УДК 524.7-59
ГАЗОДИНАМИКА ЦЕНТРАЛЬНОГО СТОЛКНОВЕНИЯ ДВУХ ГАЛАКТИК: СЛИЯНИЕ, РАЗРУШЕНИЕ, ПРОЛЕТ, ОБРАЗОВАНИЕ НОВОЙ ГАЛАКТИКИ
© 2011 г. А. В. Тутуков1, Г. Г. Лазарева2, И. М. Куликов2*
1 Учреждение Российской академии наук Институт астрономии РАН, Москва, Россия
2Учреждение Российской академии наук Институт вычислительной математики и математической геофизики Сибирского отделения РАН, Новосибирск, Россия Поступила в редакцию 13.10.2010 г.; принята в печать 13.01.2010 г.
Выполнено численное моделирование столкновения газовых компонент двух одинаковых дисковых галактик в процессе центрального столкновения последних в полярном направлении. При малых относительных скоростях столкновения галактики и их газовые компоненты сливаются. При больших (100—500 км/с) скоростях столкновения массивные (Мд = 1О9М0) звездные компоненты галактик пролетают почти свободно, оставляя за собой заторможенные и разогретые столкновением газовые компоненты сталкивающихся галактик. Если общая газовая компонента сталкивающихся галактик успевает остыть до вириальной температуры за время столкновения, то образуется новая галактика. При скоростях V > 500 км/с газовая компонента не успевает остыть, и газ рассеивается в межгалактическом пространстве, пополняя его тяжелыми элементами, которые были произведены сверхновыми звездами сталкивающихся галактик. Столкновение одинаковых галактик малых масс (Мд < 1О9М0), основную массу которых составляет газ, при больших скоростях (V > 100 км/с) ведет к разрушению их звездных компонент. Общая газовая компонента при V < 500 км/с образует новую галактику, а при более высоких скоростях рассеивается в межгалактическом пространстве. Столкновение галактик увеличивает скорость звездообразования в дисковых галактиках почти в 100 раз. Учет вращения сталкивающихся галактик в одном направлении увеличивает шансы разрушения как звездной, так и газовой компоненты этих галактик. Слияние галактик в процессе столкновения может объяснить появление в некоторых, обычно эллиптических, галактиках газовых дисков, вращающихся в направлении, обратном вращению звездной компоненты этих галактик. Кроме того, слияние галактик помогает понять причину появления в эллиптических галактиках сравнительно молодого звездного населения.
1. ВВЕДЕНИЕ
В 18-м столетии Месье [1] и Гершель [2] составили первые каталоги скоплений туманностей, оказавшихся позже близкими скоплениями галактик после работ Хаббла [3]. Членом бедного скопления оказалась и наша Галактика [4]; Де Воку-лер [5] нашел, что ^85% всех галактик являются членами скоплений. Массы скоплений Галактик впервые оценил Цвики [6], обнаруживший, что в предположении стационарности скоплений их массы значительно превышают суммарную массу составляющих эти скопления галактик. Отказ от стационарности сокращает время жизни скоплений до величины, меньшей хаббловского времени. Рост отношения [М/Ь] до 103 для наиболее массивных скоплений галактик [7] и для карликовых спутников
Е-таШкиНкоуаэз^зэсс.ги
нашей Галактики [8] является надежным свидетельством присутствия в них темного вещества.
Таким образом, в астрофизике было впервые введено темное вещество, проявляющее себя только в гравитации и превосходящее по массе в несколько раз массу видимых звезд и газа галактик.
В 1929 г. Хаббл [3] устанавливает связь между скоростью удаления от нас галактик и расстоянием до них, что приводит к осознанию факта вероятной конечности времени существования наблюдаемой Вселенной в прошлом (1.4 • 1010 лет). Несколькими годами позже Хаббл [9] находит, что мир скоплений галактик с размерами последних в несколько мегапарсек и расстояниями между ними ^100 Мпк однороден. Существования концентрации скоплений галактик на больших масштабах пока не установлено [10]. Уже давно было понято, что столкновение галактик в их скоплениях явля-
ется важным эволюционным фактором для этих галактик [11]. Почти все галактики с массами выше 1011 Ы(.-.) принадлежат к числу эллиптических [12], возраст которых меняется от 2 до 14 млрд. лет [13], что, вероятно, отражает столкновительный характер возникновения, по крайней мере, некоторых из них [14]. Столкновение галактик увеличивает обилие тяжелых элементов в межгалактическом газе за счет потери обогащенного тяжелыми элементами межзвездного газа галактик. Кроме того, столкновения галактик приводят к росту массы центральных черных дыр в их ядрах, как после слияния черных дыр, так и за счет ускорения скорости роста ядер в результате аккреции [15, 16].
Столкновение галактик вызывает вспышку звездообразования в галактиках [17], появление у них активных ядер [18], способствует образованию в галактиках шаровых скоплений [19], двойных сверхмассивных черных дыр в ядрах [13], галактических балджей [20, 21], сфероидальных околоядерных звездных конденсаций О-звезд, способствует появлению дисперсии ультрафиолетового цвета E-галактик [22]. Процесс приливного разрушения близких спутников галактики UGC 7388 наблюдается в виде двух полярных звездных колец этой массивной дисковой галактики, видимой с ребра [23]. Размер и масса балджей дисковых галактик растут со временем, отражая поглощение соседних галактик в качестве основного механизма их роста [24]. Анализ молодых массивных галактик — предшественников спиральных галактик — показал, что почти половина из них также демонстрирует признаки слияния с соседними галактиками [25]. Таким образом, столкновения могут быть генераторами долгоживущих спиралей дисковых галактик [26].
Столкновение галактик может освободить от газа дисковые галактики, богатые газом, превратив их в свободные от газа E- и SO-галактики. Сверхновые I типа поддерживают последние практически свободными от газа. Свидетельством активного участия слияния галактик в формировании E-галактики может служить обнаружение большой степени двойственности их ядер: 5 из 77 [27]. Семейство E-галактик при 1 < г < 2 состоит из двух подклассов: молодых и старых [28]. Старые E-галактики могут быть при этом галактиками с малым угловым моментом, освобожденными от газа в ходе исходной вспышки звездообразования. А молодые E-галактики — это вероятные продукты столкновения дисковых галактик. Слияние Е-галактик под влиянием приливной вязкости галактик ведет к росту их размеров со временем [29] и занимает время ~109 лет, что объясняет наблюдаемую степень двойственности их ядер [27].
В центре богатых скоплений галактик находится сD-галактика, в ядре которой образуется
сверхмассивная черная дыра с массой 108—109Мо. Кроме того, вблизи центра сD-галактики, богатого газом, может идти звездообразование [30]. Оно усиливается при столкновении галактик. Столкновение галактик способно стимулировать аккрецию ядерного газа галактики центральной черной дырой, превращая на какое-то время такие галактики в яркие источники рентгеновского и радиоизлучения — квазары [31]. Галактики с квазарами в их ядрах имеют, как правило, близкие спутники. Очевидный рост относительной массы сфероидальных балджей дисковых галактик с ростом массы последних отражает столкновительный характер возникновения этих балджей [21]. Приливной распад шаровых скоплений в поле гравитации массивных галактик возможен и наблюдается в случае галактического шарового звездного скопления Pal5. Его приливные хвосты прослеживаются на протяжении ^10° небесной сферы [32].
Распад шаровых скоплений при слиянии галактик особенно эффективен в плотных ядерных областях галактик. Распределение шаровых скоплений по радиусу галактики показывает уменьшение их плотности в ядрах таких галактик [33, 34].
Оценки показали, что средняя галактика за хаб-бловское время испытывает около 5 актов слияния с другими галактиками [35]. Эмпирические оценки показывают, что за 4 • 109 лет около половины галактик испытали акты слияния со спутниками [36]. Е-галактики делятся на эллипсоидальные и типа "boxy" [37]. Возможно, что эллипсоидальные E-галактики являются продуктами слияния дисковых галактик, вращающихся в одном направлении, а "boxy" — продукты столкновения дисковых галактик, вращающихся в противоположных направлениях. Примеры галактик, в которых тонкий и толстый звездные диски вращаются в противоположных направлениях, приведены в работе [38]. Другим наглядным проявлением слияния галактик являются двойные ядра некоторых из них (например, М83 [39]). К числу возможных продуктов слияния относят и так называемые "boxy"- и "twisty"-галактики [40]. Некоторые наблюдаемые проявления столкновения галактик были проанализированы в обзоре [41]. Частота столкновений галактик падает с возрастом Вселенной [42].
Столкновение дисковых галактик увеличивает скорость звездообразования в них почти в 100 раз. Возможность образования новой галактики из газа сталкивающихся дисковых галактик обусловлена, кроме условия охлаждения газа, начатого столкновением, рядом дополнительных условий. Первое из них — относительное направление вращения галактик. Поскольку масса газа в галактиках с массами, большими ~109Mq, меньше массы звезд,
то его судьба зависит от относительного вращения газа сталкивающихся галактик. При противоположных направлениях вращения и сравнимых массах газа и звезд возможно образование новой галактики. При совпадении направлений вращения газовая компонента, даже остыв, будет разорвана центробежными силами на отдельные звездные скопления и карликовые галактики. Образованию последних будет способствовать и наблюдаемая существенная неоднородность газовых компонент сталкивающихся дисковых галактик. Столкновения гигантских молекулярных облаков с массами 104—106М©, принадлежащих сталкивающимся галактикам, могут приводить к образованию карликовых галактик, а звездный газ низкой плотности этих галактик, нагретый столкновением, не успевая охладиться, будет рассеян в межгалактическом пространстве.
Карликовые галактики со светимостью, доходящей до ~103Ь©, известны (см., например, [43]). Часть этих карликовых галактик может остаться в виде спутников сталкивающихся гигантских дисковых галактик. Большое количество таких спутников было обнаружено около нашей Галактики [44, 45]. В некоторых взаимодействующих
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.