갤럭시 합병

Galaxy merger
생쥐 은하(NGC 4676 A&B)가 병합 중입니다.
이 예술가의 인상은 두 은하가 합쳐져 원반 은하가 형성되는 것을 보여줍니다.

은하 병합은 두 개 이상의 은하가 충돌할 때 발생할 수 있습니다.그것들은 은하 상호작용의 가장 폭력적인 유형입니다.은하 사이의 중력 상호작용과 가스와 먼지 사이의 마찰은 관련된 은하에 큰 영향을 미칩니다.이러한 합병의 정확한 영향은 충돌 각도, 속도 및 상대적 크기/구성 등 다양한 매개변수에 따라 달라지며, 현재 매우 활발한 연구 영역이다.은하 병합은 은하 진화의 근본적인 측정 기준이 되기 때문에 중요합니다.이 병합률은 또한 천문학자들에게 은하가 시간에 [1]따라 어떻게 부피가 커졌는지에 대한 단서를 제공한다.

묘사

병합하는 동안, 각 은하의 별과 암흑 물질은 다가오는 은하의 영향을 받습니다.병합의 마지막 단계에서, 중력 잠재력(은하의 형태)은 너무 빠르게 변화하기 시작하여 별의 궤도가 크게 변화하고 이전 궤도의 흔적을 잃습니다.이 과정을 "폭력 완화"[2]라고 부릅니다.예를 들어, 두 원반은하가 충돌할 때 두 개의 분리된 원반의 평면에서 별이 순서대로 회전하는 것으로 시작합니다.병합 중에 이 명령된 운동은 무작위 에너지("열화")로 변환됩니다.그 결과 생성된 은하는 타원 은하에서 관측되는 복잡하고 랜덤한 궤도 상호 작용 네트워크에서 은하 주위를 도는 별들에 의해 지배됩니다.

NGC 3921은 병합 [3]후기에 상호작용하는 원반 은하 쌍입니다.

합병은 또한 별의 [4][5]형성이 극단적으로 많은 장소이기도 하다.주요 합병 기간 동안의 별 형성 속도(SFR)는 각 은하의 가스 함량과 적색 [6][7]편이에 따라 매년 수천 개의 태양 질량에 이를 수 있습니다.일반적인 합병 SFR은 연간 [8][9]태양 질량이 100개 미만이다.이는 우리 갤럭시가 매년 몇 개의 새로운 별(~2개의 새로운 별)[10]을 만드는 것에 비하면 큰 규모다.별들이 은하 병합에서 실제로 충돌할 정도로 가까이 가지는 않지만, 거대 분자 구름은 다른 분자 [citation needed]구름과 충돌하는 은하 중심부로 빠르게 떨어집니다.이러한 충돌은 이 구름들의 응축을 새로운 별들로 유도합니다.우리는 이 현상을 가까운 우주의 병합 은하에서 볼 수 있습니다.하지만, 이 과정은 우리가 현재 보는 대부분의 타원은하를 형성한 합병 과정에서 더 뚜렷하게 나타났는데, 이 합병은 10억 년에서 100억 년 전에 일어났을 것으로 보이며, 당시 은하에는 가스(따라서 분자 구름)가 훨씬 더 많았습니다.또한 은하 중심에서 떨어진 곳에서 가스 구름이 서로 부딪혀 가스 구름의 새로운 별 형성을 자극하는 충격을 발생시킬 것입니다.이 모든 폭력의 결과는 은하들이 합쳐진 후 새로운 별을 형성할 수 있는 가스가 거의 없는 경향이 있다는 것입니다.따라서 한 은하가 큰 합병에 관여하고 몇 십억 년이 지나면 그 은하에는 젊은 별들이 거의 남아 있지 않을 것입니다(항성의 진화 참조).이것은 오늘날의 타원은하들에서 볼 수 있는 것입니다. 분자 가스는 거의 없고 젊은 별들은 거의 없습니다.이는 타원 은하가 병합 과정에서 대부분의 가스를 소모하는 주요 병합의 최종 산물이며, 따라서 병합 [citation needed]후 추가적인 별 형성이 소멸되기 때문이라고 생각됩니다.

은하 합성은 컴퓨터로 시뮬레이션하여 은하 형성에 대해 더 자세히 알아볼 수 있습니다.모든 중력, 그리고 성간 가스의 유체역학 및 소멸, 가스에서 나오는 별의 형성, 초신성에 의해 성간 매체로 방출되는 에너지와 질량을 고려하여 모든 형태의 은하 쌍이 처음에 추적될 수 있습니다.이러한 은하 병합 시뮬레이션 라이브러리는 GALMER [11]웹사이트에서 확인할 수 있습니다.메릴랜드 볼티모어에 있는 우주망원경 과학연구소의 제니퍼 로츠가 이끈 연구는 허블우주망원경에 [1]의해 촬영된 이미지를 더 잘 이해하기 위해 컴퓨터 시뮬레이션을 만들었다.로츠의 팀은 같은 질량을 가진 한 쌍의 은하에서 거대한 은하와 작은 은하 사이의 상호작용까지 광범위한 병합 가능성을 설명하려고 했습니다.연구팀은 또한 은하에 대한 다른 궤도, 충돌 가능성, 그리고 은하들이 서로 어떻게 방향을 잡았는지를 분석했다.이 그룹은 모두 57개의 다른 합병 시나리오를 생각해 내고 10개의 [1]다른 시각에서 합병을 연구했다.

지금까지 관측된 가장 큰 은하 병합 중 하나는 CL0958+4702 성단에 있는 네 개의 타원 은하로 구성되어 있습니다.그것은 우주에서 [12]가장 큰 은하 중 하나를 형성할지도 모릅니다.

분류

은하 병합은 병합하는 은하의 수, 비교 크기, 가스 농도와 같은 특성으로 인해 서로 다른 그룹으로 분류될 수 있습니다.

번호별

병합은 이 과정에 관여하는 은하 수에 따라 분류할 수 있습니다.

바이너리 머지
상호작용하는 두 은하가 합쳐집니다.
복수 합병
세 개 이상의 은하가 합쳐집니다.

크기별

합병은 가장 큰 은하가 합병에 의해 크기나 형태가 변화하는 정도에 따라 분류할 수 있습니다.

마이너 합병
한 은하가 다른 은하보다 상당히 크면 병합은 미미합니다.큰 은하는 종종 작은 은하의 대부분의 가스와 별들을 흡수하면서 "먹어버릴" 것입니다. 그러나 큰 은하는 별로 다른 큰 영향을 미치지 않습니다.우리 고향 은하인 우리 은하는 현재 큰개자리 왜소 은하와 마젤란 구름과 같은 여러 개의 작은 은하를 흡수하고 있는 것으로 생각됩니다.처녀자리 항성류는 우리 은하와 대부분 합쳐진 왜소은하의 잔해로 여겨진다.
대규모 합병
크기가 거의 같은 두 나선은하의 결합은 매우 중요합니다; 만약 그들이 적절한 각도와 속도로 충돌한다면, 그것들은 종종 활동 은하핵이 있는 단계를 포함하는 다양한 피드백 메커니즘을 통해 먼지와 가스의 대부분을 몰아내는 방식으로 결합할 것입니다.이것이 많은 퀘이사의 원동력이라고 생각된다.최종 결과는 타원은하이며, 많은 천문학자들은 이것이 타원은하를 만드는 주요 메커니즘이라고 가정합니다.

한 연구는 큰 은하들이 지난 90억 년 동안 평균적으로 한 번 서로 합쳐졌다는 것을 발견했습니다.작은 은하는 큰 은하와 더 [1]자주 결합합니다.은하수와 안드로메다 은하는 약 45억 년 후에 충돌할 것으로 예측됩니다.이 은하들이 합쳐지는 것으로 예상되는 결과는 크기가 비슷하기 때문에 매우 클 것이며, 두 개의 "대형 설계" 나선은하에서 거대한 타원은하로 바뀔 것입니다(아마도).

가스 농도에 따라

병합은 병합 은하 내부 및 주변으로 운반되는 가스가 상호작용하는 정도에 따라 분류할 수 있습니다.

습식 합병
습식 병합은 가스가 풍부한 은하("파란" 은하") 간의 합병입니다.습식 병합은 일반적으로 많은 양의 별 형성을 생성하고 원반 은하를 타원 은하로 변형시키며 퀘이사 [13]활동을 촉발합니다.
건식 합병
가스가 부족한 은하("빨간색" 은하") 간의 합병을 건조 은하라고 합니다.건식 병합은 일반적으로 은하의 별 형성 속도를 크게 변화시키지 않지만 별의 [13]질량을 증가시키는 데 중요한 역할을 할 수 있습니다.
덤프 머지
만약 중요한 별 형성에 충분한 가스가 있지만 구상성단을 [14]형성하기에 충분치 않다면, 위에서 언급한 같은 두 은하 유형("파란색"과 "빨간색" 은하") 간에 축축한 병합이 발생합니다.
혼합 합병
혼합 병합은 가스가 많은 은하와 가스가 부족한 은하("파란색"과 "빨간색" 은하")가 병합될 때 발생합니다.

합병 이력 트리

표준 우주론 모델에서, 어떤 단일 은하도 몇 개 또는 여러 개의 암흑 물질 할로우가 연속적으로 합쳐지면서 형성되었을 것으로 예상되는데, 이 할로우의 중심에서 가스가 식어서 별을 형성하고, 20세기 동안 역사적으로 은하로 식별된 광학적으로 보이는 물체가 됩니다.이러한 암흑 물질 할로겐의 합병과 그에 상응하는 별의 형성에 대한 수학적 그래프를 모델링하는 것은 순수 중력 N-체[15][16] 시뮬레이션을 분석하거나 통계적("반 분석")[17] 공식의 수치적 실현을 사용하여 초기에 다루었다.

1992년 [15]밀라노에서 열린 관측 우주론 컨퍼런스에서 루케마, 퀸, 피터슨은 우주론적 N-body 시뮬레이션에서 추출한 암흑 물질 할로우의 첫 번째 합병 역사 나무를 보여주었다.이러한 병합 역사 나무들은 별 형성 속도 및 진화적 인구 합성을 위한 공식과 결합되어 서로 다른 우주론적 [15][16]시대에서 은하의 합성 광도 함수(본질적으로 얼마나 많은 은하가 밝거나 희미한지에 대한 통계)를 산출했습니다.암흑 물질 헤일로 합병의 복잡한 역학관계를 고려할 때, 합병 이력 트리를 모델링할 때 근본적인 문제는 한 단계에서의 헤일로가 이전 시간 단계에서 헤일로의 후손일 때를 정의하는 것입니다.루케마의 그룹은 후기의 후광이 초기 단계의 후광 입자의 50% 이상을 포함하도록 요구함으로써 이 관계를 정의하기로 선택하였습니다; 이것은 두 시간 단계 사이에 어떤 후광도 기껏해야 하나의 [18]후손을 가질 수 있다는 것을 보장했습니다.이 은하 형성 모델링 방법은 합성 스펙트럼과 관측치에 [18]필적하는 통계적 특성을 가진 은하 집단의 빠르게 계산된 모델을 산출한다.

독립적으로, 레이시와 콜은 1992년[19] 같은 컨퍼런스에서 암흑 물질 헤일로 합병 역사 나무의 통계적 실현과 그에 상응하는 할로들의 [17]항성 중심(은하) 형성을 생성하기 위해 동적 마찰과 결합된 프레스-체흐터 형식주의를 어떻게 사용했는지 보여주었다.Kauffmann, White 및 Guiderdoni는 1993년에 이 접근방식을 확장하여 가스 냉각, 별 형성, 초신성 가스 재가열, 그리고 원반 은하가 [20]타원 은하로 변환되는 가설에 대한 반분석 공식을 포함시켰다.카우프만 그룹과 오카모토와 나가시마 모두 나중에 N-체 시뮬레이션 파생 합병 이력 나무 접근법을 [21][22]채택했다.

예

병합 과정에 있거나 병합에 의해 형성된 것으로 추정되는 은하들은 다음과 같습니다.

갤러리

은하 병합
Arp 302(왼쪽), NGC 7752/7753, IIZw96(오른쪽).
NGC 2623 – 두 [23]은하의 후기 병합.
Galaxy Twistings – [24]합병 가능성
Markarian 779 – 합병 가능성.[25]
고대은하 메가머거(아티스트 [26]콘셉트).
"날아다니는 V" – 두 개의 [27]은하.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d "Astronomers Pin Down Galaxy Collision Rate". HubbleSite. 27 October 2011. Archived from the original on 8 June 2021. Retrieved 16 April 2012.
  2. ^ van Albada, T.S. (1982). "[no title cited]". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 201: 939.[인용필수]
  3. ^ "Evolution in slow motion". Space Telscope Science Institute. Retrieved 15 September 2015.
  4. ^ Schweizer, F. (2005). de Grijs, R.; González-Delgado, R.M. (eds.). [no presentation title cited]. Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies; Cambridge, UK; 6–10 September 2004. Astrophysics & Space Science Library. Vol. 329. Dordrecht, DE: Springer. p. 143.[인용필수]
  5. ^ Starbursts : from 30 Doradus to Lyman break galaxies. Richard De Grijs, Rosa M. González Delgado. Dordrecht: Springer. 2005. p. 143. ISBN 978-1-4020-3539-5. OCLC 262677690.{{cite book}}: CS1 유지보수: 기타 (링크)
  6. ^ Ostriker, Eve C.; Shetty, Rahul (2012). "Maximally star-forming galactic disks I. Starburst regulation via feedback-driven turbulence". The Astrophysical Journal. 731 (1): 41. arXiv:1102.1446. Bibcode:2011ApJ...731...41O. doi:10.1088/0004-637X/731/1/41. S2CID 2584335. 41.
  7. ^ Brinchmann, J.; et al. (2004). "The physical properties of star-forming galaxies in the low-redshift Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (4): 1151–1179. arXiv:astro-ph/0311060. Bibcode:2004MNRAS.351.1151B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07881.x. S2CID 12323108.
  8. ^ Moster, Benjamin P.; et al. (2011). "The effects of a hot gaseous halo in galaxy major mergers". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 415 (4): 3750–3770. arXiv:1104.0246. Bibcode:2011MNRAS.415.3750M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18984.x. S2CID 119276663.
  9. ^ Hirschmann, Michaela; et al. (2012). "Galaxy formation in semi-analytic models and cosmological hydrodynamic zoom simulations". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (4): 3200–3222. arXiv:1104.1626. Bibcode:2012MNRAS.419.3200H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19961.x. S2CID 118710949.
  10. ^ Chomiuk, Laura; Povich, Matthew S. (2011). "Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies". The Astronomical Journal. 142 (6): 197. arXiv:1110.4105. Bibcode:2011AJ....142..197C. doi:10.1088/0004-6256/142/6/197. S2CID 119298282. 197.
  11. ^ "Galaxy merger library". 27 March 2010. Retrieved 27 March 2010.
  12. ^ "Galaxies clash in four-way merger". BBC News. 6 August 2007. Retrieved 7 August 2007.
  13. ^ a b Lin, Lihwal; et al. (July 2008). "The Redshift Evolution of Wet, Dry, and Mixed Galaxy Mergers from Close Galaxy Pairs in the DEEP2 Galaxy Redshift Survey". The Astrophysical Journal. 681 (232): 232–243. arXiv:0802.3004. Bibcode:2008ApJ...681..232L. doi:10.1086/587928. S2CID 18628675.
  14. ^ Forbes, Duncan A.; et al. (April 2007). "Damp Mergers: Recent Gaseous Mergers without Significant Globular Cluster Formation?". The Astrophysical Journal. 659 (1): 188–194. arXiv:astro-ph/0612415. Bibcode:2007ApJ...659..188F. doi:10.1086/512033. S2CID 15213247.
  15. ^ a b c Roukema, Boudewijn F.; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A. (January 1993). "Spectral Evolution of Merging/Accreting Galaxies". Observational Cosmology. ASP Conference Series. Vol. 51. Astronomical Society of the Pacific. p. 298. Bibcode:1993ASPC...51..298R.
  16. ^ a b Roukema, Boudewijn F.; Yoshii, Yuzuru (November 1993). "The Failure of Simple Merging Models to Save a Flat, Omega0=1 Universe". The Astrophysical Journal. IOP Publishing. 418: L1. Bibcode:1993ApJ...418L...1R. doi:10.1086/187101.
  17. ^ a b Lacey, Cedric; Cole, Shaun (June 1993). "Merger rates in hierarchical models of galaxy formation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press. 262 (3): 627–649. Bibcode:1993MNRAS.262..627L. doi:10.1093/mnras/262.3.627.
  18. ^ a b Roukema, Boudewijn F.; Quinn, Peter J.; Peterson, Bruce A.; Rocca-Volmerange, Brigitte (December 1997). "Merging History Trees of Dark Matter Haloes: a Tool for Exploring Galaxy Formation Models". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 292 (4): 835–852. arXiv:astro-ph/9707294. Bibcode:1997MNRAS.292..835R. doi:10.1093/mnras/292.4.835. S2CID 15265628.
  19. ^ Lacey, Cedric; Cole, Shaun (January 1993). "Merger Rates in Hierarchical Models of Galaxy Formation" (PDF). Observational Cosmology. ASP Conference Series. Vol. 51. Astronomical Society of the Pacific. p. 192. Bibcode:1993ASPC...51..192L.
  20. ^ Kauffmann, Guinevere; White, Simon D.M.; Guiderdoni, Bruno (September 1993). "Clustering of galaxies in a hierarchical universe - II. Evolution to high redshift". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. IOP Publishing. 264: 201. Bibcode:1993MNRAS.264..201K. doi:10.1093/mnras/264.1.201.
  21. ^ Kauffmann, Guinevere; Kolberg, Jörg M.; Diaferio, Antonaldo; White, Simon D.M. (August 1999). "Clustering of galaxies in a hierarchical universe - II. Evolution to high redshift". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 307 (3): 529–536. arXiv:astro-ph/9809168. Bibcode:1999MNRAS.307..529K. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02711.x. S2CID 17636817.
  22. ^ Okamoto, Takashi; Nagashima, Masahiro (January 2001). "Morphology-Density Relation for Simulated Clusters of Galaxies in Cold Dark Matter-dominated Universes". The Astrophysical Journal. 547 (1): 109–116. arXiv:astro-ph/0004320. Bibcode:2001ApJ...547..109O. doi:10.1086/318375. S2CID 6011298.
  23. ^ "A glimpse of the future". www.spacetelescope.org. Retrieved 16 October 2017.
  24. ^ "Galactic glow worm". ESA/Hubble. Retrieved 27 March 2013.
  25. ^ "Transforming Galaxies". Picture of the Week. ESA/Hubble. Retrieved 6 February 2012.
  26. ^ "Ancient Galaxy Megamergers - ALMA and APEX discover massive conglomerations of forming galaxies in early Universe". www.eso.org. Retrieved 26 April 2018.
  27. ^ "Cosmic "flying V" of merging galaxies". ESA/Hubble Picture of the Week. Retrieved 12 February 2013.

외부 링크