Jak rosną olbrzymie galaktyki?
To, jak dokładnie formują się galaktyki, nadal pozostaje otwartym pytaniem w astrofizyce. Nie jest tak, że możemy obserwować ewolucję galaktyki, większość z nich ma 12 mld lat.
Istnieją dwa sposoby obejścia tego problemu. Pierwszym jest po prostu spojrzenie w przeszłość w czasie. Światło potrzebuje skończonej ilości czasu, aby do nas dotrzeć, więc im dalej patrzymy, tym obserwowany obiekt jest starszy. Zatem także im galaktyka odleglejsza, tym ją widzimy młodszą. Zamiast obserwować ewolucję pojedynczej galaktyki, możemy porównać odleglejsze („młodsze”) galaktyki do bliższych („starszych”) galaktyk i interpolować, co mogło spowodować jakiekolwiek zmiany.
Drugi sposób polega na obserwowaniu ewolucji galaktyk w symulowanym kosmosie. Autorzy pracy wykorzystali IllustrisTNG100, część zestawu dużych kosmologicznych symulacji ewolucji galaktyk.
Właściwości kinematyczne (sposób poruszania się) galaktyk gwiazdotwórczych są silnie powiązane z tym, w jaki sposób uzyskały swoją masę. Zespół porównał dyspersję prędkości „młodszych” galaktyk przy przesunięciu ku czerwieni z=3,0-3,8 do „starszych" galaktyk z poprzednich badań z przesunięciem ku czerwieni z~2 i stwierdzili, że ich najbardziej masywne galaktyki miały mniejsze dyspersje prędkości niż masywne „starsze” galaktyki.
Zarówno dziwne historie powstawania gwiazd, jak i dyspersje prędkości wskazują na coś, co dzieje się pomiędzy z=3 i z=2 co zmienia masywne galaktyki. Aby ustalić, co to może być, autorzy wracają do symulacji.
Symulacja IllustrisTNG100 rozpoczyna się od rozkładu masy przy przesunięciu z=127 i trwa do dnia dzisiejszego, z=0. Podczas tego okresu losowe fluktuacje gęstości przy z=127 zamieniają się w galaktyki, które rosną, tworzą gwiazdy i łączą się. Autorzy chcieli się przyjrzeć temu, jak te galaktyki zdobyły swoje gwiazdy na przestrzeni czasu.
Istnieją dwa sposoby, w jakie galaktyka może zyskać gwiazdy: albo poprzez formowanie się z gazu należącego do galaktyki (in situ), albo przez akrecję gwiazd z innych, głównie mniejszych, galaktyk (ex situ). Symulacje pokazują ułamek masy gwiazdowej, który był nagromadzony ex situ, a nie uformowały w galaktyce.
Autorzy spekulują, że ten wzrost frakcji masy gwiazdowej ex situ obserwowany w symulacjach może być odpowiedzialny za wzrost dyspersji prędkości widziany w obserwowanych masywnych galaktykach między z=3 i z=2. Turbulencje i niestabilności grawitacyjne wywołane akrecją gwiazd i gazu zwiększyłyby losowość (dyspersję) prędkości.
Może to również tłumaczyć różnicę w historii formowania się gwiazd między masywnymi galaktykami przy z=2 i z=3. Gaz jest niezbędny do formowania się gwiazd i jeżeli galaktyka przy z=2 byłaby w stanie uzyskać gaz z akrecji, byłaby w stanie zwiększyć tempo formowania się gwiazd. Natomiast mniejsza frakcja masy gwiezdnej ex situ dla z=3 galaktyk wskazuje na mniejszą akrecję i mniejszą szansę na pozyskanie nowego gazu.
Zasadniczo młodsze galaktyki przy z=3 miały mniej czasu na połączenie się z innymi galaktykami, co prowadzi do mniejszych dyspersji prędkości i mniejszej gwiazdotwórczości.
Autorzy zauważają, że ich wnioski są ograniczone przez wiele czynników, w tym np. niewielką liczbę próbki. Są to jednak obiecujące wyniki i pokazują, ile można zyskać, porównując obserwacje i symulacje.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
.jpg)
