Галактикалардың қалыптасуы мен эволюциясы

Галактикалардың қалыптасуы мен эволюциясы: ғаламның бастапқы кезеңдерінен қазіргі күнгі құрылымдарына дейінгі өзгерістер, теориялар мен модельдер.

13 мин оқу

100%

Дереккөз: Galaxy formation and evolution — Wikipedia

Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.

Мазмұны

Кіріспе

Біртекті бастапқы күйден бастап, алғашқы галактикалардың қалыптасуы, галактикалардың уақыт өте келе өзгеру жолдары.

Галактикалардың қалыптасуы мен эволюциясын зерттеу – біртекті бастапқы күйден әртүрлі ғаламның қалыптасу процестерімен, алғашқы галактикалардың пайда болуымен, галактикалардың уақыт өте қалай өзгеретінімен және жақын орналасқан галактикаларда байқалатын әр түрлі құрылымдардың қалыптасуымен айналысады. Галактикалардың қалыптасуы құрылымның қалыптасу теориялары бойынша, Ұлы Жарқынның (Big Bang) салдарынан пайда болған ұсақ кванттық ауытқулар нәтижесінде жүзеге асады деп болжанады. Байқалған құбылыстармен толық сәйкес келетін ең қарапайым модель – Ламбда CDM моделі, яғни галактикалардың кластерленуі мен бірігуі олардың массасын жинақтауға, соның ішінде пішіні мен құрылымын анықтауға мүмкіндік береді. Галактикалардың қалыптасуын және эволюциясын зерттеу үшін бариондар мен қара материяны модельдейтін гидродинамикалық симуляциялар кеңінен қолданылады.

Галактикалардың жиі байқалатын қасиеттері

Ғарыш кеңістігінде эксперименттер жүргізу мүмкін болмағандықтан, галактикалар эволюциясы теориялары мен модельдерін "тексерудің" жалғыз жолы – оларды байқаулармен салыстыру. Галактикалардың қалай пайда болғанын және қалай дамығанын түсіндіру үшін, галактикалардың байқалатын қасиеттері мен түрлерін болжау қажет. Эдвин Хаббл галактикаларды жіктеудің алғашқы схемасын жасады, ол қазір Хаббл бұранда диаграммасы деп аталады. Ол галактикаларды эллиптикалықтарға, қалыпты спиральдарға, тік спиральдарға (мысалы, Самағал жолы) және иррегулярлықтарға бөлді. Бұл галактика түрлері қазіргі галактикалар эволюциясы теорияларымен түсіндірілетін келесі қасиеттерді көрсетеді: Галактикалардың көптеген қасиеттері (оның ішінде галактика түсі-шамасы диаграммасы) галактикалардың негізінен екі түрі бар екенін көрсетеді. Бұл топтар көк түсті жұлдыздар қалыптастыратын галактикаларға бөлінеді, олар спиральді типтерге көбірек ұқсас, ал қызыл түсті жұлдыздар қалыптастырмайтын галактикалар эллиптикалық галактикаларға көбірек ұқсас. Спиральді галактикалар өте жұқа, тығыз және салыстырмалы түрде жылдам айналады, ал эллиптикалық галактикалардағы жұлдыздардың орбиталары кездейсоқ бағытталған. Көптеген алып галактикалардың ортасында Күн массасынан миллионнан миллиард есеге дейінгі массасы бар супермассивті қара тесік болады. Қара тесік массасы галактиканың орталық шығыры немесе сфералық массасымен байланысты. Металл мөлшері галактиканың абсолютті шамасымен (жарықтығымен) оң корреляцияда болады. Хаббл бұранда диаграммасы галактикалардың эволюциялық тізбегін көрсетеді деген қате түсінік кең таралған, эллиптикалық галактикалардан линза тәрізді галактикаларға дейін, содан кейін спиральді галактикаларға дейін. Бұл дұрыс емес; керісінше, бұранда диаграммасы қарапайымнан күрделіге қарай эволюцияны көрсетеді, және уақыттық мағынасы жоқ. Қазір астрономдар дискілі галактикалар бірінші болып пайда болған, содан кейін галактикалардың бірігуі арқылы эллиптикалық галактикаларға айналған деп санайды. Қазіргі модельдер сонымен қатар галактикалардағы массаның көп бөлігі қара материядан тұратынын болжайды – бұл тікелей байқауға келмейтін және гравитациядан басқа ешқандай әрекеттеспейтін зат. Бұл байқау галактикалар тікелей байқалатыннан әлдеқайда көп массаны қамтымаса, қалыптаса алмайтынынан және байқалатындай айнала алмайтынынан туындайды.

Because of the inability to conduct experiments in outer space, the only way to “test” theories and models of galaxy evolution is to compare them with observations. Explanations for how galaxies formed and evolved must be able to predict the observed properties and types of galaxies. Edwin Hubble created an early galaxy classification scheme, now known as the Hubble tuning fork diagram. It partitioned galaxies into ellipticals, normal spirals, barred spirals (such as the Milky Way), and irregulars. These galaxy types exhibit the following properties which can be explained by current galaxy evolution theories:

Many of the properties of galaxies (including the galaxy color–magnitude diagram) indicate that there are fundamentally two types of galaxies. These groups divide into blue star forming galaxies that are more like spiral types, and red non star forming galaxies that are more like elliptical galaxies. Spiral galaxies are quite thin, dense, and rotate relatively fast, while the stars in elliptical galaxies have randomly oriented orbits. The majority of giant galaxies contain a supermassive black hole in their centers, ranging in mass from millions to billions of times the mass of the Sun. The black hole mass is tied to the host galaxy bulge or spheroid mass. Metallicity has a positive correlation with the absolute magnitude (luminosity) of a galaxy. There is a common misconception that Hubble believed incorrectly that the tuning fork diagram described an evolutionary sequence for galaxies, from elliptical galaxies through lenticulars to spiral galaxies. This is not the case; instead, the tuning fork diagram shows an evolution from simple to complex with no temporal connotations intended. Astronomers now believe that disk galaxies likely formed first, then evolved into elliptical galaxies through galaxy mergers. Current models also predict that the majority of mass in galaxies is made up of dark matter, a substance which is not directly observable, and might not interact through any means except gravity. This observation arises because galaxies could not have formed as they have, or rotate as they are seen to, unless they contain far more mass than can be directly observed.

Диск галактикаларының пайда болуы

Галактикалар эволюциясының ең алғашқы кезеңі – олардың қалыптасуы. Галактика қалыптасқанда, ол дискі тәрізді пішінге ие болады және дискіде спираль тәрізді "қолдар" сияқты құрылымдар болғандықтан спиральді галактика деп аталады. Жұлдыздардың дискі тәрізді таралуы материя бұлтынан қалай пайда болатыны туралы түрлі теориялар бар, бірақ қазіргі кезде олардың ешқайсысы да бақылау нәтижелерін толыққанды болжамдай алмайды.

Жоғарыдан төменге қарай теориялар

1962 жылы Олин Эгген, Дональд Линден Белл және Аллан Сандейдж дискілі галактикалардың үлкен газ бұлтының монолиттік құлауы арқылы қалыптасады деген теорияны ұсынды. Алғашқы ғаламдағы материяның таралуы көбінесе қара материядан тұратын жиынтықтар түрінде болды. Бұл жиынтықтар гравитациялық әсерлесіп, бір-біріне бұрыштық импульс беретін күштерді (серпіліс моменттерін) тудырды. Бариондық материя салқындаған сайын энергиясын жойып, орталыққа қарай жиырыла бастады. Бұрыштық импульс сақталғандықтан, орталыққа жақын материя айналу жылдамдығы артады. Содан кейін, айналатын піцца қамыры сияқты, материя тығыз дискіге айналады. Дискі салқындағаннан кейін газ гравитациялық тұрақты болмайды, сондықтан біртекті бұлт ретінде қала алмайды. Ол бөлініп, осы кішірек газ бұлттары жұлдыздарға айналады. Қара материя гравитациялық әсерден басқа әсерге ұшырамайтындықтан, таратылмайды және дискінің сыртында қара гало деп аталатын кеңістікте таралып орналасады. Байқаулар көрсеткендей, дискінің сыртында жұлдыздар бар, бұл "пицца қамыры" моделіне толық сәйкес келмейді. Галактикалар кішірек алдыңғы галактикалардың бірігуі арқылы қалыптасады деген идеяны алғаш Леонард Сёрл мен Роберт Зинн ұсынған. "Жоғарыдан төменге" қалыптасу сценарийі ретінде белгілі бұл теория өте қарапайым болғанымен, қазіргі уақытта кеңінен қабылданбайды.

Төменнен жоғары теориясы

Жаңа теорияларға қараңғы материя галоларының төменнен жоғарыға қарай топтасуы кіреді. Газдың үлкен бұлттары құлап галактика құрудың орнына, газ кішігірім бұлттарға бөлінеді деп ұсынылады, материя осы «кішірек» ірімшіктерде (шамамен глобулярлы шоғырлардың массасымен) басталып, содан кейін осы ірімшіктердің көптегені галактикаларды құру үшін бірігеді, ал олар гравитациялық тартымға ілесіп галактикалар шоғырларын қалыптастырады. Бұл әлі де барьондық материяның диск тәрізді таралуына және қараңғы материяның гало құруына, жоғарыдан төменге теориядағыдай себептермен әкеледі. Осы процесті пайдаланатын модельдер үлкен галактикаларға қарағанда кішкентай галактикалардың көп болуын болжайды, бұл байқаулармен сәйкес келеді. Астрономдар қазірге дейін қандай процесс жиырылуды тоқтататынын білмейді. Шындығында, диск галактикаларының қалыптасу теориялары диск галактикаларының айналу жылдамдығы мен мөлшерін шығаруда сәттілікке жетпеді. Жаңадан пайда болған жарқын жұлдыздардың немесе белсенді галактикалық ядроның сәулеленуі қалыптасып келе жатқан дискінің жиырылуын баяулатуы мүмкін деп ұсынылған. Сондай-ақ, қараңғы материя галосы галактиканы тартып, дискінің жиырылуын тоқтатуы мүмкін деп есептеледі. Ламбда CDM моделі – Ұлы жарылыстан кейін ғаламның қалыптасуын түсіндіретін космологиялық модель. Бұл салыстырмалы түрде қарапайым модель, ол ғаламда байқалатын көптеген қасиеттерді, соның ішінде әртүрлі галактика түрлерінің салыстырмалы жиілігін болжайды; алайда, ол ғаламдағы жұқа дискілі галактикалардың санын төмен бағалайды. Бұл себебі галактика қалыптасу модельдері көптеген бірігулерді болжайды. Егер дискілі галактикалар салыстырмалы массадағы басқа галактикамен (кем дегенде оның массасының 15 пайызы) біріксе, бірігу дискіні жоюы немесе кем дегенде оны күрт бұзуы мүмкін, ал нәтижесіндегі галактика дискілі галактика болмайды деп күтіледі (келесі бөлімді қараңыз). Бұл мәселе астрономдар үшін әлі де шешілмеген, бірақ Ламбда CDM моделі мүлдем дұрыс емес дегенді білдірмейді, керісінше ғаламдағы галактикалар популяциясын дәл қайта жасай алу үшін оны одан әрі жетілдіру қажет.

More recent theories include the clustering of dark matter halos in the bottom up process. Instead of large gas clouds collapsing to form a galaxy in which the gas breaks up into smaller clouds, it is proposed that matter started out in these “smaller” clumps (mass on the order of globular clusters), and then many of these clumps merged to form galaxies, which then were drawn by gravitation to form galaxy clusters. This still results in disk like distributions of baryonic matter with dark matter forming the halo for all the same reasons as in the top down theory. Models using this sort of process predict more small galaxies than large ones, which matches observations. Astronomers do not currently know what process stops the contraction. In fact, theories of disk galaxy formation are not successful at producing the rotation speed and size of disk galaxies. It has been suggested that the radiation from bright newly formed stars, or from an active galactic nucleus can slow the contraction of a forming disk. It has also been suggested that the dark matter halo can pull the galaxy, thus stopping disk contraction. The Lambda CDM model is a cosmological model that explains the formation of the universe after the Big Bang. It is a relatively simple model that predicts many properties observed in the universe, including the relative frequency of different galaxy types; however, it underestimates the number of thin disk galaxies in the universe. The reason is that these galaxy formation models predict a large number of mergers. If disk galaxies merge with another galaxy of comparable mass (at least 15 percent of its mass) the merger will likely destroy, or at a minimum greatly disrupt the disk, and the resulting galaxy is not expected to be a disk galaxy (see next section). While this remains an unsolved problem for astronomers, it does not necessarily mean that the Lambda CDM model is completely wrong, but rather that it requires further refinement to accurately reproduce the population of galaxies in the universe.

Галактикалардың бірігуі және эллипстік галактикалардың пайда болуы

Эллипстік галактикалар (әсіресе, ESO 306 17 сияқты супергигант эллипстік галактикалар) қазірге дейін белгілі ең ірі галактикалардың бірі болып табылады. Олардың жұлдыздары галактика ішінде кездейсоқ бағытталған орбиталармен қозғалады (яғни, дискілі галактикалар сияқты айналмайды). Эллипстік галактикаларды ерекшелейтін бір қасиет – жұлдыздардың жылдамдығы галактиканың пішінін өзгертуге, спиральді галактикалардағыдай, тікелей әсер етпейді. Эллипстік галактикалардың ортасында аса зор қара тесіктер болады, ал олардың массасы галактиканың массасымен байланысты. Эллипстік галактикалардың эволюциясында екі негізгі кезең бар. Біріншісі – суыған газды жұтып алып, өсетін аса зор қара тесіктің әсерінен туындайды. Екінші кезеңде қара тесік газдың суынуын тежеп, тұрақтанады, нәтижесінде эллипстік галактика тұрақты күйге енеді. Қара тесіктің массасы жұлдыздардың орбиталарындағы жылдамдық дисперсиясын сипаттайтын сигма деп аталатын шамамен де байланысты. Бұл қатынас 2000 жылы ашылған M-сигма қатынасы деп аталады. Эллипстік галактикаларда көбінесе дискілер болмайды, бірақ кейбір дискілі галактикалардың орталық бөліктері эллипстік галактикаларға ұқсас келеді. Эллипстік галактикалар ғаламның тығыз аймақтарында (мысалы, галактикалар шоғырында) жиірек кездеседі. Астрономдар эллипстік галактикаларды ғаламдағы ең дамыған жүйелердің бірі деп есептейді. Эллипстік галактикалардың эволюциясын ынталандыратын негізгі фактор – кіші галактикалардың бірігуі. Көптеген галактикалар басқа галактикалармен гравитациялық байланыста болады, яғни олар бір-біріне тартылып, одан ешқашан құтыла алмайды. Егер біріге жатқан галактикалар шамасы шамалас болса, нәтижеде пайда болған галактика ешқайсысына ұқсамайды, керісінше, эллипстік болады. Галактикалардың бірігуінің түрлері көп, олардың барлығы эллипстік галактикаларға әкелмейді, бірақ құрылымдық өзгерістерге ұшыратады. Мысалы, Құс жолы мен Магеллан Бұлттары арасында шағын бірігу процесі жүріп жатыр деп саналады. Мұндай ірі галактикалардың бірігуі күшті процестерге жатады, ал екі галактика арасындағы газдың үйкелісі гравитациялық толқындарды тудырады, олар жаңа эллипстік галактикада жаңа жұлдыздардың пайда болуына себеп болуы мүмкін. Галактикалық соқтығысулардың бірнеше суретін тізбектеп қарастыру арқылы екі спиральді галактиканың бірігіп, бір эллипстік галактикаға айналу кезеңін бақылауға болады. Жергілікті топта Құс жолы мен Андромеда галактикалары гравитациялық байланыста және қазіргі уақытта бір-біріне жоғары жылдамдықпен жақындап келеді. Модельдеулер көрсеткендей, Құс жолы мен Андромеда галактикалары соқтығысу жолында және 5 миллиард жыл ішінде соқтығысады деп күтілуде. Бұл соқтығысу кезінде Күн мен Күн жүйесінің қалған бөлігі Құс жолының айналыс жолынан шығарылуы мүмкін. Соқтығысудың нәтижесінде алып эллипстік галактика пайда болуы мүмкін.

Elliptical galaxies (most notably supergiant ellipticals, such as ESO 306 17) are among some of the largest known thus far. Their stars are on orbits that are randomly oriented within the galaxy (i. e. they are not rotating like disk galaxies). A distinguishing feature of elliptical galaxies is that the velocity of the stars does not necessarily contribute to flattening of the galaxy, such as in spiral galaxies. Elliptical galaxies have central supermassive black holes, and the masses of these black holes correlate with the galaxy's mass. Elliptical galaxies have two main stages of evolution. The first is due to the supermassive black hole growing by accreting cooling gas. The second stage is marked by the black hole stabilizing by suppressing gas cooling, thus leaving the elliptical galaxy in a stable state. The mass of the black hole is also correlated to a property called sigma which is the dispersion of the velocities of stars in their orbits. This relationship, known as the M sigma relation, was discovered in 2000. Elliptical galaxies mostly lack disks, although some bulges of disk galaxies resemble elliptical galaxies. Elliptical galaxies are more likely found in crowded regions of the universe (such as galaxy clusters). Astronomers now see elliptical galaxies as some of the most evolved systems in the universe. It is widely accepted that the main driving force for the evolution of elliptical galaxies is mergers of smaller galaxies. Many galaxies in the universe are gravitationally bound to other galaxies, which means that they will never escape their mutual pull. If those colliding galaxies are of similar size, the resultant galaxy will appear similar to neither of the progenitors, but will instead be elliptical. There are many types of galaxy mergers, which do not necessarily result in elliptical galaxies, but result in a structural change. For example, a minor merger event is thought to be occurring between the Milky Way and the Magellanic Clouds. Mergers between such large galaxies are regarded as violent, and the frictional interaction of the gas between the two galaxies can cause gravitational shock waves, which are capable of forming new stars in the new elliptical galaxy. By sequencing several images of different galactic collisions, one can observe the timeline of two spiral galaxies merging into a single elliptical galaxy. In the Local Group, the Milky Way and the Andromeda Galaxy are gravitationally bound, and currently approaching each other at high speed. Simulations show that the Milky Way and Andromeda are on a collision course, and are expected to collide in less than five billion years. During this collision, it is expected that the Sun and the rest of the Solar System will be ejected from its current path around the Milky Way. The remnant could be a giant elliptical galaxy.

Галактиканың сөнуі

Галактика эволюциясының табысты теориясымен түсіндірілуі тиіс бір байқау – галактикалардың түрлі-түсті шамасы диаграммасында галактикалардың екі түрлі популяциясының болуы. Көптеген галактикалар осы диаграммада екі бөлек орналасқан жерге түседі: «қызыл тізбек» және «көк бұлт». Қызыл тізбектегі галактикалар әдетте аз газ бен шаң бар, жұлдыз құра алмайтын эллипстік галактикалар, ал көк бұлттағы галактикалар шаңды, жұлдыз құратын спиральді галактикалар болып табылады. Бұрынғы бөлімдерде сипатталғандай, галактикалар бірігу арқылы спиральді құрылымнан эллипстік құрылымға қарай эволюциялайды. Дегенмен, галактикалардың бірігуінің қазіргі қарқыны барлық галактикалардың «көк бұлттан» «қызыл тізбекке» қалай көшкенін толық түсіндірмейді. Сондай-ақ, ол галактикаларда жұлдыз құралудың қалай тоқтағанын да түсіндірмейді. Галактика эволюциясының теориялары, демек, галактикаларда жұлдыз құралудың қалай тоқтағанын түсіндіре алуы керек. Бұл құбылыс галактиканың «сөнуі» деп аталады. Жұлдыздар салқын газdan пайда болады (Кенникутт-Шмидт заңына да қараңыз), сондықтан галактика салқын газдың қорлары таусылғанда сөнеді. Алайда, сөну салыстырмалы түрде жылдам (бір миллиард жыл ішінде) жүреді деп есептеледі, бұл галактиканың салқын газ қорын толығымен пайдалануына кеткен уақыттан әлдеқайда қысқа. Галактика эволюциясының модельдері бұл мәселені галактикадағы салқын газдың қорын алып тастайтын немесе тоқтататын басқа физикалық механизмдердің бар екенін болжай отырып түсіндіреді. Бұл механизмдерді екі негізгі санатқа бөлуге болады: (1) алдын ала кері байланыс механизмдері, салқын газдың галактикаға кіруін немесе жұлдыз құралуын тоқтатады, және (2) шығарып тастау кері байланыс механизмдері, газды алып тастайды, осылайша ол жұлдыз құра алмайды. Бір теория бойынша «тұншығу» деп аталатын алдын ала механизм салқын газдың галактикаға кіруін тоқтатады. Тұншығу жақын маңдағы, аз массалы галактикаларда жұлдыз құралуын тоқтатудың басты механизмі болып саналады. Бұл құбылыстың нақты физикалық себебі әлі белгісіз, бірақ ол галактиканың басқа галактикалармен өзара әрекеттесуімен байланысты болуы мүмкін. Галактика галактикалар шоғырына түскенде, басқа галактикалармен гравитациялық өзара әрекеттесу оны газдың қосымша жиналуынан айырып, тұншықтыруы мүмкін. Үлкен қара материя галосы бар галактикалар үшін «вириалдық соққылық қыздыру» деп аталатын тағы бір алдын ала механизм газдың жұлдыз құралу үшін жеткілікті салқындауына кедергі келтіруі мүмкін. Шығарып тастау механизмі галактикалардың орталығында орналасқан аса массивті қара тесіктерден туындайды. Модельдеу көрсеткендей, галактика орталықтарындағы аса массивті қара тесіктерге газдың жиналуы жоғары энергиялы ағындарды тудырады; босатылған энергия жұлдыз құралуын тоқтату үшін жеткілікті салқын газды шығарып жіберуі мүмкін. Біздің Күн жүйеміз бен жақын маңдағы Андромеда галактикасы қазір жұлдыз құратын көк галактикалардан пассивті қызыл галактикаларға өту процесін бастан кешіріп жатыр.

One observation that must be explained by a successful theory of galaxy evolution is the existence of two different populations of galaxies on the galaxy color magnitude diagram. Most galaxies tend to fall into two separate locations on this diagram: a "red sequence" and a "blue cloud". Red sequence galaxies are generally non star forming elliptical galaxies with little gas and dust, while blue cloud galaxies tend to be dusty star forming spiral galaxies. As described in previous sections, galaxies tend to evolve from spiral to elliptical structure via mergers. However, the current rate of galaxy mergers does not explain how all galaxies move from the "blue cloud" to the "red sequence". It also does not explain how star formation ceases in galaxies. Theories of galaxy evolution must therefore be able to explain how star formation turns off in galaxies. This phenomenon is called galaxy "quenching". Stars form out of cold gas (see also the Kennicutt–Schmidt law), so a galaxy is quenched when it has no more cold gas. However, it is thought that quenching occurs relatively quickly (within 1 billion years), which is much shorter than the time it would take for a galaxy to simply use up its reservoir of cold gas. Galaxy evolution models explain this by hypothesizing other physical mechanisms that remove or shut off the supply of cold gas in a galaxy. These mechanisms can be broadly classified into two categories: (1) preventive feedback mechanisms that stop cold gas from entering a galaxy or stop it from producing stars, and (2) ejective feedback mechanisms that remove gas so that it cannot form stars. One theorized preventive mechanism called “strangulation” keeps cold gas from entering the galaxy. Strangulation is likely the main mechanism for quenching star formation in nearby low mass galaxies. The exact physical explanation for strangulation is still unknown, but it may have to do with a galaxy's interactions with other galaxies. As a galaxy falls into a galaxy cluster, gravitational interactions with other galaxies can strangle it by preventing it from accreting more gas. For galaxies with massive dark matter halos, another preventive mechanism called “virial shock heating” may also prevent gas from becoming cool enough to form stars. One ejective mechanism is caused by supermassive black holes found in the centers of galaxies. Simulations have shown that gas accreting onto supermassive black holes in galactic centers produces high energy jets; the released energy can expel enough cold gas to quench star formation. Our own Milky Way and the nearby Andromeda Galaxy currently appear to be undergoing the quenching transition from star forming blue galaxies to passive red galaxies.

Гидродинамикалық симуляция

Қара энергия мен қара материя Ғаламның энергиясының басым бөлігін құрайды, сондықтан ірі масштабты құрылымның қалыптасуын модельдеу кезінде (N дене модельдеуі сияқты әдістерді пайдалана отырып) бариондарды ескермеу қалыпты жағдай. Дегенмен, галактикалардың көрінетін құрамдас бөліктері бариондардан тұратындықтан, галактикалардың егжей-тегжейлі құрылымын зерттеу үшін бариондарды модельдеуге қосу өте маңызды. Алғашқыда бариондық құрамдас бөлік негізінен сутегі мен гелий газынан тұрады, ол құрылымдар қалыптасқанда жұлдыздарға айналады. Байқаулар арқылы модельдеуде қолданылатын модельдер тексеріліп, галактикалардың қалыптасу кезеңдерін түсінуді жетілдіруге болады.

Эйлер теңдеулері

Космологиялық симуляцияларда астрофизикалық газдар көбінесе Ойлер теңдеулеріне сәйкес келетін, негізінен үш түрлі тәсілмен: Лагранж, Эйлер немесе кездейсоқ Лагранж-Эйлер әдістері арқылы бейтарап идеалдық газдар ретінде модельделеді. Әртүрлі тәсілдер гидродинамикалық теңдеулердің нақты формаларын береді. Лагранж тәсілін қолданып өрісті анықтағанда, бақылаушының кеңістік пен уақыт арқылы қозғалатын белгілі бір сұйық бөлшегін оның ерекше қасиеттерімен қадағалайтыны болжанады. Ал Эйлер тәсілі уақыт өте келе сұйықтың өтетін кеңістіктегі нақты орналасқан жерлерге назар аударады.

Бариондық физика

Галактикалардың құрамын қалыптастыру үшін гидродинамикалық теңдеулерге, негізінен бариондық физикамен басқарылатын, түрлі астрофизикалық процестер қосылуы тиіс.

Газбен салқындату

Тездету, иондау және кері Комтондық шашырау сияқты процестер газдың ішкі энергиясының таралуына себеп болуы мүмкін. Модельдеуде салқындату процестері салқындату функцияларын энергия теңдеулерімен байланыстыру арқылы іске асырылады. Бастапқы салқындатудан өзге, жоғары температурада ауыр элементтердің (металдардың) салқындауы басым болады. Жұлдызаралық ортаның суық фазасын модельдеу үшін, ұсақ құрылымдық және молекулалық салқындатуды да ескеру қажет.

Жұлдыздар аралық орта

Көп фазалы күрделі құрылым, оның ішінде релятивистік бөлшектер және магнит өрісі, жұлдызаралық ортаны модельдеуді қиындатады. Атап айтқанда, жұлдызаралық ортаның суық фазасын модельдеу, тығыз газға байланысты қысқа мерзімдік аралықтарға байланысты техникалық қиындықтар тудырады. Алғашқы модельдеулерде тығыз газ фазасы көбінесе тікелей модельденбей, оның орнына тиімді политроптық күй теңдеуімен сипатталған. Жақындағы модельдеулер газ тығыздығы мен температурасының таралуын сипаттау үшін көп түрлі таралуды қолданады, бұл көп фазалы құрылымды тікелей модельдейді. Дегенмен, болашақ модельдеулерде одан да егжей-тегжейлі физикалық процестерді қарастыру қажет, себебі жұлдызаралық ортаның құрылымы жұлдыздардың қалыптасуына тікелей әсер етеді.

Жұлдыздар түзілуі

Мұздақ, тығыз газ жинақталғанда, ол гравитациялық құлдырауға ұшырайды және әрі қарай жұлдыздарға айналады. Бұл процесті модельдеу үшін газдың бір бөлігі соқтығыссыз жұлдыз бөлшектеріне түрлендіріледі, олар бір уақытта пайда болған, бірдей металдық құрамы бар жұлдыз популяцияларын көрсетеді және бастапқы негізгі массалық функциямен сипатталады. Байқаулар молекулалық газдың жұлдыз түзілу тиімділігінің шамамен бірдей екенін көрсетеді, еркін құлау уақытында газдың шамамен 1% жұлдызға айналады. Модельдеулерде газ әдетте есептелген жұлдыз түзілу жылдамдығына негізделген, ықтималдық үлгі алу схемасы арқылы жұлдыз бөлшектеріне түрлендіріледі. Кейбір модельдеулер ықтималдық үлгі алу схемасына балама іздейді және жұлдыз кластерлерін жұлдыз түзілуінің негізгі бірлігі ретінде қарастыра отырып, жұлдыз түзілуінің кластерлік сипатын жақсырақ бейнелеуге тырысады. Бұл тәсіл жұлдыз бөлшектерінің айналасындағы ортадан материалды жинауына және өсуіне мүмкіндік береді. Сонымен қатар, галактикалардың қалыптасуының қазіргі заманғы модельдері осы жұлдыздардың эволюциясын және олардың газ құрамына қайта оралатын массасын қадағалайды, нәтижесінде газ металдармен байиды.

Жұлдыздық кері байланыс

Жұлдыздар энергия мен импульс енгізу арқылы қоршаған газға әсер етеді. Бұл жұлдыздардың пайда болу процесін реттейтін кері байланыс циклын тудырады. Жұлдыздардың пайда болуын тиімді басқару үшін жұлдыздық кері байланыс галактикалардан газды шығаратын галактикалық ағындарды (outflows) құруы керек. Энергия мен импульсты, әсіресе, суперновалық жарылыстар арқылы қоршаған газға жеткізу үшін әр түрлі әдістер қолданылады. Бұл әдістер энергияның жылулық немесе кинетикалық түрде қалай таратылатынымен ерекшеленеді. Бірақ, алғашқы жағдайда, шамадан тыс радиациялық газдың салқындауына жол бермеу керек. Тығыз және суық газдарда салқындау күтіледі, бірақ төмен ажыратымдылықтан (resolution) космологиялық модельдерде оны сенімді түрде модельдеу мүмкін емес. Бұл газдың жасанды және шамадан тыс салқындауына алып келеді, нәтижесінде суперновалық кері байланыс энергиясы сәулелену арқылы жоғалып, тиімділігін айтарлықтай төмендетеді. Екінші жағдайда кинетикалық энергия термолизденгенше сәулеленуге ұшырамайды. Дегенмен, гидродинамикалық түрде бөлінген жел бөлшектерін пайдаланып, белсенді жұлдыздар түзілетін аймақтардың маңындағы газға жергілікті емес импульс беру, ірі масштабтағы галактикалық ағындарды қамтамасыз ету үшін қажет болуы мүмкін. Жаңа модельдер жұлдыздық кері байланысты нақты көрсетеді. Бұл модельдер суперновалық кері байланысқа ғана емес, сонымен қатар жұлдыздық желден энергия мен импульс беру, фотоионизация және жас, массивті жұлдыздардан шығатын сәулеленудің тудырған қысымы сияқты басқа кері байланыс арналарын да қарастырады. Космикалық таң шұғыласы кезінде галактикалардың пайда болуы 5-30 миллион жылға созылған қысқа импульстар түрінде, жұлдыздық кері байланыс әсерінен жүзеге асты.

Үлкен қара тесіктер

Супермассивті қара тесіктерді модельдеу де қарастырылады, олардың көптеген галактикаларда байқалғаны және олардың массасының массалық тығыздық таралуына тигізетін әсеріне байланысты, оларды қараңғы материя галоларына сандық түрде орналастыру арқылы. Олардың масса жинақтау жылдамдығы көбінесе Бонди-Хойль моделі арқылы моделенеді.

Белсенді галактикалық ядролар

Белсенді галактикалық ядролар (AGN) супермассивті қара тесіктердің байқалатын құбылыстарына әсер етеді және қара тесіктің өсуін, сондай-ақ жұлдыздардың пайда болуын реттеуге ықпал етеді. Модельдеулерде AGN кері байланысы көбінесе екі түрге бөлінеді: квазарлық және радиолық режим. Квазарлық режимдік кері байланыс қара тесіктің радиациялық тұрғыдан тиімді өсу режимімен байланысты және көбінесе энергия немесе импульс енгізу арқылы жүзеге асырылады. Массивті галактикаларда жұлдыздардың пайда болуын реттеуде радиолық режимдік кері байланыстың маңызды рөл атқаратыны айтылады, ол релятивистік бөлшектердің жоғары бағытталған ағындарының болуымен байланысты. Бұл ағындар көбінесе суытудан болатын шығындарды тепе-теңдей алатын жеткілікті энергияға ие рентгендік көпіршіктермен байланысты.

Магниттік өрістер

Идеалдық магнитогидродинамикалық тәсіл космологиялық симуляцияларда кеңінен қолданылады, себебі ол космологиялық магниттік өрістерге жақсы жуықтама береді. Магниттік өрістердің газ динамикасына тигізетін әсері, көбінесе, ірі космологиялық масштабтарда мардымсыз болып келеді. Бірақ, магниттік өрістер жұлдызаралық ортаның маңызды құрауы болып табылады, өйткені олар гравитацияға қарсы қысым қолдайды және ғарыштық сәулелердің таралуына әсер етеді.

Космикалық сәулелер

Космикалық сәулелер жұлдызаралық ортада маңызды рөл атқарады, оның қысымын арттырады, маңызды қыздыру механизмі болып табылады және галактикалық газ шығындарын тудыруы мүмкін. Космикалық сәулелердің таралуына магниттік өрістер зор әсер етеді. Сондықтан, модельдеуде космостық сәулелердің энергиясы мен ағынын сипаттайтын теңдеулер магнитогидродинамика теңдеулерімен біріктіріледі.

Сәулелену гидродинамикасы

Радиациялық гидродинамикалық симуляциялар – радиацияның материямен өзара әрекеттесуін зерттеуге арналған есептеу әдістері. Астрофизикалық контексте, радиациялық гидродинамика Ғаламның жоғары қызыл ығысуы болған реионизация дәуірін зерттеу үшін қолданылады. Радиациялық гидродинамикалық симуляциялар үшін бірнеше сандық әдістер қолданылады, оның ішінде сәулелерді із келе жүру, Монте-Карло әдісі және моменттерге негізделген әдістер. Сәулелерді із келе жүру – симуляция арқылы жеке фотондардың траекториясын анықтау және олардың материямен әрбір қадамда өзара әрекеттесуін есептеуді қамтиды. Бұл әдіс есептеулерге көп шығын сыяқты, бірақ өте жоғары дәлдікті қамтамасыз етеді.