Fusão do Galaxy - Galaxy merger

As galáxias de ratos (NGC 4676 A&B) estão em processo de fusão.
A impressão deste artista mostra a fusão entre duas galáxias levando à formação de uma galáxia de disco.

As fusões de galáxias podem ocorrer quando duas (ou mais) galáxias colidem. Eles são o tipo mais violento de interação de galáxias . As interações gravitacionais entre as galáxias e o atrito entre o gás e a poeira têm grandes efeitos nas galáxias envolvidas. Os efeitos exatos de tais fusões dependem de uma ampla variedade de parâmetros, como ângulos de colisão , velocidades e tamanho / composição relativos, e são atualmente uma área de pesquisa extremamente ativa. As fusões de galáxias são importantes porque a taxa de fusão é uma medida fundamental da evolução da galáxia . A taxa de fusão também fornece aos astrônomos pistas sobre como as galáxias aumentaram ao longo do tempo.

Descrição

Durante a fusão, as estrelas e a matéria escura em cada galáxia são afetadas pela galáxia que se aproxima. Perto dos estágios finais da fusão, o potencial gravitacional (ou seja, a forma da galáxia) começa a mudar tão rapidamente que as órbitas das estrelas são muito alteradas e perdem qualquer traço de sua órbita anterior. Este processo é denominado “relaxamento violento”. Por exemplo, quando duas galáxias de disco colidem, elas começam com suas estrelas em uma rotação ordenada nos planos dos dois discos separados. Durante a fusão, esse movimento ordenado é transformado em energia aleatória (“ termalizada ”). A galáxia resultante é dominada por estrelas que orbitam a galáxia em uma complicada e aleatória rede de órbitas, que é observada em galáxias elípticas.

NGC 3921 é um par de galáxias de disco em interação nos estágios finais de sua fusão.

As fusões também são locais de extrema formação de estrelas . A taxa de formação de estrelas (SFR) durante uma grande fusão pode atingir milhares de massas solares de novas estrelas a cada ano, dependendo do conteúdo de gás de cada galáxia e seu redshift. Os SFRs de fusão típicos têm menos de 100 novas massas solares por ano. Isso é grande em comparação com a nossa Galáxia, que faz apenas algumas novas estrelas a cada ano (~ 2 novas estrelas). Embora as estrelas quase nunca se aproximem o suficiente para realmente colidir em fusões de galáxias, nuvens moleculares gigantes caem rapidamente para o centro da galáxia, onde colidem com outras nuvens moleculares. Essas colisões, então, induzem condensações dessas nuvens em novas estrelas. Podemos ver esse fenômeno na fusão de galáxias no universo próximo. No entanto, esse processo foi mais pronunciado durante as fusões que formaram a maioria das galáxias elípticas que vemos hoje, o que provavelmente ocorreu de 1 a 10 bilhões de anos atrás, quando havia muito mais gás (e, portanto, mais nuvens moleculares ) nas galáxias. Além disso, longe do centro da galáxia, as nuvens de gás se chocam, produzindo choques que estimulam a formação de novas estrelas nas nuvens de gás. O resultado de toda essa violência é que as galáxias tendem a ter pouco gás disponível para formar novas estrelas após a fusão. Portanto, se uma galáxia estiver envolvida em uma grande fusão, e então alguns bilhões de anos se passarem, a galáxia terá muito poucas estrelas jovens (veja a evolução estelar ) restantes. Isso é o que vemos nas galáxias elípticas de hoje, muito pouco gás molecular e muito poucas estrelas jovens. Pensa-se que isso ocorre porque as galáxias elípticas são o produto final de grandes fusões que consomem a maior parte do gás durante a fusão e, portanto, a formação de estrelas posteriores após o término da fusão.

As fusões de galáxias podem ser simuladas em computadores, para aprender mais sobre a formação de galáxias. Pares de galáxias inicialmente de qualquer tipo morfológico podem ser seguidos, levando em consideração todas as forças gravitacionais , e também a hidrodinâmica e dissipação do gás interestelar, a formação de estrelas fora do gás e a energia e massa liberada de volta no meio interestelar pelas supernovas . Essa biblioteca de simulações de fusão de galáxias pode ser encontrada no site da GALMER. Um estudo liderado por Jennifer Lotz, do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, criou simulações de computador para entender melhor as imagens obtidas pelo telescópio Hubble . A equipe de Lotz tentou levar em conta uma ampla gama de possibilidades de fusão, de um par de galáxias com massas iguais se unindo a uma interação entre uma galáxia gigante e uma minúscula. A equipe também analisou diferentes órbitas para as galáxias, possíveis impactos de colisão e como as galáxias eram orientadas entre si. Ao todo, o grupo criou 57 cenários de fusão diferentes e estudou as fusões de 10 ângulos de visão diferentes.

Uma das maiores fusões de galáxias já observadas consistiu em quatro galáxias elípticas no aglomerado CL0958 + 4702. Pode formar uma das maiores galáxias do Universo.

Categorias

As fusões de galáxias podem ser classificadas em grupos distintos devido às propriedades das galáxias em fusão , como seu número, seu tamanho comparativo e sua riqueza de gás .

Por número

As fusões podem ser categorizadas pelo número de galáxias envolvidas no processo:

Fusão binária
Duas galáxias interagindo se fundem.
Fusão múltipla
Três ou mais galáxias se fundem.

Por tamanho

As fusões podem ser categorizadas pela extensão em que a maior galáxia envolvida é alterada em tamanho ou forma pela fusão:

Fusão menor
Uma fusão é pequena se uma das galáxias for significativamente maior do que a (s) outra (s). A galáxia maior freqüentemente "comerá" a menor, absorvendo a maior parte de seu gás e estrelas, com poucos outros efeitos significativos na galáxia maior. Acredita-se que nossa galáxia natal, a Via Láctea , esteja atualmente absorvendo várias galáxias menores dessa maneira, como a Galáxia anã Canis Major e, possivelmente, as Nuvens de Magalhães . A Virgem Stellar Fluxo é pensado para ser os restos de uma galáxia anã que foi principalmente se fundiu com a Via Láctea.
Grande fusão
A fusão de duas galáxias espirais que são aproximadamente do mesmo tamanho é importante ; se eles colidirem em ângulos e velocidades apropriados, eles provavelmente se fundirão de uma maneira que afasta grande parte da poeira e do gás por meio de uma variedade de mecanismos de feedback que geralmente incluem um estágio no qual há núcleos galácticos ativos . Acredita-se que essa seja a força motriz por trás de muitos quasares . O resultado final é uma galáxia elíptica , e muitos astrônomos levantam a hipótese de que este é o principal mecanismo que cria as elípticas.

Um estudo descobriu que grandes galáxias se fundiram, em média, uma vez nos últimos 9 bilhões de anos. Galáxias pequenas coalesceram com galáxias grandes com mais frequência. Observe que a Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda devem colidir em cerca de 4,5 bilhões de anos . O resultado esperado da fusão dessas galáxias seria importante, pois elas têm tamanhos semelhantes, e mudará de duas galáxias espirais de "grande design" para (provavelmente) uma galáxia elíptica gigante .

Por riqueza de gás

As fusões podem ser categorizadas pelo grau em que o gás (se houver) transportado dentro e ao redor das galáxias em fusão interage:

Fusão úmida
Uma fusão úmida ocorre entre galáxias ricas em gás (galáxias "azuis"). As fusões úmidas normalmente produzem uma grande quantidade de formação de estrelas, transformam galáxias de disco em galáxias elípticas e desencadeiam atividade de quasar .
Fusão a seco
Uma fusão entre galáxias pobres em gás (galáxias "vermelhas") é chamada de seca . As fusões a seco normalmente não mudam muito as taxas de formação de estrelas das galáxias , mas podem desempenhar um papel importante no aumento da massa estelar .
Fusão úmida
Uma fusão úmida ocorre entre os mesmos dois tipos de galáxias mencionados acima (galáxias "azuis" e "vermelhas"), se houver gás suficiente para alimentar a formação estelar significativa, mas não o suficiente para formar aglomerados globulares
Fusão mista
Uma fusão mista ocorre quando galáxias ricas e pobres em gás (galáxias "azuis" e "vermelhas") se fundem.

Árvores de história de fusão

No modelo cosmológico padrão, espera-se que qualquer galáxia única tenha se formado a partir de algumas ou muitas fusões sucessivas de halos de matéria escura , em que o gás se resfria e forma estrelas nos centros dos halos, tornando-se os objetos opticamente visíveis historicamente identificados como galáxias durante o século vinte. A modelagem do gráfico matemático das fusões desses halos de matéria escura e, por sua vez, a formação estelar correspondente, foi inicialmente tratada pela análise de simulações puramente gravitacionais de corpos N ou pelo uso de realizações numéricas de fórmulas estatísticas ("semianalíticas").

Em uma conferência de cosmologia observacional em 1992 em Milão , Roukema, Quinn e Peterson mostraram as primeiras árvores da história da fusão de halos de matéria escura extraídos de simulações cosmológicas de N- corpos. Essas árvores de história de fusão foram combinadas com fórmulas para taxas de formação de estrelas e síntese evolutiva de população, produzindo funções de luminosidade sintética de galáxias (estatísticas de quantas galáxias são intrinsecamente brilhantes ou fracas) em diferentes épocas cosmológicas. Dada a complexa dinâmica das fusões de halo de matéria escura, um problema fundamental na modelagem da árvore do histórico de fusões é definir quando um halo em uma etapa de tempo é descendente de uma auréola na etapa de tempo anterior. O grupo de Roukema escolheu definir essa relação exigindo que o halo na etapa de tempo posterior contivesse estritamente mais de 50 por cento das partículas no halo na etapa de tempo anterior; isso garantiu que entre duas etapas de tempo, qualquer halo pudesse ter no máximo um único descendente. Este método de modelagem de formação de galáxias produz modelos calculados rapidamente de populações de galáxias com espectros sintéticos e propriedades estatísticas correspondentes comparáveis ​​às observações.

Independentemente, Lacey e Cole mostraram na mesma conferência de 1992 como eles usaram o formalismo Press-Schechter combinado com o atrito dinâmico para gerar estatisticamente as realizações de Monte Carlo de árvores históricas de fusão de halo de matéria escura e a formação correspondente dos núcleos estelares (galáxias) dos halos . Kauffmann , White e Guiderdoni estenderam esta abordagem em 1993 para incluir fórmulas semi-analíticas para resfriamento de gás, formação de estrelas, reaquecimento de gás de supernovas e para a conversão hipotética de galáxias de disco em galáxias elípticas. Tanto o grupo Kauffmann quanto Okamoto e Nagashima mais tarde adotaram a abordagem da árvore do histórico de fusões derivada da simulação de N- corpos.

Exemplos

Algumas das galáxias que estão em processo de fusão ou que se acredita terem se formado por fusão são:

Galeria

Mesclando galáxias
Arp 302 (esquerda); NGC 7752/7753; IIZw96 (direita).
NGC 2623 - fusão de estágio final de duas galáxias.
Galáxia torcida - possível fusão.
Markarian 779 - possível fusão.
Mega-fusão de galáxias antigas (conceito de artista).
“Flying V” - duas galáxias.

Veja também

Referências

links externos