Czy galaktyki zmieniają kształt i rozmiar w czasie?

Galaktyki mają różne kształty i rozmiary. Jakie czynniki determinują kształt i rozmiar galaktyki i jak mogą się one zmieniać w czasie?

Rozmiar galaktyki zależy od tego, jak materia została rozmieszczona we wczesnym wszechświecie i jak zapadła się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc grudki (ciemnej) materii, które galaktyki uformowałyby wokół.

Najwcześniejsze galaktyki są nieregularne, ale gdy materia spadła w ich kierunku i rozwinęły spójny kierunek orbitalny, uformowały się w dysk. Fale grawitacyjne w dysku następnie pojawiają się jako ramiona spiralne. Duże galaktyki, które aktywnie tworzą gwiazdy, zwykle mają tę strukturę. Małe galaktyki nigdy nie osiągną punktu, w którym tworzą się dyski i pozostaną nieregularne.

Gdy galaktyki zderzają się i wchodzą w interakcje, orbity gwiazd zostają zakłócone. Rezultatem połączenia dwóch dużych galaktyk spiralnych jest często galaktyka, w której gwiazdy krążą we wszystkich kierunkach, która wygląda jak galaktyka eliptyczna. Tworzenie gwiazd w galaktykach eliptycznych jest często bardzo niskie. Galaktyki eliptyczne są najbardziej rozwiniętą formą galaktyk.

Skala czasowa tej ewolucji jest powolna. Ewolucja galaktyk z jednej formy do drugiej zajmuje miliardy lat.

Szczegóły procesu powstawania i ewolucji galaktyk są nadal niepewne. Dokładna natura ciemnej materii będzie ważna dla zrozumienia, jak powstają galaktyki. Rola (jeśli występuje), jaką odgrywają czarne dziury w formowaniu galaktyk, jest niepewna.

Tak, zdecydowanie.

Galaktyki rosną poprzez gładką akrecję materii (zarówno ciemną, jak i barytonową) oraz poprzez połączenie z innymi galaktykami. Drobne fuzje (tj. Gdy jedna galaktyka jest znacznie większa od drugiej) po prostu niszczą mniejszą, nie zmieniając kształtu większej (ale może przez pewien czas zwiększać szybkość powstawania gwiazd). Duże fuzje, w których galaktyki mają porównywalny rozmiar, mogą całkowicie „zniszczyć” galaktyki. Jeśli łączące się galaktyki są spiralami, mogą czasem osiąść w większej galaktyce spiralnej, prawdopodobnie z ulepszonym wybrzuszeniem centralnym. Ale czasami, zależnie między innymi od ich orientacji przed połączeniem, stają się zamiast tego eliptyczne.

Ponieważ Wszechświat się rozszerza, galaktyki były w przeszłości bliżej siebie, dlatego większość wzrostu już miała miejsce.

Niewielkie galaktyki, które ulegają intensywnej formacji Star, może zdmuchnąć ich gaz ze względu na gwiezdnej sprzężenia zwrotnego, w ten sposób pozbycie większość gazu, a więc de zagnieceń trochę wielkości i „gaszenia” sami.

Galaktyki pochodzą od grudek w prawie gładkiej pierwotnej zupie gazu i ciemnej materii (i promieniowania). Kępy te mają rozkład wielkości - funkcję masy halo - która jest prawem mocy dla małych mas i z wykładniczym odcięciem dla dużych mas. Zatem rozmiar galaktyk ma podobny rozkład.

Rysunek po lewej stronie poniżej (utworzony za pomocą tego narzędzia ) pokazuje rozkład halo ciemnej materii, tj. Liczbę na objętość przy danej masie dzisiaj (przesunięcie ku czerwieni$z=0$, linia ciągła), a gdy Wszechświat miał zaledwie dwa miliardy lat ($z=3$, linia przerywana). Widać, że we wczesnych czasach duże aureole jeszcze się nie uformowały.

Liczba po prawej stronie (z mojej własnej symulacji kosmologicznej) pokazuje, ile gwiazd znajduje się w (symulowanym) halo ciemnej materii o danej masie. Widać, że podąża on za przybliżonym prawem mocy, ale z pewnym rozproszeniem.