Астрономија

Зошто плимните опашки во дискови галаксии, но не и во елиптици?

Зошто плимните опашки во дискови галаксии, но не и во елиптици?


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.

Зошто плимните опашки произлегуваат само од галаксии на дискови, но не и од елипсовидни.

Јас разбирам дека приливите опашки се резултат на гравитациони интеракции не доволно силни за насилно да го фрлаат материјалот. Како е тоа што тие се формираат само во организирани движења (диск) отколку во случајно движење (елипсовидни).

Сите референци на детално објаснување се ценети.


Тема: Спиралните галаксии се вртат. Елиптичните галаксии не ротираат. Зошто?

Спирални галаксии се вртат. Елиптичните галаксии не ротираат. Зошто?

Верувам дека конвенционалната претпоставка за аголниот момент во универзумот од многу големи размери е дека тој е нето нула. (т.е. Универзумот не ротира.) Колку што знам, нема наб observудувачки докази од многу големи или од големи размери за да се доведе во прашање таа претпоставка за основата.

На пример, кластер на галаксии не ротира. Ако кластери на галаксии се вртеа како група што ќе беше доказ дека нето аголниот момент во универзумот не беше нула.

Не сум видел добро објаснување зошто starsвездите во спирална галаксија ротираат како група, што значи дека спиралната галаксија има нето аголен момент.

Исто што збунувачки од спротивната причина, е зошто whyвездите во елиптична галаксија не ротираат како група. Вездите во елиптична галаксија кружат околу центарот на елиптичната галаксија така што нето-аголниот момент на целата елиптична галаксија е нула.

Зошто ateвездите како група во спирална галаксија се вртат? Може ли да се создаде аголен момент?

Исто така lyубопитно, елиптичните галаксии речиси и да немаат гас и прашина, додека, спиралните галаксии, верувам, имаат 20% од нивната маса во гас и прашина.


Дијаграмот на приложениот линк покажува како нето-аголниот момент на спиралната галаксија е позитивен, додека тој е нето-нула за елиптична галаксија.

Спиралните галаксии се формираат од еден уништен облак гас. Елиптиците се формираат од спојувањето на повеќе други галаксии. Така, спиралите ќе создадат каков аголен моментум има гасот кога се распаѓа во диск, додека starsвездите во елиптичните галаксии имаат орбити & quotrandom & quot заради различните агли на спојувањата што ги создадоа. И ова исто така објаснува зошто елиптиците немаат воопшто гас или прашина: спојувањето го разгорува и го исфрла.

Ова е опфатено во многу учебници за формирање галаксии.

И, уште еднаш, бидејќи сè уште ме игнорираш:


Плимни опашки на џуџести галаксии на различни орбити околу Млечниот Пат

Наслов: Плимните опашки на џуџестите галаксии на различни орбити околу Млечниот пат
Автори: Ewa L. Lokas, Grzegorz Gajda, Stelios Kazantzidis
Прва авторска институција: Астрономски центар Никола Коперник, Варшава

Овој труд претставува поставување и анализа на низа симулации на џуџести галаксии поставени на различни орбити околу галаксијата слична на Млечниот Пат, со цел да се запознаат со својствата на нивните плимни опашки. Плимните опашки во џуџестите галаксии кои кружат околу нашиот Млечен пат е тешко да се набудуваат и овие автори ќе покажат зошто.

Според нашето сегашно гледиште за формирање структура во Универзумот, галаксиите се формираат преку спојување и собирање на помали објекти. Така, приливите ефекти играат голема улога во обликувањето на галаксиите, вклучувајќи ги и нашите. Студијата за плимните опашки во Локалната група досега се фокусираше на топчести јата, бидејќи тие се поблиску до Галактичкиот центар отколку џуџестите галаксии, и затоа 1) полесно е да се нарушат и 2) опремени со многу фотометриски и кинематички податоци. Сепак, постојат некои (иако расправани) докази за плимните карактеристики околу џуџестите сателити на Млечниот пат, а анализата на ваквите опашки може да помогне во ограничување на гравитациониот потенцијал на нашата домашна галаксија (види го овој труд).

Слика 1 (адаптирано од Локас и сор. 2013). Лева колона: од горе надолу, орбитите О1-О4 проектирани на почетната орбитална рамнина. Десна колона: за исти орбити, проектирани на иста рамнина, 1% од starsвездите во џуџето и неговите опашки (видете го текстот за детали).

Врз основа на пионерската работа на Климентоски и сор. (2009), авторите конструираат модел на честички за џуџеста галаксија и модел на честички за Млечниот пат, а потоа го ставаат моделот на џуџе на орбитата околу галаксијата слична на Млечниот пат , и еволуирајте го добиениот систем користејќи симулации на N-тело без судир.

Моделот на честички за џуџестата галаксија е експоненцијален диск од starsвезди вграден во космолошки мотивиран ореол на темната материја NFW. Моделот на честички за галаксијата сличен на Млечниот Пат е оној конструиран од Видроу и Дубински (2005) и се состои од експоненцијален диск од starsвезди, испакнатина и ореол NFW, со специфични вредности за параметрите за да личат на нашата галаксија.

Modelуџестиот модел е поставен во седум различни орбити (О1-О7) околу галаксијата слична на Млечниот Пат. Овој куп орбити, од кои некои се прикажани во левата колона на слика 1, ви овозможува да го истражите соодветниот опсег на ексцентричности и големини на орбиталите. На пример, О2 е сличен на моменталното најдобро претпоставување за орбитата на џуџето Стрелец, а О3 потсетува на Големиот магелански облак. Бидејќи потенцијалот на Млечниот пат не е точно сферичен, ниту една од разгледаните орбити не е точно рамна (еве што мора да се прочита за орбитите на starsвездите).

Во пракса, моделот џуџе е поставен во апоцентарот на секоја различна орбита и му се дава благ аголен импулс. Потоа, еволуцијата на добиениот систем на N-тело се следи за 10 Gyrs користејќи го кодот за N-тело PKDGRAV (Stadel 2001).

Како што веќе беше откриено во претходните дела, главното тело на џуџето кое кружи околу домаќинот налик на Млечниот Пат, претрпува морфолошка и динамичка трансформација: неговата elвездена компонента постепено се развива од диск во шипка до сфероид и првичната наредена ротација на starsвездите отстапува место за повеќе и повеќе случајни движења. Треба само да се чека доволно долго и ќе се формира сфероидна галаксија.

Во текот на овој процес, значителен дел од масата, и темна и stвездена маса, се губи со плимско соголување. Овој материјал потекнува приливни опашки од двете страни на џуџето, а таквите опашки се движат по сопствените орбити околу главната галаксија.

Десната колона на слика 1 ја покажува elвездената компонента (само 1% од theвездите е исцртана) на некои џуџести галаксии и на нивните приливни опашки во непосредна близина. Densityвездената густина на опашката еволуира во времето, минувајќи низ минимумите и максимумите. Тука, авторите ја цртаат densityвездената густина во опашката на последниот максимум, што се случи на позицијата обележана со точка на орбитата во соодветниот лев панел.

Каде завршува џуџето? Од каде започнуваат нејзините опашки?

Прво, авторите ја испитуваат транзицијата помеѓу главното тело на џуџето и приливите опашки, со воведување на & # 8220 радиуси на кршење & # 8221. Овие радиуси на прекин се дефинираат како радиуси на кои профилот на elвездената густина е најстрмен, т.е. наклонот на густината има минимум. На радиуси поголеми од радиусот на пауза, densityвездената густина повторно се изедначува, наместо да се стрчнува до бесконечноста & # 8211, како што би се случило доколку нема карактеристики на плима.

Слика 2 (од Локас и сор. 2013).

Варијацијата во времето на овие радиуси на пауза (а со тоа и на профилите на elвездената густина на џуџињата) прикажува јасна шема, како што е прикажано на Слика 2 за сите истражени орбити O1-07, со цврсти линии со различни бои (кодот на бојата е како на слика 1). На слика 2, точките со вертикални линии претставуваат перицентрични премини.

Бидејќи приливите сили се најсилни во перицентарот, distributionвездената дистрибуција на џуџето се протега кога џуџето се приближува до перицентарот на својата орбита. Оттука, радиусите на пауза се зголемуваат до силните вредности на врвовите на Слика 2, кои навистина ги следат перицентарните пасажи. Веднаш по перицентарот, densityвездената густина повторно се исекува, а радиусите на пауза паѓаат на нивните најмали вредности. На слика 2, исто така, гледаме како се намалува максималниот радиус на пауза во последователните апоцентри, како резултат на масовната загуба на џуџето преку плимните ефекти.

Колку се помали перицентрите на орбитите (како што е случајот со орбитите О2 и О4), толку е посилен ефектот и можеме да видиме подлабоки врвови на слика 2. Речиси кружната Орбита О6 покажува наместо многу мала еволуција на паузата радиус во текот на орбиталното време.

Некако, радиусот на пауза мора да биде поврзан со приливот, кој во оваа конфигурација може погодно да се дефинира како радиус, на линијата што се приклучува на домаќинот и на сателитот, каде што aвезда во сателитот не доживува забрзување (Крал 1962). (За убаво објаснување на приливот на цврсто тело во наједноставниот сферичен случај, погледнете го астробитот на Натан и # 8217). Плимните радиуси може да се пресметаат со полуаналитичка формула и тие се преклопени на слика 2 со обоени испрекинати линии. Се чини дека радиусите на пауза се секогаш & # 8220 одложени & # 8221 во однос на приливите, бидејќи на џуџето му треба малку време динамично да одговори на приливите вршена од домаќинот на Млечниот Пат (додека при полуаналитичкото приближување плимните сили дејствуваат моментално).

Карактеристики на elвездената компонента на плимните опашки

Авторите потоа продолжуваат да ја мерат densityвездената густина во опашките (радиус Р.опашка се дефинира како двојно поголема од максималната вредност на Rпауза) Откриваат дека за сите орбити, распределбата на густината во опашките е добро приближена според законот ar -2, па оттука опашките се добро приближени со цилиндри со постојана густина (кога таквата дистрибуција на густина се испитува во сферични обвивки, добиената падина е всушност - 2) Надворешниот профил на главното тело на џуџето & # 8217 е опишан наместо тоа со закон r-6.

Процесот на губење на масата не е моментален и не е ограничен на перицентниот премин, дури и за најексцентричните орбити. Наместо тоа, изгубениот материјал се влева во опашките постепено, а максималната густина на опашките е достигната значителен дел од орбиталното време по преминот на перицентарот (погледнете ги точките во левата колона на слика 1!). Еволуцијата на густината покажува карактеристична шема која е зачувана во секое време и за сите орбити: има минимум во или непосредно пред перицентарот, и максимум по преминот на перицентарот, но пред да се достигне апоцентарот.

Ориентација на опашките прилики

Слика 3 (од Локас и сор. 2013). За различните орбити (карактеризирани со различни бои, како на слика 1), просечните орбити во просек на аголите на опашките во однос на видната линија кон центарот на џуџестата галаксија.

Конечно, авторите ја анализираат ориентацијата на опашките во однос на набудувачот лоциран во близина на центарот на галаксијата домаќин. Откриваат дека опашките се нормални на оваа видливост за само краток временски период близу до перицентарот. Меѓутоа, во најголем дел од времето, дури и за скоро кружната орбита, аглите помеѓу опашките и видната линија до центарот се ниски, со просечни просеци на орбита под 30 степени. За повеќе ексцентрични орбити, оние со повисоки вредности на рапо/ рпери, овие средни агли се пониски, како што е прикажано на слика 3.

Како што може интуитивно да се сфати, за повеќе ексцентричните орбити максималната густина на опашката е поголема, бидејќи за построга орбита поефикасно е соголувањето на elвездениот материјал од џуџето.

Затоа, плимните опашки треба најлесно да се откријат за џуџестите галаксии наскоро по нивниот перицентар на минување, но за жал ова е време кога нивната густина е исто така најмала. Ова го прави нивното откривање во џуџестите сфероидни галаксии на нашата Локална група прилично малку веројатно.


Зошто плимните опашки во дискови галаксии, но не и во елиптици? - Астрономија

Дистрибуцијата на галаксијата вклучува значителен број врзани системи во кои доминираат две галаксии (во натамошниот текст „парови“). Овие наједноставни системи на галаксии се одлични лаборатории за проучување на галаксиските маси (бидејќи ние ја разбираме динамиката на две тела подобро од оние во гроздовите, и бидејќи опсегот на одвојувања во парови се протега многу подалеку од индивидуалните кривини на ротација на галаксиите) и за проучување на ефектите на пертурбации на галаксиите. Целокупните препораки на оваа тема вклучуваат дела на IAU Колоквиум 124 и книгата Двојни галаксии од Караченцев (на руски јазик постои англиска верзија хостирана од NED).

Препознавање парови: Постојат посебни потешкотии во препознавањето на комплетните парови. Разгледани се различни критериуми, потпирајќи се на проектираното одделување или вклучително и информации за радијална брзина. Раните дела едноставно користеа критериум дијаметар наспроти раздвојување. Поновите содржат критериуми за изолација, како што е илустрирано на овој дијаграм следен на Сл. 1 од книгата на Караченцев. Во овој случај, односот на растојанието до најблиската галаксија (со аголен дијаметар поголем од некоја фракција како 1/2 од помалиот член на парот) мора да го задоволи X1i/ X12 & # 62 5 ајас/ а1.

Посебните стапки на пресек меѓу релевантните растојанија се фиксни или за да се даде некој „разумен“ број на парови, или со груби физички аргументи од односите на очекуваните влијанија на плимата и осеката, доколку масата следи како светло. Најмногу, ваквиот критериум е статистички применлив. Ван Албада, на пример (видете ја дисертацијата од Гронинген од Соарес 1990) ја употреби локалната густина на површината на споредливо светли галаксии за да процени веројатност дека кандидатот за придружник е физички, додека Караченцев вклучи информации за радијална брзина што им се дозволени на неодамнешните истражувања на црвените преноси парови во (позиција, брзина) простор што треба да се идентификуваат при одвојувања близу 1 МПК (Чарлтон и Салпетер 1991 ApJ 375, 517). Сепак, основен проблем е што дисперзиите на брзината на групите се споредливи со релативните брзини во парови, т.е. немаме начин да разликуваме вистински дво-галаксиски системи од множества членови на групата што случајно ги гледаме блиску еден до друг. Динамичките изобличувања даваат доказ за спарување, но обратното не е точно - паровите не мора да произведуваат изобличувања во одредено време, во зависност од односот на масата и параметрите на орбитата. Позитивно е за еден пар да изгледа неискривено во типичните оптички слики, но да покажува слаби плимни подвизи во H I, бидејќи атомскиот гас често започнува во поширок диск (видете примери во галеријата H I Rogues на Johnон Хибард).

Некои често користени каталози на галаксии парови вклучуваат:

Забележете дека она што го сметате за соодветен, комплетен или репрезентативен каталог зависи од тоа што се надевате дека ќе направите со него. Каталогот доволно чист за масовни определувања ќе биде страшно нецелосен за студии за интеракција или за статистика на население. Сите овие каталози се повеќе или помалку пристрасни кон парови со еднаква осветленост. Наоѓањето слаби придружници страда од силна конфузија во позадината и нецелосност. Овие каталози посочуваат дека околу 10% од светлечките галаксии се во системи со две тела, со бројки кои се движат од околу 11% за елиптични до 6% за спирали и неправилности од подоцнежен тип. Галаксиите I0 или Irr II се наоѓаат скоро исклучиво во парови, што доведува до претпоставка дека тие се минливи фази забележани по приливот. Во споредба со вкупните бројки, се чини дека галаксиите од ран тип (Е, С0) се презастапени во парови (видете преглед на Сулентиќ во 1990 година за состанокот на Сант Агата). Ова проширување на релацијата морфологија-густина е интересно за теориите за тоа како настанале паровите.

Паровите често се користат за проценка на галаксиските маси ако можеме да претпоставиме дека орбитите на парите во некои каталози се гледаат по случаен избор, и ги разбираме сите ефекти поврзани со избор, можеме да ја одредиме средната вредност М / Л сооднос на галаксиите до радиусот на типична придружна орбита. Ако орбитата на парот е наклонета под агол и тета кон нашата линија на гледање, а придружното движење прави моментален агол & phi на линијата на гледање, масата на системот во рамките на одделувањето на компонентата Р. е даден во смисла на набудувања како што следува:

каде vр е забележана разликата во радијалната брзина и Р. & перп е проектираната поделба. Аналогната равенка во астрономијата со бинарна starвезда се користи за одредување на функција на масата м грев 3 & тета, малку подобро бидејќи може да се следат низ циклуси во & фи. Главниот проблем за бинарните е што мора да се интегрираме во парови на различни & тета, & фи, и каталозите ќе поткрепат некои опсези од овие, како и Р.. Тривијално, каталогот ќе биде посигурен во однос на контаминацијата на позадината за помалите Р. & перп а со тоа и помали Р., додека за нециркуларните орбити, пристрасност во & тета, & phi исто така ќе биде присутна - така што веќе мора да го знаете одговорот за да го изведете!

Ова значи дека, за жал, добиените маси зависат критички од тоа како е избран примерокот и од тоа како се исклучуваат неврзаните членови (на пример, или со употреба на пресек во измерената М / Л или користејќи ги само оние парови во региони со многу мала густина). Караченцев прави силен случај за ореоли маси не многу поголеми отколку што се бара од кривините на ротација на членовите на парови, додека Л. Швајцер (1987 ApJSuppl. 64,411 64, 417 64, 427) тврди за глобалното М / Л коефициенти неколку пати поголеми, таа открива дека динамичките својства на паровите покажуваат корелации што сугерираат дека масата е добро концентрирана во типичните орбитални радија.

Населението во парови е интересно за теориите за формирање галаксии - тие се особено чист тест за тоа каде се појавува аголен момент на галаксијата (на пример со приливно замаглување), додека нивниот опстанок е поврзан со ставки како стапка на спојување во минатото, раст на галаксии со канибализам и сегашен број на џуџести бинарии. Постојат некои докази дека можеме да ги видиме ефектите од модификацијата на орбитата со динамички ефекти на влечење, на пример, во преференцијално обезличување на директни орбити (Keel 1991 ApJLett 375, L5 Zaritsky et al. 1993 ApJ 405, 464).

Интеракции: Барем од аналогното дело на Холмберг (1943 ApJ) е јасно дека блиските средби можат да пренесат енергија помеѓу орбиталните и внатрешните движења, менувајќи ги и внатрешната динамика и орбитите на галаксиите. Деталното моделирање на овој процес започна со хартијата на Toomres (1972 ApJ 178, 623) со помош на точки на маса и тест честички, што веќе може многу добро да ги репродуцира структурите во М51 и Глувците. Многу аналитички детали се дадени во поглавје 7 од Галактичка динамика. Плимните изобличувања може да се следат со помош на starsвездите или мапите со гас H I се покажаа неверојатно ефикасни во прикажувањето на стари и обемни приливни штети.

Каталози на галаксии кои покажуваат очигледна интеракција се составени од материјалот Sky Survey од неколку работници. Статистиката на парови на галаксии веќе покажува дека интеракциите се случуваат помеѓу членовите на врзаните системи, а не како случајни средби на неврзани галаксии, има едноставно премногу набудувани парови што биле формирани со фаќање (Chatterjee 1987 Astrophys. Space Sci. 137, 267) . Некои важни каталози на парови во интеракција се:

Моделите покажуваат дека одговорите на галаксиите на приливите нарушувања зависат од типот на галаксијата (спирала наспроти елипсовидна, на пример) и насоката на придружната орбита.Така, честопати може да се дијагностицира историјата на системот од неговиот изглед и кинематиката. Основните категории за повеќето парови спаѓаат во неколку видови, како што забележува Караченцев во неговиот каталог. Овие вклучуваат заеднички пликови, школки, мостови и опашки, кои можат да се состојат од искривени спирални краци или одвоени карактеристики. Овие ни кажуваат за динамиката на жртвата галаксија и геометријата на приливот.

За спиралите, динамички ладниот диск може да формира долги мостови и опашки, во зависност од релативната брзина, насоката и нашиот агол на гледање. Ова може да произведе работи како М51, Глувците, Антените, па дури и опашките од 300 КС на Суперантените (Мелник и Мирабел 1990 A&A 231, L19). Спротивно на тоа, елиптиците можат да формираат само широки нарушувања слични на навивачите, но овие во согласност со кинематските нарушувања се доволно често за реконструкција на орбитата (види, на пример, Borne 1988 ApJ 330, 28).

Забележани ефекти на интеракции

Формирање Starвезди: Следното се заснова на прегледот на Кил 1990 (Сим. IAU 146, Динамика на галаксиите и нивните молекуларни дистрибуции на облаци, стр. 243).

Досега е дел од главните истражувања на галаксијата, интеракциите на галаксиите, меѓу другите интересни ефекти, можат да предизвикаат рафали на формирање starвезди. Ова ги прави таквите системи корисни лаборатории за испитување на формирање starвезди во невообичаени средини, испитување на однесувањето на вознемирен меѓуerstвезден медиум и можеби гледање на процеси кои биле важни за време на формирањето на галаксијата. Овој труд ги разгледува доказите за присуството и обемот на засилено формирање на starвезди за време на интеракциите и претставува неколку механизми кои се предложени за да се даде предвид овој вишок.

Бидејќи немаме „пред и после“ гледишта на галаксиите во интеракција, ние сме поттикнати да извршиме статистички споредби на големи примероци на интерактивни и неинтерактивни (понекогаш повикувани на кратки „изолирани“ галаксии). Ова нуди надеж дека можеме да ги измериме поместувањата во (веќе широките) дистрибуции на својствата што го следат SFR. Изборот на примероци и интеракција може да вклучува одредена суптилност, бидејќи SFR што сакаме да го измериме е во функција на тип на галаксија и сјајност. Понатаму, изборот на програмски галаксии за очигледни морфолошки знаци на интеракција го пристрашува примерокот во корист на одредени видови на интеракции забележани во одредени фази. Заклучоците од ваквите примероци може да не се генерализираат за целата популација на средби. Идеално, тогаш, треба да добиеме споредливи набудувања на примероци на галаксии со иста дистрибуција на типот Хабл, сјајност (како што се мери пред каква било промена од интеракциите) и околина (освен, се разбира, за присуство на придружници). Бидејќи интеракциите предизвикуваат формирање starвезди и затоа можат да ја променат сјајноста на галаксијата, а приливите нарушувања можат да ја променат морфологијата, овој вид споредба не може да се постигне во пракса. Како и да е, колку поблиску се совпаѓаат својствата на интеракција и контролни примероци, толку е поголема самодовербата дека сите разлики помеѓу нив, всушност, се поврзани со интеракциите. Точно како тие се поврзани, зависи до одреден степен од популацијата на системите што сега се гледаат како поминуваат низ интеракции: галаксиите што дури сега се подложени на нивниот прв меѓусебен близок пристап треба да личат на изолирани системи отколку на оние што биле во прилично блиски, полека распаѓачки кружни орбити за поголемиот дел од времето на Хабл (како што дискутираше Караченцев 1988 година, Двојни Галактики) Така, динамичкото разбирање на целата популација на бинарни галаксии ќе биде важно во откривањето на тоа како интеракциите влијаат на еволуцијата на галаксијата.

Само за екстремни системи на "arbвездени удари" (овде лабаво дефинирани како оние во кои SFR надминува 4 - 5 пати повеќе од неговото ниво на претходна бура), можеме да бидеме сигурни дека поголемиот дел од формирањето на starвезди што го набудуваме е активиран од придружник, едноставно затоа што само мал дел од „изолираните“ галаксии покажуваат толку висок SFR. Некои од највисоките вредности се пронајдени за очигледно спојување на системите, подеталното толкување на нивната улога чека идентификација на статистички репрезентативен примерок на кандидати за спојување без прибегнување кон количини силно погодени од формирање starвезди (како што е далеку-инфрацрвена светлина). Набationsудувањата на овие системи можат да го заобиколат статистичкиот пристап, бидејќи формирањето на starвезди во овие случаи мора да се должи претежно на интеракцијата. Во некои случаи, SFR во овие системи е толку висок што може да се постави глобален ветер, со што ќе се избрише галаксијата скоро без гас и ќе се остави систем кој на крајот може да личи на елипсовидна (Graham et al. 1984, Nature 310, 213 )

Постојат неколку трагачи за формирање starвезди за кои е достапен доволен материјал за истражување за статистичка споредба. Понатаму индикатори (на пример, во опсегот на Х-зраци) треба да станат достапни во иднина. Забележете исто така дека дискусијата тука е ограничена на светлосни, богати со гас системи, што е да се каже спирални галаксии.

Оптички бои. Овие се одразуваат првенствено на elвездените популации на возраст

10 9 години или помалку, како и да се биде чувствителен на јачината на таквите популации во однос на која било основна постара популација. Галаксиите во парови покажуваат корелација на индексите на бои (ефектот на Холмберг) поцврста отколку што се очекуваше од познатата корелација од морфолошки тип (Holmberg 1958 Medd. Lunds Astron. Obs. Ser. 2, No. 136, Demin et al. 1984 Astron. .. 61, 625, Мадоре 1986 година Спектрална еволуција на галаксиите, 97). Ова дава докази за слично неодамнешните епизоди на формирање starвезди. Самите распределби на индексите на бои беа испитани од Ларсон и Тинсли (1978 година ApJ 219, 46) за системите во атласот на Арп и Хабл, покажувајќи дека силно интерактивните системи во атласот во Арп покажуваат голема дисперзија на боите што може да се смета за рафали на формирање starвезди надредени на нормална (постара) компонента. Конечно, примероците, како што се галаксиите Маркаријан, избрани за нивната силна скоро-ултравиолетова континуа (т.е. сина боја), се богати со спарени и во интеракција галаксии (Хајдман и Калоглијан 1974 година Астроф, 9. 71 Казини и Хајдман 1975 година, А & А 39, 127 Kazarian and Kazarian 1988 Astrof, 28, 487 Keel and van Soest 1992 A&A Suppl 94, 553). Овие екстремни системи ја испитуваат опашката на дистрибуцијата на SFR на ист начин како и примероците ограничени со флукс-инфрацрвени зраци.

Директно брои starsвезди и јата. Статистичките податоци на суперновите покажуваат ексцеси на избувнувања од типот II (а со тоа и на млади, масивни потомци) во меѓусебните галаксии (Смирнов и Цветков 1981 PAZh 7, 154 Kochhar 1990 во IAU Coll. 124). Некои интеракциони системи имаат извонредно светлечки индивидуални H II комплекси (Petrosian, Saakian и Khachikian 1985 Astrof. 21, 57), додека други имаат нормална функција на осветленост на регионот H II дури и ако бројот на H II региони е невообичаено висок (Кил, Фраттаре , и Лаурикаинен некогаш). Постојат индикации дека просторната дистрибуција на регионите H II е поцентрално сконцентрирана во интерактивни системи отколку во нормални спирали (Бушуус 1987 ApJ 320, 49, Kennicutt et al. 1987 AJ 93, 1011). Неодамна стана јасно (како што беше наведено во претходниот дел за arbвездени удари) дека многу интерактивни и спојни системи ги прават starsвездите во многу светли, можеби масивни јата, кои можат долго да ги надминат Bвездите на ОБ, кои согледуваат дека нивната возраст е индустрија за раст. Ова е одредена област каде што се искушува да се споредат динамичните средини што формираат starвезди денес со настаните во раниот универзум.

Нуклеарни и интегрирани својства на линијата на емисии. Линиите за рекомбинација го следат бројот на starsвезди кои создаваат значително јонизирачко зрачење (ОБ starsвезди), со одредена чувствителност на црвенило, замаглување и масовна функција. И за јадрата и за дисковите, неколку спектроскопски истражувања и слики покажаа јасни (статистички) вишоци на емисии во интеракција системи (Кил и др. 1985 AJ 90, 90, 708 Бушус 1987 Кеникут и др. 1987), со одредена тенденција за вишок да бидат посилни за пореметени системи. Ова се наоѓа во сјајноста на H & алфа, во еквивалентна ширина (нормализирана на оптичка осветленост) и во осветленост на површината H & алфа (нормализирана до областа на дискот). Понатаму, еквивалентната ширина на H & алфа може да се комбинира со индекси на континуирана боја за да се формира дијаграм со 2 бои со многу долга ефективна почетна линија на бранова должина, и ова може да се толкува многу како што е направено од Ларсон и Тинсли (Kennicutt et al. 1987).

Деталната споредба на сликите со повеќе бранови должини покажува дека, за галактичките јадра, улогата на замаглување е силна и сложените јонизирачки јата можат да придонесат за емисија на H & алфа, додека остануваат целосно невидени во оптичкиот континуум. Така, диференцијалните споредби веројатно се посигурни од апсолутните мерки. Особено, споредбите на моделите што даваат возрасти на рафали или падини на ММФ мора да се сметаат за многу сомнителни. Исто така, постојат системи во кои емисиските линии можат да бидат под влијание на таквите процеси како шок греење (Keel 1990 AJ 100, 356) или слаба нуклеарна активност (Kennicutt, Keel, and Blaha 1989 AJ 97, 1022), па затоа е потребна спектроскопска дијагностика за бидете сигурни дека сјајноста што ја мериме навистина го рефлектира SFR. За многу прашливи системи, можеби не е јасно колку оптичкиот спектар ја рефлектира доминантната енергетика на галаксијата (споредете ги заклучоците на Сандерс и сор. 1988 ApJ 325, 74 и Leech et al. 1989 MNRAS 240, 349 во однос на улогата на формирање starвезди во најсјајните галаксии ИРАС).

Термички инфрацрвени зраци. Проучени се два опсези - прозорецот 10 & mu (нуди одлична просторна резолуција и скромна чувствителност, испитување на високи температури на прашина) и далеку инфрацрвените опсези кои пионерираат со IRAS (одлична чувствителност, но слаба резолуција, за многу поширок температурен опсег). Двете се чувствителни на поширок спектар на stвездени маси отколку што се линиите за рекомбинација на Н. На 10 и повеќе, Катри и Мекалари (1985, ApJ 296, 90) откриле дека галаксиите од каталогот на спарени галаксии во Караченцев (1972, 1988) имаат систематски поголема осветленост (и веројатност за откривање) од изолираните системи, што тие ги толкуваат како рефлектирачка прашина загреана од зголемена број на млади starsвезди. Слично на тоа, Лонсдејл, Персон и Метјуз (1984 ApJ 287, 1009) откриле зголемена 10-20 & му емисија во галаксиите избрани за приливни нарушувања од Арпскиот атлас.

Имаше огромна работа за поврзаност помеѓу емисијата на IRAS и интеракциите (Сојфер и сор. 1984 ApJL 278, L71, Лонсдејл, Персон и Метјуз 1984 Телеско, Волстенкрофт и Готово 1988 ApJ 329, 174 Лоренс и др. 1989 MNRAS 240, 329), но резултатите за инфрацрвено избраниот примерок можат да бидат нешто погрешни ако се извадат од контекст. Далечните IR својства на оптички избрани примероци (Бушуус 1987, Кеникут и др. 1987, Хејнс и Хертер 1988 АЈ 96, 504 Сулентик 1989 АЈ 98, 2066) покажуваат дистрибуција слично како оние што се гледаат во Х & алфа, со повеќето системи скромно подобрени и мал процент драматично погодени. Токму оваа мала опашка на дистрибуцијата на SFR е силно претставена во примероците ограничени на FIR флукс, иако се забележува само мал дел од сите интерактивни системи за време на такви екстремни рафали. Овие системи вклучуваат многу од познатите „суперлеснални“ галаксии ИРАС (Сандерс и сор. 1988). Над околу 11 11 сончеви осветлености во далечната ИР, во изворното население доминираат спојувања и повеќенасочни интеракции (како што се гледа во оваа монтажа на WFPC2 на моќните галаксии IRAS). Статистичкиот третман на податоците на IRAS е ограничен од лошата резолуција (обично се бара членовите на паровите да се третираат заедно). Во некои многу искривени галаксии, толкувањето на далечната IR емисија може да биде комплицирано со можноста за поефикасна конверзија на зрачење со видлива бранова должина од стара populationвездена популација во термичка инфрацрвена емисија, кога прашината повеќе не е ограничена на една рамнина ( на пр., Тронсон и сор. 1990 ApJ 375, 456).

Емисија на радио континуум. Спиралите со радио-дискови со висока светлост на површината активно формираат starвезди, а голем дел се во системите што комуницираат (Condon et al. 1982 ApJ 252, 102). Спектралниот индекс и површинската осветленост на емисијата укажуваат на нетермичко потекло, можеби во честички забрзани од супернова кои зрачат во полињата по спиралните краци. Во некои случаи, структурата на радио покажува директни врски со региони кои формираат starвезди, а во некои блиски објекти може да се најдат индивидуални извори идентификувани како остатоци од супернова (Кронберг, Биерман и Шваб 1985 ApJ 291, 693 Noreau и Kronberg 1987 AJ 93, 1045 ) Барем во највисоките вредности, површината на осветленоста на сантиметарските бранови должини се чини дека ја рефлектира стапката на супернова, а со тоа и SFR во соодветниот опсег на маса. Над опсегот од 6-20 см, двата дискови (Hummel 1981 A&A 96, 111) и јадрата (Hummel et al. 1987 A&A Suppl 70, 517) покажуваат статистички подобрувања во системите што комуницираат.

Сите овие SFR индикатори раскажуваат слични приказни: поголемиот дел од интерактивните спирали имаат зголемување на SFR од 30%, може да се забележи само статистички, додека неколку искуства се зголемуваат со цел по големина. Таков широк спектар на одговори може да укаже на чувствителност на внатрешната динамика или на деталите за насоките на центрифугирање и орбита за одредени средби. Нема недостаток на предложени механизми за производство на овие ефекти, во голема мера дискутирани во делот за arbвездени удари.

Активни галактички јадра: Интеракциите честопати биле вмешани дека некако предизвикуваат појава на разни видови нуклеарна активност, но само како и колку често останува изненадувачки нејасно - видете во прегледот на Хекман (1990, IAU Кол. 124, стр. 359). Потврдата за ваков процес би била доста важна, не само што би научиле повеќе за тоа како да го нахраниме чудовиштето, а знаеме дека повеќето галаксии веќе имаат недоволно хранета. Тука ќе цитирам само некои од најголемите резултати.

Јадра на Сејферт: Се чини дека галаксиите Сејферт имаат повеќе придружници отколку не-Сејферти од ист вид и сјајност (Дахари 1984 AJ 89, 966, MacKenty 1989 ApJ 343, 125), но силата на овој резултат зависи од тоа како точно е избран контролниот примерок ( Фуентес-Вилијамс и Сток 1988 AJ 96, 1235). Примероците на галаксии во интеракција се богати со Сејфертс (Кил и сор. 1985 AJ 90, 2208), но ова истражување плус оние на Дахари 1985 (ApJ Suppl 57, 143) и Бушус (1986 AJ 91, 255), исто така, покажува дека многу изобличени галаксии скоро никогаш немајте јадра на Сејферт. Резултатот е дека пертурбациите го олеснуваат остварувањето на активност на Сејферт, но не изгледаат крајно суштински (по прв ред, барот делува како мал придружник). Кога е присутно јадро на Сејферт, тоа обично е во посветол член на парот, а по можност во галаксиите домаќини со најконцентрирана испакнатина маса, судејќи според кривините на ротација (Keel 1996 AJ AJ 111, 696). Овој панел ги прикажува видовите средини пронајдени за Seyferts, вклучително и прозрачни придружници и приливни опашки.

Радио галаксии: Радио-галаксиите имаат поголема веројатност да имаат блиски придружници отколку оптички слични радио-тивки галаксии (Heckman et al. 1985 ApJ 288, 122) забележуваат дека и тука деталите за избор на примерок се прилично важни за резултатот (Dressel 1981 ApJ 245, 25 Stocke 1978 AJ 83, 348 Adams et al. 1980 AJ 85, 1010). Радио галаксиите со најголема светлина скоро универзално покажуваат докази за силни интеракции или спојувања (Heckman et al. 1986 ApJ 311, 586). Деталните студии на неколку вакви случаи покажуваат докази дека галаксијата неодамна се здобила со значителен гас (ван Бругел и сор. 1984 ApJ 277, 82 Heckman и сор. 1982 ApJ 262, 529). Ова се сомневаше во 50-тите години на минатиот век од Кентаур А. Анкетата за слика на ХСТ на 3CR радио галаксиите покажа голем дел за да се покажат некои видови морфолошки нарушувања (де Коф и сор. 1996 ApJSuppl 107, 621).

QSO: Беше доволно тешко да се каже дека се наоѓаат во галаксии, а уште помалку опкружени со други. Снимката од Мауна Кеа е исклучително сугестивна, со Хачингс и Кембел 1983 (Природа 303, 984) тврдат дека 30% од QSO со z & # 60 0,6 покажуваат докази за интеракции. Спектроскопија од Стоктон (1979 IAU Symp. 92, 89) и Хекман и сор. (1984 AJ 89, 958) ја потврдува поврзаноста на овие галаксии во црвената промена, а Стоктон 1982 (ApJ 257, 33) покажа дека многу од придружниците имаат свои активни јадра со ниска светлина. Понатамошни индивидуални системи се изучувани од, на пример, Shara et al 1985 (ApJ 246, 339 4C 18,68), Yee and Green 1987 (AJ 94, 618 PG 1613 + 658) и Vader et al 1987 (AJ 94, 847 IRAS 00275-2359). Бидете внимателни во составувањето на статистичките студии, многу од „QSO“ во некои студии не се повеќе светли од Маркаријан Сејфертс, така што не е јасно за кој проблем се решава. Да се ​​нарече квазар на Сонцето не одговара на проблемот со квазар-физика. Како и да е, како што долго се очекуваше, резултатите од HST додадоа значително на нашето разбирање. Повеќето галаксии домаќини на QSO имаат компактни придружници на десетина kpc (Bahcall et al. 1995 ApJ 450, 486, Disney et al. 1995 Nature 376, 150), резултат што беше предвиден со трудот на Стоктон од 1982 година. Оваа фракција досега е највпечатливата корелација на нуклеарната активност и галаксиските интеракции. Некои од овие придружници се гледаат во оваа монтажа на слики од HST, од прилично светлосни нормални придружници до многу блиските, компактни придружници на PKS 1302-102 и PKS 2349-013.

Динамичките модели покажуваат дека галаксиите се многу лепливи и дека длабоко продорната средба може да дисипира толку многу орбитална енергија што спојувањето е неизбежно. Едноставни проценки сугерираат дека повеќето светли галаксии сигурно претрпеле барем едно спојување на скоро еднакви (види Томре 1977 година, конференција на Јеил стр. 401) имало многу нумерички студии за тоа што се случува тука, па затоа имаме добра идеја за тоа што да погледнеме за во реалниот универзум. Всушност, постојат неколку корисни мошти на спојувања. Најчесто се бараат приливите опашки од едно главно тело, динамичката еволуција на јадрото се одвива толку брзо што опашките од почетните дискови сè уште ќе бидат видливи неколку милијарди години по спојувањето на јадрата. Ф. Швајцер 1982 (ApJ 252, 455) покажа дека ова е случај во NGC 7252, при што централното тело се приближува до распределбата на светлината de Vaucouleurs, додека движењата со контра-ротирање и опашките сè уште постојат подалеку. Идентификувани се бројни такви кандидати за спојување од оптичката слика, многумина се исто така силни извори на IR. Овие имаат некои од најсилно подобрените нивоа на далеку-IR забележани, проширувајќи го поимот засилено формирање на starвезди до најсилните можни интеракции. Се разговараше за улогата за насилните судири на облаците помеѓу облаците што започнуваат во различни галаксии или емисиите директно произведени со брзи удари во густи дискови на гас (Харвит и сор. 1987 ApJ 315, 28).

Спојувањата доведуваат до привлечна претстава за формирање елипсовидни галаксии - дали сите тие доаѓаат од спојување на диск системи? Во овој случај, еден има само еден проблем со формирање галаксии (за дискови) отколку два. Потребни се строго дисипативни процеси, за да се избегне кршење на теоремата на Лиувил (но забележете дека максималната густина на фазно-просторот во дискот можеби не е во јадрото).И набудувањата (како што се Греам и сор. 1984, Природа 310, 213) и моделирањето (Барнс и Хернквист 1991 ApJLett 370, L65) укажуваат на тоа дека гасот може многу брзо да се собере во јадрото и дека последователното формирање на driveвезди може да поттикне доволно силен ветер да ја избрише галаксијата без гас. Воила! Елипсовидна! Атрактивна шема, веројатно за прв пат јасно кажана од Томре на конференцијата во Јеил во 1977 година, но навистина треба да се соберат повеќе докази. Тековната стапка на спојувања и функцијата на сјајност на елиптиците става интересни ограничувања на ова (Keel & Wu 1995 AJ 110, 129), како и проценките за историјата на стапката на спојувања - во овој момент се чини дека повеќето елиптични може да бидат остатоци од спојувања, сè додека неконтролираното спојување се одвивало во раниот универзум, така што повеќето елиптици престанале да се формираат starвезди z

1. Тековната работа вклучува тестови за бројот на парови и спојувања при високи црвени смени, кои се поврзани бидејќи повеќето спојувања се случуваат помеѓу врзани парови. Стапката на спојување честопати е параматизирана за да варира како (1 + z) & алфа, каде што е & алфа & # 60 3 за да се избегне прекумерно производство на елиптици денес. Во локалниот Универзум, наоѓаме системи во сите фази на спојување - оваа низа на слики покажува збир на спојувања во близина по редослед по кој тие најдобро се совпаѓаат со редоследот на работите што се гледаат во нумерички симулации. Особено е интересно што истиот овој редослед има смисла за оптичките бои и за далеку инфрацрвениот вишок, што сугерира и минлив излив на формирање starвезди поврзан со спојување.

Постојат некои дополнителни потписи по спојувањето. Овие вклучуваат лушпи во елипсовидни, поларни прстени, контра-ротирачки elвездени или гасовити подсистеми и надворешно H I во елипсовиди. Поларни прстени се појавуваат околу некои S0 или многу рани Sa галаксии, врската со спојувањето произлегува од фактот дека поларните орбити се помалку ранливи на размачкување со диференцијална прецесија од оние на екваторијалните, а со тоа се подолготрајни. Атлас е претставен од Витмор и сор. 1990 година (AJ 100, 1489) Деталното моделирање е направено од Стејман-Камерон и Дурисен 1982 (ApJLett 263, L51), Швајцер на ал. 1983 година (AJ 88, 909) и Витмор и сор. 1987 година (ApJ 314, 439). Тимот на Хабл Херитиџ произведе неверојатна слика на NGC 4650A на која се гледаат млади starsвезди групи и прашина во поларниот прстен.

Спротивно на тоа, подсистемите со контра-ротирање привлекуваат внимание затоа што тие треба да бидат многу краткотрајни. Неколку случаи се пријавени во елиптици (Франкс и Илингворт 1988 APJLett 327, L55 Bertola and Bettoni 1988 ApJ 329, 102), S0 (NGC 4550, Rubin et al. 1992 ApJL 394, L9), па дури и на дискот на спиралата NGC 4826 = М64 (Браун и сор. 1992 природа 360, 442 1994 АпЈ 420, 558). Ваквите движења не можат да бидат исконски и затоа се доказ за неодамнешно додавање на значителни starsвезди или гас однадвор. Х што го открив во некои елиптични примероци, има необични надворешни прстени, што доведува до сомневање дека и тој е купен однадвор (на пр. Ван Горком и сор. 1986 AJ 91, 791).

Сите овие процеси треба да бидат почести во региони со поголема густина на галаксијата, како и целиот универзум одамна. Што гледаме на повисоките црвени смени? Ова прашање ќе биде клучно во разбирањето на еволуцијата на галаксијата. Бидејќи спојувањето може да предизвика огромни arbвезди, а можеби и да ги трансформира типовите на галаксии, тие може да биле контролирачко влијание врз еволуцијата на галаксијата. Всушност, сега се смета дека формирањето на галаксии е прилично долготраен, градејќи дел по дел од помалите конституенти, така што спојувањата може да бидат нашите најдобри аналози на протогалаксиите (види orgорговски во Скоро нормални галаксии, стр. 290, за изјава за тоа колку брзо може да се развива конвенционалната мудрост). Повеќето луѓе кои провериле длабоки слики на HST забележале колку галаксии со смешен изглед гледаат, а квантитативните студии го поткрепуваат ова како за бројот на статистички одбрамливи парови, така и за бројот на „чудни“ системи, иако мора да се биде претпазлив за пропусната лента и ефекти на избор на осветленост на површината. Некои од овие необичности се појавуваат во оваа парче од сликите на Хабл длабоко поле - Север.

Стапката на спојување може да се чини дека силно се менува со текот на времето (линеарно, а не како координати) едноставно како судирен процес, во зависност од квадратот на густината на галаксијата. Има значителна аналитичка и нумеричка работа за тоа кога ќе се лепат две галаксии. Вклучувајќи го гравитационото фокусирање, Фанг и Саслав (1997 ApJ 476, 534) добиваат пресек на спојување:

каде В.0 е почетната (асимптоматска) релативна брзина и р* е радиус на дискот (да речеме за поголемиот) i, вклучувајќи релевантен хало-материјал. Следејќи ги Roos и Norman 1979 (A&A 76, 75), спојувањето го бара тоа v & # 60 3.1 & сигма за директни средби (нумеричкиот фактор може да се промени за други видови). Фанг и Саслав го генерализираат ова за да вклучат побавни средби,

каде што брзите импулсни средби имаат & mu = 0, & nu = 2, и & eta = & pi што водат кон мали С., додека бавните средби пријателски споени имаат & mu = 1, & nu = 1, и 1 & # 60 & eta & # 60 10. Во принцип, пристапете на брзините помали од внатрешните брзини што кажуваат пропаст, а повеќето средби што доведуваат до спојување ќе се спојат заедно преку 6-10 пати на премин. Сепак, овие размислувања не се релевантни за да се запраша како спојувањето влијае на целата демографска популација на галаксиите (Chatterjee 1987 Ap & S 135, 131) покажуваат дека повеќето спојувања денес мора да се појават меѓу дванаесет члена на парови кои се веќе врзани, така што историјата на кои галаксии беа формирани во парови (или мали мултиплети) доминира во целото прашање. Групите, на пример, не се плодна средина за спојување само по себе, бидејќи повеќето средби ќе бидат силно хиперболични и ќе пренесат премногу мала орбитална енергија на внатрешните движења (иако тие можат да имаат интересни ефекти врз надворешните делови на галаксиите, особено во повторените апликации што формираат вознемирување).


Зошто плимните опашки во дискови галаксии, но не и во елиптици? - Астрономија

Откако репродуцираа нумерички некои од екстра галактичките приливни структури забележани во Универзумот, предложени се неколку физички и математички описи на овој феномен за подобро разбирање на плимата и осеката во галактичка скала. Комплексноста на задачата доаѓа од разновидноста на можните конфигурации, што се претвора во голем број параметри. Во овој дел, ја разгледуваме улогата на параметрите од прв ред и ги илустрираме нивните соодветни ефекти благодарение на нумеричките симулации на галаксиите во интеракција. Презентиран е и математички опис на полето за плима и осека.

По дефиниција, плимата и осеката се диференцијален ефект на гравитацијата. Да разгледаме една галаксија, потопена во дадено гравитационо поле. На позиција на точка во галаксијата, нето забрзувањето може да се подели на ефект од останатата галаксија аинт, и забрзувањето се должи на надворешни извори алок. Вториот може да се гледа како дел заеднички за целата галаксија (обично забрзувањето на центарот на масата) и диференцијалното забрзување, кое се разликува од точка до точка во рамките на галаксијата. Во други услови, нето забрзувањето на позицијата рП., во референтната рамка на центарот на масата на галаксијата (што лежи на позицијата) рг.), е даден од

За мали = рП. - рг. со почит до рг., може да се развие од прв ред и да се добие

кога се користи конвенцијата за сумирање на Ајнштајн. Ефектот на надворешните извори врз галаксијата е опишан со терминот

што е ј,јас термин на тензорот 3 & # 215 3 Т. наречен прилив на тензор (Renaud et al. 2008). Таквиот тензор ги затвора сите информации за диференцијалното забрзување во рамките на галаксијата. Затоа, (линеаризирано) приливно поле во дадена точка во просторот е опишано со тензорот оценет во оваа точка.

Имајте на ум дека плимата и осеката е статички приказ на полето на приливот: нето-влијанието врз галаксијата зависи и од нејзината орбита во надворешниот потенцијал или со други зборови, од варијациите на интензитетот и ориентацијата на полето на плимата и осеката. Ова може да се пресмета со запишување до псевдо-забрзувања (центрифугални, Кориолис и Ојлер) во ко-ротирачката (т.е. неинерцијална) референтна рамка или со помош на временски зависен ефективен плимарен тензор во инерцијалната референтна рамка. За едноставност, во следното се фокусираме на статички, чисто гравитациони приливи и го упатуваме читателот до Renaud et al. (2011) за повеќе детали.

Бидејќи забрзувањето алок произлегува од гравитациониот потенцијал лок, може да се напише

(Неколку примери на плима тензори на профили на аналитичка густина се дадени во Renaud et al. 2009, видете исто така во Додаток Б на Renaud 2010 година.) Важно е да се напомене дека овие размислувања се без размери и се однесуваат на кој било просторно проширен објект, како што е како кластери на галаксии, галаксии, starвездени јата, starsвезди, планети итн.

На пример, да го разгледаме системот Земја-Месечина и да го пресметаме приливот со Месечината како извор на гравитација. Може да се види од Земјата како точка-маса и дава потенцијал на формата

со р = (xјас + xј 2 + xк 2) 1/2. Компонентите на пензискиот тензор се:

каде иј = 1 ако јас = ј и 0 во спротивно. Кога се пресметува на далечина г. по должината на јас-оска (т.е. за р = г. и xј = xк = 0), плимата и осеката станува

Знаците на дијагоналните поими (кои се, во овој случај, сопствените вредности затоа што тензорот е запишан во својата соодветна основа) означуваат диференцијални сили насочени навнатре по должината на јас-аксија, и нанадвор по должината на другите две оски. Брза студија за диференцијалните сили околу Земјата (види слика 5) навистина покажува дека тие се насочени кон Земјата по оските нормално на правецот на Месечината. Некој зборува за ефект на компресија. Меѓутоа, долж оската Земја-Месечина, диференцијалните сили се оддалечуваат од планетата: ефектот е обемен.

Назад кон општ случај, од равенката 6 произлегува дека секој плимаен тензор е симетричен. Бидејќи е исто така реално ценета, може да се постави во дијагонална форма, со префрлување на нејзината соодветна основа. Во овој случај, три сопствени вредности <јас> ја означуваат јачината на плимата и осеката по должината на поврзаните сопствени вектори. Трагата на тензорот (што е базна-непроменлива) гласи

што може да се поврзе со локалната густина & rho благодарение на равенката на Поасон:

Состојбата на знакот на трагата имплицира дека е невозможно истовремено да се пресметаат три строго позитивни сопствени вредности. Останува случаи на две, една или никакви позитивни сопствени вредности, како што споменаа Декел и сор. (2003 година) За две или една позитива, полето за плима се нарекува (делумно) обемно, како на пр. во нашиот пример Земја-Месечина. Кога сите три сопствени вредности се негативни, плимата и осеката се (целосно) компресивни. Со забележување дека Т. е минус Хесиевата матрица на потенцијалот, може да се покаже дека промената на искривување на потенцијалот подразбира промена на знакот за Т.. Затоа, компресивните плими и осеки се наоѓаат само во зоната на потенцијалите, и никогаш во грмушките.

Забележете дека режимот на компресија (три негативни) имплицира дека локалната густина поради изворот на гравитација не е нула. Иако таквата состојба не постои кај точките-маси, таа може да се појави кога се разгледуваат проширени масовни дистрибуции, како на пр. за галаксиите вградени во ореол на темна материја.

Двојноста на компресивните / екстензивните режими на плима игра улога во формирањето, раната еволуција и распаѓањето на starвездените јата. Забележано е дека наб observedудуваните млади гроздови се претпочитани во регионите на компресивни плими (види Renaud et al. 2008 во случај на галаксиите Антени), а режимот на компресија ќе го забави распаѓањето на младите глобулари (Renaud et al.). 2011 година)

Во изолација, една галаксија го чува својот материјал, направен од темна материја, starsвезди, гас и прашина, врзани благодарение на гравитацијата. Меѓутоа, кога се движи во надворешен потенцијал, создаден на пример од соседни галаксии, може да доживее гравитациони сили кои се различни од едната и другата страна на галаксијата. Со други зборови, галаксијата е потопена во приливно поле. Како резултат на тоа, неговиот материјал претрпува деформативни ефекти кои повторно ги распоредуваат одделните компоненти на галаксијата. Од една страна, кога овој материјал првично беше дистрибуиран на (скоро) случаен начин во фаза-простор (за разлика од пр. Споделување на заедничка шема на брзина), нето-приливот нема да се претвори во јасна глобална промена за целиот регион на галаксијата. Затоа, ваквите плими и осеки тешко се откриваат. Од друга страна, кога има големи размери, редовни обрасци во дистрибуцијата на галактичкиот материјал во фазен простор (на пр. Диск), плимата и осеката имаат слично влијание врз starsвездите кои веќе лажеле во истиот регион на фазно-просторот. Сите овие starsвезди се погодени на ист начин и со тоа, ефектот е многу повидлив. На крајот, даденото приливно поле полесно се открива кога влијае на редовна, организирана дистрибуција на материјата, отколку кога се однесува на изотропните структури. Ова е причината зошто плимните карактеристики како опашки и мостови се добро видливи околу дисковите галаксии каде што движењето е добро организирано и едноставно не постои во елиптиците, што дава многу повеќе изотропни дистрибуции на позициите и брзините. Оваа последна точка може да се прошири на сите структури со висок степен на симетрија (ореоли, испакнатини и така натаму), за разлика од аксиметричните компоненти како дискови.

Како последица на тоа, приливите структури ја собираат материјата што зафаќа добро дефиниран регион во фазниот простор. Слика 6 (горниот ред) го прикажува Н.- играчка на тело - симулација на средба помеѓу композитна галаксија (диск + испакнатина + ореол на темна материја) и точкаста маса. Честичките што се дел од една опашка се обележани така што е можно да ги пратите назад до нивната почетна позиција во дискот. Како што споменавме погоре, овие честички се дистрибуираат во повеќе или помалку ограничен регион на фазно-простор во времето на перицентричниот премин на натрапникот, така што нивните индивидуални движења се преорганизираат на сличен начин. Интересно е да се напомене дека тие покриваат широк спектар на радиуси во дискот и затоа, поради диференцијалното вртење, зоната што ја зафаќаат пред интеракцијата е далеку од симетрична.

Кога истиот експеримент се повторува со елиптична галаксија (Слика 6, долниот ред), брзините се распределуваат скоро изотропно и, според тоа, не се создава структура од приливот. Како заклучок, од материјалот на дисковите галаксии се формираат силни галактички приливни мостови и опашки. Забележете дека експериментот што го спроведовме погоре се однесува на кој било елемент на масата, и затоа може, во принцип, да се прошири и на гасовити и на stвездени компоненти на една галаксија.

Во случај на прелет, галаксиите не продираат во најгустите региони на нивниот пандан, не прават доволно олабавена енергија на орбитата за да се врзат едни со други и на тој начин тие бегаат без да се спојат. Меѓутоа, кога размената на орбиталниот аголен импулс (преку динамичко триење) е превисока, средното растојание помеѓу прородите брзо се намалува (како пригушена осцилација) пред тие конечно да се спојат, формирајќи единствена масивна галаксија. На надворешните региони на спојувањето, приливите опашки (доколку ги има) се шират во меѓугалактичкиот медиум и полека се раствораат. Бидејќи опашките обично се долготрајни, тие можат да укажуваат на интеракции во минатото, како што беше дискутирано во Штрук (1999). Како резултат, одливите на плимата и осеката можат да упатуваат на интеракција на настани, дури и кога она што го предизвикало нивното создавање (т.е. пандан на претходниот род) исчезнало во спојувањето или летало далеку.

Одговорот на гасот на галактичката интеракција може да се гледа или како одлив или како прилив. За далечни, ненасилни средби, голем дел од топол гас (Т. & gt 10 3 K) може tidally да се исфрли во меѓугалактичкиот медиум, со што се формираат широки гасовити опашки и / или ореоли околу галаксиите (види на пр. Kim et al. 2009). Забележано е дека иако најмалку врзаниот материјал широко ќе се шири, повеќе врзани структури лесно можат да паднат назад во централниот регион на галаксиите за помалку од

За време на првиот, далечен премин, некои галактички материјали се одземаат благодарение на трансформацијата на енергијата на орбитата на галаксиите кои се наоѓаат во предходните галаксии. Како резултат, и поради динамичкото триење, интерактивниот пар станува сè поконцентриран и може, под прецизни услови (види пр. Вајт 1978), да доживее други пасуси и конечно да заврши како спојување (Барнс и засилувач Хернквист 1992а). За време на таквата втора, поблиска интеракција, приливите сили можат да предизвикаат шокови што покриваат голем дел од галактичкиот диск, што му дава на гасот значително поинакво однесување од ofвездите (Negroponte & amp White 1983). Особено, кога се формираат stвездени и гасовити шипки, се крши симетријата на галаксијата: гравитационите вртежи го отстрануваат аголниот момент на оваа гасовита структура (Combes & amp Gerin 1985) и го прават да падне врз јадрото на спојувањето (& lt 1 kpc, види на пр. Ногучи 1988, Барнс & засилувач Хернквист 1991 година, Хернквист & засилувач Михос 1995 година, Михос & засилувач Хернквист 1996 година). Таквиот прилив го разгорува централниот регион на спојувањето и учествува во нуклеарниот arbвезден удар (Спрингел 2000, Барнс 2002, Нааб и сор. 2006) често забележан како вишок на инфрацрвена светлина или силна нуклеарна активност (Ларсон и засилувач Тинсли 1978, Лонсдејл и ал. 1984, Сојфер и др. 1984, Гензел и сор. 2001 година, Јунгер и сор. 2010 година). На големи радиуси во дискот, се добива спротивен ефект: гравитационите вртежи го туркаат материјалот кон надворешните региони. Овој одлив го подобрува формирањето на опашките веќе формирани од самото плимско поле (Бурно 2010).

Имајте на ум дека формирањето на starвезди во спојувањето исто така се смета дека е предизвикано од дисипација на енергија преку удари (Барнс 2004). Ова е, сепак, прилично разумно за орбиталните параметри на галаксиите. Детали за arbвездите предизвикани од спојувања се надвор од опсегот на овој документ. Читателот може да најде рудник на информации на оваа тема во Хопкинс и сор. (2006), Робертсон и сор. (2006), Ди Матео и сор. (2007), Кокс и сор. (2008), Хопкинс и сор. (2009), Тејсиер и сор. (2010) и препораки во него.

Интересно е тоа што Springel & amp Hernquist (2005) покажа дека судирот помеѓу два дискови со доминантен гас може да формира спирална галаксија наместо елипсовидна, како што можеше да се очекува. Во овој случај, значителен дел од гасот не се троши со излив на формирање на starвезди предизвикани од спојувањето. Преку зачувување на аголниот момент, дисипацијата ја трансформира гасовитата структура во диск што формира starвезда (Хопкинс и сор. 2009). Со оглед на тоа што гасната фракција во галаксијата се зголемува со црвено поместување (како што е предложено од Фабер 2007, Лоц и сор. 2010), оваа последна точка фрла светлина врз историјата на формирање на спирални галаксии со ниска црвена промена.

Деталите за формирање на приливни структури се прилагодени со неколку параметри кои главно се однесуваат на орбитата на галаксиите, т.е. начинот на кој едниот го гледа гравитациониот потенцијал. Бидејќи е многу вклучена аналитичка студија за влијанието на овие параметри, многу автори спроведоа нумерички истражувања за да ги истакнат трендовите добиени од неколку морфологии.

Во нивната пионерска студија, Toomre & amp Toomre (1972) веќе го спомна влијанието на спин-орбитното спојување на предците. За едноставност, да разгледаме две галаксии А и Б разделени со далечина рАБ, и чии дискови лежат во орбиталната рамнина. Норма на брзината на елементот на масата на галаксијата А сместена во радиус р, во однос на галаксијата Б е рАБр , каде што се означува орбиталната ротациона брзина и (внатрешната) брзина на ротација на галаксијата А (т.е. спинот). Знакот на вториот поим зависи од усогласувањето на со. За средба со прогрејд, спинот () и орбиталното движење () се споени (т.е. порамнети). Затоа, релативната брзина е помала (рАБ - р ) отколку за ретроградна средба (рАБ + р ) и нето-ефектот на плимата и осеката се гледа подолг временски период. Како резултат, структурите формирани за време на средбите со напредувачите се многу повеќе проширени од оние на ретроградни пасажи.

Иако овој заклучок може да се извезе во наклонети орбити, најсилните одговори на дисковите се гледаат за рамни орбити, т.е. со нула склоност. Силно наклонетите конфигурации, наречени поларни орбити, генерално раѓаат единствена опашка, за разлика од парите мост / опашка (Хауард и сор. 1993). На кратко, бидејќи забележаниот прилив на плима не зависи само од јачината на диференцијалните сили, туку и од времетраењето на нивното постоење, долгите опашки се поврзани со конфигурациите на прогреде.

Друг клучен параметар е односот на масата на родовите. Во хиерархиското сценарио, галаксиите се формираат преку повторното собирање на мали сателити (види на пр. Стјуарт и сор. 2008 година и референците во нив), а интеракциите помеѓу главната галаксија и бројот на помали потомци ќе се појават повеќе или помалку континуирано. Вообичаено е да се разликуваат главните спојувања кога односот на масата е помал од 3: 1 (т.е. галаксии со скоро еднаква маса), од помалите спојувања кои вклучуваат поголем сооднос (на пример, 10: 1). Во последниот случај, плимните опашки се генерално тенки и мали, додека истите карактеристики се повеќе проширени и опстојуваат подолго време во поголемите спојувања (Namboodiri & amp Kochhar 1985).

За зависноста на структурата на остатокот од интеракцијата (диски или боксерска елиптична, за разлика од повеќе симетрични галаксии) од односот на масите на прогениторите, се дискутира опширно, но не е директно поврзана со приливната активност, и затоа е надвор од опсегот на овој преглед (видете Schweizer 1982, Barnes & amp Hernquist 1991, Barnes & amp Hernquist 1992a, Hernquist 1992, Hernquist 1993, Naab & amp Burkert 2003, Bournaud et al. 2005, Bournaud et al. 2007 за многу повеќе детали).

За време на интеракцијата, параметарот на влијанието игра индиректна улога: блиска, продорна средба ќе ја вози една галаксија длабоко во другите региони со висока густина, што подразбира силно динамичко триење (види на пр. Бертин и сор. 2003). Во овој случај, одвојувањето на потомците по таквиот премин би било многу помало отколку за подалечна средба.

Понатаму, блискиот премин генерално одговара на значително приливно соголување. Оваа ситуација се јавува постојано за сателити кои орбитираат во рамките на ореолот на главните галаксии (Прочитајте и сор. 2006). Само најгустите сателити можат да преживеат такво нарушување (Seguin & amp Dupraz 1996), додека повеќе кревкиот објект ќе се претвори во elвездени потоци (Johnston et al. 1999, Mayer et al. 2002, Pe & # 241arrubia et al. 2009), како што е забележано во локалниот Универзум (Ибата и сор. 2001).

Сепак, масата зафатена од помасивен придружник (сооднос на маса близу 1: 1) се чини дека е поголема за кратки перицентрични растојанија, како што е забележано од Wallin & amp Stuart (1992). Губењето на материјалот во меѓугалактичкиот медиум е исто така поголемо под овие околности.

Покрај ефектот на параметрите на орбитата, неколку автори ја забележаа улогата на ореолот на темната материја на прогениторот врз морфологијата на спојувањето, главно должината на опашките. На пр. Дубински и др. (1996) покажа дека долгите, масивни приливни опашки се поврзани со светлосни ореоли, додека длабокиот потенцијал создаден од помасивните би спречил создавање на проширени структури. Забележете дека, за дадена маса, густиот ореол се чини дека е поефикасен во задржувањето на врзаната theвездена компонента (Михос и сор. 1998). Важен заклучок на оваа работа беше дека галаксиите кои покажуваат впечатливи опашки веројатно имаат релативно лесен ореол (т.е. сооднос од темна до барионска маса помал од

Сепак, Springel & amp White (1999) го квалификуваа ова со изјава дека важен параметар е всушност односот на брзината на излегување до кружната брзина на дискот, приближно сончевиот радиус (види и Дубински и сор. 1999). Затоа, дури и масивните ореоли (на пр. Сооднос на масите 40: 1) можат да дозволат раст на опашките, под услов кинетичката енергија на материјалот на дискот да биде доволно висока за да се балансира длабочината на гравитациониот потенцијал на масивниот ореол на темната материја. Погледнете во Дел 6.3 за повеќе детали.

Иако тие се највидливите структури формирани за време на галактичките интеракции, опашките и мостовите на плимата не се единствените потписи на средбите. Другите механизми (не директно од плимно потекло) доведуваат до нарушување на морфологијата. Накратко ги спомнавме овде, заради комплетноста.

    Школки или „бранови“ ги опишуваат лаковите и петелките кои покажуваат остри рабови во обвивката на галаксиите. Тие потекнуваат од судирот на масивна галаксија и мал придружник, 10 до 100 пати полесен (Квин 1984). Материјалот на сателитот се шири со широко поле на плимата и осеката во потенцијалниот бунар на примарната, по дадена орбита на ниско-аголен моментум (види Athanassoula & amp Bosma 1985 и референци во него). Остриот гребен се формира во близина на точките на пресврт на орбитата. Множеството на школките одговара на првичното ширење на енергијата, што доведува до неколку можни радија за гребени.

Галактичките плимата и осеката се чисто гравитационен ефект, што значи дека тие се потпираат на количини без размер, како релативната маса на галаксиите, наклонот на орбитите, нивната релативна брзина и сл. Затоа, заклучоците презентирани погоре може да се применат на какви било скали, од планетарна до космолошка. Доколку е точно во принцип, оваа изјава мора да биде квалификувана бидејќи барањата на плимата и осеката од галактички тип не постојат на сите размери.

Во случај на планетарна плима и осека, на пример во системот Земја-Месечина, изворот на гравитација не продира во објектот што доживува плима и генерално се наоѓа на доволно големо растојание што може да се приближи со точка-маса. Понатаму, енергијата на врзување на цврсто и / или густо тело како планета е многу поголема од онаа на галаксијата на нејзините starsвезди. Тоа е, планетарните приливни ефекти се послаби од галактичките. Сепак, забележете дека и планетарната и галактичката плима и осека можат да уништат објект, како кометата Шумејкер-Леви 9 издвоена од приливот на Јупитер или џуџести галаксии кои се раствораат во ореол на поголема галаксија, генерално формирајќи потоци.

Друга голема разлика произлегува од периодичноста на движењето. Додека бинарна starвезда или планета орбитира на редовен, периодичен начин, галаксиите покажуваат посложени траектории, силно асиметрични и ретко затворени (поради дисперзија на голема брзина и / или распаѓање на орбитали). Како последица на тоа, плимата и осеката на вездени или планетарни размери може да се гледа како континуиран, или барем периодичен ефект, додека тие се прилично добро дефинирани во времето и никогаш не се јавуваат двапати на ист начин на галактички скали.


Наслов: Физички својства на приливните карактеристики на галаксиите во интеракција на дискот: Тридимензионални самоконзистентни модели

Користејќи самостојни тродимензионални (3Д) симулации на Н-тело, ги истражуваме физичките својства на неаксисиметричните карактеристики во дискот галаксија создадена од плимната интеракција со нејзиниот придружник. Примарната галаксија се состои од elвезден диск, испакнатост и жив ореол, што одговара на галаксиите од типот на Млечен пат, додека придружникот е претставен само со ореол. Ние ја менуваме придружната маса и перицентарното растојание за да истражуваме ситуации со различна прилична јачина парамеризирана или со релативната приливна сила P или со релативната придадена динамика S. Откриваме дека за формирање на плима на опашката во надворешните делови е потребно P≳0,05 или S 0.07. Посилна интеракција резултира со појака, помалку опашка од рани, која се формира порано. Слично на тоа, посилното приливно присилување произведува посилни, лабаво рани спирални краци во внатрешните делови. Рацете имаат приближно логаритамска форма, со амплитудата и аголот на наклонот се распаѓаат со времето. Добиената брзина на моделот се намалува со радиус и е близу до кривата Ω − κ / 2 во доцно време, со Ω и κ ги означуваат аголните и епициклните фреквенции, соодветно. Ова сугерира дека привлечно предизвиканите спирални краци се најверојатно бранови на кинематска густина слабо модифицирани од само-гравитацијата. Во споредба со неговите тенки жилети, краците во моделите 3Dmore & raquo се послаби, имаат помал агол на наклон и побрзо расипуваат ветер и ветер. Структурата на 3Д густината на краците е добро опишана од концентрираните и синусоидалните модели кога рацете се во нелинеарни и линеарни режими, соодветно. Ние демонстрираме дека динамичкото триење помеѓу галаксиите во интеракција го пренесува орбиталниот аголен импулс на една галаксија во спин аголниот момент на придружниот ореол. & лаку помалку


Дали плимата и осеката се сврте за формирање на cE галаксии?

Плимата и осеката е позната појава за секој што некогаш отишол на плажа: диференцијалното влечење на гравитацијата на Месечината и # 8217 низ Земјата предизвикува издигнување на океаните, што може да предизвика брановите да го измијат вашиот ремек-дело замокот од песок. Ако дозволите вашата фантазија да талка, вие би можеле да си играте со релативните густини и големини на Земјата и Месечината, така што наместо едноставно да се креваат и паѓаат, океаните да бидат извлечени од Земјата и да летаат во вселената. Нереален сон, да се биде сигурен, но не за разлика од процесот што формира приливни опашки во галаксиите во интеракција. (За еден пример за ова, видете ги моите омилени деца постери, Галаксиите на глувците.)

Слика 1: М31 - галаксија Андромеда, со компактната елиптична (cE) галаксија М32 лево од центарот.

За жал за нас набversудувачите, плимната интеракција не е секогаш очигледна. Особено, специфична класа на елипсовидни галаксии наречени компактни елипсови, или СЕ, се невообичаено компресирани, во кои немаат вообичаени слаби, нејасни надворешни региони карактеристични за елиптиците. Некои шпекулираат дека овие галаксии се толку ситни, бидејќи нивните надворешни слоеви се отстранети од соседната галаксија, оставајќи останата галаксија со многу поголема светлост на површината од нормалната елиптична со споредлива големина. Ова би се вклопило во опсервацијата дека повеќето cE галаксии се наоѓаат во близина на други галаксии, сепак, затоа што не можеме & # 8217 да видиме како плимата се соблекува директно, има дебата. Алтернативна теорија тврди дека ова се редовни елиптични галаксии кои едноставно формирале мали и никогаш не содржеле starsвезди во нивните надворешни региони, што доведува до импликации во врска со дистрибуцијата на големината на елиптичните галаксии. Со цел да се направи разлика помеѓу овие два модела, Хаули и сор. 2012 година ја измери динамиката на одделни starsвезди во еден од нашите најблиски соседи, компактниот елипсовиден М32.

Поставување на сцената

Слика 2: Дистрибуција на брзина на одделните starsвезди. Солидната линија ги покажува starsвездите поврзани со М32, додека испрекинатите линии укажуваат на вонредни starsвезди поврзани со Андромеда, која е моделирана од ротирачки диск (широката кривина) плус не-ротирачка централна испакнатина (тесната кривина).

М32 е најблиската cE галаксија до Млечниот Пат и придружник на М31, попозната како галаксија Андромеда. Изолирањето на одделни starsвезди не е лесна задача, дури и во овој случај, па Хаули и сор. се обиде само во надворешните региони на галаксијата каде што работите се малку пошироко распространети. Користејќи телескоп Канада-Франција-Хаваи (CFHT), тие добија спектри за неколку стотици од овие starsвезди и на тој начин беа во можност да ги одредат линиските брзини на гледање на секоја од нив. Бидејќи М32 е доволно близу до М31, така што се чини дека делумно се преклопуваат, авторите не можеа & # 8217 да кажат пред време кои starsвезди да ги вклучат во нивната анализа на М32, а кои навистина и припаѓаа на Андромеда. За среќа, двете галаксии се движат со различна брзина во однос на нас и едни на други, затоа, со моделирање на распределбата на набудуваните брзини, тие беа во можност да ги подредат starsвездите во нивните домаќини (види слика 2.) Дополнително, за да се добие целосен слика, авторите зедоа спектри со долг пресек за неколку светли, внатрешни региони на галаксијата каде што starsвездите се замаглуваат заедно, што им дава информации за целокупната динамика на starsвездите на овие радија.

Можни докази за ореол на темна материја

Слика 3: Дистрибуција на брзината на надворешните рабови на М32, со теоретскиот модел прикажан со црвена боја. Запрчаните линии претставуваат брзина на бегство од галаксијата во овој радиус.

Преовладувачката мудрост меѓу астрономите сугерира дека сите галаксии се родени во халос на темна материја. Всушност, еден од првите докази за темната материја потекнува од кривините на ротација на спиралните галаксии, каде што starsвездите во надворешните региони се движат побрзо отколку што се очекуваше врз основа на количината на присутен видлив материјал. Со други зборови, ако единствената гравитациона сила што делува на најоддалечените starsвезди доаѓа од барионска материја, тие starsвезди треба да летаат надвор од галаксијата со поголема од брзината на бегство. На аналоген начин, Хаули и сор. измерете ја дистрибуцијата на нето-брзината во М32 и пронајдете неколку starsвезди кои се движат побрзо отколку што треба, ако односот маса и светлина во галаксијата остане константен на надворешните рабови, што сугерира дека и тој има ореол на темна материја. Иако ова би можело да звучи изненадувачки, ако М32 всушност претрпе плимско соголување, неговиот ореол од темна материја требаше да биде искинат заедно со сè друго. Како алтернатива, сепак, приливите сили исто така би можеле да бидат директно одговорни за големите брзини, што значи дека вездите навистина летаат од галаксијата како резултат на нејзината интеракција со Андромеда. Авторите се оддалечуваат од овој аргумент врз основа на тоа дека многу малку starsвезди го изложуваат ова однесување, и би се очекувало да следат уште многу други ако плимата и осеката е виновник, но се разгледуваат и двете ситуации.

Премногу мазно за плимата и осеката?

Втор доказ што може да се оддалечи од сценариото за плимско соголување е извонредната униформност во кинематиката. Распределбата на брзините по двете главни и помали оски на М32 е во суштина иста, и двата профила се прилично мазни. Спротивно на тоа, изофотите & # 8211 линии на еднаква осветленост & # 8211 во рамките на M32 се чини дека се изопачени во истиот ист опсег, што во минатото беше претпоставувано како доказ за негово приливно нарушување. Бидејќи изофотите се извиткани, но динамичкиот профил е мазен, можно е извртувањето на изофотите да не е знак на приливно нарушување, туку едноставно да е природно во некои елиптични галаксии.

Предупредувања и заклучоци

И покрај оваа детална анализа, авторите не можат да ги исклучат плимните интеракции како обликување на cE галаксии како што е М32. Тие предупредуваат дека иако постојат потенцијални докази за ореол на темна материја, тоа е неубедливо, па дури е можно и овие далечни outвезди да се дел од соседната галаксија Андромеда. Како и да е, недостатокот на докази во прилог на силно нарушување на плимата и осеката треба да им даде на астрономите пауза за тоа колку навистина се важни галаксиските интеракции во еволуцијата на компактните елиптични галаксии.


Зошто плимните опашки во дискови галаксии, но не и во елиптици? - Астрономија

Плимните опашки и општо, фините структури што ги опкружуваат галаксиите (stвездени потоци, прстени, мостови, школки) се едни од најмалку двосмислените патокази за еволуцијата на галаксиите. Навистина, додека другите галактички својства, како што се присуството на спирални структури, шипки, искривувања или дури и arbвездени удари, може да се сметаат за секуларна и внатрешна еволуција, формирањето на elвездени нишки може да се објасни само со минатиот судир помеѓу галаксиите. Нумерички космолошки симулации предвидуваат формирање на многу такви структури (види меѓу многу други Johnонстон и сор. 2008, Пеирани и сор. 2010). Сепак, нивниот попис и толкување се соочуваат со низа проблеми.

    Фините структури се слаби, со вообичаена оптичка осветленост на површината послаба од 26 mag arcsec -2, густини на колоната HI под 10 19 cm -2, и затоа е тешко да се набудува. Како и да е, сегашната генерација на оптички истражувања, како и длабоко слепите истражувања H I, сега ја имаат потребната чувствителност за откривање на значителен дел од големиот број на фини удари предвидени со нумерички модели на еволуција на галаксијата.

Ваквите прашања може да се решат со комбинирање на предвидувања од нумерички симулации и набудувања. Подолу презентираме примери за употреба на приливни структури како сонди за еволуција на галаксиите и масовно склопување на галаксии.

Раните длабоки набудувања со вселенскиот телескоп Хабл откриле дека далечните галаксии (z & gt 1) се чинеше дека е морфолошки пореметена од локалните галаксии (Griffiths et al. 1994, Glazebrook et al. 1995, Abraham et al. 1996), поддржувајќи ја идејата дека помал, погуст и помлад Универзум претпочита судири на галаксии-галаксии. Оттогаш, многу студии засновани на длабоки истражувања, како што е илустрираното на слика 13, се обидоа да ја квантифицираат еволуцијата на стапката на спојување како функција на времето, без всушност да постигнат консензуална вредност. Користени се различни методи, засновани на:

    пописот на блиски парови на галаксии (на пр. Le F & # 232vre et al. 2000, Kartaltepe et al. 2007). Методот претпоставува дека галаксиите забележани во парови се физички поврзани и се осудени на спојување.

Сепак, треба да се направат неколку забелешки во оваа фаза: прво, најмасивната компонента на приливите опашки формирана во големи спојувања е далеку атомскиот водород. Како што споменавме порано, анкетите за H I може да откријат остатоци од судир кои тешко се гледаат во оптиката. За жал, сегашната технологија и чувствителноста на антените го ограничуваат откривањето на 21 см смред за емисија на црвени смени помали од 0,3. Во пооддалечениот Универзум, плимните опашки може да се забележат само преку емисијата на нивните starsвезди. Внатрешното затемнување со црвено поместување, како и менувањето на опсегот ги прави сè помалку видливи и истражувања на пристрасност во корист на УВ-зраци, структури што формираат starвезди. Други потешкотии се јавуваат при голема црвена промена. Гасната фракција на галаксиите беше поголема, а нивните гасовити дискови понестабилни. Истакнатите кондензации што формираат starвезди формирани во дискот може да бидат погрешно или со повеќе јадра на спојувани галаксии, па дури и со кондензации во опашката на плимата (Elmegreen et al. 2009). Меѓу овие „несмасни“ галаксии, само мал дел од нив (на пример т.н. „полноглавци“ системи) може да бидат оригинални системи во интеракција (Елмегрин и сор. 2007). Една вообичаена хипотеза кога се брои бројот на прилично вознемирени системи е дека судирите на дискот-дискот при ниско и високо црвено поместување создаваат слични надворешни структури. Меѓутоа, ако прогенитарите што се судираат се тромав дискови богати со гас, споменатата интеракција меѓу нивните купчиња (кои имаат маси споредливи со оние на џуџестите галаксии) може да спречи формирање плимни опашки (Bournaud et al. 2011). Така, кога се обидуваме да ја измериме еволуцијата на стапката на минато спојување со гледање на нивото на приливни пертурбации, треба да се има на ум дека далечните плимарно интерактивни галаксии може да се разликуваат од оние забележани во Локалниот универзум.

Последен збор на претпазливост: кога се споредува стапката на спојување при ниско и високо црвено поместување, се претпоставува дека дел од галаксиите вклучени во плимната интеракција е добро познат во блискиот универзум (и се смета дека не надминува неколку проценти, видете Miskolczi et ал. 2011 година). Сепак, можеби беа пропуштени дури и плимните опашки од минатите големи спојувања z = 0 поради нивната мала осветленост на површината. Навистина, екстремно длабокото мапирање на регионот Андромеда, во Локалната група, откри екстремно слаб stвезден мост помеѓу М31 и М33 (Мекконачи и сор. 2009), што сугерира дека двете спирали се вклучени во плимен судир. Истакнати приливни опашки со многу ниска светлосна површина, исто така, неодамна беа откриени околу очигледно опуштени масивни елиптици (Дук и сор. 2011). Пример е прикажан на горниот панел на слика 8. Таквите набудувања покажуваат дека, во локалниот Универзум, фракцијата на галаксии кои ретко комуницираат е веројатно потценета: сериозните проблеми ја мачат определувањето на стапката на спојување дури и при ниско црвено префрлување.

Постоењето на опашка од плима недвосмислено утврдува појава на настан од спојување во минатото историја на галаксијата домаќин. Затоа, пописот на судирните остатоци, во принцип, може да го ограничи неодамнешното масовно склопување на блиските галаксии. Сега кога границите на површинска осветленост со невидена длабочина може да се достигнат со сегашната генерација на оптички фотоапарати со големо видно поле, овој метод на галактичка археологија може да биде многу моќен. Сепак, се соочува со голем број проблеми:

    Фреквенцијата на плимните карактеристики и степенот на плимната вознемиреност (што некој би сакал да ги поврзе со други својства на матичните галаксии за да го ограничи нивниот начин на формирање), тешко е да се измери. Воведени се приливни индекси пропорционални на степенот на морфолошка асиметрија (на пр. Тал и сор. 2009 година) најчесто, сепак, посубјективните индекси на „фината структура“ утврдени со око се користат за класифицирање на спојувачки парови или повеќе еволуирани системи (Швајцер и др. 1990 , Швајцер и засилувач Зајцер 1992).

Како последица на тоа, може да биде тешко да се истражат судири постари од неколку Гир.

Плимните опашки не само што можат да ни кажат за барионската содржина на нивните матични галаксии и за тоа како реагирале на околината, а исто така се проникливи за да ја ограничат структурата и дистрибуцијата на најмасивната компонента на галаксиите: темната материја (ДМ). Ровите на ротација на галаксиите откриваат колку гравитационата материја се наоѓа во радиусот на кој се мерат брзините, но не ги ограничуваат обемот и 3Д формата на ореолот на темната материја. Ореолот на моделите CDM е многу проширен, барем 10 пати поголем од оптичкиот радиус. Кривата на ротација не може лесно да се испита на овие големи растојанија. Плимните опашки произведени за време на големите спојувања имаат големини што можат да надминат 100 kpc, достигнувајќи ги предградијата на ореолите на темната материја: опашките се априорно погодна алатка за испитување на структурата на космолошките ореоли. Користени се нумерички симулации за да се проучи влијанието на големината на ореолот ДМ врз обликот на плимните опашки. Очигледно се добиени контрадикторни резултати, тврдејќи или не зависна од ореолната маса, големина, концентрација или вртење (Дубински и сор. 1996, Михос и др. 1998, Дубински и сор. 1999, Спрингел и засилувач Вајт 1999).

Обликот на DM ореолот, неговата триаксијалност и присуството на под-ореоли може да се испитаат со помали, потенки приливни опашки од мали спојувања кои се обвиткуваат околу галаксиите. Оние пронајдени околу Млечниот Пат, како што е потокот Стрелец, се цел на бројни студии (на пр. Мајер и сор. 2002, Хелми 2004 година, Пе & # 241аррубија и др. 2006, Варгезе и др. 2011).

Иако сè уште не е утврдена директна корелација помеѓу големината на ореолот на ДМ и големината на приливите опашки, внатрешната структура на приливите опашки може да биде поврзана со степенот на ДМ. Бурно и др. (2003) тврдеше дека масивните кондензации на врвот на приливите опашки, поврзани со ТДГ, не можат да се формираат ако се скрати ореолот на матичната галаксија. Дук и сор. (2004) обезбеди модел на играчка што покажува дека во случај на скратен ореол, плимниот материјал се протега по должината на плимата и осеката, спречувајќи го нејзиниот колапс и формирање масивни под-структури. Кога ореолот е доволно голем, ова истегнување повеќе не се случува над одредено растојание, а очигледните масивни кондензации близу до врвот на опашката може да формираат TDG (види слика 12). Набудувањето на ТДГ е во согласност со проширените ореоли на темната материја предвидени со теоријата на ЦДМ.

Ако се чини дека се потребни големи DM ореоли за да се формираат TDG и да се обликуваат внатрешните структури на приливите опашки, опашките сами по себе не треба да содржат големи количини на темна материја. Навистина, сегашната слика на ДМ ги прави честички без судир распоредени во врел ореол врз кои приливите сили имаат мало влијание. Плимата и осеката потекнува од дискот, за кој се предвидува дека речиси и да нема ДМ. Во пракса, тешко е да се испита содржината на ДМ во плимните опашки. Сепак, во некои посебни околности, може да се измери со употреба на традиционалниот метод на кривини на ротација. Плимните џуџиња се гравитациски врзани системи, нивната содржина на ДМ може едноставно да се изведе со одредување на нивната динамичка маса и нејзино одземање од светлосната (составена од HI, H2, starsвезди и прашина). Оваа вежба е спроведена за неколку системи (Bournaud et al. 2007, Duc et al. 2007, Belles et al 2012, in prep.) Дури и ако решетките за грешки се големи, овие мерења даваат сигурни динамички и просветлени размери на маса 2-3. Под претпоставка дека теоријата на ЦДМ е точна, треба да се заклучи дека ТДГ (а со тоа и галактичките дискови) содржат неконвенционална темна материја, веројатно традиционална барионска материја, која сè уште не е откриена од постојните истражувања. Можен кандидат е молекуларниот гас кој не е пресметан со набудувања на CO Наб observудувањата на прашина на далеку инфрацрвениот од сателитот Планк ја поддржуваат хипотезата за невидена, мрачна компонента во гасовитиот диск на галаксиите, што може да придонесе за глобалниот буџет за исчезнатите бариони во Локалниот универзум (Планк соработка 2011). Алтернативно, ЦДМ може да биде погрешен, како што тврдат неколку групи кои се залагаат за модифицирана гравитација. Изменетата tonутнова динамика (МОНД) ги поврати кривините на ротација на галаксиите, вклучително и ТДГ, без потреба од ореол на темна материја (Милгром 2007, Гентиле и др. 2007). Извршени се нумерички симулации на галактички судири во МОНД рамката: тие исто така ги репродуцираат долгите приливни опашки направени со класична tonутнова динамика (Tiret & amp Combes 2007). Главната разлика е отсуството на динамичко триење за време на судирот, што придонесува за проширување на временската скала на судирот и намалување на веројатноста за конечна спојување. *****


Интеракциони галаксии и спојувања

Два значајни труда во 70-тите години од минатиот век силно придонесоа за утврдување на важноста на галаксиските интеракции и спојувања во формирањето и еволуцијата на галаксиите, користејќи само гравитација и како резултат на динамичко триење.

Некои блиски галаксии изгледаат чудно и исто така спектакуларно, а во средината на 1950-тите и 1960-тите години беа направени неколку компилации од вакви предмети, а најпозната е Атласот на Арп на чудните галаксии 1. Во денешно време, добро е утврдено дека една галаксија може силно да се вознемири од блискиот премин на друга галаксија, особено ако таа се приближи на соодветната орбита. Ова може да доведе не само до формирање структури како што се мостови (т.е. прави тесни ленти гас и / или starsвезди кои се спојуваат со двете галаксии) или опашки (слични ленти, но со спирална форма, во правец приближно спротивен од оној на другиот) галаксија), но исто така и до спојување на двата система чиј остаток тогаш ќе се смета како друга галаксија, можеби од различен тип. Оттука, овој процес може да донесе трансформација на галаксијата.


Хераклеви кластер на галаксии

Близок спирален галаксии богат со спирала. Овој кластер, Абел 2151 во Херкулес, е прототип на кластери богати со спирали. Не е толку богат со галаксии, ниту централно концентриран, како кластерот Кома. Групи од ваков вид можат да бидат богати со спирални и неправилни галаксии, а во Абел 2151 гледаме многу интерактивни парови на галаксии и мали групи на галаксии. И во динамиката на кластерот и во нејзината популација на галаксии, може да биде можно да се види Херкулес како помалку еволуиран од Кома. Неодамнешните набудувања покажуваат дека многу гроздови слични на кома видени на повисоки црвени поместувања (а со тоа и пред неколку милијарди години) имаат популација на галаксии, како што гледаме денес во групата Херкулес, со бројни спирални и интерактивни галаксии. Некоја комбинација на интеракции, спојувања и ефекти на интракластер гас може да ја поттикне оваа промена со текот на времето.

Постои богата разновидност на феномени кои се видливи на оваа слика. Спиралите и елиптичните или S0 галаксии покажуваат јасна разлика во бојата, со дискови спирали кои формираат сини starвезди во контраст со неутралната или жолтеникавата нијанса на постарите популации на starsвезди. Интеракциите може да се видат меѓу спиралите (како во парот NGC 6050 / IC 1179 делумно преклопувани над центарот) и меѓу елиптиците (како во IC 1178/1181 на долниот десен агол). Плимните изобличувања на елиптиците се многу пошироки и помазни отколку што се наоѓаат во спиралите. Екстремна интеракција се гледа во IC 1182 од горниот лев агол, со долга сина опашка од плима и обвивка од очигледно зголемени starsвезди и гасови. Галаксијата со „интегрален знак“ на работ на NGC 6054 може да покаже искривен диск што произлегува од претходната интеракција. Многу од слабите, дифузни сини галаксии се откриени како неутрални водородни грутки, во истражувањето на Johnон Дики од Универзитетот во Минесота со помош на многу голема низа.

Сликата е композит во боја произведен од CCD слики на сино и црвено светло, направени од Виктор Андерсен со помош на телескопот 0,9 метри во Националната опсерваторија Кит Пик и Tektronix CCD 2048x2048. Областа прикажана овде е висока 19,1 лак, со север на врвот и исток лево. Користена е скала на логаритамски интензитет за да се компресира опсегот на осветленост за прикажување.


Погледнете го видеото: Минерализованная полоса (Декември 2022).