Galaksi birleşmesi - Galaxy merger

Fareler Gökadaların (NGC 4676 A ve B) birleştirilmesi işleminde bulunmaktadır.
Bu sanatçının izlenimi, bir disk galaksinin oluşumuna yol açan iki galaksi arasındaki birleşmeyi gösteriyor.

Galaksi birleşmeleri , iki (veya daha fazla) galaksi çarpıştığında meydana gelebilir . Onlar galaksi etkileşiminin en şiddetli türüdür . Yerçekimi etkileşimler galaksilerle arasındaki sürtünme arasında gaz ve toz dahil gökadalarda önemli etkileri vardır. Bu tür birleşmelerin kesin etkileri, çarpışma açıları, hızlar ve göreceli boyut/bileşim gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda son derece aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçümüdür . Birleşme oranı aynı zamanda gökbilimcilere galaksilerin zaman içinde nasıl biriktiğine dair ipuçları da sağlıyor.

Açıklama

Birleşme sırasında, her galaksideki yıldızlar ve karanlık madde , yaklaşan galaksiden etkilenir. Birleşmenin son aşamalarına doğru, yerçekimi potansiyeli (yani galaksinin şekli) o kadar hızlı değişmeye başlar ki, yıldız yörüngeleri büyük ölçüde değişir ve önceki yörüngelerinin herhangi bir izini kaybeder. Bu sürece “şiddetli gevşeme” denir. Örneğin, iki disk gökada çarpıştığında, iki ayrı diskin düzlemlerinde düzenli bir dönüşle yıldızlarıyla başlarlar. Birleşme sırasında, bu sıralı hareket rastgele enerjiye dönüşür (“ termalize ”). Ortaya çıkan gökadaya, eliptik gökadalarda gözlenen, karmaşık ve rastgele etkileşimli bir yörüngeler ağında gökadanın yörüngesinde dönen yıldızlar hakimdir.

NGC 3921 , birleşmesinin son aşamalarında olan etkileşimli bir disk gökada çiftidir.

Birleşmeler aynı zamanda aşırı miktarda yıldız oluşum yerleridir . Büyük bir birleşme sırasındaki yıldız oluşum hızı (SFR), her galaksinin gaz içeriğine ve kırmızıya kaymasına bağlı olarak her yıl binlerce güneş kütlesi değerinde yeni yıldıza ulaşabilir. Tipik birleşme SFR'leri, yılda 100 yeni güneş kütlesinden azdır. Bu, her yıl yalnızca birkaç yeni yıldız (~2 yeni yıldız) yapan Galaksimize kıyasla büyük. Yıldızlar, galaksi birleşmelerinde neredeyse hiçbir zaman çarpışmaya yetecek kadar yaklaşmasalar da, dev moleküler bulutlar hızla galaksinin merkezine düşer ve diğer moleküler bulutlarla çarpışırlar. Bu çarpışmalar daha sonra bu bulutların yoğunlaşarak yeni yıldızlara dönüşmesine neden olur. Bu fenomeni yakın evrendeki galaksilerin birleşmesinde görebiliriz. Yine de, bu süreç, muhtemelen 1-10 milyar yıl önce, galaksilerde çok daha fazla gaz (ve dolayısıyla daha fazla moleküler bulut ) varken, bugün gördüğümüz çoğu eliptik galaksiyi oluşturan birleşmeler sırasında daha belirgindi . Ayrıca, galaksinin merkezinden uzakta gaz bulutları birbirine çarparak gaz bulutlarında yeni yıldızların oluşumunu uyaran şoklar üretecektir. Tüm bu şiddetin sonucu, galaksilerin birleştikten sonra yeni yıldızlar oluşturmak için çok az gaza sahip olma eğiliminde olmalarıdır. Bu nedenle, bir galaksi büyük bir birleşmeye dahil olursa ve ardından birkaç milyar yıl geçerse, galakside çok az sayıda genç yıldız kalır (bkz. Yıldız evrimi ). Bugünün eliptik gökadalarında, çok az moleküler gazda ve çok az sayıda genç yıldızda gördüğümüz şey budur. Bunun nedeninin, eliptik gökadaların, birleşme sırasında gazın çoğunluğunu tüketen büyük birleşmelerin son ürünleri olması ve dolayısıyla birleşmeden sonra daha fazla yıldız oluşumunun söndürülmesi olduğu düşünülmektedir.

Galaksi oluşumu hakkında daha fazla bilgi edinmek için galaksi birleşmeleri bilgisayarlarda simüle edilebilir. Başlangıçta herhangi bir morfolojik türden galaksi çiftleri, tüm yerçekimi kuvvetleri ve ayrıca yıldızlararası gazın hidrodinamiği ve dağılımı , gazdan yıldız oluşumu ve süpernovalar tarafından yıldızlararası ortama geri salınan enerji ve kütle dikkate alınarak izlenebilir. . Böyle bir galaksi birleşme simülasyonları kütüphanesi, GALMER web sitesinde bulunabilir. Maryland , Baltimore'daki Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nden Jennifer Lotz tarafından yönetilen bir araştırma , Hubble Teleskobu tarafından çekilen görüntüleri daha iyi anlamak için bilgisayar simülasyonları yarattı . Lotz'un ekibi, birbirine katılan eşit kütlelere sahip bir çift gökadadan dev bir gökada ile küçük bir gökada arasındaki etkileşime kadar çok çeşitli birleşme olasılıklarını hesaba katmaya çalıştı. Ekip ayrıca galaksiler için farklı yörüngeleri, olası çarpışma etkilerini ve galaksilerin birbirine nasıl yönlendirildiğini de analiz etti. Grup, toplamda 57 farklı birleşme senaryosu üretti ve birleşmeleri 10 farklı bakış açısıyla inceledi.

Şimdiye kadar gözlemlenen en büyük gökada birleşmelerinden biri, CL0958+4702 kümesindeki dört eliptik gökadadan oluşuyordu . Evrendeki en büyük galaksilerden birini oluşturabilir.

Kategoriler

Galaksi birleşmeleri, birleşen galaksilerin sayıları, karşılaştırmalı büyüklükleri ve gaz zenginlikleri gibi özelliklerinden dolayı farklı gruplara ayrılabilir .

numaraya göre

Birleşmeler, sürece dahil olan galaksilerin sayısına göre kategorize edilebilir:

ikili birleşme
Etkileşen iki galaksi birleşiyor.
Çoklu birleşme
Üç veya daha fazla galaksi birleşir.

Boyuta göre

Birleşmeler, ilgili en büyük gökadanın birleşmeyle boyut veya biçim olarak ne ölçüde değiştiğine göre kategorize edilebilir:

küçük birleşme
Bir birleşme olan küçük bir halinde gökada diğer (ler) önemli ölçüde daha büyüktür. Daha büyük galaksi genellikle daha küçük olanı "yiyecek", gazının ve yıldızlarının çoğunu emecek ve daha büyük galaksi üzerinde çok az önemli etkiye sahip olacaktır. Ev galaksimiz Samanyolu'nun şu anda Büyük Köpek Cüce Gökadası ve muhtemelen Macellan Bulutları gibi birkaç küçük gökadayı bu şekilde soğurduğu düşünülüyor . Başak Stellar Akış bir kalıntıları olduğu düşünülmektedir cüce galaksi çoğunlukla Samanyolu ile birleştirildi.
Büyük birleşme
İki A birleşme sarmal galaksilerin aynı boyutta yaklaşık şunlardır önemli ; uygun açılarda ve hızlarda çarpışırlarsa, muhtemelen aktif galaktik çekirdeklerin bulunduğu bir aşamayı içeren çeşitli geri besleme mekanizmaları aracılığıyla tozun ve gazın çoğunu uzaklaştıran bir şekilde birleşeceklerdir . Bunun birçok kuasarın arkasındaki itici güç olduğu düşünülmektedir . Sonuç eliptik bir gökadadır ve birçok gökbilimci, bunun eliptikleri oluşturan birincil mekanizma olduğunu varsaymaktadır.

Bir çalışma, büyük galaksilerin son 9 milyar yılda ortalama olarak birbirleriyle birleştiğini buldu. Küçük galaksiler, büyük galaksilerle daha sık birleşir. Not Samanyolu ve Andromeda galaksisi tahmin edilen milyar 4.5 hakkında yıllarda çarpmasıyla, . Bu gökadaların birleşmesinin beklenen sonucu, benzer boyutlara sahip oldukları için büyük olacaktır ve iki "büyük tasarımlı" sarmal gökadadan (muhtemelen) dev bir eliptik gökadaya dönüşecektir .

gaz zenginliği ile

Birleşmeler, birleşen galaksilerin içinde ve çevresinde taşınan gazın (varsa) etkileşim derecesine göre kategorize edilebilir:

ıslak birleşme
Bir ıslak birleşme gaz zengini galaksilerin ( "mavi" gökadalar) arasındadır. Islak birleşmeler tipik olarak büyük miktarda yıldız oluşumu üretir, disk galaksilerini eliptik galaksilere dönüştürür ve kuasar aktivitesini tetikler .
kuru birleşme
Gazdan fakir galaksiler ("kırmızı" galaksiler) arasındaki birleşmeye kuru denir . Kuru birleşmeler genellikle galaksilerin yıldız oluşum oranlarını büyük ölçüde değiştirmez , ancak yıldız kütlesinin artmasında önemli bir rol oynayabilir .
nemli birleşme
Bir nemli birleşme orada yakıt için yeterli gaz ise, ( "mavi" ve "kırmızı" galaksiler) Yukarıda belirtilen aynı iki galaksi türleri arasında oluşur önemli yıldız oluşumunu yeterince oluşturmak üzere ancak küresel kümeleri
Karma birleşme
Bir karma birleşme sırasında gaz zengini ve gaz-fakir galaksiler ( "mavi" ve "kırmızı" gökadalar) birleştirme oluşur.

Birleşme geçmişi ağaçları

Standart kozmolojik modelde, herhangi bir tek gökada olması beklenir oluşan birkaç veya birçok ardışık birleşme gelen karanlık madde halelerin tarihsel sırasında galaksiler olarak tanımlanan optik görünür nesneleri haline gaz soğur ve formlar halelerin merkezlerinde yıldız ettiği, yirminci yüzyıl. Bu karanlık madde halelerinin birleşmelerinin matematiksel grafiğinin ve buna karşılık gelen yıldız oluşumunun modellenmesi , başlangıçta ya tamamen kütleçekimsel N- cisim simülasyonları analiz edilerek ya da istatistiksel ("yarı analitik") formüllerin sayısal gerçekleşmeleri kullanılarak işlendi .

Milano'daki 1992 gözlemsel kozmoloji konferansında Roukema, Quinn ve Peterson , kozmolojik N- cisim simülasyonlarından çıkarılan karanlık madde halelerinin ilk birleşme tarihi ağaçlarını gösterdiler . Bu birleşme geçmişi ağaçları, yıldız oluşum oranları ve evrimsel popülasyon sentezi için formüllerle birleştirildi ve farklı kozmolojik çağlarda galaksilerin sentetik parlaklık fonksiyonlarını (kaç tane galaksinin özünde parlak veya soluk olduğuna dair istatistikler) verdi. Karanlık madde halo birleşmelerinin karmaşık dinamikleri göz önüne alındığında, birleşme geçmişi ağacının modellenmesindeki temel sorun, bir zaman adımındaki bir halenin, önceki zaman adımındaki bir halenin soyundan geldiği zaman tanımlamaktır. Roukema'nın grubu, sonraki zaman adımındaki halenin, önceki zaman adımındaki halodaki parçacıkların kesinlikle yüzde 50'sinden fazlasını içermesini gerektirerek bu ilişkiyi tanımlamayı seçti; bu, iki zaman adımı arasında herhangi bir halenin en fazla tek bir torun sahibi olabileceğini garanti ediyordu. Bu gökada oluşumu modelleme yöntemi, gözlemlerle karşılaştırılabilir, sentetik spektrumlu ve karşılık gelen istatistiksel özelliklere sahip, hızla hesaplanan gökada popülasyon modellerini verir.

Lacey ve Cole , bağımsız olarak, aynı 1992 konferansında , karanlık madde halo birleşme tarihi ağaçlarının Monte Carlo gerçekleşmelerini ve halelerin yıldız çekirdeklerinin (galaksiler) buna karşılık gelen oluşumunu istatistiksel olarak oluşturmak için dinamik sürtünme ile birleştirilmiş Press-Schechter formalizmini nasıl kullandıklarını gösterdiler. . Kauffmann , White ve Guiderdoni bu yaklaşımı 1993'te gaz soğutması, yıldız oluşumu, süpernovadan gazın yeniden ısıtılması ve disk gökadaların eliptik gökadalara varsayımsal dönüşümü için yarı analitik formülleri içerecek şekilde genişletti. Hem Kauffmann grubu hem de Okamoto ve Nagashima daha sonra N- gövde simülasyonundan türetilen birleşme geçmişi ağacı yaklaşımını benimsediler.

Örnekler

Birleşme sürecinde olan veya birleşerek oluştuğuna inanılan galaksilerden bazıları şunlardır:

Galeri

galaksileri birleştirme
Arp 302 (solda); NGC 7752/7753; IIZw96 (sağda).
NGC 2623 – iki gökadanın geç aşamada birleşmesi.
Galaksi bükülmeleri – olası birleşme.
Markarian 779 – olası birleşme.
Antik galaksi mega-birleşmesi (sanatçı konsepti).
"Uçan V" - iki galaksi.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar