Взаимодействащи галактики

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Монтаж на някои взаимодействащи галактики
NGC 3169 (вляво) и NGC 3166 (дясно) показват любопитни черти, като и двете са достатъчно близо, за да усетят гравитационното въздействие на другата. Снимка от Wide Field Imager на MPG/EЮА

Взаимодействащи галактики (сблъскващи се галактики) са галактики, чиито гравитационни полета предизвикват взаимно смущение между галактиките. Пример за незначително взаимодействие е влиянието на галактика спътник върху спиралните ръкави на главната галактика. Примери за забележително взаимодействие е галактически сблъсък, който може да доведе до сливане на галактики.

Взаимодействие със спътници[редактиране | редактиране на кода]

Често срещано явление е голяма галактика да взаимодейства със своите галактики-спътници. Гравитацията на спътника може да привлече един от спиралните ръкави на главната галактика. Друга възможност е пътят на вторичния спътник да съвпадне с позицията на основния, предизвиквайки влизане в главната галактика (пример за последното е спиралната галактика-джудже от Стрелец в Млечния Път). Това понякога предизвиква малки количества звездообразуване. Подобни осиротели струпвания са били наричани „сини петна“, преди да бъдат признати за звезди.[1]

Анимация на сблъсък на галактики

Сблъсък на галактики[редактиране | редактиране на кода]

Сливане на галактики в далечния Космос през гравитационна лупа.[2]

Сблъсъкът на галактики е често срещано явление по време на гравитационната еволюция.[3] Поради ниската концентрация на материя в галактиките, сблъсъците се осъществяват под формата на гравитационни взаимодействия.

Когато две галактики без достатъчно импулс се сблъскат, това може да доведе до сливане, тъй като инерцията и на двете не е достатъчна, за да продължат движението си след сблъсъка. В този случай, под въздействие на гравитацията, те започват да се връщат една към друга, докато не се слеят напълно. Ако една от галактиките е значително по-голяма, то тя няма да претърпи видима промяна след сливането. Докато тя ще изглежда по същия начин, по-малката галактика ще бъде разкъсана и ще стане част от нея. За разлика от сливането, при преминаване една през друга, двете галактики запазват материята и формата си след сблъсъка.

Днес учените често създават симулации на галактически сблъсъци чрез компютри, които използват реалистични физични принципи, включително моделиране на гравитационни сили, явления с разсейване на газ, звездообразуване и обратна връзка. Динамичното триене забавя относителното движение на двойките галактики, които могат да се слеят в даден момент, в зависимост от първоначалната относителна енергия на орбитите им.

Библиотека със симулирани сблъсъци на галактики може да бъде намерена на уебсайта на Парижката обсерватория: GALMER [4]

Галерия[редактиране | редактиране на кода]

Галактически канибализъм[редактиране | редактиране на кода]

Галактиката 2MASX J16270254+4328340 се е сляла с друга галактика, оставяйки лека мъгла от милиони звезди, разнасящи се в дълги следи.[5]

Галактически канибализъм означава процес, при който голяма галактика, чрез приливно гравитационно взаимодействие с друга, се слива с нея, което води до появата на по-големи, често неправилни галактики.

Най-често срещаният продукт на гравитационното сливане на две или повече галактики е неправилна галактика, но в определени случаи могат да възникнат и елипсовидни галактики.

Предполага се, че в момента се наблюдава галактически канибализъм между Млечния Път и Малките Магеланови Облаци. Като доказателство за тази теория се приемат потоците от водород, които прехвърчат от тези галактики-джуджета към нашата.

Галактически тормоз[редактиране | редактиране на кода]

Галактическият тормоз е вид взаимодействие между галактики с ниска светимост и такива с висока, което се наблюдава в наситени галактически струпвания. Пример за последните са Дева и Кома, в които галактиките се движат с висока относителна скорост и претърпяват чести сблъсъци с други системи от струпването поради високата плътност на клъстъра.

Според компютърни симулации, взаимодействията преобразуват дисковете на галактиките в неправилни спирални галактики, и предизвикват звездни избухвания, които, в случай че се случат и други сблъсъци, водят до загубата на момента на импулса и нагряване на газовете.

Резултатът е трансформацията на спирални галактики с ниска светимост в сферични и елиптични галактики-джуджета.[6]

Изучаването на ранни галактики-джуджета в клъстъра Дева и откриването на дискови и спирални структури, които предполагат въздействието на гореспоменатите фактори за трансформирането им от дисковидни системи, служи за доказателство на хипотезата.[7] Въпреки това, съществуването на подобни структури в изолирани ранни галактики-джуджета, като LEDA 2108986, подкопава тази хипотеза.[8][9]

Забележителни взаимодействащи галактики[редактиране | редактиране на кода]

Име Тип Разстояние

(млн. св. г.)
Видима звездна величина Бележки
Млечен Път, ГМО и ММО SBc/SB(s)m/SB(s)m pec 0 Спътници, които взаимодействат с основната им
Галактиката Водовъртеж (М51) SAc (SB0-a) 37 +8.4 Сателитна взаимодействие с първични
NGC 1097 SB(s)bc (E6) 45 +9.5 Сателитна взаимодействие с първични
NGC 2207 и IC 2163 SAc/SAbc 114 +11 галактики, минавайки през първата фаза, в галактическия сблъсък
Галактики Мишки(NGC 4676A и NGC 4676B) S0/SB(s)ab 300 +13.5 галактики, минава през втора фаза на галактическия сблъсък
Галактики Антени (NGC 4038/9) SAc/SBm 45 +10.3 галактики преминава през третия етап в галактически сблъсък
NGC 520 S 100 +11.3 галактики преминава през третия етап в галактически сблъсък
NGC 2936 ? +12.9 ?

Бъдещето на Млечния път и Андромеда[редактиране | редактиране на кода]

Според изчисления на астрономи, Млечният Път ще се сблъска с галактиката Андромеда след около 4,5 милиарда години. Смята се, че двете спирални галактики ще се слеят, за да сформират елиптична галактика[10][11] или голяма дисковидна галактика[12]

Вижте също[редактиране | редактиране на кода]

Източници[редактиране | редактиране на кода]

  1. HubbleSite: News – Hubble Finds that „Blue Blobs“ in Space Are Orphaned Clusters of Stars. // hubblesite.org. Посетен на 24 май 2017.
  2. Best View Yet of Merging Galaxies in Distant Universe. // ESO Press Release. Посетен на 26 август 2014.
  3. space.com 2015-04-21 How the Hubble Space Telescope Changed Our View of the Cosmos-Galactic Collisions Photographs
  4. GALMER 27 март 2010
  5. The last waltz. // Посетен на 14 декември 2015.
  6. Galaxy Harassment
  7. More evidence for hidden spiral and bar features in bright early-type dwarf galaxies
  8. Graham, A.W. et al. (2017), Implications for the Origin of Early-type Dwarf Galaxies: A Detailed Look at the Isolated Rotating Early-type Dwarf Galaxy LEDA 2108986 (CG 611), Ramifications for the Fundamental Plane’s SK2 Kinematic Scaling, and the Spin-Ellipticity Diagram
  9. Janz, J. et al. (2017), Implications for the origin of early-type dwarf galaxies – the discovery of rotation in isolated, low-mass early-type galaxies
  10. whose gravitational interactions will fling various celestial bodies outward, evicting them from the resulting elliptical galaxy.Hazel Muir. Galactic merger to 'evict' Sun and Earth. // New Scientist, 14 май 2007. Архивиран от оригинала на 20 април 2014. Посетен на 7 октомври 2014.
  11. „Astronomy“, June 2008, page 28, by Abraham Loeb and T.J.Cox
  12. Junko Ueda. Cold molecular gas in merger remnants. I. Formation of molecular gas disks. // The Astrophysical Journal Supplement Series 214 (1). 2014. DOI:– 0049/214/1/1 10.1088/0067 – 0049/214/1/1. с. 1.

Външни препратки[редактиране | редактиране на кода]

Криейтив Комънс - Признание - Споделяне на споделеното Лиценз за свободна документация на ГНУ Тази страница частично или изцяло представлява превод на страницата „Interacting galaxy“ в Уикипедия на английски. Оригиналният текст, както и този превод, са защитени от Лиценза „Криейтив Комънс - Признание - Споделяне на споделеното“, а за съдържание, създадено преди юни 2009 година — от Лиценза за свободна документация на ГНУ. Прегледайте историята на редакциите на оригиналната страница, както и на преводната страница. Вижте източниците на оригиналната статия, състоянието ѝ при превода и списъка на съавторите.