Przejdź do treści

Masywne galaktyki dyskowe w lokalnym Wszechświecie

Morfologia galaktyk

Jedną z szeroko rozpowszechnionych teorii wzrostu i ewolucji galaktyk w czasie kosmicznym jest teoria wzrostu hierarchicznego. W scenariuszu tym mniejsze galaktyki łączą się ze sobą, tworząc większe galaktyki, co tłumaczy, dlaczego te 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 tendencję do zmiany parametrów orbitalnych i lokowania się na przypadkowych trajektoriach. 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 w dalszym ciągu zachowuje znaczące dyski. Ponieważ liczba połączeń dużych galaktyk jest zależy od ich masy zawartych w nich gwiazd, prawdopodobne jest, że wszystkie masywne galaktyki przeszły podobną liczbę takich połączeń w kosmicznym czasie. Ale jeżeli to prawda, to dlaczego widzimy masywne galaktyki z dyskami w lokalnym Wszechświecie?

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

Morfologia galaktyk jest częściowo określona przez ruchy gwiazd w galaktyce. Badacze obliczyli stosunek średniej prędkości orbitalnej (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, naukowcy zdefiniowali 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 obdarzone solidnymi dyskami.

Badając właściwości galaktyk poprzez symulacje, naukowcy odkryli dwa główne kanały tworzenia się masywnych galaktyk dyskowych. Pierwszy z nich to „odmłodzony dysk” lub zlanie się z bogatym w gaz towarzyszem, który daje pierwotnej galaktyce swoistego "kopniaka" w postaci obszarów rodzących nowe gwiazdy i zwiększa tym samym jej rotację. Drugi kanał to scenariusz „starego dysku”, w którym pierwotna galaktyka dyskowa nie doświadcza w ciągu swojego życia poważnych fuzji z masywnymi galaktykami, a zatem nigdy nie traci 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 eliptycznych fuzje z galaktykami ubogimi w gaz jedynie rozsiewają losowo orbity gwiazd i zasilają populację galaktyk sferoidalnych.

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

Naukowcy uważają, że odmłodzone galaktyki dyskowe powinny mieć mniej masywne halo ciemnej materii niż reszta populacji masywnych galaktyk. Ich wyjaśnienie jest takie, że te środowiska o niskiej gęstości (czyli gaz) są mniej podatne na procesy pływowe, które mają tendencję do przekształcania galaktyk dyskowych w sferoidalne. Dodatkowo w otoczeniu takich odmłodzonych galaktyk jest więcej gazu. Autorzy stwierdzili również, że mediana przesunięcia ku czerwieni dla odmłodzonych galaktyk dyskowych wynosi z = ~0.3, w porównaniu do z = ~0.49 dla galaktyk sferoidalnych. Oznacza to, że odmłodzona galaktyka dyskowa potrzebuje półtora miliarda lat, aby poprzez drobne interakcje stać się galaktyką sferoidalną.

Badaczom udało się zatem znaleźć wiarygodne wyjaśnienie obserwowanych frakcji masywnych galaktyk dyskowych oraz galaktyk sferoidalnych przy niskich przesunięciach ku czerwieni. Wynik ten potwierdza teorię wzrostu hierarchicznego, ale też pokazuje, że weryfikacja założeń dotyczących fuzji dużych obiektów wymaga bardziej szczegółowego wglądu w systemy galaktyk protoplastów.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Więcej:
Make Our Galaxy Grow: Massive Disk Galaxies in the Local Universe

Why do extremely massive disc galaxies exist today?

Źródło: Astrobites