АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 6, с. 487-502
УДК 524.77-42
ДИНАМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ СКОПЛЕНИЙ ГАЛАКТИК В РАМКАХ ЗАДАЧИ N-ТЕЛ. ОБРАЗОВАНИЕ СВЕРХМАССИВНЫХ cD-ГАЛАКТИК
© 2007 г. А. В. Тутуков1, В. В. Дремов2, Г. Н. Дремова2
1Институт астрономии, Москва, Россия
2Российский федеральный ядерный центр — Всероссийский научно-исследовательский институт технической физики им. акад. Е.И. Забабахина, Снежинск, Россия Поступила в редакцию 06.09.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
Проведено численное исследование динамической эволюции скоплений галактик с учетом слияния последних при малых относительных скоростях сталкивающихся галактик. Изучены эволюция структуры скопления тысячи галактик, эволюция спектра масс, эволюция спектра скоростей и рост центральной сверхмассивной cD-галактики. Исследована роль начальной дисперсии скоростей галактик и вращения скопления в эволюции скопления. В качестве начального спектра масс галактик принят наблюдаемый логарифмический спектр Численное исследование обнаруживает,
что динамическая эволюция скоплений с учетом возможности слияния сталкивающихся галактик ведет к выделению центральной сверхмассивной галактики, масса которой непрерывно растет за счет поглощения сталкивающихся с ней галактик. Это выделение происходит только при условии, что масса центральной галактики становится более ~0.1 полной массы скопления. Образование наблюдаемых cD-галактик с относительной массой ~0.01 предполагает их выделенность по начальной массе в силу условий образования в ядрах скоплений, поглощения близких галактик и аккреции межгалактического газа. Модель обнаруживает, что логарифмический характер спектра масс галактик в ходе эволюции скопления сохраняется, даже несмотря на значительное уменьшение со временем числа галактик в скоплении. Модель воспроизводит наблюдаемое распределение массы скопления галактик по расстоянию от центра скопления Мг ~ г1-7.
PACS: 98.65.Cw, 98.65.Fz
1. ВВЕДЕНИЕ
Скопления галактик — основной структурный элемент Вселенной. Они находятся в узлах некоторой трехмерной пространственной сетки, будучи разделенными расстояниями ~108 пк. Скопления галактик гравитационно связаны, но, как правило, не срелаксированы, и поэтому, они часто представляют собой неправильные группы галактик. Их размеры, как будет показано позже, вероятно предопределены в расширяющейся Вселенной условием их гравитационной связанности. Плотные скопления или ядра обычных скоплений галактик в большинстве случаев имеют правильную форму и обнаруживают признаки значительной динамической эволюции в хаббловской шкале времени. В их центрах часто расположены сверхмассивные (~1013 М©) сфероидальные cD-галактики с радиусами до 300 кпк, в ядрах которых обычно обнаруживают квазары — сверхмассивные (107—109 М©) аккрецирующие черные дыры, которые являются самыми мощными стационарными
источниками энергии во Вселенной, обнаружимы-ми до г ~ 6.
Были предложены две основные модели для объяснения причин появления этих самых массивных галактик Вселенной [1, 2]. Первая модель связывает их возникновение с последовательным слиянием обычных, как правило, наиболее массивных галактик в плотных ядрах скоплений. Возможный вариант — непосредственное образование cD-галактик в ядрах скоплений на стадии возникновения галактик в скоплениях. Сравнение сохраняющихся в процессе расширения Вселенной характерных размеров скоплений (~6 Мпк) с расстояниями, разделяющими их (~100 Мпк), позволяет установить, что выделение скоплений происходит при 6.5. Другая модель предполагает, что cD-галактики являются продуктами активного звездообразования в наблюдаемых так называемых "холодных" потоках остывающего межгалактического газа, аккрецируемого центральной сверхмассивной галактикой. Оценка скорости аккреции газа в этих потоках достигает 100—1000 М©/год [3], что кажется достаточным для аккумуляции за хаб-
бловское время массы, сравнимой с массой еО-галактики. Однако, очевидно, что и в этой модели для начала активной аккреции необходимо существование исходной массивной галактики, возникающей на ранних стадиях эволюции скопления. Наблюдения обнаружили, что еО-галактики имеют заметную дисперсию радиальной скорости относительно родительских скоплений ~ 160 км/с [4]. Эта дисперсия отражает участие столкновительно-го механизма роста их массы, по крайней мере, в настоящее время. Дополнительным аргументом в пользу роли столкновений в эволюции скоплений галактик является рост доли БО- и Е-галактик со временем от 0.2 до 0.5 при уменьшении г от 0.6 до 0, или за последние млрд. лет [5]. Эти обстоятельства привлекают внимание к условиям появления еО-галактик, в ядрах которых обычно располагаются квазары — сверхмассивные аккрецирующие черные дыры. Кроме того, в ядрах еО-галактик часто наблюдаются проявления активного звездообразования с темпом ^100 М®/год [6, 7]. Не исключено, что это звездообразование является "источником" турбулентной вязкости газового диска около центральной сверхмассивной черной дыры, обеспечивая тем самым эффективную аккрецию газа последней и, следовательно, появление квазара.
Динамическая эволюция скоплений привлекала и привлекает внимание многих исследователей как с наблюдательной, так и с теоретической точки зрения [1, 2, 8—10]. Эта активность была инициирована работой Тоомре и Тоомре [11], продемонстрировавших простой численной моделью заметное влияние даже близких прохождений галактик на их форму. Наибольшее внимание при численном исследовании столкновений галактик привлекает процесс их слияния [12, 13, 15]. Наблюдения подтверждают возможность этого процесса, показывая примеры сливающихся галактик в их плотных скоплениях [14, 16]. Итогом слияния дисковых галактик является, как правило, лишение их газовой компоненты и превращение в Е-и БО-галактики. Наблюдения свидетельствуют о непрерывном образовании Е-галактик в плотных скоплениях, демонстрируя увеличение их доли в плотных скоплениях с возрастом последних. Кроме того, оценка возрастов Е-галактик [17] в скоплении Дева указывает на то, что заметная часть их сравнительно молоды, имея возраст 3 — 5 млрд. лет, хотя большинство этих галактик имеет, конечно, возрасты, близкие к хаббловскому времени.
Слияние массивных галактик с большим обилием газа ведет к мощным вспышкам звездообразования с темпом до ~103 в год [18]. Этот процесс типичен и для сверхмассивных еО-галактик. При
слиянии галактик их газ с массой порядка нескольких процентов общей массы галактики превращается в звезды в динамической шкале времени галактики ~108 лет. Это обстоятельство и обеспечивает наблюдаемую высокую скорость звездообразования в этих галактиках. Интересно, что наблюдаются галактики на поздних стадиях слияния. Это обнаруживается по факту существования двойных ядер даже у близких галактик. Например, M83 имеет два ядра с массами каждого из них -107 Mq , расположенных друг от друга на расстоянии ^100 пк [19]. Ряд близких галактик обладают ядрами, вращающимися в направлении, противоположному направлению вращения самой галактики (БМО [20], NGC 770 [21]). Следы поглощенных галактик, разорванных приливными силами, видны и в нашей Галактике [22]. Детальный анализ распределения яркости по видимому изображению E/SO-галактик в Деве обнаружил существование у многих из них плоских звездных дисков, а у некоторых галактик типа E/S0 с дисками, расположенными в плоскости неба, даже существование двухрукавной спиральной структуры [23]. Ясно, что звездные диски являются остатками звездных компонент в прошлом богатых газом спиральных галактик, столкнувшихся с другими подобными галактиками. А двухрукавные звездные спирали отмечают приливные образования, возникающие при близких прохождениях галактик [24].
Исследование далеких галактик сверхвысокой (1012 —1014 Lq ) светимости, поддерживаемой высокой (10—1000 Mq/год) скоростью звездообразования, обнаруживает монотонный рост наблюдаемой скорости звездообразования по мере роста красного смещения от 0 до 5 [25]. Можно указать две причины наблюдаемого роста. Во-первых, по мере увеличения красного смещения растет ансамбль исследованных галактик, что дает даже при некоторой фиксированной функции светимости рост светимости ярчайшей галактики. Во-вторых, увеличение красного смещения "уменьшает" характерный возраст галактики, что соответствует увеличению скорости звездообразования в ней [26]. Кроме того, столкновения молодых массивных (<~10и Mq) и, в основном, газовых галактик вызывает вспышки звездообразования в динамической шкале времени галактик (~108 лет), что и ведет к звездообразованию со скоростью -103 Mq/год [27].
Все приведенные выше аргументы свидетельствуют о потенциально большой роли столкновений галактик в их эволюции. В первую очередь это относится к галактикам, образующим плотные скопления. Целью настоящей работы является численное моделирование эволюции скопления галактик в рамках задачи N-тел с учетом слияния
галактик с малой относительной скоростью при столкновении. В ходе этой работы исследуется эволюция во времени спектра масс галактик, скоростей галактик и установление наблюдаемого распределения по радиусу гравитирующего вещества скопления. Кроме того, особое внимание уделено условиям роста массы центральной cD-галактики и влияние на этот рост начальной плотности и вращения скопления.
2. ОСНОВНЫЕ СВОЙСТВА СКОПЛЕНИИ ГАЛАКТИК
Наблюдаемая функция масс скоплений галактик является предметом многих исследований [28— 30]. Итог может быть суммирован следующим образом [30, рис. 2]. При массах скоплений, меньших 5 х 1014 М®, функция масс имеет вид ~ М~г1,
а при больших массах — ~ МJ4, где Mci — масса скопления. Из этого следует, что основная часть вещества заключена в скоплениях с массой х 1014 Mq. Пространственная плотность таких скоплений ~10"6 Мпк"3, т.е. характерное расстояние между ними составляет ^100 Мпк. Важно подчеркнуть, что поскольку масса скоплений оценивается по характерным скоростям галактик и размерам скоплений, она включает в себя три компоненты — темное вещество, галактики, а также горячий (107—108 K) межгалактический газ. Основная часть массы приходитс
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.