Введение

Изучение формирования и эволюции галактик охватывает процессы, которые привели к образованию неоднородной Вселенной из однородного начального состояния, формирование первых галактик, то, как галактики меняются со временем, и процессы, породившие разнообразие структур, наблюдаемых в близлежащих галактиках. Формирование галактик гипотетически происходит в соответствии с теориями формирования структуры как результат крошечных квантовых флуктуаций после Большого взрыва. Наиболее простая модель, согласующаяся с наблюдаемыми явлениями, – это модель ΛCDM, то есть, кластеризация и слияние позволяют галактикам накапливать массу, определяя их форму и структуру. Гидродинамическое моделирование, которое моделирует как барионы, так и темную материю, широко используется для изучения формирования и эволюции галактик.

Общепринятые свойства галактик

Из-за невозможности проводить эксперименты в космическом пространстве, единственный способ "проверять" теории и модели эволюции галактик – это сравнивать их с наблюдениями. Объяснения того, как сформировались и развивались галактики, должны быть способны предсказывать наблюдаемые свойства и типы галактик. Эдвин Хаббл создал раннюю схему классификации галактик, теперь известную как диаграмма Хаббла "тюнинг-форк". Она разделила галактики на эллиптические, нормальные спиральные, спирали с перемычкой (такие как Млечный Путь) и неправильные. Эти типы галактик демонстрируют следующие свойства, которые могут быть объяснены современными теориями эволюции галактик:

Многие свойства галактик (включая диаграмму цвет-светимость) указывают на то, что существует принципиально два типа галактик. Эти группы делятся на голубые, активно образующие звезды галактики, которые больше похожи на спиральные, и красные, не образующие звезды галактики, которые больше похожи на эллиптические. Спиральные галактики достаточно тонкие, плотные и вращаются относительно быстро, в то время как звезды в эллиптических галактиках имеют хаотично ориентированные орбиты. Большинство гигантских галактик содержат в своих центрах сверхмассивные черные дыры, масса которых варьируется от миллионов до миллиардов масс Солнца. Масса черной дыры связана с массой балджа или сфероида галактики-хозяина. Металличность имеет положительную корреляцию с абсолютной звездной величиной (светимостью) галактики. Распространено заблуждение, что Хаббл ошибочно полагал, будто диаграмма "тюнинг-форк" описывает эволюционную последовательность галактик – от эллиптических через линзовидные к спиральным. Это не так; вместо этого диаграмма "тюнинг-форк" показывает эволюцию от простого к сложному, без каких-либо временных коннотаций. Астрономы теперь считают, что дисковые галактики, вероятно, сформировались первыми, а затем, в результате слияний галактик, эволюционировали в эллиптические. Современные модели также предсказывают, что большая часть массы в галактиках состоит из темной материи – вещества, которое не наблюдается напрямую и, возможно, не взаимодействует никакими способами, кроме гравитации. Это наблюдение обусловлено тем, что галактики не могли бы сформироваться в том виде, в котором мы их видим, или вращаться так, как мы их наблюдаем, если бы они не содержали гораздо больше массы, чем можно непосредственно обнаружить.

Формирование дисковых галактик

Самый ранний этап в эволюции галактик — это их формирование. Когда галактика формируется, она имеет форму диска и называется спиральной галактикой из-за спиральных структур, похожих на "рукава", расположенных на диске. Существуют различные теории о том, как эти дискообразные распределения звёзд развиваются из облака материи, однако в настоящее время ни одна из них не предсказывает результаты наблюдений с достаточной точностью.

Теории сверху вниз

Олин Эгген, Дональд Линден-Белл и Аллан Сэндейдж в 1962 году предложили теорию, согласно которой дисковые галактики формируются в результате монолитного коллапса крупного газового облака. Распределение материи в ранней Вселенной было неоднородным и состояло из сгустков, в основном из темной материи. Эти сгустки гравитационно взаимодействовали, оказывая друг на друга приливные силы, что придавало им некоторое угловое momentum. По мере охлаждения барионной материи она теряла энергию и сжималась к центру. При сохранении углового момента вещество вблизи центра увеличивало скорость вращения. Затем, подобно вращающемуся куску теста для пиццы, вещество формировало плоский диск. После охлаждения диска газ становился гравитационно нестабильным и не мог оставаться единым однородным облаком. Он фрагментировался, и эти небольшие газовые облака формировали звезды. Поскольку темная материя не рассеивается, а взаимодействует только гравитационно, она остается распределенной за пределами диска, образуя так называемый темный гало. Наблюдения показывают наличие звезд за пределами диска, что не совсем согласуется с моделью "пиццевого теста". Леонард Сёрл и Роберт Зинн первыми предположили, что галактики формируются в результате слияния более мелких предшественников. Эта теория, известная как сценарий формирования "сверху вниз", достаточно проста, но в настоящее время не является общепринятой.

Теория снизу вверх

Более поздние теории включают в себя кластеризацию гало темной материи в процессе "снизу вверх". Вместо того чтобы большие газовые облака коллапсировали, формируя галактику, в которой газ распадается на более мелкие облака, предполагается, что материя изначально формировалась в этих "меньших" сгустках (масса порядка шаровых скоплений), а затем многие из этих сгустков сливались, образуя галактики, которые впоследствии притягивались гравитацией, формируя скопления галактик. Это по-прежнему приводит к дискообразным распределениям барионной материи, с темной материей, формирующей гало, по тем же причинам, что и в теории "сверху вниз". Модели, использующие подобный процесс, предсказывают большее количество малых галактик, чем крупных, что согласуется с наблюдениями. Астрономы в настоящее время не знают, какой процесс останавливает сжатие. Фактически, теории формирования дисковых галактик не позволяют успешно воспроизвести скорость вращения и размер дисковых галактик. Было предложено, что излучение от ярких, недавно образовавшихся звезд или от активного галактического ядра может замедлить сжатие формирующегося диска. Также предполагалось, что гало темной материи может воздействовать на галактику, тем самым останавливая сжатие диска. Модель ΛCDM – это космологическая модель, объясняющая формирование Вселенной после Большого взрыва. Это относительно простая модель, которая предсказывает многие наблюдаемые свойства Вселенной, включая относительную частоту различных типов галактик; однако она недооценивает количество тонких дисковых галактик во Вселенной. Причина в том, что эти модели формирования галактик предсказывают большое количество слияний. Если дисковая галактика сливается с другой галактикой сопоставимой массы (не менее 15% от ее массы), слияние, вероятно, разрушит или, по крайней мере, значительно исказит диск, и результирующая галактика, как ожидается, не будет дисковой (см. следующий раздел). Хотя это остается нерешенной проблемой для астрономов, это не обязательно означает, что модель ΛCDM полностью неверна, а скорее, что она требует дальнейшей доработки для точного воспроизведения популяции галактик во Вселенной.

Слияния галактик и образование эллиптических галактик

Эллиптические галактики (в особенности сверхгигантские эллиптические, такие как ESO 306 17) – одни из самых крупных, известных на сегодняшний день. Звезды в них движутся по орбитам, хаотично ориентированным внутри галактики (то есть они не вращаются, как в дисковых галактиках). Характерной особенностью эллиптических галактик является то, что скорость звезд не обязательно способствует сплющиванию галактики, как это происходит в спиральных галактиках. В центре эллиптических галактик находятся сверхмассивные черные дыры, масса которых коррелирует с массой самой галактики. Эволюция эллиптических галактик проходит в две основные стадии. Первая связана с ростом сверхмассивной черной дыры за счет аккреции охлажденного газа. Вторая стадия характеризуется стабилизацией черной дыры путем подавления охлаждения газа, что приводит к устойчивому состоянию эллиптической галактики. Масса черной дыры также коррелирует с параметром, называемым сигма, который представляет собой дисперсию скоростей звезд по их орбитам. Эта зависимость, известная как соотношение M-сигма, была открыта в 2000 году. Эллиптические галактики в основном лишены дисков, хотя некоторые балджи дисковых галактик напоминают эллиптические. Эллиптические галактики чаще встречаются в плотных областях Вселенной (например, в скоплениях галактик). Астрономы рассматривают эллиптические галактики как одни из наиболее эволюционировавших систем во Вселенной. Общепринято, что основной движущей силой эволюции эллиптических галактик являются слияния меньших галактик. Многие галактики во Вселенной гравитационно связаны друг с другом, что означает, что они не смогут избежать взаимного притяжения. Если сталкивающие галактики сопоставимы по размеру, результирующая галактика не будет похожа ни на одну из исходных, а приобретет эллиптическую форму. Существует множество типов слияний галактик, которые не всегда приводят к образованию эллиптических галактик, но вызывают структурные изменения. Например, считается, что между Млечным Путем и Магеллановыми Облаками происходит небольшое слияние. Слияния таких крупных галактик считаются бурными, а трение между газом в обеих галактиках может вызывать гравитационные ударные волны, способные формировать новые звезды в образовавшейся эллиптической галактике. Анализируя последовательность изображений различных галактических столкновений, можно проследить временную шкалу слияния двух спиральных галактик в одну эллиптическую. В Местной группе Млечный Путь и галактика Андромеды гравитационно связаны и в настоящее время сближаются на большой скорости. Моделирование показывает, что Млечный Путь и Андромеда движутся навстречу друг другу и столкнутся менее чем через пять миллиардов лет. В ходе этого столкновения ожидается, что Солнце и вся Солнечная система будут выброшены со своей текущей орбиты вокруг Млечного Пути. В результате может образоваться гигантская эллиптическая галактика.

Галактическое гашение

Одно наблюдение, которое должна объяснить успешная теория эволюции галактик, – это существование двух различных популяций галактик на диаграмме цвет-величина. Большинство галактик, как правило, попадают в два отдельных места на этой диаграмме: в «красную последовательность» и в «голубое облако». Галактики красной последовательности обычно являются не звездообразующими эллиптическими галактиками с небольшим количеством газа и пыли, в то время как галактики голубого облака, как правило, являются пыльными, активно образующими звезды спиральными галактиками. Как описано в предыдущих разделах, галактики, как правило, эволюционируют от спиральной к эллиптической структуре в результате слияний. Однако текущая скорость слияний галактик не объясняет, как все галактики переходят из «голубого облака» в «красную последовательность». Она также не объясняет, как прекращается звездообразование в галактиках. Поэтому теории эволюции галактик должны быть способны объяснить, как останавливается звездообразование в галактиках. Это явление называется «затуханием» (quenching) галактики. Звезды формируются из холодного газа (см. также закон Кенникутта — Шмидта), поэтому галактика затухает, когда у нее больше нет холодного газа. Однако считается, что затухание происходит относительно быстро (в течение 1 миллиарда лет), что намного меньше времени, необходимого галактике для исчерпания запасов холодного газа. Модели эволюции галактик объясняют это, предполагая существование других физических механизмов, которые удаляют или прекращают поступление холодного газа в галактику. Эти механизмы можно разделить на две категории: (1) превентивные механизмы обратной связи, которые препятствуют поступлению холодного газа в галактику или его превращению в звезды, и (2) эжективные механизмы обратной связи, которые удаляют газ, чтобы он не мог формировать звезды. Один из теоретических превентивных механизмов, называемый «удушением» (strangulation), препятствует поступлению холодного газа в галактику. Удушение, вероятно, является основным механизмом затухания звездообразования в близлежащих маломассивных галактиках. Точное физическое объяснение удушения до сих пор неизвестно, но оно может быть связано с взаимодействием галактики с другими галактиками. Когда галактика попадает в скопление галактик, гравитационное взаимодействие с другими галактиками может привести к ее удушению, предотвращая аккрецию дополнительного газа. Для галактик с массивными гало темной материи другой превентивный механизм, называемый «вириальным шоковым нагревом», также может препятствовать охлаждению газа до температуры, достаточной для образования звезд. Один из эжективных механизмов вызван сверхмассивными черными дырами, находящимися в центрах галактик. Моделирование показало, что газ, аккрецирующий на сверхмассивные черные дыры в центрах галактик, производит высокоэнергетические джеты; высвобождаемая энергия может выбросить достаточно холодного газа, чтобы затушить звездообразование. Наш Млечный Путь и близлежащая галактика Андромеды, по-видимому, в настоящее время переживают переход к затуханию от звездообразующих голубых галактик к пассивным красным галактикам.

Гидродинамическая симуляция

Темная энергия и темная материя составляют основную часть энергии Вселенной, поэтому при моделировании формирования крупномасштабной структуры (с использованием методов, таких как N-body-симуляция) допустимо игнорировать барионы. Однако, поскольку видимые компоненты галактик состоят из барионов, крайне важно включать барионы в симуляцию для изучения детального строения галактик. Изначально барионная составляющая состоит преимущественно из водорода и гелия, которые впоследствии превращаются в звезды в процессе формирования структуры. На основе наблюдений можно проверять модели, используемые в симуляциях, и углублять понимание различных этапов формирования галактик.

Уравнения Эйлера

В космологических симуляциях астрофизические газы обычно моделируются как идеальные газы без вязкости, описываемые уравнениями Эйлера, которые могут быть представлены в основном тремя различными способами: лагранжевым, эйлеровым или произвольным лагранжево-эйлеровым методом. Различные методы приводят к различным формам гидродинамических уравнений. При использовании лагранжева подхода для описания поля предполагается, что наблюдатель отслеживает конкретный элемент жидкости с его уникальными характеристиками по мере его движения в пространстве и времени. В отличие от этого, эйлеров подход акцентирует внимание на определенных точках в пространстве, через которые протекает жидкость с течением времени.

Барионовая физика

Для формирования популяции галактик гидродинамические уравнения необходимо дополнять разнообразными астрофизическими процессами, которые в основном определяются барионной физикой.

Газовое охлаждение

Процессы, такие как коллизионное возбуждение, ионизация и обратное рассеяние Комптона, могут приводить к диссипации внутренней энергии газа. В моделировании процессы охлаждения реализуются посредством связи функций охлаждения с уравнениями энергии. Помимо первичного охлаждения, при высоких температурах доминирует охлаждение тяжелыми элементами (металлами). При этом необходимо учитывать тонкую структуру и молекулярное охлаждение для моделирования холодной фазы межзвездной среды.

Межзвездная среда

Сложная многофазная структура, включающая релятивистские частицы и магнитное поле, затрудняет моделирование межзвездной среды. Особенно сложно моделировать холодную фазу межзвездной среды из-за коротких временных масштабов, связанных с плотным газом. В ранних симуляциях плотная газовая фаза часто не моделировалась напрямую, а описывалась эффективным политропным уравнением состояния. В более поздних симуляциях для описания распределений плотности и температуры газа используется мультимодальное распределение, которое непосредственно моделирует многофазную структуру. Однако в будущих симуляциях необходимо учитывать более детальные физические процессы, поскольку структура межзвездной среды напрямую влияет на звездообразование.

Звездные образования

Когда холодный и плотный газ накапливается, он подвергается гравитационному коллапсу и в конечном итоге формирует звезды. Для моделирования этого процесса часть газа преобразуется в столкновениям не поддающиеся частицы звезд, представляющие собой совозрастные звездные популяции с одинаковой металличностью и описываемые исходной базовой функцией масс. Наблюдения показывают, что эффективность звездообразования в молекулярном газе почти универсальна: около 1% газа превращается в звезды за время свободного падения. В симуляциях газ обычно преобразуется в звездные частицы с использованием вероятностной схемы выборки, основанной на рассчитанной скорости звездообразования. Некоторые симуляции ищут альтернативу вероятностной схеме выборки и стремятся лучше отразить кластерную природу звездообразования, рассматривая звездные скопления как фундаментальную единицу звездообразования. Этот подход позволяет звездным частицам расти за счет аккреции вещества из окружающей среды. Помимо этого, современные модели формирования галактик отслеживают эволюцию этих звезд и массу, возвращаемую ими в газовую фазу, что приводит к обогащению газа металлами.

Звездная обратная связь

Звезды влияют на окружающий газ, передавая ему энергию и импульс. Это создает петлю обратной связи, регулирующую процесс звездообразования. Для эффективного контроля звездообразования звездная обратная связь должна генерировать галактические оттоки, выталкивающие газ из галактик. Для передачи энергии и импульса окружающему газу используются различные методы, в частности, взрывы сверхновых. Эти методы различаются способом передачи энергии – термическим или кинетическим. Однако, в первом случае необходимо избегать избыточного радиационного охлаждения газа. Охлаждение ожидается в плотном и холодном газе, но его надежное моделирование в космологических симуляциях затруднено из-за низкого разрешения. Это приводит к искусственному и чрезмерному охлаждению газа, в результате чего энергия обратной связи от сверхновых теряется на излучение и значительно снижается ее эффективность. Во втором случае кинетическая энергия не может излучаться, пока не термализуется. Тем не менее, для достижения крупномасштабных галактических оттоков может потребоваться использование гидродинамически отсоединенных частиц ветра для нелокальной передачи импульса в газ, окружающий активные области звездообразования. Современные модели явно моделируют звездную обратную связь. Эти модели учитывают не только обратную связь от сверхновых, но и другие каналы, такие как внос энергии и импульса звездными ветрами, фотоионизацию и давление излучения, возникающее в результате излучения молодых массивных звезд. В эпоху Космического рассвета формирование галактик происходило короткими всплесками продолжительностью от 5 до 30 Мр из-за обратной связи от звезд.

Сверхмассивные черные дыры

Также рассматривается моделирование сверхмассивных черных дыр, с числовым размещением их в гало темной материи, в связи с их обнаружением во многих галактиках и влиянием их массы на распределение плотности вещества. Скорость их аккреции массы часто моделируется моделью Бонди — Хойла.

Активные галактические ядра

Активные галактические ядра (AGN) влияют на наблюдаемые явления, связанные со сверхмассивными черными дырами, и, кроме того, регулируют рост черных дыр и звездообразование. В моделях обратная связь от AGN обычно классифицируется на два режима: квазарный и радиорежим. Обратная связь квазарного режима связана с радиационно эффективным ростом черной дыры и часто реализуется посредством инжекции энергии или импульса. Регулирование звездообразования в массивных галактиках, как полагают, существенно подвержено влиянию обратной связи радиорежима, возникающей из-за наличия высококоллимированных струй релятивистских частиц. Эти струи обычно ассоциируются с рентгеновскими пузырями, содержащими достаточно энергии для компенсации потерь на охлаждение.

Магнитные поля

Идеальный магнитогидродинамический подход обычно используется в космологических симуляциях, поскольку он дает хорошее приближение для космологических магнитных полей. Влияние магнитных полей на динамику газа, как правило, пренебрежимо мало в больших космологических масштабах. Тем не менее, магнитные поля являются важнейшим компонентом межзвездной среды, поскольку они обеспечивают поддержку давления, противодействующую гравитации, и влияют на распространение космических лучей.

Космические лучи

Космические лучи играют значительную роль в межзвездной среде, внося вклад в ее давление, являясь важным каналом нагрева и потенциально вызывая отток газа из галактик. Распространение космических лучей сильно зависит от магнитных полей. Поэтому в моделировании уравнения, описывающие энергию и поток космических лучей, связаны с уравнениями магнитогидродинамики.

Радиационная гидродинамика

Симуляции радиационной гидродинамики – это вычислительные методы, используемые для изучения взаимодействия излучения с веществом. В астрофизическом контексте радиационная гидродинамика применяется для изучения эпохи реионизации, когда Вселенная имела большое красное смещение. Существует несколько численных методов, используемых для симуляций радиационной гидродинамики, включая трассировку лучей, метод Монте-Карло и методы, основанные на моменты. Трассировка лучей подразумевает прослеживание путей отдельных фотонов через модель и вычисление их взаимодействий с веществом на каждом шаге. Этот метод вычислительно затратен, но позволяет получать очень точные результаты.