Masywne galaktyki dyskowe w lokalnym Wszechświecie

Jedną z szeroko rozpowszechnionych teorii wzrostu i ewolucji galaktyk w czasie kosmicznym jest proces zwany wzrostem hierarchicznym. W scenariuszu tym mniejsze galaktyki łączą się ze sobą, tworząc większe galaktyki, co tłumaczy, dlaczego tej najbardziej masywne, jakie widzimy, żyją we Wszechświecie lokalnym. Istnieją dwa główne typy galaktyk: spiralne i eliptyczne, często zwane dyskowymi i sferoidalnymi.

Ponieważ łączenie się galaktyk zaburza pływowo pary galaktyk, gwiazdy na początkowo uporządkowanych orbitach wewnątrz galaktyk mają tendencje do zakłócania i umieszczania na przypadkowych orbitach. Oznacza to, że najbardziej masywne galaktyki, które powstały w wyniku wielokrotnych dużych połączeń, są zazwyczaj sferoidalne. Mimo to około 10% galaktyk masywniejszych niż ~4 masy Drogi Mlecznej ma znaczące dyski. Ponieważ liczba dużych połączeń galaktyk jest wysoce zależna od ich masy gwiazdowej, prawdopodobne jest, że wszystkie masywne galaktyki przeszły podobną ilość dużych połączeń w kosmicznym czasie. Jeżeli jest to prawda, dlaczego widzimy masywne galaktyki z dyskami w lokalnym Wszechświecie?

Aby odpowiedzieć na to pytanie, astronomowie przeprowadzili symulacje Wszechświata wykorzystując symulacje Horizon-AGN obejmujące zarówno sprzężenie gwiazdowe, jaki i AGN (aktywne jądra galaktyczne), które przekazują galaktyce energię, pęd i wzbogaconą materię. Dzięki swoim symulacjom astronomowie mogą bardzo szczegółowo śledzić ewolucję gwiazd, czarnych dziur i morfologię galaktyk w czasie. Historie łączenia się galaktyk są śledzone od przesunięcia ku czerwieni z=3 do z=0.06 (zakres prawie 11 mld lat) w odstępach czasu ok. 130 mln lat.

Morfologia galaktyk jest częściowo określona przez ruchy gwiazd w galaktyce. Autorzy pracy obliczyli stosunek średniej prędkości wirowej (v) do średniej dyspersji prędkości (\sigma) gwiazd w galaktyce. Wysokie wartości stosunku wskazują na galaktyki dyskowe a niskie na galaktyki sferoidalne. Analizując galaktyki we Wszechświecie lokalnym, poprzednia praca zdefiniowała separację między galaktykami dyskowymi i sferoidalnymi jako v/\sigma = 0.55. Autorzy zauważają, że galaktyki dyskowe badane w ich pracy mają v/\sigma większe niż 0.55, a zatem są one solidnymi galaktykami dyskowymi.

Badając właściwości galaktyk w swoich symulacjach, naukowcy odkryli dwa główne kanały tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych. Pierwszy z nich to „odmłodzony dysk” lub duże połączenie z bogatym w gaz towarzyszem, który zdarza się, że daje pierwotnej galaktyce kopniaka zwiększając tym samym jej rotację. Drugi kanał to scenariusz „starego dysku”, w którym galaktyki dyskowe nie doświadczają poważnych fuzji w ciągu swojego życia, a zatem nigdy nie tracą swojego składnika, jakim jest dysk.

Analizując ewolucję v/\sigma dla masywnych galaktyk dyskowych, autorzy stwierdzili, że kanał odmłodzonego dysku jest odpowiedzialny za około 70% wszystkich galaktyk dyskowych, podczas gdy kanał starego dysku stanowi 30% masywnych galaktyk dyskowych. W pozostałych galaktykach sferoidalnych fuzje z galaktykami ubogimi w gaz służą jedynie do losowych orbit gwiazd i wzmocnienia klasyfikacji galaktyk sferoidalnych. Autorzy nie znajdują jasnego wyjaśnienia dla scenariusza stałego dysku, oprócz losowych niskich szybkości łączenia się, wyjaśniając w ten sposób ich mały ułamek.

Ponieważ odmłodzone galaktyki dyskowe wydają się być preferowaną metodą tworzenia masywnych galaktyk dyskowych, autorzy spodziewają się korelacji między gazem we Wszechświecie a odsetkiem masywnych galaktyk dyskowych.

Naukowcy stwierdzają, że odmłodzone galaktyki dyskowe mają tendencję do przebywania w mniej masywnych halo ciemnej materii niż reszta populacji masywnych galaktyk. Ich wyjaśnienie jest takie, że te środowiska o niskiej gęstości są mniej podatne na usuwanie wtłaczanego ciśnienia i procesy pływowe, które mają tendencję do przekształcania galaktyk dyskowych w sferoidalne. Dodatkowo w środowiskach tych jest więcej bogatych w gaz galaktyk do odmłodzonych połączeń. Autorzy stwierdzili również, że mediana przesunięcia ku czerwieni ostatniego dużego połączenia dla odmłodzonych galaktyk dyskowych wynosi z~0.3, w porównaniu do z~0.49 dla galaktyk sferoidalnych. Odpowiada to mniej o około 1.5 mld lat aby odmłodzona galaktyka dyskowa stała się galaktyką sferoidalną poprzez drobne interakcje.

Niezależnie od metody tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych, autorzy znaleźli solidne wyjaśnienie obserwowanych frakcji masywnych galaktyk dyskowych oraz galaktyk sferoidalnych przy niskich przesunięciach ku czerwieni. Wynik ten służy wzmocnieniu teorii wzrostu hierarchicznego, ale pokazuje, że naiwne założenia dotyczące dużych fuzji wymagają bardziej szczegółowego wglądu w systemy galaktyk protoplastów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
Astrobites

Vega

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *