ΑΛΛΗΛΕΠΙΔΡΩΝΤΕΣ ΓΑΛΑΞΙΕΣ Αναστασιάδης Ιωάννης ΑΜ:201234

Πότε θεωρούμε ότι δυο ή περισσότεροι γαλαξίες αλληλεπιδρούν; Μπορούμε να ορίσουμε σαν αλληλεπιδρώντες γαλαξίες ένα τέτοιο ζεύγος, όταν οι παλιρροϊκές (tidal forces) δυνάμεις που δέχεται ένας από αυτούς κατά μέσο όρο στο δυναμικό χρόνο του συστήματος, είναι τουλάχιστον ένα ποσοστό της βαρυτικής δύναμης που ασκείται στην εξωτερική περιοχή του γαλαξία. ( Δύσκολο να μετρηθούν οι δυνάμεις) Εναλλακτικά μπορούμε να θεωρήσουμε ότι ένα ζευγάρι αλληλεπιδρά όταν η βαρυτική επιρροή του ενός στον άλλον έχει παρατηρήσιμα αποτελέσματα σε μία προτιμητέα κατεύθυνση.

Τύποι αλληλεπιδράσεων Γαλαξίες που συγχωνεύονται (Merging galaxies ) Γαλαξίες που συγκρούονται και δεν έχουν την απαραίτητη ορμή για να συνεχίσουν να κινούνται μετά τη σύγκρουση τελικά συγχωνεύονται σε ένα νέο γαλαξία. Ο γαλαξίας με τη μεγαλύτερη μάζα θα επηρεαστεί το λιγότερο. Γαλαξιακός κανιβαλισμός μέσω παλιρροϊκών δυνάμεων (Galactic cannibalism through tidal interactions). Οι περισσότεροι μεγάλοι γαλαξίες συνοδεύονται από μικρότερους δορυφόρους γαλαξίες σε δέσμιες τροχιές γύρω τους. Η τροχιά τους εκφυλίζεται, ο κύριος γαλαξίας «αφαιρεί» άστρα από τις εξωτερικές περιοχές του και τελικά «τρώει» τον γαλαξία δορυφόρο.

NGC 4676, ή Mice Galaxies, δύο σπειροειδείς γαλαξίες στον αστερισμό της κόμης της Βερενίκης (290Mly) που βρίσκονται στη διαδικασία της συγχώνευσης. Φωτογραφία από το Hubble Space Telescope 2002.

Περίπτωση μεγάλου γαλαξία που αλληλεπιδρά με ένα δορυφόρο γαλαξία του. Whirlpool Galaxy (M51a). Βρίσκεται στον αστερισμό Canes Venatici (23±4Mly)

Οι αλληλεπιδράσεις των γαλαξιών καθώς και η ευρύτερη περιοχή που «ανήκουν» έχουν καθοριστική επίδραση στις ιδιότητες και τα χαρακτηριστικά του, όπως ( μορφολογία, χρώμα, ρυθμός γένεσης άστρων, περιεκτικότητα σε αέριο κτλ.) Παρατηρήσεις και αναλύσεις υποδεικνύουν το ρόλο που παίζει το περιβάλλον που βρίσκεται ο γαλαξίας στις αλληλεπιδράσεις αυτές. Οι Lambas et al. (2003) δείχνουν ότι σε ζεύγη γαλαξιών ( projected distance, r p < 25kpch -1 και σχετική ακτινική ταχύτητα ΔV<100 Km/s ) παρουσιάζεται μεγαλύτερη δραστηριότητα σχηματισμού άστρων σε σχέση με απομονωμένους γαλαξίες, στο ίδιο περιβάλλον με παρόμοιες κατανομές φωτεινότητας και ερυθρομετατόπισης (redshift).

Επίδραση πυκνού περιβάλλοντος στην αλληλεπίδραση γαλαξιών Τα δεδομένα συλλέγονται από το Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 (SDSS-DR7) Alonso et al. (2011) Ανάλυση κοντινών ζευγών γαλαξιών που ανήκουν σε ομάδες ή σμήνη γαλαξιών. Επιλογή 660 ζευγών γαλαξιών σε 615 ομάδες με z<0.1 Καθορισμός δείγματος ελέγχου από 1320 γαλαξίες με r p <100Kpc/h και ΔV<350km/s. Κατάταξη των γαλαξιών. Σύγκριση με αδιατάρακτους γαλαξίες. Πίνακας 1. Ποσοστά ζευγών από το δείγμα του SDSS.

Κατανομή των γαλαξιών σε σχέση με την απόσταση από το κέντρο της ομάδας. Μ ( merging galaxies μπλε γραμμή), Τ (tidal ροζ γραμμή), Ν (non disturbed κόκκινη γραμμή) και η πράσινη γραμμή αναπαριστά όλους τους γαλαξίες που δεν έχουν άλλο κοντινό. Sol Alonso et al.(2011)

Επάνω: Κατανομή της φωτεινότητας για διαφορετικά ζευγάρια M,T,N, σε όλες τις ομάδες με πάνω από 4 μέλη. Κάτω: Ομοίως για φωτεινότητα Lum Group > L ʘ Ο αριθμός 1 δείχνει τον πιο φωτεινό γαλαξία κτλ. Sol Alonso et al.(2011) Πίνακας 2: Πιθανότητα για κάθε διαφορετικό ζευγάρι να είναι το φωτεινότερο του σμήνους.

Αριστερά: Διαγράμματα χρώματος-μεγέθους για Μ,Τ,N ζευγάρια Δεξιά: Ένδειξη ηλικίας γαλαξιών με χρήση της γραμμής D n (4000) σε σχέση με το μέγεθος. Οι μαύρες έντονες γραμμές εσωκλείουν ποσοστά 14%, 28%, 57%, 71%, 85% των απομονωμένων γαλαξιών αντίστοιχα. Sol Alonso et al.(2011)

Κατανομές u-r, log(SFR/M*), D n (4000), για διαφορετικές κατηγορίες M,T,N και το δείγμα ελέγχου Sol Alonso et al.(2011)

Ποσοστό γαλαξιών με D n (4000) <1.5(πάνω) και (u-r)<2.0 σε συνάρτηση με την απόσταση από το κέντρο του σμήνους. Ποσοστό γαλαξιών με D n (4000) <1.5(πάνω) και (u-r)<2.0 σε συνάρτηση με την ολική φωτεινότητα Sol Alonso et al.(2011)

Κατανομή του log(Σ GR ) για διαφορετικά ζεύγη Ποσοστό γαλαξιών με D n (4000) <1.5(πάνω) και (u-r)<2.0 σε συνάρτηση με log(Σ GR ). Όπου Σ GR =5/π *(d 5 GR ) 2, και d 5 GR είναι η απόσταση της 5 ης πλησιέστερης γειτονικής ομάδας, μεταξύ των κέντρων των ομάδων Sol Alonso et al.(2011).

Συμπεράσματα Από την κατανομή των διαταραγμένων γαλαξιών βλέπουμε ότι οι Μ (mergers) είναι πιο πιθανόν να συμβούν σε λιγότερο πυκνά περιβάλλοντα. Τα Μ, Τ, και Ν ζευγάρια είναι πιο πιθανό να είναι πλησιέστερα στο κέντρο σε σχέση με άλλα μέλη του σμήνους και πιθανότατα είναι οι πιο λαμπροί γαλαξίες στο σμήνος σε σχέση με τους μη διαταραγμένους γαλαξίες. Ενώ η σχέση χρώματος-μεγέθους για το σμήνος είναι προς το ερυθρό, για τα Μ ζευγάρια υπάρχει ταυτόχρονα περισσότερα μπλε και κόκκινα αντικείμενα. Υπάρχει μια τάση που δείχνει ότι αυτά τα ζευγάρια έχουν μια πιο γρήγορη μετάβαση από το μπλε στο κόκκινο. Στα Μ,Τ,Ν ζεύγη η κατανομή του SRF καθώς και του νεαρού αστρικού πληθυσμού σε σχέση με το δείγμα ελέγχου είναι μεγαλύτερη. Αυτό είναι πιο έντονο στα Μ ζεύγη. Η δημιουργία νέων άστρων μειώνεται προς το κέντρο, αλλά τα ζεύγη γαλαξιών έχουν μεγαλύτερη SFR (κυρίως τα Μ) σε σχέση με τους γαλαξίες που δεν έχουν ζευγάρι. Η αριθμός νέων αστεριών που δημιουργούνται αυξάνεται προς τα σμήνη με τη μικρότερη φωτεινότητα. Τέλος τα ζεύγη των γαλαξιών «προτιμούν» να είναι σε περιβάλλοντα χαμηλής πυκνότητας σε σχέση πάντα με το δείγμα ελέγχου.

Η εισερχόμενη ροή αερίου λόγω αλληλεπίδρασης γαλαξιών πυροδοτεί δραστηριότητα στον πυρήνα; Παρατηρείται αύξηση του ποσοστού των AGN σε κοντινά ζευγάρια γαλαξιών με r p <40kpc/h 70 σχέση με απομονωμένους γαλαξίες. Ποσοστό γαλαξιών ΑGN σε σχέση με την προβαλλόμενη απόσταση. Οι ανοιχτοί κύκλοι αφορούν στους γαλαξίες του δείγματος ελέγχου Ellison et al.(2012)

Υπεροχή ποσοστού AGN για z<0.1 (μαύροι κύκλοι) και z≥0.1 κόκκινοι κύκλοι σε σχέση με τη προβαλλόμενη απόσταση Το φαινόμενο είναι πιο ελαφρώς έντονο όταν οι μάζες του ζεύγους είναι περίπου ίσες. Ellison et al.(2012)

Ποσοστό γαλαξιών AGN(κόκκινο), Star Forming(μπλε), σύνθετο (πράσινο), σε σχέση με την προβαλλόμενη απόσταση. Ellison et al.(2012) Παρατηρούμε ότι ενώ το ποσοστό των Star forming γαλαξιών μεγαλώνει κατά 20%, των «καθαρών» AGN αυξάνεται κατά 50%, αλλά των σύνθετων γαλαξιών σε μικρές αποστάσεις γίνεται περίπου 2.5 φορές μεγαλύτερο. Η αύξηση αυτή σε όλες τις γραμμές εκπομπής υποδηλώνει ότι κάποιοι «ήσυχοι» γαλαξίες έχουν μεταμορφωθεί κατά την αλληλεπίδραση.

Αναφορές 1.Ellison et al.(2012). :Galaxy pairs in the Sloan Digital Sky Survey - IV: Interactions trigger AGN. 2.Sol Alonso et al.: Galaxy interactions II: High density environments 3.Binney J,Tremaine S. : Galactic Dynamics. 4.Kevin R.V. et al. (2012) :Galaxy Zoo: Quantifying Morphological Indicators of Galaxy Interaction