Wie entstehen Spiralarme?

Es gibt mehrere Theorien darüber, wie sie sich bilden, wie Dichtewellen und stochastische selbstausbreitende Sternentstehung (SSPSF).

Aber Sie interessieren sich dafür, wie sie beginnen. Die aktuelle Debatte über die Arme hat zwei Hauptpunkte: Einer besagt, dass die Arme im Laufe der Zeit kommen und gehen, und eine zweite und weit verbreitete Theorie besagt, dass das Material, aus dem die Arme bestehen – Sterne, Gas und Staub – von Unterschieden in der Schwerkraft und Schwerkraft beeinflusst wird stützt die Arme über lange Zeiträume.

Es gibt einige herausragende Theorien, darunter die, die Sie in Ihrer Frage vorschlagen:

• Anfängliche Nichtachsensymmetrie in der Scheibe und/oder dem Halo (dh Galaxien-/Sternentstehungsprozesse)
• Galaxienbegegnungen (Umweltprozesse)

Zur ersten Idee, die eine kürzlich durchgeführte massive Computersimulationsstudie ergab, „unter Verwendung hochauflösender N-Körper-Simulationen verfolgen wir die Bewegungen von Sternen unter dem Einfluss der Schwerkraft und zeigen, dass Massenkonzentrationen mit ähnlichen Eigenschaften wie bei riesigen Molekülwolken induziert werden können die Entwicklung von Spiralarmen durch einen Prozess, der als Schwungverstärkung bezeichnet wird. Im Gegensatz zu früheren Arbeiten zeigen wir jedoch, dass die letztendliche Reaktion der Scheibe stark nichtlinear sein kann, was die Bildung und Langlebigkeit der resultierenden Muster erheblich verändert. Entgegen den Erwartungen, Zerklüftete Spiralstrukturen können daher zumindest im statistischen Sinne lange überleben, nachdem der ursprüngliche Störeinfluss beseitigt wurde.“ Und sie haben einige Animationen und Beispiele .

Hier ist ein beispielhafter Schnappschuss der Entwicklung ihres komplexen Modells zu sehen.

Zur zweiten Idee der äußeren Einflüsse hier eine Beispielsimulation, die den Einfluss einer nahen Galaxie zeigt, die das Ungleichgewicht verursacht, das die Armbildung auslöst. Ich denke, das ist ziemlich intuitiv vorstellbar und die Simulation demonstriert auch den Mechanismus.

Aufgrund der großen Vielfalt galaktischer Formen für Spiralgalaxien könnte es eine Kombination dieser Effekte oder zusätzliche Prozesse geben, die derzeit aufgrund unserer sehr kurzen Beobachtungszeit für Ereignisse im galaktischen Maßstab noch nicht gut verstanden sind.

Die Antwort von user6972 ist großartig, aber ich dachte, ich würde eine etwas technischere Fußnote hinzufügen. Wenn Sie die Mathematik vergessen haben, springen Sie zum Ende, wo ich eine einfache physikalische Interpretation gebe.

Die Dispersionsbeziehung für eine unterschiedlich rotierende Flüssigkeitsscheibe (dh die Rotationsfrequenz ändert sich mit dem Radius, im Gegensatz zu einer gleichmäßig rotierenden Scheibe) lautet:

$(\omega-m\Omega)^2 = \kappa^2-2\pi G\Sigma|k| + v_s^2k^2$

• $\omega$ist die Kreisfrequenz einer Störwelle
• $m$ist eine ganze Zahl$\geq 0$und beschreibt die Rotationssymmetrie der Scheibe (so$m=2$z.B. für eine Balkenstruktur)
• $\Omega$ist die Rotationsfrequenz der Scheibe
• $\kappa$ist die epizyklische Frequenz der Störung
• $\Sigma$ist die Oberflächendichte der Scheibe (Masse pro Flächeneinheit)
• $k$ist die Wellenzahl der Störung
• $v_s$ist die Schallgeschwindigkeit in der Flüssigkeit

Das mag ein bisschen einschüchternd sein, aber wie ich gleich zeigen werde, hat es eine schöne einfache physikalische Interpretation.

Zunächst jedoch ein paar Worte zu den Annahmen, die in diese Dispersionsbeziehung einfließen (die vollständige Herleitung befindet sich in Galactic Dynamics 2 von Binney & Tremaine$^\mathrm{nd}$Ausgabe ... es ist ziemlich kompliziert, also werde ich nicht versuchen, es hier zu skizzieren).

• Die Scheibe wird als zweidimensional (unendlich dünn) angenähert.
• Störungen an der Platte sind gering.
• Die "tight-winding"-Approximation oder "Short-Wellenlängen"-Approximation - ganz grob gesagt schlägt die Ableitung fehl, wenn die Spiralarme nicht eng gewickelt sind. Dies ist eigentlich analog zur WKB-Näherung .
• Die Schallgeschwindigkeit$v_s$ist viel kleiner als die Drehzahl$\Omega R$.

Sind diese Annäherungen also vernünftig? Bei der Überprüfung typischer Scheibengalaxien stellt sich heraus, dass dies der Fall ist (solange wir nicht von kollidierenden Galaxien oder ähnlichem sprechen, was zu großen Störungen führen würde). Außerdem geht es bei dieser Analyse nicht darum, ein schönes, sauberes Ergebnis zu erhalten, das die Theorie der Spiralarmbildung zeigt, sondern uns davon zu überzeugen, dass eine Scheibe unter bestimmten Bedingungen von Natur aus instabil ist und Spiralarme bilden "wollen" (und Einblick in was die Instabilität antreibt), und wir können später überprüfen, ob sie sich tatsächlich mit Simulationen wie den von user6972 erwähnten bilden.

Ok, also mit einer Dispersionsrelation, die auf einigen vernünftigen Annahmen basiert, können wir die übliche Stabilitätsanalyse durchführen, die erforderlich ist$\omega^2>0$für Stabilität. Das gibt:

$\mathrm{stable~if~}\dfrac{v_s\kappa}{\pi G\Sigma} > 1$

Die Analyse für eine Scheibe aus Sternen anstelle einer Flüssigkeitsscheibe (in Wirklichkeit ist eine Galaxie eine Scheibe aus einer Mischung aus Sternen und Gas) ist sehr ähnlich, aber mit ein paar zusätzlichen blutigen Details ... das Ergebnis ist jedoch schön :

$\mathrm{stable~if~}\dfrac{\sigma_R\kappa}{3.36G\Sigma}>1$

wo$\sigma_R$ist die Radialgeschwindigkeitsdispersion der Sterne in der Scheibe; Dies ist ein Maß für die Verteilung der Radialgeschwindigkeiten und kann als Schallgeschwindigkeit angesehen werden. In gewissem Sinne enthält sie Informationen darüber, wie schnell die Sterne reagieren, um einen Impuls zu übertragen. Dies ist ein ziemlich berühmtes Ergebnis, das als "Toomres Stabilitätskriterium" bezeichnet wird.

Ok, nun zur einfachen physikalischen Interpretation der Stabilitätskriterien. Das muss ich erstmal anmerken$v_s$(Schallgeschwindigkeit),$\sigma_R$(Geschwindigkeitsdispersion) und$\kappa$(Epizyklische Frequenz) sind alle ähnliche Größen; sie beschreiben die Fähigkeit eines Systems, auf eine Störung zu reagieren. Wenn ich auf eine Seite einer Gaswolke stoße, erfährt die andere Seite nur so schnell durch Druck davon, wie die Schallgeschwindigkeit (oder Geschwindigkeitsdispersion/epizyklische Frequenz) die Botschaft transportieren kann.

Stellen Sie sich nun vor, ich habe eine rotierende Gasscheibe mit schönen glatten Eigenschaften und ich drücke ein kleines Stück Gas (oder eine Gruppe von Sternen) ein wenig zusammen. Zwei Dinge passieren - das zusammengedrückte Gasstück wird nach außen "zurückgedrückt", da ich den Druck erhöht habe, aber ich habe auch eine leichte Erhöhung der Dichte verursacht, die ein wenig zusätzliche Gravitationskraft ausübt. Es stellt sich heraus, dass die Gravitationskraft proportional ist$G\Sigma$, und die Druckkraft ist proportional zu$v_s\kappa$(oder$\sigma_R\kappa$). Das gleiche Argument gilt umgekehrt, wenn ich das Gas / die Sterne etwas strecke - der Druck sinkt, aber auch die Gravitationskraft. Die Interpretation der obigen Stabilitätskriterien lautet also: Wenn ich ein wenig Gas (oder Sterne) ein wenig zusammendrücke und der Druckanstieg ausreicht, um die Zunahme der Schwerkraft auszugleichen, wird sich das Gas von selbst lösen. es ist stabil. Siegt dagegen die Schwerkraft gegen den Druck, ist die Scheibe instabil und kollabiert lokal.

Ok, wie führt das zu Spiralarmen? Nun, Sie können mit den Parametern einer typischen Galaxie zeigen, dass Spiralen eine natürliche Struktur sind, die sich unter dieser Art von Instabilität bilden (je nach Details ist auch ein Balken möglich). Es ist jedoch eine Menge Arbeit, und ich bin mir nicht sicher, ob es viel mehr Einsicht bringt - an diesem Punkt ist es meiner Meinung nach an der Zeit, auf Simulationen umzusteigen und zu sehen, dass sich aufgrund dieser Instabilität tatsächlich Spiralen zu bilden scheinen .