Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 47 – vyšlo 4. prosince, ročník 18 (2020) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

47/2020

Jak si Kraken se Sequoiou udělali kulové hvězdokupy

Ivan Havlíček

Zhruba sto roků víme, že galaxieGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. jsou osamocené obří hvězdné ostrovy plující ve vesmírné prázdnotě. Postupně jsme galaxie roztřídili podle tvaru a podle velikosti a podařilo se také určit, že některé jsou mnohem starší než jiné. Obecně čím větší a symetričtější útvar, tím je v porovnání se sousedy ve svém okolí také starší. Mnoho galaxií pozorujeme při vzájemném splývání, prolínání a proměnách, které ale vzhledem k jejich velikosti probíhají velmi dlouhou dobu. Řádově se dynamické procesy, které v měřítku celých galaxií pozorujeme, odehrávají v miliardách roků. Galaxie se vyskytují ve velkých skupinách, které jsou vzájemně gravitačně spjaty a jejichž členové se ovlivňují navzájem. V těchto galaktických kupáchGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy. nacházíme ty největší soustavy obvykle poblíž jádra, tedy těžiště kupy, a drobnější skupiny, kterých bývá mnohem více, tančí kdesi na periferii. Vývoj galaktické kupy lze zjednodušeně očekávat jako postupnou redukci jednotlivých členů díky jejich splývání v centrální oblasti a stabilizaci mezigalaktického prostředí. Následkem tohoto galaktického kanibalismu je růst několika velkých eliptických členů poblíž těžiště kupy a stabilizace menších, trpasličích členů na periferních oběžných drahách. Galaktické kupy je pak možno třídit podle výše popsané struktury. Ty mladé mají většinu členů srovnatelně velkých a převažují v nich typy, které dosud nebyly příliš ovlivněny vzájemným splýváním a prolínáním, tedy galaxie spirální a nepravidelné. Naopak v galaktických kupách, jejichž galaxie již absolvovaly mnoho srážek a prolínání, převažují galaxie eliptické, ty největší jsou nakupeny v centrální oblasti. V takových kupách jsou nepravidelné a spirální galaxie v menšině a vyskytují se převážně na periferii soustavy. Mladé soustavy mívají obvykle mnohem méně členů než kupy s mnohem delší historií. Vysvětlení se nabízí v čase, ve kterém kupa postupně narůstala a přibírala ze svého okolí nové hvězdné ostrovy. Tento děj lze také chápat jako období, kdy zvětšující se kupa vysávala okolní látku z dříve homogenního prostředí plného drobných mladých galaxií. Bylo by ale možné podobný scénář vysledovat také u jednotlivých hvězdných ostrovů, při růstu samotných galaxií?

Kraken, mořská příšera vynořující se z hlubin fantazie a dávno zapomenutých příběhů. Bylo setkání s galaktickým Krakenem podobně obludnou událostí v dávné minulosti Mléčné dráhy? Zdroj: Krakenbyte.

Galaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry. Galaktické jádro – nejvnitřnější část galaxie, zpravidla má podobu centrální výdutě a obsahuje podstatnou část atomární látky galaxie. V mnoha galaxiích je v jádře obří kompaktní objekt, pravděpodobně černá díra. Galaktické haló – oblast obklopující nejnápadnější část galaxie. U spirálních galaxií jde o prostor kulového tvaru opsaný galaktickému disku. Halo je tvořeno řídkou mezihvězdnou látkou a nacházejí se v něm kulové hvězdokupy vázané gravitačně na mateřskou galaxii. Koncentrace látky v halo se snižuje s rostoucí vzdáleností od roviny galaxie a od jejího jádra. Všeobecně uznávaným předpokladem dnes je, že temná látka obklopující galaxie je rozložena také do tvaru halo. Galaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:  – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,  – obrovskými mraky horkých plynů,  – temnou hmotou zatím neznámé povahy.

Simulace z projektu EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments), jehož cílem je porozumět galaktickému vývoji. Na videu se z poměr­ně homogenního prostředí ponejprv utvářejí vlákna s vyšší koncentrací látky a v je­jich uzlech vyrůstají zárodky hvězdných ostrovů. Pomocí takových simulací lze pro­vě­řovat soulad současných pozorování v rozdílných časových hladinách s výpoč­tovým dějem, který k jejich formování mohl vést. Počáteční parametry vycházejí z měření sondy Planck, projekt EAGLE probíhá jako součást Konsorcia kosmo­lo­gických superpočítačových simulací Virgo. Zdroj: EAGLE.

Hvězdy a struktura Mléčné dráhy

Hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia. Velmi malé množství jejich hmotnosti ale mohou tvořit i další prvky. V průběhu dvacátého století byl tento jev vysvětlen vývojem mezihvězdné látky v měřítku historie pozorovatelného vesmíru. Hvězdy se, obdobně jako všechny vesmírné struktury, v čase vyvíjejí, vzniknou, nějakou dobu svítí, a pak zaniknou. Původ chemického složení hvězd se podařilo najít v mezihvězdné látce, z níž hvězdy vznikají. V mladém vesmíru, kdy převážná část látky byla utvořena při jeho vzniku, rostly hvězdy jen z vodíku a helia, protože žádné jiné prvky k dispozici v dnes detekovatelném množství nebyly. Prvopočáteční látka využitelná při tvorbě prvních hvězd obsahovala 3 vodíku a 1 helia. Složitější atomy, jako třeba uhlík, dusík, kyslík a další, vznikaly až později při explozích těchto prvních hvězd, čímž obohacovaly mezihvězdnou látku, z níž pak vznikaly hvězdy pozdější. V neustálém koloběhu mezihvězdné látky v oblastech s vyšší koncentrací, a tedy i hojnější tvorbou a zánikem hvězd, s rostoucím časem poměr těžších prvků vůči vodíku a heliu vzrůstal. Nejde sice o nic dramatického, zastoupení těžších prvků se u převážné většiny hvězd pohybuje okolo procenta a spíše mnohem méně. Jelikož se ve hvězdách až do jejich zániku utvářejí prvky až po železo a železo se současně dá ve spektru poměrně slušně odhalit, ujal se pro chemickou charakteristiku hvězd pojem metalicita.

Metalicita určuje poměr zastoupení všech těžších prvků vůči vodíku vztažený k témuž poměru ve Slunci v logaritmické škále. Metalicita Slunce je tedy z definice rovna nule. Hvězdy, které mají těžších prvků desetkrát více než Slunce, mají metalicitu 1, naopak desetkráte menší množství nevodíkových prvků indikuje hodnotu −1 atd. Analogicky metalicita vyšší než u Slunce bude označena kladnou hodnotou, záporných hodnot dosahují hvězdy s metalicitou nižší. Užitečné na tom je, že změříme-li takto ze spektra hvězdy metalicitu, lze s poměrně stejnou mírou přesnosti určit, v jakých podmínkách vznikla a z jaké mezihvězdné látky pochází. Předpokládáme-li, že s vývojem mezihvězdné látky v ní rostlo zastoupení těžších prvků, lze tak odhadovat s přihlédnutím k místním podmínkám i poměrné stáří hvězd přímo z jejich chemického složení.

Prvotní rozdělení hvězd v Galaxii podle výše uvedených charakteristik provedl Jan Hendrik Oort v roce 1926, když ve spirálních ramenech nalezl spíše hvězdy modré s vyšší metalicitou a hvězdy oranžové s nižší metalicitou objevoval poblíž galaktického jádra a v kulových hvězdokupách. Tuto klasifikaci upřesnil Walter Baade v roce 1944, když rozdělil hvězdy do dvou skupin: mladé hvězdy disku zařadil do Populace I (dnes zkráceně Pop I) a staré hvězdy kulových hvězdokup a galaktického jádra označil jako Populaci II. Později, v roce 1978, tuto klasifikaci doplnil Martin Rees ještě o kategorii Populace III, která by měla teoreticky zahrnovat úplně první hvězdy vznikající z látky vytvořené při vzniku vesmíru, po jejichž zániku se teprve mohly začít utvářet hvězdy Populace II. Interval, ve kterém by se změřitelná metalicita Pop III měla oproti Pop I odlišovat, by mohl přesahovat nejméně sedm řádů.

Chceme-li zmapovat utváření Galaxie – Mléčné dráhy, bude užitečné pokusit se vypátrat cokoliv, co lze do takto hluboké minulosti zařadit. Ideální by mohly být hvězdy nebo hvězdné soustavy s velmi nízkou metalicitou, tedy hvězdy s nesrovnatelně nižším obsahem těžších prvků než mají běžné, mladé tuctovky galaktického disku v našem okolí. Odhadujeme, že Galaxie se mohla začít formovat někdy před dvanácti miliardami roků. Disk se utvářel v době mezi 11 a 8 miliardami roků. Dnešní Mléčná dráha má dvě výrazná spirální ramena plná hvězd a mezihvězdné látky, ve zbývajících ramenech převažuje galaktický plyn. Hvězdná spirální ramena vyrůstají z příčky vycházející z galaktického jádra. Jádro tvoří zhruba kulovou oblast a je zde nejvyšší koncentrace hvězd a mezihvězdné látky v Galaxii vůbec. Jádro je středem galaktického disku, nad nímž se na obě strany rozprostírá hvězdné a plynné haló. V galaktickém haló se nacházejí kulové hvězdokupy, některé trpasličí satelitní galaxie a byly zde také objeveny výrazné hvězdné proudy, které s pohybem těchto drobných hvězdných soustav okolo jádra snad i souvisejí. Hmotnost Galaxie včetně haló je dnes 9×10¹¹ hmotností Slunce. V průběhu posledních zhruba dvaceti roků se podařilo rozpoznat některé události, o nichž věříme, že mohly mít při formování Galaxie výrazný vliv. Jde o velmi náročný výzkum, který byl možný až teprve prostřednictvím analýzy obrovského množství astrometrických dat obsáhlých katalogů Gaia DR2, Pan-STARRS1 DR1, GALEX GUVcat, 2MASS, AllWISE, SkyMapper Southern Survey a také spektrálních přehlídek jako jsou 2MRS, GALAH, 6dFGS a 2dFLenS. Analýzy pracují se stovkami tisíc astrofyzikálních objektů, v nichž jsou vyhledávány skupiny s podobnými vlastnostmi. Jako svědci dávných galaktických srážek se v současné době popisují kompaktní hvězdokupy (Nuclear Star Clusters – NSC). Jde o oblasti s nejvyšší koncentrací hvězd v galaxiích vůbec, původně šlo o jádra trpasličích satelitů, která se ale pozdějšími srážkami v průběhu vývoje velkých galaxií dostala do oblasti haló, a zpětně lze odhadovat, jak k tomu mohlo dojít. Mnohé objekty, dnes popisované jako NSC, byly v dřívějších katalozích často zařazovány jako kulové hvězdokupy a tato terminologie je stále dosti nejednoznačná.

Eliptická galaxie ve Střelci

Trpasličí eliptická galaxie ve Střelci (Sgr dSph, Sgr dE nebo Sag DEG) byla objevena v roce 1994. V současnosti jde o druhou nejbližší trpasličí galaxii. Tuto galaxii můžeme pozorovat za téměř nejhustšími oblastmi jižně od jádra Galaxie, její součástí je šest kulových hvězdokup M 54, Terzan 7, Terzan 8, Arp 2, Palomar 12 a Whiting 1. Hvězdokupa Messier 54 byla patrně jádrem původní hvězdné soustavy. Hmotnost Sgr dE činí 4×10⁸ Sluncí. Sgr dE byla prvním objeveným objektem, jehož splývání s Galaxií právě probíhá. Sgr dE proplouvá okolo Galaxie již více než miliardu roků, oběžná doba byla určena mezi 550 a 750 miliony roků a původní celková hmotnost před tím, než se Sgr dE dostala do gravitačního vlivu Galaxie, byla odhadnuta na 10¹¹ Sluncí. Numerické simulace provedené v roce 2011 ukázaly, že současná spirální struktura Galaxie by mohla být způsobena právě periodickým obíháním Sgr dE kolem těžiště soustavy. V roce 2018 se podařilo prokázat díky projektu GaiaGaia – sonda Evropské kosmické agentury mající za úkol zpřesnit polohu zhruba miliardy hvězd naší Galaxie. Byla vypuštěna nosnou raketou Sojuz dne 19. prosince 2013 z kosmodromu v Kourou ve Francouzské Guyaně. Svá měření provádí v libračním (Lagrangeově) bodě L2 soustavy Slunce-Země. Její vývoj stál 650 milionů eur., že přiblížení Sgr dE k jádru Galaxie před 300 a 900 miliony roků mělo za následek rozkmitání tamních hvězd. Poslední studie z letošního roku určují pohyb Sgr dE v nedávné historii jako jeden z hlavních dějů, které ovlivnily zejména tvorbu nových hvězd v Galaxii.

Gaia-Enceladus-Sausage

Gaia-Enceladus-Sausage je pozůstatek trpasličí galaxie, která se s předchůdcem Mléčné dráhy prolnula v době před 10 až 8 miliardami roků. Střední věk hvězd trpasličí galaxie Enceladus byl určen na 12,3±1,4 miliard roků a v době, kdy ke spojení obou galaxií došlo, měl Enceladus hmotnost odpovídající 5×10⁹ Sluncí. V téže době měl galaktický předchůdce Mléčné dráhy celkovou hmotnost „jen“ zhruba dvojnásobnou 8×10⁹ Sluncí. S galaxií Enceladus jsou prokazatelně spojitelné kulové hvězdokupy Messier 2, Messier 56, Messier 75, Messier 79, NGC 1851, NGC 2298 a NGC 5286, jejichž charakteristiky odpovídají hvězdám Enceladu. Hvězdokupa NGC 2808 se těmto parametrům částečně vymyká tím, že obsahuje hvězdy tří rozdílných generací (2007), všechny ale vznikly v témže období v rozmezí zhruba 200 milionů roků. Navíc NGC 2808 je jednou ze sedmi známých kulových hvězdokup, v nichž je nahloučeno milion hvězd a více. Je proto velmi pravděpodobné, že by mohlo jít o dřívější jádro Enceladu. Hvězdy Enceladu se vyznačují vysokou excentricitou 0,9 a mají metalicitu −1,3. Splynutí předchůdce Mléčné dráhy s Enceladem mělo za následek změnu struktury galaktického disku, oddělil se tenký a tlustý disk. Z dříve tenkého a hustého disku byla vytažena prachová oblaka a mezihvězdná látka a došlo opět k překotné tvorbě nových hvězd. Produkty této galaktické srážky obohatily haló o většinu látky s vysokou metalicitou.

Detailním studiem hvězd v galaktickém haló se podařilo rozlišit dvě skupiny hvězd zjednodušeně modřejší a červenější, jejichž původ lze nalézt ve dvou různých objektech. Barva zde znamená ve skutečnosti rozdílnou metalicitu. Modré hvězdy mají výrazně nižší metalicitu než hvězdy červené a obě skupiny jsou prokazatelně starší než většina hvězd v současném galaktickém disku. Modré hvězdy patřily menší galaxii Enceladus, červené hvězdy byly součástí větší soustavy, předchůdce Mléčné dráhy. Splynutím těchto objektů sice došlo k vytvoření současné Galaxie s hmotností rovnou součtu obou předchůdců, ale ve hvězdách galaktického haló, které se z té doby dochovaly až dodnes, je možné jejich původ stále přečíst. Zdroj: Instituto de Astrofísica de Canarias.

Galaxie Sequoia a ω Centauri

Splynutí Mléčné dráhy a galaxií Sequoia vneslo do galaktického haló velké množství retrográdně se pohybujících hvězd, zhruba stejně jako nedávno objevená kulová hvězdokupa FSR 1758. Podobných hvězdokup bylo celkem nalezeno šest (ještě NGC 3201, NGC 6101, NGC 5635 a NGC 6388) včetně ω Centauri a stejně tak i mnoho jiných retrográdních struktur, které by mohly mít původ v trpasličí galaxii Sequoia. Hmotnost samotných hvězd galaxie Sequoia byla 5×10⁷ Sluncí, zatímco celková hmotnost včetně haló mohla činit až 10¹⁰ Sluncí, což lze odvodit z výsledného stavu nebo také z celkové hmotnosti kulových hvězdokup. Třebaže byla Sequoia méně hmotná než Enceladus, Sequoia má jasně odlišitelný chemodynamický podpis. Hvězdy pocházející ze Sequoie se pohybují silně retrográdně s excentricitou 0,6, zatímco hvězdy Enceladu se pohybují spolu s hlavním proudem na radiálních orbitách. Metalicita hvězd Sequoie je oproti Enceladu nižší. U rychle se retrográdně pohybujících hvězd převažuje hodnota −1,6 a také je nápadný jejich poměrně vyšší výskyt.

Rozčlenění hvězd v galaktickém haló podle pohybových charakteristik a vyznačení jednotlivých pohybově příbuzných skupin také podle shodné metalicity. Sedm nalezených retrográdních skupin označených Rg 1÷7 nejspíše souvisí s událostí, při níž byla Mléčná dráha také obohacena o obří kulovou hvězdokupu ω Centauri (v grafech je označena hvězdičkou), tedy s galaxií Sequoia. Zdroj: G. C. Myeong, University of Cambridge.

Helminy hvězdné proudy

Hvězdné proudy (Helmi streams) začaly být hojně objevovány v poslední dekádě dvacátého století jako pozůstatky hvězdných soustav pohybujících se ve vnějším galaktickém haló. Nejčastěji mohlo jít o trpasličí satelitní galaxie nebo kulové hvězdokupy. Proud pojmenovaný po Amině Helmi, profesorce Kapteynova astronomického institutu na Univerzitě v Groningenu, byl popsán jako jeden z prvních v roce 1999. Dříve známé byly jen hvězdné proudy kopírující trajektorie Magellanových oblaků okolo Mléčné dráhy a proud vyvolaný pohybem eliptické galaxie ve Střelci Sgr dE. Helminy hvězdné proudy by měly být pozůstatkem splynutí trpasličí galaxie o hmotnosti 10÷100 milionů Sluncí v období před 9÷6 miliardami roků. Evidencí této události jsou opět hvězdy s nízkou metalicitou velmi podobných charakteristik. Důsledkem akrece trpaslíka do Galaxie by mohla být kulová hvězdokupa NGC 6934 v souhvězdí Delfína, která zbyla z jeho jádra po pohlcení veškeré jeho ostatní galaktické látky vnějším haló Mléčné dráhy (2018).

Zobrazení dosud známých hvězdných proudů v celooblohové projekci. Legenda: 0: VOD/VSS; 1: Monoceros; 2: EBS; 3: Her - Aq; 4: PAndAS; 5: Tri - And; 6: Tri - And2; 7: PiscesOv; 8: EriPhe; 9: Phoenix; 10: WG1; 11: WG2; 12: WG3; 13: WG4; 14: Acheron; 15: Cocytosa; 16: Lethe; 17: Styx; 18: ACS; 19: Pal15; 20: Eridanus; 21: TucanaIII; 22: Indus; 23: Jhelum; 24: Ravi; 25: Chenab; 26: Elqui; 27: Aliqa Uma; 28: Turbio; 29: Willka Yaku; 30: Turranburra; 31: Wambelong; 32: Palca; 33: Jet; 34: Gaia-1; 35: Gaia-2; 36: Gaia-3; 37: Gaia-4; 38: Gaia-5; 39: PS1-A; 40: PS1-B; 41: PS1-C; 42: PS1-D; 43: PS1-E; 44:  ATLAS; 45: Ophiucus; 46: Sangarius; 47: Scamander; 48: Corvus; 50: Sgr-L10; 51: Orphan; 52: Pal5; 53: GD-1; 54: Tri/Pis; 55: NGC5466; 56: Alpheus; 57: Hermus; 58: Hyllus; 59: Cetus; 60: Kwando; 61: Molonglo; 62: Murrumbidgee; 63: Orinoco; 64: Phlegethon; 65: Slidr; 66: Sylgr; 67: Ylgr; 68: Fimbulthul; 69: Svol; 70:  Fjorm; 71: Gjoll; 72: Leiptr. Zdroj: Amina Helmi, University of Groningen.

Zobrazení devadesáti nejbližších satelitů Mléčné dráhy na základě dat Gaia DR2. Kulové hvězdokupy jsou zobrazeny modře, trpasličí galaxie červeně. Oblouky značí trajektorie, které satelity urazí na svých drahách v případě kulových hvězdokup za 10 milionů roků, u trpaslíků za 100 milionů roků. Pohyby těchto soustav obohacují vnější galaktické haló o nové hvězdné proudy. Zdroj: Amina Helmi.

Kraken a původ kulových hvězdokup

V souhrnném a dosud nejpodrobnějším článku z března tohoto roku se z mnoha dosud provedených analýz a nových numerických simulací vynořil dosud největší objevený satelit, který se v období před 12÷10 miliardami roků spojil s předchůdcem Mléčné dráhy. Jeho hmotnost činila 1,9×10⁸ Sluncí. Kraken, jak byl v roce 2018 příznačně pojmenován po hrůzu nahánějící hlubinné potvoře, byl první z velkých satelitů, se kterým předchůdce Galaxie splynul. Jelikož v té době šlo o mnohem menší soustavu než dnes, výpočtový poměr jejich vzájemných hmotností hvězd obou soustav byl 1:31. V době, kdy se připojil Enceladus a Mléčná dráha již měla za sebou podobných kolizí více, už byl tento poměr „jen“ 1:67, neboť v tomto pozdějším období byla Mléčná dráha již zhruba třikrát hmotnější. V období pozdějším se tento poměr již výrazně měnil: Helminy proudy 1:110, Sequoia 1:191 a eliptická galaxie ve Střelci 1:104. Všechny tyto hodnoty jsou ale jen středy velmi širokých intervalů nejistot v rozmezí několika desítek procent na obě strany. Studiem dynamických vlastností a metalicity kulových hvězdokup bylo nalezeno celkem 15±3 událostí – odlišitelných sloučení – předchůdce Mléčné dráhy s nějakou trpasličí galaxií. Trpaslíci, kteří byli takto odhaleni, by měli mít hmotnost nejméně 4,5×10⁶ Sluncí. Celkem bylo postupně nalezeno 96 kulových hvězdokup, které jsou prokazatelně důsledkem těchto minulých událostí. Mnohé akrece satelitních galaxií s předchůdcem Mléčné dráhy se prolínají v čase a díky tomu také mnohé kulové hvězdokupy jsou výsledkem několika kolizí, které na sebe v minulosti navazovaly.

Vývojový strom Mléčné dráhy. Na grafu je jako kmen stromu zobrazen růst hlavní galaxie, z níž postupně vzešla dnešní podoba Mléčné dráhy. Zvětšování Galaxie akrecí menších satelitů je patrné podle barevné stupnice při spodní hraně grafu. Pět nejmohutnějších událostí je zobrazeno a přiřazeno postupně, jak se v čase galaxie slučovaly. Kroužky v zalomení větví označují vypočítanou velikost připojujících se satelitů. Podle dynamických vlastností jednotlivých účastníků událostí a dopo­čí­ta­ných trajektorií byly dohledány kulové hvězdokupy, které by s nimi mohly souviset. Jejich počty jsou uvedeny u kroužků se zkratkou GCs – Globular Clusters. Dnes je evidentní, že kulové hvězdokupy jsou důsledkem pohlcování menších galaxií vel­ký­mi soustavami a bez dřívějších srážek Mléčné dráhy s jejími satelitními trpaslíky bychom na nebi žádné kulové pozorovat nemohli. Zdroj: J. M. D. Kruijssen, MNRAS.

Počítačová simulace sloučení galaxie odpovídající mladé Mléčné dráze s menší
galaxií označenou červeně. Zdroj: Á. Villalobos, A. Helmi, ESA.

Odkazy