Satellitgalax

Vintergatans satellitgalaxer

En satellitgalax är en mindre medföljande galax som färdas på bundna banor inom gravitationspotentialen hos en mer massiv och lysande värdgalax (även känd som den primära galaxen) . Satellitgalaxer och deras beståndsdelar är bundna till sin värdgalax, på samma sätt som planeter i vårt eget solsystem är gravitationsmässigt bundna till solen . Medan de flesta satellitgalaxer är dvärggalaxer , kan satellitgalaxer med stora galaxhopar vara mycket mer massiva. Vintergatan kretsar kring ett femtiotal satellitgalaxer, varav den största är det stora magellanska molnet .

Dessutom är satellitgalaxer inte de enda astronomiska objekten som är gravitationsmässigt bundna till större värdgalaxer (se klothopar ) . Av denna anledning har astronomer definierat galaxer som gravitationsmässigt bundna samlingar av stjärnor som uppvisar egenskaper som inte kan förklaras av en kombination av baryonisk materia (dvs. vanlig materia ) och Newtons gravitationslagar . Till exempel resulterar mätningar av omloppshastigheten för stjärnor och gas inom spiralgalaxer i en hastighetskurva som avviker avsevärt från den teoretiska förutsägelsen. Denna observation har motiverat olika förklaringar såsom teorin om mörk materia och modifieringar av Newtons dynamik . Därför, trots att de också är satelliter för värdgalaxer, klothopar inte förväxlas med satellitgalaxer. Satellitgalaxer är inte bara mer utsträckta och diffusa jämfört med klotformiga hopar, utan är också inkapslade i massiva mörk materia-glorier som tros ha tilldelats dem under bildningsprocessen.

Satellitgalaxer leder i allmänhet tumultartade liv på grund av deras kaotiska interaktioner med både den större värdgalaxen och andra satelliter. Till exempel är värdgalaxen kapabel att störa de kretsande satelliterna via tidvatten- och ramtrycksavdrivning . Dessa miljöeffekter kan ta bort stora mängder kall gas från satelliter (dvs. bränslet för stjärnbildning ), och detta kan resultera i att satelliter blir vilande i den meningen att de har upphört att bilda stjärnor. Dessutom kan satelliter också kollidera med sin värdgalax vilket resulterar i en mindre sammanslagning (dvs. sammanslagningshändelse mellan galaxer med avsevärt olika massor). Å andra sidan kan satelliter också smälta samman med varandra vilket resulterar i en större sammanslagning (dvs sammanslagningshändelse mellan galaxer med jämförbara massor). Galaxer består mestadels av tomt utrymme, interstellär gas och stoft , och därför innebär galaxsammanslagningar inte nödvändigtvis kollisioner mellan objekt från en galax och objekt från den andra, men dessa händelser resulterar i allmänhet i mycket mer massiva galaxer. Följaktligen försöker astronomer begränsa hastigheten med vilken både mindre och större sammanslagningar sker för att bättre förstå bildandet av gigantiska strukturer av gravitationsbundna konglomerationer av galaxer som galaktiska grupper och kluster .

Historia

Början av 1900-talet

Före 1900-talet var uppfattningen att galaxer fanns bortom vår Vintergatan inte väl etablerad. Faktum är att idén var så kontroversiell vid den tiden att den ledde till vad som nu förebådas som "Shapley-Curtis Great Debate" passande namn efter astronomerna Harlow Shapley och Heber Doust Curtis som diskuterade naturen hos "nebulosor" och storleken av Vintergatan vid National Academy of Sciences den 26 april 1920. Shapley hävdade att Vintergatan var hela universum (som spänner över 100 000 ljusår eller 30 kiloparsec tvärs över) och att alla observerade "nebulosor" (för närvarande kända som galaxer) ) bodde inom denna region. Å andra sidan hävdade Curtis att Vintergatan var mycket mindre och att de observerade nebulosorna i själva verket var galaxer som liknar vår egen Vintergatan. Denna debatt avgjordes inte förrän i slutet av 1923 när astronomen Edwin Hubble mätte avståndet till M31 (för närvarande känd som Andromedagalaxen) med hjälp av Cepheid Variable stjärnor. Genom att mäta period kunde Hubble uppskatta deras inneboende ljusstyrka och när han kombinerade detta med deras uppmätta skenbara magnitud uppskattade han ett avstånd på 300 kpc, vilket var en storleksordning större än den uppskattade storleken på universum. av Shapley. Denna mätning verifierade att inte bara universum var mycket större än tidigare förväntat, utan det visade också att de observerade nebulosorna faktiskt var avlägsna galaxer med ett brett spektrum av morfologier (se Hubble-sekvensen ).

Moderna tider

lokala gruppens satellitgalaxer oupptäckta tills moderna astronomiska undersökningar som Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) och Dark Energy Survey (Dark Energy Survey) kom ( DES ). I synnerhet är Vintergatan för närvarande känd för att vara värd för 59 satellitgalaxer (se Vintergatans satellitgalaxer ) , men två av dessa satelliter kända som det stora magellanska molnet och det lilla magellanska molnet har kunnat observeras på södra halvklotet med blotta ögat sedan urminnes tider. Ändå förutspår moderna kosmologiska teorier om galaxbildning och evolution ett mycket större antal satellitgalaxer än vad som observeras (se problem med saknade satelliter) . Nyare högupplösta simuleringar har dock visat att det nuvarande antalet observerade satelliter inte utgör något hot mot den rådande teorin om galaxbildning.

Animation som illustrerar upptäckten av Vintergatans satellitgalaxer under de senaste 100 åren. De klassiska satellitgalaxerna är i blått (märkta med deras namn), SDSS -upptäckter är i rött och nyare upptäckter (mest med DES ) är i grönt.

Motivation att studera satellitgalaxer

Spektroskopiska , fotometriska och kinematiska observationer av satellitgalaxer har gett en mängd information som har använts för att studera bland annat bildandet och utvecklingen av galaxer, miljöeffekterna som förstärker och minskar stjärnbildningshastigheten inom galaxer och fördelningen av mörk materia i den mörka materiens halo. Som ett resultat tjänar satellitgalaxer som en testplats för förutsägelser gjorda av kosmologiska modeller .

Klassificering av satellitgalaxer

Som nämnts ovan kategoriseras satellitgalaxer generellt som dvärggalaxer och följer därför ett liknande Hubble-klassificeringsschema som deras värd med det mindre tillägget av ett gement "d" framför de olika standardtyperna för att beteckna dvärggalaxens status. Dessa typer inkluderar dvärg irregular (dI), dvärg sfäroidal (dSph), dvärg elliptisk (dE) och dvärgspiral (dS). Men av alla dessa typer tror man att dvärgspiraler inte är satelliter, utan snarare dvärggalaxer som bara finns i fält.

Dvärg oregelbundna satellitgalaxer

Dvärg oregelbundna satellitgalaxer kännetecknas av deras kaotiska och asymmetriska utseende, låga gasfraktioner, hög stjärnbildningshastighet och låg metallicitet . Tre av de närmaste oregelbundna dvärgsatelliterna i Vintergatan inkluderar det lilla magellanska molnet, Canis Major Dwarf och den nyupptäckta Antlia 2 .

Det stora magellanska molnet , Vintergatans största satellitgalax, och fjärde största i den lokala gruppen . Denna satellit klassificeras också som en övergångstyp mellan en dvärgspiral och dvärg oregelbunden.

Dvärg elliptiska satellitgalaxer

Dvärg elliptiska satellitgalaxer kännetecknas av deras ovala utseende på himlen, oordnade rörelser av ingående stjärnor, måttlig till låg metallicitet, låga gasfraktioner och gamla stjärnpopulationer. Elliptiska dvärgsatellitgalaxer i den lokala gruppen inkluderar NGC 147 , NGC 185 och NGC 205 , som är satelliter i vår närliggande Andromeda-galax.

Dvärg sfäroidala satellitgalaxer

Dvärg sfäroidala satellitgalaxer kännetecknas av deras diffusa utseende, låga ytljusstyrka , höga massa-till-ljusförhållande (dvs mörk materia dominerad), låg metallicitet, låga gasfraktioner och gamla stjärnpopulationer. Dessutom utgör dvärgsfäroider den största populationen av kända satellitgalaxer i Vintergatan. Några av dessa satelliter inkluderar Hercules , Fiskarna II och Lejonet IV , som är uppkallade efter konstellationen där de finns.

Övergångstyper

Som ett resultat av mindre sammanslagningar och miljöeffekter klassificeras vissa dvärggalaxer som satellitgalaxer av mellanliggande eller övergångstyp. Till exempel Phoenix och LGS3 som intermediära typer som verkar övergå från dvärg irreguljära till dvärg sfäroidaler. Dessutom anses det stora magellanska molnet vara i färd med att övergå från en dvärgspiral till en oregelbunden dvärg.

Bildandet av satellitgalaxer

Enligt standardmodellen för kosmologi (känd som ΛCDM- modellen) är bildandet av satellitgalaxer intrikat kopplat till universums observerade storskaliga struktur . Specifikt är ΛCDM - modellen baserad på antagandet att den observerade storskaliga strukturen är resultatet av en hierarkisk process nerifrån och upp som började efter rekombinationsepoken där elektriskt neutrala väteatomer bildades som ett resultat av bindning av fria elektroner och protoner . tillsammans. När förhållandet mellan neutralt väte och fria protoner och elektroner växte, ökade också fluktuationerna i den baryoniska materiens täthet. Dessa fluktuationer växte snabbt till den grad att de blev jämförbara med densitetsfluktuationer i mörk materia . Dessutom växte de mindre massfluktuationerna till olinjäritet , blev virialiserade (dvs nådde gravitationsjämvikt) och grupperades sedan hierarkiskt inom successivt större bundna system.

Gasen inom dessa bundna system kondenserade och kyldes snabbt till kall mörk materia halos som stadigt ökade i storlek genom att smälta samman och ackumulera ytterligare gas via en process som kallas accretion . De största bundna objekten som bildas från denna process är kända som superkluster , såsom Jungfrusuperkluster , som innehåller mindre galaxhopar som själva är omgivna av ännu mindre dvärggalaxer . Dessutom anses dvärggalaxer i denna modell vara de grundläggande byggstenarna som ger upphov till mer massiva galaxer, och satelliterna som observeras runt dessa galaxer är de dvärgar som ännu inte har konsumerats av deras värd.

Ansamling av massa i mörk materia halos

En grov men användbar metod för att bestämma hur mörk materia-glorior successivt får massa genom sammanslagningar av mindre massiva glorier kan förklaras med hjälp av exkursionsuppsättningen formalism, även känd som den utökade Press-Schechter-formalismen (EPS). EPS-formalismen kan bland annat användas för att sluta sig till den del av massan $M_{2}$ som härrörde från kollapsade föremål av en specifik massa vid en tidigare tidpunkt ${\textstyle t_{1 }<t_{2}}$ genom att tillämpa statistiken för markoviska slumpmässiga vandringar på banorna för masselement i $(S,\delta )$ -mellanrum, där ${\ textstil S=\sigma ^{2}(M)}$ och $\delta ={\rho (x)-{\bar {\rho }} \över {\ stapel {\rho }}}$ representerar massvariansen respektive överdensiteten .

Särskilt EPS-formalismen är grundad på ansatzen som anger "bråkdelen av banor med en första uppkorsning av barriären ${\textstyle \delta _{S}=\ delta _{kritisk}(t)}$ vid ${\textstyle S>S_{1}=\sigma ^{2}(M_{1})}$ är lika med massfraktionen vid tidpunkten $t$ som är inkorporerad i halos med massorna ${\textstyle M<M_{1}}$ ". Följaktligen säkerställer denna ansatz att varje bana kommer att passera barriären $\delta _{S}=\delta _{kritisk}(t)$ givet vissa godtyckligt large $S$ , och som ett resultat garanterar det att varje masselement i slutändan blir en del av en halo.

Dessutom kan den del av massan $M_{2}$ som härrörde från kollapsade föremål med en specifik massa vid en tidigare tidpunkt ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ användas för att bestämma genomsnittligt antal progenitors vid tidpunkten $t_{1}$ inom massintervallet ${\textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1 })}$ som har slagits samman för att producera en halo av $M_{2}$ vid tidpunkten $t_{2}$ . Detta åstadkoms genom att betrakta ett sfäriskt område med massan $M_{2}$ med en motsvarande massvarians ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M_ {2})}$ och linjär överdensitet ${\textstil \delta _{2}=\delta _{c}(t_{2})={\ delta _{c} \over D(t_{2})}}$ , där ${\textstyle D(t_{2})}$ är den linjära tillväxthastigheten som är normaliserad till enhet vid tidpunkten ${\ textstyle t_{2}}$ och ${\textstyle \delta _{c}}$ är den kritiska överdensitet vid vilken den initiala sfäriska regionen har kollapsat för att bilda ett virialiserat objekt. Matematiskt uttrycks stamfaderns massfunktion som:

$$N(M_{1},t_{1}|M_{2},t_{2})\operatörsnamn {dM_{1}} ={\frac {M_{2}}{M_{1 }}}f_{PS}(\nu _{12}){\Bigg |}{\operatörsnamn {d} \ln(\nu _{12}) \över \operatörsnamn {d} \ln(M_{1} )}{\Bigg |}\operatörsnamn {dM_{1}}$$

där ${\textstil \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \över {\sqrt {S_{1}-S_ {2}}}}}$ och ${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})} är$ Press-Schechter multiplicitetsfunktionen som beskriver den del av massan som är associerad med halos i ett intervall ${\textstyle \ln(\nu _{12})}$ .

Olika jämförelser av progenitormassfunktionen med numeriska simuleringar har dragit slutsatsen att god överensstämmelse mellan teori och simulering erhålls endast när $\Delta t=t_{2}-t_{1}$ är liten , annars är massfraktionen i högmassprogenitorer betydligt underskattad, vilket kan tillskrivas de råa antagandena som att anta en perfekt sfärisk kollapsmodell och använda ett linjärt densitetsfält i motsats till ett icke-linjärt densitetsfält för att karakterisera kollapsade strukturer. Ändå är nyttan med EPS-formalismen att den ger ett beräkningsvänligt tillvägagångssätt för att bestämma egenskaper hos mörk materia-halos.

Halo fusionshastighet

En annan användbarhet av EPS-formalismen är att den kan användas för att bestämma hastigheten med vilken en halo med initial massa M smälter samman med en halo med massa mellan M och M+ΔM. Denna kurs ges av

$${\mathcal {P}}(\Delta M|M,t)\operatörsnamn {d} \ln \Delta M\operatörsnamn {d} \ln t ={\frac {1}{\sqrt {2\pi }}}{\Bigg [}{\frac {S_{1}}{(S_{1}-S_{2})}}{\Bigg ]} ^{3/2}\exp {\Bigg [}-{\frac {\delta _{c}^{2}(S_{1}-S_{2})}{2S_{1}S_{2}} }{\Bigg ]}{\Bigg |}{\frac {\operatörsnamn {d} \ln \delta _{c}}{\operatörsnamn {d} \ln t}}{\Bigg |}{\Bigg |} {\frac {\operatörsnamn {d} \ln S_{2}}{\operatörsnamn {d} \ln \Delta M}}{\Bigg |}{\frac {\delta _{c}}{\sqrt {S_ {2}}}}\mathrm {d} \ln t\,\mathrm {d} \ln \Delta M$$

där ${\textstyle S_{1}=\sigma ^{2}(M)}$ , ${\textstyle S_{2}=\sigma ^ {2}(M+\Delta M)}$ . I allmänhet är förändringen i massa, ${\displaystyle \Delta M},$ summan av en mängd mindre sammanslagningar. Med tanke på ett oändligt litet tidsintervall $\operatorname {dt}$ är det dock rimligt att anse förändringen i massa bero på en enda sammanslagningshändelse där $M_{1}$ övergår till $M_{2}$ .

Galaktisk kannibalism (mindre sammanslagningar)

Rester av en mindre sammanslagning kan observeras i form av en stjärnström som faller på galaxen NGC 5907 .

Under hela sin livslängd upplever satellitgalaxer som kretsar i den mörka materiens halo dynamisk friktion och sjunker följaktligen djupare ner i sin värds gravitationspotential som ett resultat av orbitalförfall . Under hela denna nedstigning tas stjärnor i satellitens yttre område stadigt bort på grund av tidvattenkrafter från värdgalaxen. Denna process, som är ett exempel på en mindre sammanslagning, fortsätter tills satelliten är helt störd och förbrukad av värdgalaxerna. Bevis på denna destruktiva process kan observeras i strömmar av stjärnskräp runt avlägsna galaxer.

Orbital sönderfallshastighet

När satelliter kretsar runt sin värd och interagerar med varandra förlorar de gradvis små mängder kinetisk energi och rörelsemängd på grund av dynamisk friktion. Följaktligen minskar avståndet mellan värden och satelliten progressivt för att bevara vinkelmomentum. Denna process fortsätter tills satelliten slutligen smälter samman med värdgalaxen. Dessutom, om vi antar att värden är en singulär isotermisk sfär (SIS) och satelliten är en SIS som är skarpt trunkerad vid den radie vid vilken den börjar accelerera mot värden (känd som Jacobi- radien ), då tiden $t_{\mathrm {f} ric}$ som krävs för att dynamisk friktion ska resultera i en mindre sammanslagning kan uppskattas enligt följande:

$$t_{\mathrm {fric} }={\frac {2.34}{\ln \Lambda }}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}^{2}}{\ sigma _{\mathrm {s} }^{3}}}r_{\mathrm {i} }={\frac {2.7\ \mathrm {Gyr} }{\ln \Lambda }}{\frac {r_{\ mathrm {i} }}{30\ \mathrm {kpc} }}{\bigg (}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}}{200\ \mathrm {km} \ \mathrm {s^ {-1}} }}{\bigg )}^{2}{\bigg (}{\frac {100\mathrm {\ km\ s^{-1}} }{\sigma _{\mathrm {s} }}}{\bigg )}^{3}$$

där ${\textstyle r_{i}}$ är den initiala radien vid ${\textstyle t=0}$ , ${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$ är värdgalaxens hastighetsspridning , $\sigma _{\mathrm {s} }$ är satellitens hastighetsspridning och $\ln \Lambda$ är Coulomb-logaritmen definierad som ${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\ mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}} med b max {\textstyle b_{$ \ $}$ , ${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$ och ${\textstyle v_{\mathrm {typ} }^{2}}$ respektive representerar den maximala påverkansparametern , halvmasseradien och typisk relativ hastighet. Dessutom kan både halvmassradien och den typiska relativa hastigheten skrivas om i termer av radie och hastighetsspridning så att ${\textstyle r_{\mathrm {h} }= {\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$ och ${\frac {GM}{v_{\mathrm {typ} }^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} } ^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r$ . Genom att använda Faber-Jackson-relationen kan hastighetsspridningen av satelliter och deras värd uppskattas individuellt från deras observerade ljusstyrka. Med hjälp av ekvationen ovan är det därför möjligt att uppskatta tiden det tar för en satellitgalax att förbrukas av värdgalaxen.

Ett kantfoto av nålgalaxen (NGC 4565) som visar de observerade komponenterna med tjocka skivor och tunna skivor i satellitgalaxer.

Mindre fusionsdriven stjärnbildning

År 1978 gav banbrytande arbete som involverade mätning av färgerna på fusionsrester av astronomerna Beatrice Tinsley och Richard Larson upphov till uppfattningen att sammanslagningar förbättrar stjärnbildningen. Deras observationer visade att en avvikande blå färg var associerad med fusionsresterna. Före denna upptäckt hade astronomer redan klassificerat stjärnor (se stjärnklassificeringar ) och det var känt att unga, massiva stjärnor var blåare på grund av deras ljus som strålade ut vid kortare våglängder . Dessutom var det också känt att dessa stjärnor lever korta liv på grund av deras snabba förbrukning av bränsle för att förbli i hydrostatisk jämvikt . Därför antydde observationen att sammanslagningsrester var förknippade med stora populationer av unga, massiva stjärnor att sammanslagningar inducerade snabb stjärnbildning (se starburst-galaxen ) . Sedan denna upptäckt gjordes har olika observationer verifierat att sammanslagningar verkligen inducerar kraftig stjärnbildning. Trots att större sammanslagningar är mycket effektivare för att driva stjärnbildning än mindre sammanslagningar, är det känt att mindre sammanslagningar är betydligt vanligare än större sammanslagningar, så den kumulativa effekten av mindre sammanslagningar över kosmisk tid antas också bidra kraftigt till att stjärnbildningen brister .

Mindre sammanslagningar och ursprunget till tjocka skivkomponenter

Observationer av kantgalaxer antyder den universella närvaron av en tunn skiva , tjock skiva och halokomponent av galaxer. Trots den uppenbara allestädes närvarande av dessa komponenter, pågår det fortfarande forskning för att avgöra om den tjocka skivan och den tunna skivan verkligen är distinkta komponenter. Ändå har många teorier föreslagits för att förklara ursprunget till den tjocka skivkomponenten, och bland dessa teorier finns en som involverar mindre sammanslagningar. Speciellt spekuleras det att den redan existerande tunnskivkomponenten i en värdgalax värms upp under en mindre sammanslagning och följaktligen expanderar den tunna skivan för att bilda en tjockare skivkomponent.

Se även

• Dvärggalax
• Dvärg sfäroid galax
• Dvärg elliptisk galax
• Galaxy fusion
• Orbital sönderfall
• Tidvattenstrippning
• Hubble-sekvens
• Starburst galax
• Galaktisk tidvatten
• Interagerande galax
• Vintergatans satellitgalaxer
• Satellitgalaxer i Andromeda
• Ramtryck