Галактика со вспышкой звездообразования — галактика , в которой звездообразование происходит с очень высокой скоростью, по сравнению с аналогичным процессом в большинстве галактик.

К примеру, скорость звездообразования в Млечном Пути составляет около 3 M _⊙ /год, в то время как в галактиках со вспышкой звездообразования она может достигать 100 M _⊙ /год . Если бы такой темп сохранялся, то газ в галактиках заканчивался бы гораздо быстрее, чем за срок жизни галактики. Поэтому считается, что вспышка звездообразования — временное явление. Чаще всего вспышка звездообразования в галактике наблюдается после столкновения двух галактик или близкого прохода одной возле другой.

Среди хорошо известных галактик со вспышками звездообразования — M82 , галактики Антенны ( NGC 4038 и NGC 4039 ) и IC 10 .

Определения

Термин «галактика со вспышкой звездообразования» не имеет строгого определения, однако в астрономическом сообществе принято, что определение должно учитывать следующие факторы:

• скорость, с которой газ превращается в звёзды (скорость звездообразования);
• доступное количество газа, из которого могут образовываться звёзды;
• сравнение временно́го масштаба звездообразования и возраста или периода вращения галактики.

Среди широко известных определений можно встретить:

• Продолжающееся звездообразование, которое при данной скорости исчерпало бы запасы газа за время, много меньшее возраста Вселенной ( время Хаббла ).
• Продолжающееся звездообразование, которое при данной скорости исчерпало бы запасы газа за время, много меньшее галактики (возможно, один период обращения для спиральных галактик).
• Если текущая скорость звездообразования, поделённая на среднюю скорость в прошлом, много больше единицы. Это соотношение называют «коэффициентом рождаемости».

Причины вспышек звездообразования

Перед началом этого процесса необходимо, чтобы в галактике было большое количество холодного молекулярного газа . Однако сам процесс звездообразования начинается, в основном, в результате столкновения, слияния или гравитационного взаимодействия галактик: так, например, у многих таких галактик наблюдаются приливные хвосты , а между асимметрией галактики и долей молодых звёзд в ней обнаружена корреляция.

Тем не менее, точный механизм, который вызывает звездообразование, до конца неясен. Предполагается, что влияние другой галактики может вызвать нестабильности во вращении галактики, из-за чего молекулярные облака смещаются к центру, начинают сжиматься и образовывают звёзды .

Состав

Галактика со вспышкой звездообразования должна иметь большой запас газа, доступного для образования звёзд. Сам всплеск может быть вызван близким столкновением с другой галактикой (например, M81/M82), столкновением с другой галактикой (например, Антеннами) или другим процессом, который выталкивает материал в центр галактики (например, звёздная полоса).

Внутри звездообразования довольно экстремальная среда. Большое количество газа образует очень массивные звёзды. Молодые горячие звёзды ионизируют газ (в основном водород) вокруг себя, создавая области H II . Группы очень горячих звёзд известны как OB-ассоциации . Эти звезды горят очень ярко и очень быстро, и вполне вероятно, что в конце своей жизни они взорвутся как сверхновые .

После взрыва сверхновой выброшенный материал расширяется и становится остатком сверхновой . Эти остатки взаимодействуют с окружающей средой внутри звездообразования ( межзвездной средой ) и могут быть местом возникновения естественных мазеров .

Изучение ближайших галактик со вспышками звездообразования может помочь определить историю формирования и эволюции галактик. Известно, что большое количество очень далёких галактик, наблюдаемых, например, в Hubble Deep Field , являются вспышками звездообразования, но они слишком далеко, чтобы их можно было детально изучить. Наблюдение за близкими примерами и изучение их характеристик может дать представление о том, что происходило в ранней Вселенной, поскольку свет, который мы видим от этих далёких галактик, оставлен, когда Вселенная была намного моложе.

Классификация

Классификация таких галактик — довольно непростая задача, потому что сам термин довольно размытый, а вспышки звездообразования — лишь временные явления. Вспышки могут происходить в спиральных галактиках и в неправильных . Однако астрономы выделяют несколько различных типов вспышек звездообразования:

• Компактные голубые галактики — как правило, эти галактики имеют малую массу, бедны тяжёлыми элементами и практически не содержат пыли. Они имеют голубой цвет из-за большого количества молодых горячих звёзд. Изначально считалось, что это молодые галактики, которые в которых только сейчас рождается первая звёздная популяция , однако в большинстве таких галактик встречаются звёзды более поздних популяций. Примером такой галактики может служить I Zwicky 18 .
• Яркие инфракрасные галактики :
  • Ультраяркие инфракрасные галактики — объекты с очень большим количеством пыли, которая поглощает ультрафиолетовое излучение молодых звёзд, нагревается и излучает уже, в основном, в инфракрасном диапазоне .
  • Экстремально яркие инфракрасные галактики — ещё более яркие объекты.
• Галактики Вольфа — Райе — галактики, в которых большая часть ярких звёзд — звёзды Вольфа — Райе .

Примеры

Галактика M 82 — самая близкая к нам и прототипичная галактика со вспышкой звездообразования. Вспышка звездообразования в ней вызвана близким прохождением галактики M 81 , и между этими двумя галактиками обнаружен поток нейтрального водорода. В центральных областях M 82 есть множество остатков сверхновых звёзд , что свидетельствует о том, что активное звездообразование идёт больше нескольких миллионов лет .

Примечания

Ссылки

• Kennicutt, R. C.; Evans, N. J. Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies (англ.) // (англ.) ( : journal. — 2012. — Vol. 50 . — P. 531—608 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
• Weedman, D. W.; Feldman, F. R.; Balzano, V. A.; Ramsey, L. W.; Sramek, R. A.; Wuu, C. -C. NGC 7714 – the prototype star-burst galactic nucleus (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 1981. — Vol. 248 . — P. 105 . — doi : . — Bibcode : .
• (неопр.) . chandra.harvard.edu. Дата обращения: 29 декабря 2007. 21 марта 2012 года.