Galaxiile spirale sunt, fără îndoială, una dintre cele mai frumoase structuri din univers. Sub un model, structura spirală este creată de unde de densitate spirală. În altul, ele sunt induse de interacțiuni de maree. Această abordare este explorată într-o nouă lucrare de Dobbs și colab., Acceptată pentru publicare în Notificările lunare ale Royal Astronomical Society. Mai exact, autorii au încercat să folosească modelarea forțelor de maree pentru a recrea structura brațelor spiralate pe spirala de design mare, M51.
Pentru modelarea interacțiunii, au început cu un model al unei galaxii simple, cu o distribuție de masă (ruptă într-un disc, bombă și halo) similară cu cea pentru M51. Galaxia lor inițială a fost inițial lipsită de structură spirală, dar „instabilități gravitaționale în stele [Notă: spre deosebire de gazul galactic. Nu în stele individuale.] Produce o structură spirală multi-armată ”și neuniformă (cunoscută sub numele de spirală floculantă). Această natură floculantă a fost prezisă pentru prima dată într-o lucrare din 1964 de către Toomre și a fost simulată de mai multe ori de atunci. Echipa lui Dobbs a introdus apoi o sursă punctuală pentru a reprezenta galaxia mai mică (NGC 5195) de-a lungul parametrilor orbitali derivați de simulările anterioare ale lui Theis și Spinneker în 2003.
Pentru primii 60 de milioane de ani, o nouă structură semnificativă nu a fost o dovadă. Discul a arătat o perturbare din cauza tovarășului care se apropie, dar nu a apărut nicio nouă structură spirală. Cu toate acestea, după 120 de milioane de ani de la începutul simulării, indicii unui braț spiral din partea galaxiei cel mai aproape de însoțitor încep să se formeze și până la 180 de milioane de ani, două brațe spirale „grand design” pronunțate domină fața galaxiei. , cuprinzând peste 15.000 de ani-lumină.
Dar brațele erau prea bune pentru a rezista. Până la 240 de milioane de ani, brațele se întind doar la doar 6.500 de ani-lumină, întrucât forțele gravitaționale ale însoțitorului par să păstreze gazul galaxiei, în timp ce este tras în orbita sa. Până la 300 de milioane de ani, brațele în spirală au crescut din nou, iar perechea arată în mod remarcabil cu starea actuală a sistemului M51 / NGC 5195.
Autorii remarcă mai multe caracteristici pe care simularea lor le are în comun cu galaxia observată. În partea în care tovarășul s-a apropiat mai întâi de galaxie, ei notează un „kink” într-un braț (etichetat ca A în imagine spre stânga). O altă asemănare este divizarea unuia dintre brațele spiralate, deși poziția exactă este din nou (etichetată B).
O altă comparație pe care au făcut-o autorii a fost în raport cu punctele tari (sau amplitudinea) diferitelor modele de brațe (1 braț, 2 brațe, 3 brațe, etc.) de-a lungul timpului. Ei au descoperit că cele două tipuri armate au fost cele mai predominante, dar, din partea mecanicii, au stabilit că există structuri armate superioare care nu stăpâneau niciodată pe deplin. Cu toate acestea, aceste tipare armate superioare au venit închide la puterea spiralei cu 2 brațe. Autorii remarcă faptul că acest lucru este în concordanță cu rezultatele observaționale ale unui alt grup care studiază M51 într-o lucrare care încă nu a fost pregătită pentru publicare.
Cu toate acestea, există și unele diferențe. Un plumb de gaz extins din M51 simulat, care nu are nicio contrapartidă în observațiile reale (etichetat C). Observațiile actuale arată cantități mari de gaz în fața galaxiei însoțitoare care nu sunt prezente în același grad în simulare (etichetat D). În cele din urmă, observațiile reale arată o aplatizare vizibilă a brațelor M51 cele mai aproape de însoțitor. Din nou, acestea nu apar în simulare. Autorii sugerează că discrepanțele se pot datora modelării prea simpliste a NGC 5195 ca sursă punctuală în loc de corp extins sau unor mici diferențe de parametri inițiali în comparație cu sistemul real.
Chiar și cu aceste diferențe, autorii sugerează că modelarea interacțiunii lor arată că structura spirală, cel puțin în acest caz, este cel mai probabil rezultatul interacțiunii mareei de pe M51 de către NGC 5195. De asemenea, ei observă că undele cu densitate spirală sunt probabile nu vinovat deoarece alte studii nu au fost în măsură să determine o „viteză a modelului” consistentă pentru galaxie (viteza modelului este viteza unghiulară la care brațele s-ar roti dacă sunt privite ca o structură coerentă). În schimb, observațiile au arătat că brațele ar trebui să aibă viteze diferite ale modelului la diferite raze.
Deși munca lor nu sugerează acest lucru toate structura spirală este formată din interacțiuni de maree cu tovarăși, această lucrare constituie un caz puternic pentru posibilitatea în multe galaxii care ar avea astfel de însoțitori și M51 în mod specific. Mai mult, simulările dezvăluie, de asemenea, că aceste brațe induse în mod public sunt un fenomen temporar. Deoarece nu au o viteză fixă, ei voi încetul cu încetul și pe măsură ce interacțiunea progresează, galaxiile vor fi distorsionate și, ulterior, se vor contopi.
(Mulțumesc Claire Dobbs pentru permisiunea de a reproduce imagini din hârtie, precum și clarificări pe câteva puncte.)
