Как именно образуются галактики, до сих пор остается открытым вопросом в астрофизике. Мы не можем наблюдать за эволюцией галактик — большинству из них 12 миллиардов лет.
Есть два способа обойти эту проблему. Первый просто оглядывается назад. Свету требуется конечное время, чтобы добраться до нас, поэтому чем дальше мы смотрим, тем старше наблюдаемый объект. Точно так же, чем дальше галактика, тем моложе мы ее видим. Вместо того, чтобы наблюдать за эволюцией одной галактики, мы можем сравнить более далекие («молодые») галактики с более близкими («старыми») галактиками и интерполировать то, что могло вызвать какие-либо изменения.
Второй способ — наблюдать за эволюцией галактик в смоделированном космосе. Авторы статьи использовали IllustrisTNG100 — часть набора крупных космологических симуляций эволюции галактик.
Кинематические свойства (то, как они движутся) галактик со вспышками звездообразования тесно связаны с тем, как они приобрели свою массу. Команда сравнила дисперсию скоростей «молодых» галактик на красном смещении z = 3,0–3,8 с «старыми» галактиками из предыдущих исследований на красном смещении ~2 и обнаружила, что самые массивные галактики имеют меньшую дисперсию скоростей, чем массивные." более старые галактики.
И странные закономерности звездообразования, и дисперсии скоростей указывают на то, что между z = 3 и z = 2 происходит что-то, что меняет массивные галактики. Чтобы определить, что это может быть, авторы вернулись к моделированию.
Моделирование IllustrisTNG100 начинается с распределения массы по смещению z = 127 и продолжается сегодня (z = 0). За это время случайные флуктуации плотности на z = 127 превращаются в галактики, которые растут, образуют звезды и сливаются. Авторы хотели посмотреть, как эти галактики приобретали свои звезды с течением времени.
Галактика может получать звезды двумя способами: либо формируя их из газа, принадлежащего галактике (in situ), либо путем аккреции звезд из других, в основном меньших, галактик (ex situ). Моделирование показывает долю звездной массы, которая накапливалась ex situ, а не формировалась в галактике.
Авторы предполагают, что это увеличение доли звездной массы ex situ, наблюдаемое при моделировании, может быть причиной увеличения дисперсии скоростей, наблюдаемого в наблюдаемых массивных галактиках между z = 3 и z = 2. Гравитационная турбулентность и нестабильность, вызванные аккрецией звезды и газ увеличили бы хаотичность (дисперсию) скорости.
Это также может объяснить разницу в звездообразовании между массивными галактиками на z = 2 и z = 3. Газ необходим для звездообразования, и если бы галактика на z = 2 могла получать газ в результате аккреции, она могла бы увеличить скорость звездообразования. С другой стороны, меньшая доля звездной массы ex situ для z = 3 галактик указывает на меньшую аккрецию и меньшую вероятность получения нового газа.
В целом, более молодые галактики с z = 3 имели меньше времени для слияния с другими галактиками, что приводило к меньшей дисперсии скоростей и меньшему звездообразованию.
Авторы отмечают, что их выводы ограничены рядом факторов, в том числе небольшим размером выборки. Тем не менее, это многообещающие результаты, показывающие, как много можно получить, сравнивая наблюдения и моделирование.
По информации https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=20230315100626
Обозрение "Terra & Comp".
