės terpės greičiausiai bus susilpnėti žvaigždžių tendencija didinti savo vertikalius judesius, nes nebebus jokių molekulinių debesų, kurie trukdytų žvaigždžių orbitoms.

Turint pakankamai laiko, artimi žvaigždžių porų susitikimai bus linkę atsitiktinai parinkti jų orbitas ir lęšinę galaktiką valios galų gale virsta kažkuo panašesniu į elipsinę galaktiką. Tačiau kadangi vidutiniai atstumai tarp žvaigždžių yra tokie dideli, artimų susitikimų dažnis yra labai mažas, o visas procesas užtruks trilijonai metų.


Milžiniškų galaktikų sėklos susiformavo ankstyvojoje visatoje

1 paveikslas: „Surpime-Cam“ užfiksuotas platus masyvios ramybės būsenos galaktikos matymo lauke vaizdas, kurį nufotografavo „Subaru“ teleskopas (pagrindinis vaizdas), o IRCS (infraraudonųjų spindulių kamera ir spektrografas) - didelės raiškos arti (įdėtas). ant „Subaru“ teleskopo. Geltonas apskritimas rodo šio stebėjimo taškų sklaidos funkciją, pakoreguotą pritaikomosios optinės sistemos AO188 pagalba. Kreditas: NAOJ

Šiuolaikinės galaktikos pasižymi didele įvairove, įskaitant nykštukines, netaisyklingas, spiralines ir masyvias elipsines galaktikas. Šio tipo, masyvios elipsės formos galaktikos, astronomams suteikia galvosūkį. Nors tai yra masiškiausios galaktikos, turinčios daugiausiai žvaigždžių, beveik visos jų žvaigždės yra senos. Tam tikru metu praeityje masyvių elipsinių galaktikų protėviai turėjo greitai suformuoti daugybę žvaigždžių ir dėl tam tikrų priežasčių sustoti.

Laimei, ribotas šviesos greitis suteikia mokslininkams galimybę pasukti laikrodį atgal ir pamatyti ankstyvąją visatą. Jei galaktika yra už 12 milijardų šviesmečių, tai tos galaktikos šviesa turėjo keliauti 12 milijardų metų, kol ji pasiekė Žemę. Tai reiškia, kad šviesa, kurią stebime šiandien, prieš 12 milijardų metų turėjo palikti galaktiką. Kitaip tariant, šviesa yra vaizdas, kaip galaktika atrodė prieš 12 milijardų metų. Stebėdami galaktikas įvairiais atstumais nuo Žemės, astronomai gali rekonstruoti visatos istoriją.

Tarptautinė komanda, apimanti Japonijos nacionalinės astronomijos observatorijos (NAOJ), Tokijo universiteto ir Kopenhagos universiteto tyrėjus, naudojo NAOJ „Subaru“ teleskopo ir kitų teleskopų duomenis ieškodama galaktikų, esančių už 12 milijardų šviesmečių. Tarp šio mėginio jie nustatė masyvias ramybės būsenos galaktikas, ty masyvias galaktikas be aktyvaus žvaigždžių susidarymo, kaip galimus šiuolaikinių milžiniškų elipsinių galaktikų pradininkus. Stebina tai, kad brandžios milžiniškos galaktikos jau egzistavo labai anksti, kai visata buvo tik apie

2 paveikslas. Žvaigždžių masės (x ašies) ir dydžio (y ašies) santykis gautas darant prielaidą, kad kiekvienos epochos masyviausios galaktikos yra šiuolaikinių masyviausių milžiniškų elipsinių galaktikų (raudonos) pirmtakai. Pilkos vientisos ir brūkšninės kreivės rodo dydžio raidą, kurią lemia atitinkamai daugybė nedidelių susijungimų ir pagrindinių susijungimų. Kreditas: NAOJ

Tada komanda naudojo „Subaru“ teleskopą, kad atliktų didelės skiriamosios gebos tolimesnius stebėjimus artimiausio infraraudonųjų spindulių spinduliu 5 ryškiausiose masyviose ramybės būsenoje esančiose galaktikose, esančiose už 12 milijardų šviesmečių.

Rezultatai rodo, kad nors masyvios ramybės būsenoje esančios galaktikos yra kompaktiškos (tik apie 2% Paukščių Tako dydžio), jos yra beveik tokios pat sunkios kaip šiuolaikinės galaktikos. Tai reiškia, kad norėdami tapti moderniomis milžiniškomis elipsės formos galaktikomis, jie turi pūsti maždaug 100 kartų didesnę masę, bet tik padidinti masę maždaug 5 kartus. Palyginusi pastebėjimus su žaislų modeliais, komanda parodė, kad tai būtų įmanoma, jei augimą paskatintų ne pagrindiniai susijungimai, kai dvi panašios galaktikos susijungia ir sudaro didesnę, bet nežymūs susijungimai, kai didelė galaktika kanibalizuoja mažesnes.

„Mes labai džiaugiamės savo išvadų padariniais“, - aiškina korespondentas Mariko Kubo, NAOJ podoktorantas. "Tačiau dabar esame esamų teleskopų skiriamosios gebos riboje. Didesnė šiuo metu kuriamo trisdešimties metrų teleskopo erdvinė skiriamoji geba leis mums tiksliau ištirti tolimų galaktikų morfologijas. Tolimesnėms galaktikoms, kurios yra ilgesnės nei 12 milijardų šviesmečių, mes reikia naujos kartos Jameso Webbo kosminio teleskopo “.


„Galaxy“ formavimas:

Dabartinis mokslinis sutarimas yra tas, kad visa materija Visatoje buvo sukurta maždaug prieš 13,8 milijardo metų įvykio, vadinamo Didžiojo sprogimo, metu. Tuo metu visa materija buvo sutankinta į labai mažą, begalinio tankio ir intensyvaus karščio rutulį, vadinamą singuliarumu. Staiga Singularity pradėjo plėstis, ir Visata, kaip mes žinome, prasidėjo.

Greitai išsiplėtus ir atvėsus, visos materijos pasiskirstymas buvo beveik vienodas. Per kelis ateinančius milijardus metų šiek tiek tankesni Visatos regionai ėmė gravitaciškai traukti vienas kitą. Todėl jie augo dar tankiau, formuodami dujų debesis ir didelius medžiagos grumstus.

Šie grumstai tapo pirmapradėmis galaktikomis, nes vandenilinių dujų debesys proto-galaktikose patyrė gravitacinį žlugimą ir tapo pirmosiomis žvaigždėmis. Kai kurie iš šių ankstyvųjų objektų buvo maži ir tapo mažytėmis nykštukinėmis galaktikomis, o kiti buvo daug didesni ir tapo žinomomis spiralinėmis formomis, pavyzdžiui, mūsų pačių Paukščių taku.


Astronomai modeliuoja, nustato, kaip disko galaktikos vystosi taip sklandžiai

Ši iliustracija parodo, kaip dvi žvaigždžių orbitos yra išsklaidytos iš beveik apskritų orbitų dėl galaktikų masyvių grumstų sunkumo. Tyrėjai nustatė, kad milijonai orbitos pokyčių, panašių į čia pavaizduotus, išlygina bendrą galaktikos diskų šviesos profilį. Mėlyna žvaigždė yra išsibarsčiusi kelis kartus. Oranžinė žvaigždė užfiksuota grumsto sunkumo ir juda aplink ją. Fone rodoma tipiška, palyginti lygi spiralinė galaktika (UGC 12224). Didesnė iliustracija. Jian Wu iliustracija. „Galaxy“ vaizdas iš „Sloan Digital Sky Survey“.

AMES, Ajova ir ndashas Kompiuteriniai modeliavimai rodo astrofizikams, kaip masyvūs dujų grumstai galaktikose išsklaido kai kurias žvaigždes iš savo orbitos ir galiausiai sukuria sklandų, eksponentinį išblukimą daugelio galaktikos diskų šviesoje.

Mokslininkai iš Ajovos valstijos universiteto, Viskonsino-Madisono universiteto ir „IBM Research“ atliko pažangias studijas, kurias pradėjo beveik prieš 10 metų. Iš pradžių jie sutelkė dėmesį į tai, kaip masyvūs jaunų galaktikų sankaupos veikia žvaigždžių orbitas ir kuria galaktikų diskus, kurių ryškūs centrai išblėsta iki tamsių kraštų.

(Kaip 2013 m. Tyrimų santraukoje Ajovos valstijos fizikos ir astronomijos profesorius Curtisas Struckas rašė: & ldquoGalaktikos diskuose sunkios vaikystės randai ir paauglių dėmės su laiku išnyksta. & Rdquo)

Dabar grupė yra kartu su nauju straipsniu, kuriame teigiama, kad jų idėjos apie eksponentinių diskų susidarymą galioja ne tik jaunoms galaktikoms. Tai taip pat yra tvirtas ir universalus procesas visose galaktikose. Eksponentiniai diskai yra bendri spiralinėse galaktikose, nykštukinėse elipsinėse ir kai kuriose netaisyklingose ​​galaktikose.

Kaip astrofizikai gali tai paaiškinti?

Naudodami tikroviškus modelius žvaigždžių sklaidai galaktikose sekti, mes manome, kad turime daug gilesnį supratimą apie fizinius procesus, kurie išsprendžia šią beveik 50 metų senumo pagrindinę problemą, sakė rdquo Struckas.

Tyrėjai nustatė, kad masyvių grumstų gravitaciniai impulsai keičia žvaigždžių orbitą. Dėl to keičiasi bendras disko žvaigždžių pasiskirstymas, o eksponentinio ryškumo profilis atspindi tą naują žvaigždžių pasiskirstymą.

Apie astrofizikus ir rsquo išvadas praneša ką tik internete paskelbtas Karališkosios astronomijos draugijos mėnesinių pranešimų straipsnis. Autoriai yra Struckas Jianas Wu, Ajovos valstijos fizikos ir astronomijos doktorantas Elena D & rsquoOnghia, Viskonsino astronomijos docentė ir Bruce'as Elmegreenas, IBM ir rsquoso Thomas J. Watsono tyrimų centro tyrėjas Jorktauno aukštumose, Niujorke.

Žvaigždės išsibarsčiusios, diskai išlyginti

Naujausias kompiuterinis modeliavimas ir vadovavimas, vadovaujamas Wu & ndash, yra daugelio metų patobulinimų viršūnė, sakė Struckas. Ankstesni modeliai apytiksliai traktavo galaktikos komponentų gravitacines jėgas, o tyrėjai tyrė mažiau atvejų.

Naujausi modeliai rodo, kaip žvaigždžių sankaupos ir tarpžvaigždinių dujų sankaupos galaktikose gali pakeisti netoliese esančių žvaigždžių orbitas. Kai kurie žvaigždžių sklaidos įvykiai žymiai pakeičia žvaigždžių orbitą, net kai kurias žvaigždes užklijuoja kilpomis aplink didžiulius grumstus, kol jos gali ištrūkti į bendrą galaktikos disko srautą. Daugelis kitų sklaidos įvykių yra mažiau galingi, mažiau žvaigždžių išsibarstę ir skrieja orbitos.

Sklaidos pobūdis yra daug sudėtingesnis, nei mes anksčiau supratome, sakė rdquo Struckas. Nepaisant viso šio sudėtingumo mažose svarstyklėse, jis vis tiek vidutiniškai pasiekia sklandų šviesos pasiskirstymą didelėse svarstyklėse. & rdquo

Pasak mokslininkų ir rsquo pranešimo, modeliai taip pat pasakoja apie laiką, per kurį šie eksponentiniai galaktikos diskai susiformuoja. Diskų grumstai ir pradiniai tankiai turi įtakos evoliucijos greičiui, bet ne galutiniam ryškumo lygumui.

Greitis šiuo atveju yra santykinis terminas, nes šių procesų trukmė yra milijardai metų.

Per visus tuos metus ir net su modelių galaktikomis, kuriose žvaigždės iš pradžių pasiskirstė įvairiais būdais, Wu teigė, kad modeliai parodo žvaigždės išsklaidymo į eksponentinį nusileidimo procesą visur.

Žvaigždžių išsklaidymas yra labai bendras ir visuotinis, - sakė jis. Tai padeda paaiškinti eksponentinių diskų susidarymą daugeliu atvejų. & rdquo


Kaip žvaigždę formuojančios galaktikos virsta „raudonomis ir negyvomis“ elipsinėmis galaktikomis

Astronomai, naudodamiesi iš dalies užbaigta ALMA observatorija, rado įtikinamų įrodymų, kaip žvaigždžių formavimo galaktikos virsta „raudonomis ir negyvomis“ elipsinėmis galaktikomis, sulaikydamos didelę galaktikų grupę tiesiai šio pokyčio viduryje.

Daugelį metų astronomai kūrė galaktikų evoliucijos vaizdą, kuriame susiliejus spiralinėms galaktikoms būtų galima paaiškinti, kodėl netoliese esančiose didelėse elipsinėse galaktikose yra tiek mažai jaunų žvaigždžių. Teorinis vaizdas yra chaotiškas ir smurtinis: susijungusios galaktikos dujas ir dulkes išmuša į greito žvaigždžių susidarymo gumulus, vadinamus žvaigždžių žvaigždutėmis, ir žemyn į supermasyvios juodosios skylės, augančios susijungimo šerdyje, sąramas. Kai vis daugiau materijos plūsta ant juodosios skylės, išsiveržia galingi purkštukai, o regionas aplink juodąją skylę spindi kaip kvazaras. Po susijungimo išpūstos reaktyvinės lentos galiausiai išardė galaktikos galimą žvaigždę formuojančias dujas ir užbaigė žvaigždžių sprogimus.

Iki šiol astronomai niekada nebuvo pastebėję tiek susijungimų šiame kritiniame, reaktyvinio arimo etape, kad galutinai susietų reaktyvinius srautus su žvaigždžių aktyvumo nutraukimu. Per ankstyvojo mokslo stebėjimus 2011 m. Pabaigoje ALMA tapo pirmuoju teleskopu, patvirtinusiu beveik dvi dešimtis galaktikų šiame trumpame galaktikų evoliucijos etape.

Ką iš tikrųjų pamatė ALMA? „Nepaisant didelio ALMA jautrumo žvaigždžių atpažinimui, mes nieko nematėme arba šalia nieko - būtent tai ir tikėjomės, kad pamatysime“, - sakė pagrindinis tyrėjas dr. Carolis Lonsdale'as iš Šiaurės Amerikos ALMA mokslo centro Nacionalinėje radijo astronomijos observatorijoje. (NRAO) Charlottesville mieste, Virdžinijoje. Lonsdale'as pristatė išvadas Amerikos astronomijos draugijos susirinkime Ostine, Teksase, tarptautinės astronomų komandos vardu.

Šiems stebėjimams ALMA buvo sureguliuota ieškoti dulkių, sušildytų aktyvių žvaigždžių formavimo regionų. Tačiau pusė iš dviejų dešimčių Lonsdale'o galaktikų visiškai nepasirodė ALMA stebėjimuose, o kita pusė buvo itin blanki, o tai rodo, kad lemputės dulkių buvo labai nedaug.

"ALMA rezultatai mums atskleidžia, kad šiose jaunose, aktyviose galaktikose žvaigždžių sprogimas vyksta beveik be jokio. Galaktikos evoliucijos modelis sako, kad taip yra dėl jų centrinių juodųjų skylių, kurių srovės bado jas iš žvaigždžių formuojančių dujų", - sakė Lonsdale'as. sakė. „Pirmą kartą išėjusi iš vartų, ALMA patvirtino kritinę galaktikos evoliucijos laiko juostos fazę.

Kai jų žvaigždžių formavimo dujos bus išpūstos, susijungusios galaktikos negalės padaryti naujų žvaigždžių. Išnykus paskutinei masyvių ir puikių, tačiau trumpalaikių, mėlynų žvaigždžių kartai, susijungimo žvaigždžių populiacijoje dominuoja ilgaamžės, mažesnės masės, raudonesnės žvaigždės, kurios dujomis išbadėjusiai galaktikai laikui bėgant suteikia bendrą rausvą atspalvį.

Naujas metodas rasti badaujančių kandidatų galaktikas

Norėdami paremti šią dujų bado teoriją, astronomai turėjo pamatyti, kaip ji veikia daugelyje galaktikų, susiliejančių su didelės galios srovėmis. Vieta, kurioje galima stebėti pakankamai jų, yra tarp kelių milijardų šviesmečių nutolusių Visatos praeityje rastų kvazarų - aktyvių galaktikų.

Lonsdale'as sakė: „Trūkstama fazė turėjo būti tarp kvazarų, kuriuos ryškiai matė infraraudonųjų spindulių ir radijo bangų ilgiai - susijungimai yra pakankamai jauni, kad jų šerdys vis dar būtų suvyniotos į ryškiai infraraudonųjų spindulių dulkes, tačiau pakankamai senos, kad jų juodosios skylės būtų gerai užpiltos ir gaminančių radijuje stebimus purkštukus “.

Jų atrankinė šių konkrečių kvazarų medžioklė prasidėjo nuo NASA erdvėlaivio „Wide-Field Infrared Survey Explorer“ (WISE) erdvėlaivio, kurio visame danguje yra šimtai milijonų objektų, atliekant Visatos infraraudonųjų spindulių tyrimą. Lonsdale'as vadovavo „WISE“ kvazarų tyrimo grupei, kuri išrinko ryškiausius, raudoniausius objektus, kuriuos pavaizdavo šis infraraudonųjų spindulių teleskopas.

Tuomet komanda palygino savo atrankas su NRAO atlikta 1,8 mln. Radijo objektų „VLA Sky Survey“ ir pasirinko rezultatus, kurie sutapo kaip tinkamiausius taikinius, ieškant žvaigždėtos veiklos su ALMA. Stebėdamas ilgesnį infraraudonųjų spindulių bangos ilgį nei WISE, ALMA leido Lonsdale'o komandai atskirti žvaigždžių žvaigždžių aktyvumo pašildytas dulkes nuo dulkių, kaitinamų ant centrinės juodosios skylės krintančių medžiagų.

ALMA turi ištirti dar 26 WISE kvazarus, kol Lonsdale ir jos tarptautinė komanda paskelbs rezultatus vėliau šiais metais. Tuo tarpu ji ir jos komanda stebės šias galaktikas ir dar daugiau nei šimtą su NRAO naujai patobulintu Karlo G. Jansky labai dideliu masyvu (VLA).

„ALMA mums atskleidė šį retą galaktikos bado etapą, o dabar mes norime naudoti VLA, kad sutelktume dėmesį į nutekėjimus, kurie apiplėšė šių galaktikų degalus“, - sakė Lonsdale'as. "Kartu du jautriausi radijo teleskopų matricos pasaulyje padės mums iš tikrųjų suprasti spiralinių galaktikų, tokių kaip mūsų pačių Paukščių Takas, likimą."


Galaktikos kriauklės žaidimas

Kadangi astronomai beveik prieš šimtmetį pirmą kartą išsiaiškino galaktikų prigimtį, galėtum pagalvoti, kad iki šiol jas gana gerai suprasime.

Ir daugeliu atvejų tai darome. Tačiau kartais jie išmeta mums kreivę, ir mes kartkartėmis pamatome tai, ką nesame tikri, kad galime lengvai paaiškinti.

Aukščiau pateiktame paveikslėlyje yra tik tokia galaktika: ESO 381-12. Puiku, ar ne? Jis turi spiralinės galaktikos ar bent jau disko galaktikos bruožų (spiralės yra diskai, tačiau kai kuriose diskinėse galaktikose nėra spiralių), o kai kurios savybės labiau panašios į elipsinę galaktiką. Tačiau akivaizdžiausi jo bruožai yra tie keisti lankai aplink jį.

Išskyrus tai, kad jie nėra lankai, jie yra kriauklės. Jie yra didžiuliai, dešimtys tūkstančių šviesmečių. Kas gali sukelti tokių milžiniškų struktūrų formavimąsi?

Akivaizdžiausias atsakymas būtų susidūrimas su kita galaktika. Susidūrus galaktikoms, jų tarpusavio sunkumas gali sukurti visokių keistų, susisukusių formų. Tiek elipsės formos, tiek spiralinės galaktikos gali turėti ilgus žvaigždžių ir dujų srautus, atitrauktus nuo jų (vadinamus „potvynio uodegomis“), arba jas galima išraižyti milžiniškais žiedais.

Šios kriauklės vis dėlto yra paslaptingesnės. Jie matomi tik aplink elipses, o ne spiralės. Kiti pavyzdžiai yra „Centaurus A“ ir „NGC 3923“ (turintys net 42 atskirus apvalkalus!). Maždaug 10 procentų elipsės turi tokius apvalkalus.

Viena idėja, kaip ši forma yra, jei didelė elipsė susiduria su mažesne galaktika ir susidūrimas yra kaktomuša (mažesnė galaktika pasineria tiesiai per elipsės centrą). Dėl gravitacinės sąveikos medžiagos bangelės gali suspausti ir išplisti į išorę, šiek tiek panašios į bangas ant tvenkinio. Tai gali sukelti žvaigždžių susidarymo bangas, gaminančias kriaukles. Kriauklėse matomos jaunos žvaigždės, todėl tai nuoseklu. Taip pat įmanoma (nors ir mažiau tikėtina), kad daugiau susidūrimų, esančių ne centre, pašalina žvaigždes nuo mažesnės galaktikos, nubraukdami jas aplink didesnę galaktiką, sukurdami kriaukles.

Aš baksnojau po mokslo žurnalus ir, atrodo, sutariama, kad apskritai vyksta susidūrimas kaktomuša, nors detalės vis dar mėtomos. Kai kuriais atvejais visiškai neaišku, kokia yra pagrindinė priežastis. Įdomu tai, kad daugelis, bet ne visos iš šių galaktikų turi požymių, kad praeityje jie taip pat patyrė didelius susidūrimus (todėl mes nematome, kad spiralės su kriauklėmis spiralinės rankos gali neišgyventi iš tokių didelių susidūrimų, o rezultatas po eonas ar dvi yra elipsinė galaktika).

Pirmoji tokia apvalkalo galaktika buvo atrasta 1980 m., Ir tik neseniai detektoriai tapo pakankamai jautrūs, kad matytų silpnus korpusus prieš daug ryškesnę galaktiką. Įtariu, kad analizuojant daugiau šių objektų, mes geriau suprasime, kaip jie formuojasi ir vystosi, bet taip pat rasime pavyzdžių, kurie vis tiek bus šiek tiek gluminantys. Tai beveik visada būna astronomijoje, kai randamas naujo tipo objektas.

Svarbus pirmas žingsnis yra bendros idėjos, kaip jie susidaro, susidarymas. Po to keistesni pavyzdžiai paprastai yra tik kažkokio kito proceso rezultatas, modifikuojantis pagrindinę struktūrą.

Trumpai tariant, tai yra vienas iš mano mėgstamiausių dalykų apie mokslą: kaip jis vis labiau artėja tiesai. Pirmasis žingsnis gali būti pats didžiausias, paaiškinantis bendresnius dalykus, o paskui kiti žingsniai yra mažesni, tačiau atlikite vis geresnį darbą, paaiškindami detales, ką matome. Mes galime besimptotiškai kreiptis į tiesą ir niekada pasiekti tiksliai visumoje, bet tam tikru momentu jis yra pakankamai arti, kad būtume patenkinti, jog tai gavome.


Spiralinė galaktika M33 arba NGC 598

Trikampio galaktika, dar žinoma M33 pavadinimu, yra Sc tipo spiralinė galaktika, esanti Trikampio žvaigždyne. Galaktika M33 NGC 598 yra trečioji vietos grupė didėjimo tvarka po Paukščių Tako ir Andromedos. Ši galaktika yra maža, palyginti su jos kaimyne Andromeda M31 galaktika ir mūsų Paukščių Taku, tačiau visatos spiralinių galaktikų vidurkiu. M33 artėja prie mūsų 182 km / sek. Pagal R. Brentą Tully, arba 179 +/- 3 km / sek. Pagal Ned. Jis yra 3 milijonų metų šviesoje. Šią galaktiką tikriausiai iki 1654 m. Atrado Galilėjos pasekėjas Hodierna, kuris galbūt sugrupavo ją į atidarytą krūvą NGC 752.

1764 m. Rugpjūčio 25 d. Jį savarankiškai atrado Charlesas Mesjė, kuris jį katalogavo kaip M33. Viljamo Herschelio 1784 m. Rugsėjo 11 d. Klasifikuota H V.17 vardu, Trikampio galaktika buvo vienas iš pirmųjų spiralinių ūkų, kuriuos kai kuriuos nustatė Williamas Parsonsas.

Paveikslėlis: M33 arba NGC 598 galaktika, trečioji Vietinės grupės galaktika.


Kaip išauginti galaktiką

PAVADINIMAS: Carnegie-Irvine galaktikos tyrimas. IV. Metodas, leidžiantis nustatyti vidutinį masės santykį, susijungusį sukūrus didžiules elipsines galaktikas
AUTORIAI: Songas Huangas, Luisas C. Ho, Chienas Y. Pengas, Zhao-Yu Li ir Aaronas J. Barthas
PIRMOJI AUTORIŲ INSTITUCIJA: Kavli Visatos fizikos ir matematikos institutas, Tokijo universitetas
BŪKLĖ: Priimta publikuoti „Astrophysical Journal“ (ApJ)

Įsivaizduokite, kad vieną dieną nuspręsite, kad jums reikia naujo pomėgio. Tada jis jus pasiekia: & # 8220Kas būtų, jei aš sukurčiau galaktiką? & # 8221 Tai tikrai būtų ilgas projektas, kuris tikrai užims daug jūsų laisvo laiko. Ištekliai gali būti problema, tačiau įsivaizduokite savo draugų pavydą, kai (dešimt milijardų metų) parodysite gatavą produktą. Taip, tai neabejotinai skamba kaip gera idėja ir geriau bandykite išsiaiškinti, ką tai reiškia.

Pirmiausia turite nuspręsti, kokią galaktiką norite padaryti. Galaktikų būna įvairiausių formų ir dydžių, tačiau apskritai jos suskirstytos į dvi kategorijas, kurių kiekviena turi gausybę pavadinimų: viena vertus, jūs turite ankstyvojo tipo galaktikų / elipsinių galaktikų / raudonos sekos galaktikų ir # 8211 vadiname jas taip norėsite, jie yra gana nebūdingi, juose gyvena senos žvaigždės, be žvaigždžių formavimosi, jie atrodo raudonos spalvos (nes visos karštos, mėlynos žvaigždės, turinčios trumpą gyvenimą, arba sprogo, arba išsivystė į raudonus milžinus, palikdamos pilną galaktiką raudonos nykštukinės žvaigždės ir raudonos milžiniškos žvaigždės). Kita vertus, turite vėlyvojo tipo galaktikų / spiralinių galaktikų / mėlynų debesų galaktikų. Nuolatinis žvaigždžių susidarymas reiškia, kad juose yra jaunų mėlynų žvaigždžių, todėl apskritai jie atrodo mėlynesni nei ankstyvojo tipo galaktikos. Tai galaktikos su dramatiškomis spiralinėmis rankomis, išdėstytomis ploname diske. Jie linkę suktis greičiau nei ankstyvojo tipo galaktikos.

Ankstyvojo ir vėlyvojo tipo pavadinimai yra šiek tiek klaidinantys - pagirios iš senų galaktikų susidarymo teorijų, kurios parodė, kad blobiškos ir # 8216 ankstyvojo tipo ir # 8217 galaktikos ilgainiui įsitaiso į gražius tvarkingus diskus su spiralinėmis rankomis, ty & # 8216late tipo galaktikos ir # 8217. Deja, jei kas, tos senos teorijos tai suprato atgal! Pasirodo, kad galaktikos atsitrenkia viena į kitą ir įsitaiso į vieną sudėtinę galaktiką (a galaktikos susijungimas) yra gana dažnas. Šis procesas gali tvarkingus vėlyvuosius tipus paversti netvarkingomis elipsinėmis ankstyvojo tipo galaktikomis.

Terminai & # 8216red-seka & # 8217 ir & # 8216blue-cloud & # 8217 yra galbūt tikslesni, tačiau juos reikia šiek tiek paaiškinti. Tai yra stebėjimo klasifikacijos: matuojate, kokia ryški yra galaktika ir kokia ji yra mėlyna / raudona (spalva iš tikrųjų astronomijoje turi griežtą apibrėžimą: nesigilinant į detales, skirtumas tarp kiek mėlynų fotonų ir kiek raudonų fotonų suskaičiuojate, kai pažvelgiate į galaktiką), o tada ryškumą ir spalvą suskirstote vienas į kitą. Ankstyvojo tipo galaktikos šiame sklype sudaro gražią, griežtą seką: ryškesnės, didesnės galaktikos yra raudonos. Atskirai nuo šios & # 8216 raudonos sekos & # 8217 yra & # 8216mėlynas debesis & # 8217, gana amorfiškas vėlyvojo tipo galaktikų blobas su mėlynesnėmis spalvomis ir besitęsiančia žvaigždžių formavimusi. Tai parodyta 1 paveiksle. Nedaug galaktikų yra tarp jų.

1 paveikslas & # 8211 Karikatūrinė raudonos sekos ir mėlyno debesėlio versija, parodanti, kaip baigiantis dujoms galaktikos migruoja į raudoną seką. Tada raudonos sekos galaktikos susijungia viena su kita (& # 8216dry & # 8217 susijungimas yra tada, kai galaktikos, kurioms jau baigėsi dujos, susijungia kartu: tai reiškia, kad susijungimas neveda į šviežių žvaigždžių susidarymą), kad galiausiai sudarytų didžiules elipsines galaktikas .

Šiandienos dokumentas skirtas išsiaiškinti, kaip padaryti raudonos sekos galaktikas. Pagalvokite apie tai kaip apie savotišką savo naujojo projekto instrukciją! Autoriai pirmiausia aptaria dabartinį mokslinį sutarimą. Kai visata buvo jauna, šiek tiek tankesni regionai žlugo dėl savo jėgų ir suformavo tam tikros matmenis, kurių dydžiai buvo įvairūs, į kurias pateko dujos. Šios dujos suformavo žvaigždes, kai kurios iš jų sprogo kaip supernovos, sukurdamos sunkius elementus ir išstumdamos dujas iš jaunosios protogalaktikos. Dalis šių dujų (kurias chemiškai praturtina supernovų nuolaužos) vėl pateko į gravitaciją ir tapo naujomis žvaigždėmis. Svarbiausias dalykas yra tai, kad didesnės protogalaktikos buvo stipresnės gravitacijos ir taip išlaikė daugiau dujų, o dujos taip pat greičiau nukrito. Taigi didesnės proto-galaktikos gali praeiti daugiau cheminio sodrinimo ciklų, kol joms baigsis dujos (pagrindinis galaktikų masės vaidmuo anksčiau buvo pabrėžtas astrobitams).

Kai galaktikoms pagaliau pritrūksta kuro tolesniam žvaigždžių susidarymui (arba dėl to, kad ji priprato, arba dėl to, kad buvo išstumta), sakome, kad žvaigždžių susidarymas buvo užgeso. Tai, kas jums liko, yra kompaktiškas ir # 8216 raudonas grynuolis ir # 8216 be žvaigždžių formavimosi. Tai iš tikrųjų nėra labai panašus į šių dienų elipsinę galaktiką, kurios nėra ypač kompaktiškos. Jei ketiname kurti patys, turime išsiaiškinti, kaip vienas nuo kito pasisemti.

Daugiau ar mažiau įveikti šią problemą buvo naudojamas galaktikų susiliejimo ir stebėjimų derinys. Vienintelis būdas supriešinti raudoną grynuolių galaktiką į didžiulę elipsę yra sudužti daug galaktikų. Tačiau yra keletas įspėjimų. „Galaxy“ susijungimai būna kelių tipų: jie gali būti & # 8216dry & # 8217 arba & # 8216wet & # 8217 (jei susidūrusiose galaktikose yra dujų, kurios gali būti naudojamos žvaigždėms suformuoti, tai yra šlapias susijungimas, ir jei jos jau naudojamos jų dujos yra sausos), ir jie gali būti nedideli arba dideli (pagrindiniai susijungimai yra tada, kai dvi susiduriančios galaktikos yra daugmaž vienodo dydžio, nedidelės susijungimo vietos yra tokios, kur viena yra žymiai mažesnė už kitą). Tai yra praktiniai dalykai, kuriuos turime žinoti, jei kursime tą galaktiką.

Pasirodo, kad tik sausi, nedideli susijungimai bus tinkami, jei norite sukurti tikrai įspūdingą masyvią elipsinę galaktiką. Visa kita arba atnaujina galaktiką (pradeda šviežių žvaigždžių susidarymą ir grąžina ją atgal į mėlyną debesį), arba nesugeba tinkamai išpūsti galaktikos ir # 8217s dydžio. Nedidelis susijungimas prideda daugybę energijos (leidžiančių visoms žvaigždėms skrieti platesnėmis orbitomis aplink galaktiką) nepridėjus per daug papildomos masės (kuri stipriau surištų orbitas).

Autorių tikslas yra išsiaiškinti, koks galaktikų masių santykis buvo būdingas susijungimams, kurie suformavo tikras galaktikas. Jie yra novatoriškas naujo metodo tai padaryti, kuris remiasi tuo, kad tikrai masyvūs raudonieji grynuoliai & # 8211 masyvių elipsinių galaktikų sėklos & # 8211 yra daug labiau chemiškai praturtinti nei mažesni jų kolegos, su kuriais vėliau susilieja. Idėja yra ta, kad kadangi tai yra sausas susijungimas, visos žvaigždės susiformavo maždaug tuo pačiu metu. Tačiau žvaigždės masyvių elipsinių galaktikų pakraščiuose bus iš mažų sistemų, o šerdyje esančios žvaigždės bus iš pirminio didžiojo raudonojo grynuolio. Aš jau sakiau, kad tai, kaip žvaigždžių grupė atrodo mėlyna ar raudona, priklauso nuo tų žvaigždžių amžiaus, tačiau, jei jos visos yra vienodo amžiaus, naujas efektas įsijungia. Chemiškai praturtintos žvaigždės atrodo raudonesnės dėl poveikio, vadinamo & # 8216metalu linijų apklijavimas & # 8216, o tai tiesiog reiškia, kad sunkieji elementai labiau sugeria mėlyną šviesą.

Rezultatas yra tas jei manote, kad visos žvaigždės yra vienodo amžiaus ir matuojate masyvios elipsės formos galaktikos šerdies ir pakraščio spalvą, galite padaryti išvadą, kaip chemiškai praturtinti abu regionai yra & # 8211, taigi ir kaip didžiulės proto-galaktikos, kurias žvaigždės susiformavusių buvo (pakraščiuose tai bus vidutinis, nes jie pastatyti iš daugybės mažų galaktikų). Šių santykis turėtų jums pasakyti, koks buvo vidutinis galaktiką augusių susijungimų masių santykis, arba, kitaip tariant, koks mažas turi būti jūsų susijungimas. Taikydami šią techniką netoliese esančių ryškių galaktikų Carnegie-Irvine galaktikų tyrimui, autoriai gali padaryti išvadą, kad netoliese esančios masyvios elipsės formos galaktikos, susidariusios sukraunant daugybę galaktikų, maždaug penkis – dešimt kartų mažesnių nei centrinis raudonasis grynuolis. Tai iš esmės atitinka ankstesnius rezultatus (žr. 2 pav.), O tai yra gera žinia autorių sugalvotam metodui.

2 paveikslas ir # 8211 rezultatai: oranžinės ir mėlynos spalvos linijos ir juostos rodo įvairius rezultatus, kuriuos autoriai gauna įgyvendindami metodą skirtingais būdais. Taip pat parodyti stebėjimo rezultatai, gauti kitais metodais (pilka / juoda) ir simuliacijų prognozės (žalia). Autorių metodas visiškai sutampa su kitų atliktu darbu.

Taigi apibendrinant: jei norite sukurti elipsės formos galaktiką, pirmiausia turite numesti krūva dujų į tamsiosios materijos dėmę. Kuo didesnis, tuo geriau. Palikite virti du milijardus metų arba tol, kol nustos formuotis žvaigždės. Pakartokite tai daug kartų su daug mažesniais dujų ir tamsių medžiagų kiekiais (nuo penkių iki dešimties kartų mažesni), tada numeskite juos ant jūsų pagaminto raudono grynuolio. Padarykite tai maždaug per aštuonis milijardus metų. Raudoną grynuolį būtinai laikykite izoliuotą nuo išorinių šviežių dujų šaltinių, kitaip galite netyčia padaryti spiralinę galaktiką. Voilà & # 8211 viena rimtai įspūdinga elipsinė galaktika.


Kaip miršta galaktikos?

Menininko Paukščių Tako galaktikos samprata. Autorius: Nickas Risingeris

Viskas galiausiai miršta, net ir galaktikos. Taigi kaip tai vyksta?

Laikas suvokti mūsų galaktinį mirtingumą. Ne kaip kvailos kūno būtybės, nei uolos, ar net gana nereiklus plazmos kamuolys, apie kurį mes skriejame.

Šiandien ketiname apmąstyti mūsų gyvenamos galaktikos, Paukščių Tako, gyvenimo trukmę. If we look at a galaxy as a collection of stars, some are like our Sun, and others aren't.

The Sun consumes fuel, converting hydrogen into helium through fusion. It's been around for 5 billion years, and will probably last for another 5 before it bloats up as a red giant, sheds its outer layers and compresses down into a white dwarf, cooling down until it's the background temperature of the universe.

So if a galaxy like the Milky Way is just a collection of stars, isn't that it? Doesn't a galaxy die when its last star dies?

But you already know a galaxy is more than just stars. There's also vast clouds of gas and dust. Some of it is primordial hydrogen left from the formation of the universe 13.8 billion years ago.

All stars in the Milky Way formed from this primordial hydrogen. It and other similar sized galaxies produce 7 bouncing baby stars every year. Sadly, ours has used up 90% of its hydrogen, and star formation will slow down until it both figuratively, and literally, runs out of gas.

The Milky Way will die after it's used all its star-forming gas, when all of the stars we have, and all those stars yet to be born have died. Stars like our Sun can only last for 10 billion years or so, but the smallest, coolest red dwarfs can last for a few trillion years.

That should be the end, all the gas burned up and every star burned out. And that's how it would be if our Milky Way existed all alone in the cosmos.

Fortunately, we're surrounded by dozens of dwarf galaxies, which get merged into our Milky Way. Each merger brings in a fresh crop of stars and more hydrogen to stoke the furnaces of star formation.

There are bigger galaxies out there too. Andromeda is bearing down on the Milky Way right now, and will collide with us in the next few billion years.

When that happens, the two will merge. Then there'll be a whole new era of star formation as the unspent gas in both galaxies mix together and are used up.

Eventually, all galaxies gravitationally bound to each other in this vicinity will merge together into a giant elliptical galaxy.

The Andromeda Galaxy. Credit: Adam Evans

We see examples of these fossil galaxies when we look out into the universe. Here's M49, a supermassive elliptical galaxy. Who knows how many grand spiral galaxies stoked the fires of that gigantic cosmic engine?

Elliptical galaxies are dead galaxies walking. They've used up all their reserves of star forming gas, and all that's left are the longer lasting stars. Eventually, over vast lengths of time, those stars will wink out one after the other, until the whole thing is the background temperature of the universe.

Eta Carinae shines brightly in X-rays in this image from the Chandra X-Ray Observatory.

As long as galaxies have gas for star formation, they'll keep thriving. Once it's gonzo, or a dramatic merger uses all the gas in one big party, they're on their way out.

What could we do to prolong the life of our galaxy? Let's hear some wild speculation in the comments below.


Tidal tails

This exceptional massive ejection is being caused by a tidal tail, produced by the galaxy’s merger with another galaxy. Tidal tails are elongated streams of stars and gas extending into the interstellar space, as a result of tidal forces caused by the interaction – like the moon’s tidal pull on Earth.

Tidal tails are commonly seen in nearby merging galaxies, but it is difficult to identify them in the distant universe because of their low luminosity. Luckily, even though ID2299 was observed at a time when the universe was only 4.5 billion years old (our universe is now about 14 billion years old), we were able to see this ejection when it first started happening, when these tails are usually at their brightest.

Some of the galaxy’s gas is being ejected as a result of a merger. ESO/M. Kornmesser, Author provided

We discovered this exceptional galaxy by inspecting a survey of galaxies made with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), designed to study the properties of the cold gas in more than 100 galaxies in the distant universe. Data from ALMA provided the spectrum of the cold, star-forming gas. The ejection was observed as a broad emission line, near the very prominent emission line associated with the galaxy. From this spectrum, we were able to measure the mass and velocity of the ejected gas.

This is the first time we have observed a typical massive star-forming galaxy in the distant universe about to die because of a massive cold gas ejection. Our study provides an important observational confirmation of the fact galaxies can stop forming stars as a result of gas expulsions.

Part of the gas is ejected in large tails and as the galaxies get closer they merge to form a single system. Jeremy Fensch, et al

Simulations and previous observational results suggested gas ejections were associated with galactic winds produced either by the accretion of gas onto a supermassive black holes or intense star formation episodes. In our study, we showed that the ejection detected in ID2299 cannot be explained by a galactic wind. The results might therefore lead us to revise our understanding of how galaxies stop forming their stars.

Our study shows that mergers have a crucial role in the evolution of galaxies because they are capable of expelling large quantities of gas from galaxies, shutting down star formation and affecting galaxy growth.

Future studies with deeper and higher resolution data will allow us to better understand the dynamics of the ejected gas in ID2299. Observing more ejections in other distant galaxies will also be important to understand how common these phenomena are.


Žiūrėti video įrašą: Galaktika (Spalio Mėn 2022).