Tähtienpurkausgalaksi on galaksi , jossa tähtien muodostuminen tapahtuu erittäin nopeasti verrattuna vastaavaan prosessiin useimmissa galakseissa.
Esimerkiksi tähtien muodostumisnopeus Linnunradalla on noin 3 M ⊙ /v, kun taas tähtipurkauksen omaavissa galakseissa se voi nousta 100 M ⊙ /v [1] . Jos tämä nopeus säilyisi, galaksien kaasu loppuisi paljon nopeammin kuin galaksin elinaikana. Siksi uskotaan, että tähtien muodostumisen puhkeaminen on väliaikainen ilmiö. Useimmiten tähtienmuodostuksen puhkeaminen galaksissa havaitaan kahden galaksin törmäyksen jälkeen tai toisen lähellä toisiaan kulkevan läheltä.
Tunnettuja tähtipurkausgalakseja ovat M82 , antennigalaksit ( NGC 4038 ja NGC 4039 ) ja IC 10 .
Termillä "starburst galaxy" ei ole tiukkaa määritelmää, mutta tähtitieteellisessä yhteisössä hyväksytään, että määritelmässä tulee ottaa huomioon seuraavat tekijät:
Tunnettuja määritelmiä ovat mm.
Ennen kuin tämä prosessi voi alkaa, galaksissa on oltava suuri määrä kylmää molekyylikaasua . Itse tähtien muodostumisprosessi alkaa kuitenkin pääasiassa galaksien törmäyksen, sulautumisen tai gravitaatiovuorovaikutuksen seurauksena: esimerkiksi monilla tällaisilla galakseilla on vuorovesipyrstö , ja galaksin epäsymmetrian ja galaksien osuuden välillä on havaittu korrelaatiota. siinä nuoria tähtiä.
Tarkkaa mekanismia, joka aiheuttaa tähtien muodostumisen, ei kuitenkaan täysin ymmärretä. Oletetaan, että toisen galaksin vaikutus voi aiheuttaa epävakautta galaksin pyörimisessä, minkä seurauksena molekyylipilvet siirtyvät keskustaan, alkavat kutistua ja muodostaa tähtiä [3] .
Tähtien puhkeavalla galaksilla on oltava runsaasti kaasua saatavilla tähtien muodostumista varten. Itse purskeen voi aiheuttaa läheinen törmäys toisen galaksin kanssa (esim. M81/M82), törmäyksestä toiseen galaksiin (esim. Antennit) tai muusta prosessista, joka työntää materiaalia galaksin keskustaan (esim. tähtiputki).
Tähtien muodostuminen sisällä on melko äärimmäinen ympäristö. Suuri määrä kaasua muodostaa erittäin massiivisia tähtiä. Nuoret kuumat tähdet ionisoivat ympärillään olevan kaasun (enimmäkseen vetyä) luoden H II -alueita . Erittäin kuumien tähtien ryhmiä kutsutaan OB - yhdistyksiksi . Nämä tähdet palavat erittäin kirkkaasti ja hyvin nopeasti, ja on todennäköistä, että ne räjähtävät supernovaina elämänsä lopussa .
Supernovaräjähdyksen jälkeen sinkoutunut materiaali laajenee ja muuttuu supernovajäännökseksi . Nämä jäännökset ovat vuorovaikutuksessa ympäristön kanssa tähtien muodostuksessa ( tähtienvälisessä väliaineessa ) ja voivat olla luonnollisten massoijien paikka .
Läheisten tähtienpurkausgalaksien tutkiminen voi auttaa määrittämään galaksien muodostumisen ja evoluution historian. Esimerkiksi Hubble Deep Fieldissä havaittujen lukuisten hyvin kaukaisten galaksien tiedetään olevan tähtien muodostumispurkauksia, mutta ne ovat liian kaukana tutkittavaksi yksityiskohtaisesti. Läheisten esimerkkien tarkkaileminen ja niiden ominaisuuksien tutkiminen voi antaa käsityksen siitä, mitä tapahtui varhaisessa universumissa, koska valo, jonka näemme näistä kaukaisista galakseista, on peräisin universumin paljon nuoremmalta ajalta.
Tällaisten galaksien luokittelu on melko vaikea tehtävä, koska termi itsessään on melko epämääräinen ja tähtipurkaukset ovat vain tilapäisiä ilmiöitä. Soihdut voivat tapahtua spiraaligalakseissa ja epäsäännöllisissä galakseissa . Tähtitieteilijät kuitenkin erottavat useita erilaisia tähtipurkaustyyppejä:
M 82 galaksi on meitä lähin ja prototyyppinen tähtipurkausgalaksi. Tähtien muodostumispurske siinä johtuu galaksin M 81 läheisestä kulkusta , ja näiden kahden galaksin välillä on havaittu neutraalin vedyn virtaus. M 82:n keskialueilla on monia supernovajäänteitä , mikä viittaa siihen, että aktiivista tähtien muodostumista on jatkunut yli useita miljoonia vuosia [5] [6] .
| galaksit | |
|---|---|
| Erilaisia |
|
| Rakenne | |
| Aktiiviset ytimet | |
| Vuorovaikutus | |
| Ilmiöt ja prosessit | |
| Luettelot | |
