Penggabungan galaksi

Penggabungan galaksi () atau percantuman galaksi () boleh berlaku apabila dua (atau lebih) galaksi bertembung. Ia merupakan jenis interaksi galaksi yang paling ganas. Interaksi graviti antara galaksi dan geseran antara gas dan debu memberi kesan besar kepada galaksi-galaksi yang terlibat, namun kesan tepat dari gabungan tersebut bergantung kepada pelbagai parameter seperti sudut perlanggaran, kelajuan, serta saiz/komposisi relatif, dan ini merupakan bidang penyelidikan yang sangat aktif pada masa kini. Penggabungan galaksi adalah penting kerana kadar gabungan merupakan ukuran asas dalam evolusi galaksi dan juga memberi petunjuk kepada ahli astronomi mengenai bagaimana galaksi berkembang menjadi bentuknya yang sekarang sepanjang tempoh masa yang panjang.

 Penerangan 
Semasa penggabungan galaksi, bintang-bintang dan jirim gelap dalam setiap galaksi akan terjejas oleh galaksi yang mendekati. Menjelang peringkat akhir penggabungan, keupayaan graviti mula berubah dengan begitu pantas sehingga orbit bintang-bintang terubah dengan ketara, dan kehilangan segala jejak orbit mereka sebelum ini. Proses ini dipanggil “relaksasi ganas”. Sebagai contoh, apabila dua galaksi cakera bertembung, bintang-bintang mereka pada mulanya berputar dengan teratur dalam satah dua cakera berasingan. Semasa penggabungan, pergerakan teratur itu berubah menjadi tenaga rawak (“terhaba”). Galaksi yang terhasil didominasi oleh bintang-bintang yang mengorbit galaksi dalam jaringan orbit yang rumit dan rawak, yang dapat dilihat pada galaksi elips.
Gabungan galaksi juga merupakan tempat bagi pembentukan bintang yang sangat banyak. Kadar pembentukan bintang (SFR) semasa penggabungan besar boleh mencapai ribuan jisim suria bintang baru setiap tahun, bergantung kepada kandungan gas dalam setiap galaksi dan anjakan merahnya. Kadar pembentukan bintang biasa dalam penggabungan adalah kurang daripada 100 jisim suria baru setiap tahun. Ini adalah besar berbanding dengan Galaksi Bima Sakti kita, yang hanya menghasilkan beberapa bintang baru setiap tahun (~2 bintang baru). Walaupun bintang hampir tidak pernah cukup dekat untuk bertembung semasa gabungan galaksi, awan molekul gergasi dengan pantas jatuh ke pusat galaksi di mana ia bertembung dengan awan molekul lain. Pertembungan ini kemudiannya merangsang pemeluwapan awan-awan ini untuk menjadi bintang baru. Fenomena ini dapat dilihat dalam galaksi yang sedang bergabung di alam semesta berdekatan. Walau bagaimanapun, proses ini lebih ketara semasa penggabungan yang membentuk kebanyakan galaksi elips yang kita lihat hari ini, yang mungkin berlaku 1 hingga 10 bilion tahun dahulu, ketika terdapat lebih banyak gas (dan seterusnya lebih banyak awan molekul) dalam galaksi. Selain itu, jauh dari pusat galaksi, awan gas akan bertembung antara satu sama lain, menghasilkan kejutan yang merangsang pembentukan bintang baru dalam awan gas. Hasil daripada semua keganasan ini ialah galaksi cenderung mempunyai sedikit gas yang tersedia untuk membentuk bintang baru selepas mereka bergabung. Oleh itu, jika sebuah galaksi terlibat dalam gabungan besar, dan selepas beberapa bilion tahun berlalu, galaksi tersebut akan mempunyai sedikit bintang muda (lihat evolusi bintang). Inilah yang kita lihat dalam galaksi elips hari ini, dengan sedikit gas molekul dan sangat sedikit bintang muda. Ini dianggap berlaku kerana galaksi elips merupakan produk akhir daripada gabungan besar yang menggunakan sebahagian besar gas semasa penggabungan, dan seterusnya  pembentukan bintang selepas penggabungan telah terhenti.
Penggabungan galaksi boleh disimulasikan dalam komputer untuk memahami lebih lanjut tentang pembentukan galaksi. Pasangan galaksi, yang pada asalnya dari sebarang jenis morfologi, boleh dikaji dengan mengambil kira semua daya graviti, serta hidrodinamik dan pelesapan gas antara bintang, pembentukan bintang daripada gas, serta tenaga dan jisim yang dilepaskan semula ke dalam medium antara bintang oleh supernova. Pustaka simulasi gabungan galaksi ini boleh didapati di laman web GALMER. Satu kajian yang diketuai oleh Jennifer Lotz dari Institut Sains Teleskop Angkasa di Baltimore, Maryland, mencipta simulasi komputer untuk memahami lebih baik imej-imej yang diambil oleh Teleskop Angkasa Hubble. Pasukan Lotz cuba untuk mengambil kira pelbagai kemungkinan gabungan, dari pasangan galaksi dengan jisim yang sama bergabung kepada interaksi antara galaksi gergasi dan galaksi kecil. Pasukan ini juga menganalisis pelbagai orbit untuk galaksi-galaksi tersebut, kemungkinan impak perlanggaran, dan bagaimana galaksi-galaksi tersebut berorientasi antara satu sama lain. Secara keseluruhan, kumpulan ini menghasilkan 57 senario gabungan yang berbeza dan mengkaji gabungan tersebut dari 10 sudut pandangan yang berbeza.

Salah satu gabungan galaksi terbesar yang pernah diperhatikan melibatkan empat galaksi elips dalam gugusan CL0958+4702. Gabungan ini mungkin membentuk salah satu galaksi terbesar di Alam Semesta.

 Kategori 
Penggabungan galaksi boleh diklasifikasikan kepada kumpulan yang berbeza disebabkan oleh sifat galaksi yang bergabung, seperti bilangannya, saiz perbandingannya dan kekayaan gasnya .

 Mengikut nombor 
Penggabungan boleh dikategorikan mengikut bilangan galaksi yang terlibat dalam proses:

 Penggabungan binari
 Dua galaksi yang berinteraksi bergabung.
 Penggabungan berbilang
 Tiga atau lebih galaksi bergabung.

 Mengikut saiz 
Penggabungan boleh dikategorikan mengikut sejauh mana galaksi yang terlibat terbesar berubah saiz atau bentuk disebabkan penggabungan itu:

 Penggabungan kecil
 Penggabungan adalah kecil jika salah satu daripada galaksinya jauh lebih besar daripada yang lain. Galaksi yang lebih besar selalunya akan "memakan" yang lebih kecil - fenomena yang sesuai dinamakan "kanibalisme galaksi" - menyerap kebanyakan gas dan bintangnya dengan sedikit kesan penting lain pada galaksi yang lebih besar. Galaksi asal kita, Bima Sakti, dianggap sedang menyerap beberapa galaksi yang lebih kecil dalam cara ini, seperti Galaksi Kerdil Canis Major, dan mungkin Awan Magellan. Alur Bintang Virgo dianggap sebagai sisa galaksi kerdil yang kebanyakannya telah digabungkan dengan Bima Sakti.
 Penggabungan besar
 Penggabungan dua galaksi pilin yang lebih kurang sama saiznya ialah besar; jika ia berlanggar pada sudut dan kelajuan yang sesuai, ia mungkin akan bergabung dengan cara yang menghamburkan banyak habuk dan gas melalui pelbagai mekanisme suap balik yang selalunya merangkumi peringkat di mana terdapat nukleus galaksi aktif. Ini dianggap sebagai penggerak di sebalik banyak kuasar. Hasilnya ialah galaksi elips, dan ramai ahli astronomi membuat hipotesis bahawa ini adalah mekanisme utama yang mencipta elips.

Satu kajian mendapati bahawa galaksi besar bergabung dengan satu sama lain secara purata sekali dalam tempoh 9 bilion tahun yang lalu. Galaksi kecil pula bergabung dengan galaksi besar dengan lebih kerap. Perlu diingat bahawa  Galaksi Bima Sakti dan Galaksi Andromeda dijangka akan bertembung dalam kira-kira 4.5 bilio tahun

Satu kajian mendapati bahawa galaksi besar bergabung antara satu sama lain secara purata sekali sepanjang 9 bilion tahun yang lalu. Galaksi kecil bercantum dengan galaksi besar lebih kerap.  Ambil perhatian bahawa Bima Sakti dan Galaksi Andromeda diramalkan akan bertembung dalam kira-kira 4.5 bilion tahun. Hasil jangkaan penggabungan galaksi ini adalah besar kerana ia mempunyai saiz yang serupa, dan akan berubah daripada dua galaksi pilin "reka bentuk besar" kepada (mungkin) galaksi elips gergasi.

 Dengan kekayaan gas 
Penggabungan galaksi boleh dikategorikan mengikut tahap interaksi gas (jika ada) yang dibawa dalam dan sekitar galaksi yang bergabung:

 Penggabungan basah
 Penggabungan basah adalah antara galaksi yang kaya dengan gas (galaksi "biru"). Penggabungan basah biasanya menghasilkan sejumlah besar pembentukan bintang, mengubah galaksi cakera kepada galaksi elips dan mencetuskan aktiviti kuasar.
 Penggabungan kering
 Penggabungan antara galaksi miskin gas (galaksi "merah") dipanggil kering. Penggabungan kering biasanya tidak banyak mengubah kadar pembentukan bintang galaksi, tetapi boleh memainkan peranan penting dalam meningkatkan jisim bintang.
 Penggabungan lembap
 Penggabungan lembap berlaku antara dua jenis galaksi yang sama yang dinyatakan di atas (galaksi "biru" dan "merah"), jika terdapat gas yang mencukupi untuk memacu pembentukan bintang yang ketara tetapi tidak cukup untuk membentuk kelompok globul.
 Penggabungan bercampur
 Penggabungan bercampur berlaku apabila galaksi kaya gas dan miskin gas (galaksi "biru" dan "merah") bergabung.

 Salasilah sejarah penggabungan 
Dalam model kosmologi piawai, mana-mana galaksi tunggal dijangka terbentuk daripada beberapa atau banyak gabungan berturut-turut halo jirim gelap, apabila gas menyejuk dan membentuk bintang di pusat-pusat halo tersebut, menjadi objek yang boleh dilihat secara optik yang dikenal pasti sebagai galaksi sepanjang abad kedua puluh. Pemodelan graf matematik mengenai gabungan halo jirim gelap ini, dan seterusnya, pembentukan bintang yang sepadan, pada awalnya diperlakukan sama ada dengan menganalisis simulasi jasad N yang hanya berasaskan graviti atau dengan menggunakan realisasi berangka rumus statistik ("separa-analitik").

Dalam satu persidangan kosmologi pencerapan pada tahun 1992 di Milan, Roukema, Quinn, dan Peterson menunjukkan pokok sejarah penggabungan yang pertama bagi halo jirim gelap yang diambil daripada simulasi jasad N kosmologi. Salasilah sejarah gabungan ini digabungkan dengan rumus bagi kadar pembentukan bintang dan sintesis populasi evolusi, menghasilkan fungsi luminositi sintetik bagi galaksi (statistik tentang berapa banyak galaksi yang secara intrinsik terang atau samar) pada pelbagai epok kosmologi. Memandangkan dinamik yang kompleks dalam gabungan halo jirim gelap, masalah asas dalam pemodelan salasilah sejarah gabungan adalah untuk mentakrifkan bila sesebuah halo pada satu langkah masa adalah keturunan dari halo pada langkah masa yang sebelumnya. Kumpulan Roukema memilih untuk mentakrifkan hubungan ini dengan mensyaratkan bahawa halo pada langkah masa yang lebih lewat mengandungi lebih daripada 50 peratus daripada zarah-zarah dalam halo pada langkah masa yang lebih awal; ini memastikan bahawa antara dua langkah masa, mana-mana halo hanya boleh mempunyai satu keturunan. Kaedah pemodelan pembentukan galaksi ini menghasilkan model populasi galaksi yang dikira dengan pantas, dengan spektrum sintetik dan sifat statistik yang sepadan yang boleh dibandingkan dengan pemerhatian.

Secara bebas, Lacey dan Cole menunjukkan pada persidangan yang sama pada tahun 1992 bagaimana mereka menggunakan formalisme Press–Schechter yang digabungkan dengan geseran dinamik untuk menghasilkan secara statistik realisasi Monte Carlo bagi salasilah sejarah gabungan halo jirim gelap dan pembentukan teras bintang (galaksi) yang sepadan dengan halo tersebut. Kauffmann, White, dan Guiderdoni mengembangkan pendekatan ini pada tahun 1993 untuk memasukkan formula separa analitik bagi penyejukan gas, pembentukan bintang, pemanasan semula gas dari supernova, dan untuk penukaran galaksi cakera menjadi galaksi elips yang dihipotesiskan. Kedua-dua kumpulan Kauffmann dan Okamoto serta Nagashima kemudiannya mengambil pendekatan pokok sejarah gabungan yang diperoleh daripada simulasi jasad N.

 Contoh 
Beberapa galaksi yang sedang dalam proses penggabungan atau dipercayai terbentuk melalui penggabungan ialah:

 Galaksi Antena
 Galaksi Tetikus
 Centaurus A
 NGC 7318
 Arp 273

 Galeri 

 Lihat juga 

 Perlanggaran Andromeda–Milky Way
 Bonjolan (astronomi)
 Pembentukan dan evolusi galaksi
 Galaksi yang berinteraksi
 Senarai alur bintang
 Defisit jisim
 Galaksi Pea

 Rujukan 

 Pautan luar 

 Andromeda terlibat dalam perlanggaran galaksi - Berita NBC
 "GALMER: Simulasi Penggabungan Galaxy"

Kategori:Galaksi
Kategori:Peristiwa perlanggaran
Kategori:Galaksi berinteraksi