Каталог скоплений
Система ШС Галактики
Диаграмма цвет-величина
Металличность скоплений
Расстояние до скоплений
Возраст шаровых скоплений
Переменные звезды
Формирование скоплений
Новости
О сайте
 
Обсерватории мира
Видео
 
Какие звездные скопления выживут при столкновении галактик?

         Согласно иерархической модели образования галактик, те звездные системы, что мы видим сегодня, образвались путем слияния нескольких маленьких протогалактик. Т.е. в ранней Вселенной столкновения и слияния галактик происходили часто. Хорошо известно, что при столкновении галактик возникают вспышки звездообразования и некоторая часть новых звезд при этом рождалась в звездных скоплениях различных размеров массами 102 — 108 масс Солнца. Но быстро меняющиеся гравитационные силы, которые обычно возникают во время звездообразования в связи с движением газа, пыли и звезд, оказывают разрушительное действие на звездные скопления.
         Чтобы исследовать, какой из механизмов — образования или разрушения скоплений - преобладает, группа ученых из Германии и Нидерландов провела компьютерное моделирование столкновения галактик. Вычисления неожиданно показали, что разрушение скоплений происходит с большей скоростью, чем формирование новых. Менее половины — от 2% до 50% общего количества звездных скоплений родительских галактики сохранятся в новой галактике, образовавшейся в процессе слияния. Причем в первую очередь разрушаются мало массивные скопления, а чем крупнее скопление, тем у него больше шансов выжить во время слияния галактик.
Слияние двух галактик
        На рис. 1 показаны промежуточные этапы взаимодействия и слияния двух галактик, положение газа и звездных скоплений в различное время в течение процесса объединения галактик. Серым цветом отмечен межзвездный газ, разноцветные точки — звездные скопления, их цвет соответствует возрасту скопления на шкале внизу рисунка, синие скопления самые молодые, красные — самые старые.
         На первом рисунке галактики показаны непосредственно перед их сближением, гравитационное взаимодействие между ними еще слабое, скорость формирования новых звезд невысокая, звездные скопления располагаются в пределах диска галактик, там же находится и газ, из которого они образовались, скопления разрушаются только под действием приливных сил родительской галактики или при взаимодействии скоплений с гигантскими молекулярными облаками и эта скорость разрушения низкая.
         На втором и третьем рисунках галактики показаны после первого прохождения. В это время гравитационное взаимодействие привело к формированию протяженных «хвостов». Большинство скоплений все еще следуют морфологии газа, поскольку только что образовались во время вспышки звездообразования. На втором рисунке (t~0.3 млрд лет) общее количество скоплений достигает максимального значения и на 40% превышает первоначальное. Однако уже на третьем рисунке (t~0.8 млрд лет) остается только одна треть всех скоплений. Это вызвано большой центральной плотностью газа, которое вызывает более сильное приливное возмущение звездных скоплений. Некоторые скопления среднего возраста выброшены из диска и из них формируется гало вокруг двух галактик.
         По мере продолжения слияния, эффекты взаимодействия усиливаются. Пятый и шестой рисунки показывают галактики в течение короткого интервала между вторым прохождением и окончательным слиянием. В течение этой фазы остатки газа просачиваются по направлению к центру галактик, где формируется большое количество звезд и звездных скоплений. Эта вторая вспышка образования звезд сопровождается даже более сильным разрушением скоплений — свыше 50%. Большое количество скоплений выброшено из центральной области в гало, окружающее галактики. Вдали от центрального беспорядка, эти скопления смогут пережить процесс объединения двух систем. После завершения слияния, на последнем рисунке, мы видим гигантскую эллиптическую галактику, звездные скопления рассеялись по ее гало. Аннимацию вычислений столкновения двух галактик можно посмотреть здесь.
         Проведенные вычисления позволили объяснить интересный факт - среднее число звезд в шаровых скоплениях примерно одинаково в галактиках различных типов. Ученые предположили, что это различие можно объяснить условиями, при которых шаровые скопления образуются на ранних этапах эволюции их галактик, поскольку в более молодых рассеянных скоплениях и звездных ассоциациях число их членов может варьироваться в широком диапазоне от нескольких десятков до многих тысяч.
        Шаровые скопления образовались очень давно - 12-13 млрд лет назад, их возраст чуть меньше возраста Вселенной. В нашей Галактике сейчас открыто около 160 таких скоплений. Получается, что сегодня мы видим лишь небольшую часть шаровых скоплений, сумевших "выжить" в процессе формирования нашей Галактики. Остальные же, меньшего размера и массы, были обречены на уничтожение.
© 2010-2012 Шаровые скопления