Spiralgalakser er uden tvivl en af de smukkeste strukturer i universet. Under én model oprettes spiralstruktur af spiraltæthedsbølger. I et andet er de induceret af tidevandsinteraktioner. Det er denne tilgang, der undersøges i en ny artikel af Dobbs et al., Der blev accepteret til offentliggørelse i den månedlige meddelelse fra Royal Astronomical Society. Konkret forsøgte forfatterne at bruge modellering af tidevandskræfter til at genskabe spiralarmenes struktur på den store designspiral, M51.
For at modellere interaktionen begyndte de med en model af en simpel galakse med en massefordeling (brudt på en disk, udbuktning og glorie) svarende til den for M51. Deres oprindelige galakse var oprindeligt fri for spiralstruktur, men ”gravitationsinstabiliteter i stjernerne [Bemærk: i modsætning til den galaktiske gas. Ikke i individuelle stjerner.] Producerer en flerarmet ”og ujævn spiralstruktur (kendt som en flokkulerende spiral). Denne flokkulerende natur blev først forudsagt i et papir fra Toomre fra 1964 og er blevet simuleret adskillige gange siden da. Dobbs 'team introducerede derefter en punktkilde til at repræsentere den mindre galakse (NGC 5195) langs orbitalparametrene afledt af tidligere simuleringer af Theis og Spinneker i 2003.
I de første 60 millioner år var der ingen væsentlig ny struktur. Disken viste en vis forstyrrelse på grund af den nærmer sig ledsager, men der opstod ingen ny spiralstruktur. I 120 millioner år fra simuleringens begyndelse begynder imidlertid antydninger af en spiralarm på siden af galaksen tættest på ledsageren at dannes, og med 180 millioner år dominerer to udtalte ”grand design” spiralarme galaksens flade , der spænder over 15.000 lysår.
Men armene var for gode til at vare. Efter 240 millioner år strækker armene sig kun til kun 6.500 lysår, da tyngdekraften fra ledsageren ser ud til at hyrde galakasens gas, når den trækkes rundt i sin bane. I løbet af 300 millioner år er spiralarmerne vokset igen, og parret ligner bemærkelsesværdigt lighed med den nuværende tilstand af M51 / NGC 5195-systemet.
Forfatterne bemærker flere træk, som deres simulering har til fælles med den observerede galakse. På den side, hvor ledsageren først nærmet sig galaksen, bemærker de en "knæk" i den ene arm (mærket som A på billedet til venstre). En anden lighed er en opdeling af en af spiralarmene, selvom den nøjagtige placering igen er forskellig (mærket B).
En anden sammenligning, som forfatterne foretog, var styrkerne (eller amplituden) af forskellige armmønstre (1 arm, 2 arm, 3 arm osv.) Over tid. De fandt ud af, at de to væbnede mønstre var det mest dominerende, men fra mekanikeren bestemte de, at der var underliggende højere væbnede strukturer, der aldrig fuldt ud greb. Imidlertid kom disse højere væbnede mønstre tæt til styrken af 2-armsspiralen. Forfatterne bemærker, at dette stemmer overens med observationsresultaterne fra en anden gruppe, der studerer M51, i et arbejde, som endnu ikke er forberedt til offentliggørelse.
Der er dog også nogle forskelle. En gasstrøm udstrakt fra den simulerede M51, der ikke har noget modstykke i faktiske observationer (mærket C). Faktiske observationer viser store mængder gas foran ledsagergalaksen, som ikke er til stede i samme grad i simuleringen (mærket D). Til sidst viser virkelige observationer en mærkbar udfladning af M51's arme tættest på ledsageren. Igen vises disse ikke i simuleringen. Forfatterne antyder, at uoverensstemmelser kan skyldes den forenklede modellering af NGC 5195 som en punktkilde i stedet for et udvidet organ, eller små forskelle i indledende parametre sammenlignet med det aktuelle system.
Selv med disse forskelle antyder forfatterne, at deres modellering af interaktionen viser, at spiralstruktur, i det mindste i dette tilfælde, mest sandsynligt er resultatet af tidevandsinteraktionen på M51 af NGC 5195. De bemærker også, at spiraltæthedsbølger sandsynligvis er ikke den skyldige, da andre studier ikke har været i stand til at bestemme en konsistent "mønsterhastighed" for galaksen (mønsterhastigheden er den vinkelhastighed, hvormed armene vil rotere, hvis de betragtes som en sammenhængende struktur). I stedet viste observationer, at armene skulle have forskellige mønsterhastigheder ved forskellige radier.
Selvom deres arbejde ikke antyder det alle spiralstruktur dannes af tidevandsinteraktioner med ledsagere, dette arbejde gør en stærk sag for muligheden i mange galakser, der ville have sådanne ledsagere og M51 i specifikke. Desuden afslører simuleringerne også, at disse tidligt inducerede arme er et midlertidigt fænomen. Da de ikke har en fast hastighed, de vilje langsomt afvikles, og når interaktionen skrider frem, vil galakserne blive yderligere forvrænget og til sidst smelte sammen.
(Tak til Claire Dobbs for tilladelse til at gengive billeder fra papiret samt afklaring på et par punkter.)
