Galaktyki spiralne są niewątpliwie jedną z najpiękniejszych struktur we wszechświecie. W ramach jednego modelu spiralna struktura jest tworzona przez spiralne fale gęstości. W innym są one indukowane przez interakcje pływowe. To podejście zostało zbadane w nowej pracy Dobbs i wsp., Zaakceptowanej do publikacji w miesięcznych zawiadomieniach Royal Astronomical Society. W szczególności autorzy podjęli próbę zastosowania modelowania sił pływowych w celu odtworzenia struktury ramion spiralnych na wielkiej spirali projektowej, M51.
Aby modelować interakcję, rozpoczęto od modelu prostej galaktyki o rozkładzie masy (podzielonym na dysk, wybrzuszenie i halo) podobnym do tego dla M51. Ich początkowa galaktyka początkowo była wolna od struktury spiralnej, ale „niestabilności grawitacyjnej w gwiazdach [Uwaga: w przeciwieństwie do gazu galaktycznego. Nie w pojedynczych gwiazdach.] Wytwarzają wieloręką ”i niejednolitą strukturę spiralną (zwaną kłaczkowatą spiralą). Ten kłaczkowaty charakter został po raz pierwszy przewidziany w artykule z 1964 r. Przez Toomre'a i od tego czasu był wielokrotnie symulowany. Zespół Dobbsa wprowadził następnie punktowe źródło reprezentujące mniejszą galaktykę (NGC 5195) wzdłuż parametrów orbity uzyskanych z poprzednich symulacji Theisa i Spinnekera w 2003 roku.
Przez pierwsze 60 milionów lat znacząca nowa struktura nie była dowodem. Dysk wykazywał pewne zaburzenia spowodowane zbliżającym się towarzyszem, ale nie powstała nowa spiralna struktura. Jednak po 120 milionach lat od rozpoczęcia symulacji zaczynają się tworzyć ślady spiralnego ramienia po stronie galaktyki najbliższej towarzyszowi, a przez 180 milionów lat dwa wyraźne spiralne ramiona „wielkiego projektu” dominują na powierzchni galaktyki obejmujący ponad 15 000 lat świetlnych.
Ale ramiona były zbyt piękne, by przetrwać. Po 240 milionach lat ramiona rozciągają się do zaledwie 6500 lat świetlnych, gdy siły grawitacyjne towarzyszące mu wydają się przepędzać gaz galaktyki, gdy krąży po orbicie. Przez 300 milionów lat spiralne ramiona ponownie wzrosły, a para wygląda niezwykle podobnie do obecnego stanu systemu M51 / NGC 5195.
Autorzy zauważają kilka cech, które ich symulacja ma wspólnego z obserwowaną galaktyką. Po stronie, w której towarzysz po raz pierwszy zbliżył się do galaktyki, zauważają „załamanie” w jednym ramieniu (oznaczone jako A na zdjęciu po lewej). Innym podobieństwem jest podział jednego z ramion spiralnych, chociaż znowu dokładne ustawienie jest inne (oznaczone B).
Innym porównaniem dokonanym przez autorów była siła (lub amplituda) różnych wzorów ramion (1 ramię, 2 ramię, 3 ramię itp.) W czasie. Odkryli, że wzór dwóch zbrojnych był najbardziej dominujący, ale na podstawie mechaniki ustalili, że leżą u podstaw wyższe uzbrojone struktury, które nigdy w pełni się nie utrzymały. Jednak pojawiły się te bardziej uzbrojone wzory blisko do siły spirali 2 ramion. Autorzy zauważają, że jest to zgodne z obserwacyjnymi odkryciami innej grupy badającej M51 w pracy, która nie została jeszcze przygotowana do publikacji.
Istnieją jednak również pewne różnice. Pióropusz gazu wydostaje się z symulowanego M51, który nie ma odpowiednika w rzeczywistych obserwacjach (oznaczony jako C). Rzeczywiste obserwacje pokazują duże ilości gazu przed galaktyką towarzyszącą, które nie są obecne w tym samym stopniu w symulacji (oznaczonej jako D). Wreszcie, prawdziwe obserwacje pokazują zauważalne spłaszczenie ramion M51 najbliżej towarzysza. Ponownie nie pojawiają się one w symulacji. Autorzy sugerują, że rozbieżności mogą wynikać z nadmiernie uproszczonego modelowania NGC 5195 jako źródła punktowego zamiast rozszerzonej bryły lub niewielkich różnic w początkowych parametrach w porównaniu do rzeczywistego układu.
Nawet przy tych różnicach autorzy sugerują, że ich modelowanie interakcji pokazuje, że struktura spiralna, przynajmniej w tym przypadku, najprawdopodobniej jest wynikiem oddziaływania pływowego na M51 przez NGC 5195. Zwracają również uwagę, że prawdopodobne są fale gęstości spiralnej nie sprawca, ponieważ inne badania nie były w stanie określić stałej „prędkości wzoru” dla galaktyki (prędkość wzoru to prędkość kątowa, z jaką ramiona obracałyby się, gdyby były postrzegane jako spójna struktura). Zamiast tego obserwacje wykazały, że ramiona powinny mieć różne prędkości wzoru przy różnych promieniach.
Chociaż ich praca tego nie sugeruje wszystko struktura spiralna powstaje w wyniku interakcji pływowych z towarzyszami, praca ta stanowi mocny argument za możliwością istnienia wielu galaktyk, które miałyby takich towarzyszy, a konkretnie M51. Ponadto symulacje pokazują również, że te ramiona wywołane pływami są zjawiskiem tymczasowym. Ponieważ nie mają stałej prędkości, mają będzie powoli się rozkręca, a wraz z postępem interakcji galaktyki ulegną dalszemu zniekształceniu i ostatecznie się połączą.
(Podziękowania dla Claire Dobbs za pozwolenie na powielanie zdjęć z gazety oraz wyjaśnienie kilku punktów.)
