Η ζωή των γαλαξιών και η ιστορία της μελέτης τους

2024 Συγγραφέας: Seth Attwood | [email protected]. Τελευταία τροποποίηση: 2023-12-16 16:02

Η ιστορία της μελέτης των πλανητών και των αστεριών μετριέται σε χιλιετίες, τον Ήλιο, τους κομήτες, τους αστεροειδείς και τους μετεωρίτες - σε αιώνες. Αλλά οι γαλαξίες, διάσπαρτοι σε όλο το Σύμπαν, σμήνη αστεριών, σωματίδια κοσμικών αερίων και σκόνης, έγιναν αντικείμενο επιστημονικής έρευνας μόλις τη δεκαετία του 1920.

Οι γαλαξίες παρατηρούνται από αμνημονεύτων χρόνων. Ένα άτομο με αιχμηρή όραση μπορεί να διακρίνει φωτεινά σημεία στον νυχτερινό ουρανό, παρόμοια με σταγόνες γάλακτος. Τον 10ο αιώνα, ο Πέρσης αστρονόμος Abd-al-Raman al-Sufi ανέφερε στο Book of Fixed Stars δύο παρόμοια σημεία, τώρα γνωστά ως το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου και ο γαλαξίας M31, γνωστός και ως Ανδρομέδα.

Με την εμφάνιση των τηλεσκοπίων, οι αστρονόμοι έχουν παρατηρήσει όλο και περισσότερα από αυτά τα αντικείμενα, που ονομάζονται νεφελώματα. Εάν ο Άγγλος αστρονόμος Edmund Halley απαρίθμησε μόνο έξι νεφελώματα το 1716, τότε ο κατάλογος που δημοσιεύτηκε το 1784 από τον Γάλλο ναυτικό αστρονόμο Charles Messier περιείχε ήδη 110 - και μεταξύ αυτών τέσσερις δωδεκάδες πραγματικούς γαλαξίες (συμπεριλαμβανομένου του M31).

Το 1802, ο William Herschel δημοσίευσε μια λίστα με 2.500 νεφελώματα και ο γιος του John δημοσίευσε έναν κατάλογο με περισσότερα από 5.000 νεφελώματα το 1864.

Ο πλησιέστερος γείτονάς μας, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας (M31), είναι ένα από τα αγαπημένα ουράνια αντικείμενα για ερασιτεχνικές αστρονομικές παρατηρήσεις και φωτογραφία.

Η φύση αυτών των αντικειμένων διέφευγε από καιρό την κατανόηση. Στα μέσα του 18ου αιώνα, ορισμένα οξυδερκή μυαλά είδαν μέσα τους αστρικά συστήματα παρόμοια με τον Γαλαξία μας, αλλά τα τηλεσκόπια εκείνη την εποχή δεν έδιναν την ευκαιρία να δοκιμαστεί αυτή η υπόθεση.

Έναν αιώνα αργότερα, επικράτησε η άποψη ότι κάθε νεφέλωμα είναι ένα σύννεφο αερίου που φωτίζεται από το εσωτερικό από ένα νεαρό αστέρι. Αργότερα, οι αστρονόμοι πείστηκαν ότι ορισμένα νεφελώματα, συμπεριλαμβανομένης της Ανδρομέδας, περιέχουν πολλά αστέρια, αλλά για πολύ καιρό δεν ήταν ξεκάθαρο αν βρίσκονται στον Γαλαξία μας ή πέρα από αυτό.

Μόνο το 1923-1924 ο Edwin Hubble καθόρισε ότι η απόσταση από τη Γη στην Ανδρομέδα ήταν τουλάχιστον τρεις φορές η διάμετρος του Γαλαξία μας (στην πραγματικότητα, περίπου 20 φορές) και ότι το M33, ένα άλλο νεφέλωμα από τον κατάλογο Messier, δεν ήταν λιγότερο μακριά από εμάς.απόσταση. Αυτά τα αποτελέσματα σηματοδότησε την αρχή ενός νέου επιστημονικού κλάδου - της γαλαξιακής αστρονομίας.

Το 1926, ο διάσημος Αμερικανός αστρονόμος Έντουιν Πάουελ Χαμπλ πρότεινε (και το 1936 εκσυγχρόνισε) την ταξινόμηση των γαλαξιών με βάση τη μορφολογία τους. Λόγω του χαρακτηριστικού σχήματός της, αυτή η ταξινόμηση ονομάζεται επίσης "Hubble Tuning Fork".

Στο «στέλεχος» του συντονιστικού πιρουνιού υπάρχουν ελλειπτικοί γαλαξίες, στις προεξοχές του πιρουνιού - φακοειδείς γαλαξίες χωρίς μανίκια και σπειροειδείς γαλαξίες χωρίς γέφυρα-ράβδο και με ράβδο. Οι γαλαξίες που δεν μπορούν να ταξινομηθούν ως μία από τις αναφερόμενες κατηγορίες ονομάζονται ακανόνιστοι ή ακανόνιστοι.

Νάνοι και γίγαντες

Το σύμπαν είναι γεμάτο με γαλαξίες διαφορετικών μεγεθών και μαζών. Ο αριθμός τους είναι γνωστός κατά προσέγγιση. Το 2004, το τηλεσκόπιο Hubble ανακάλυψε περίπου 10.000 γαλαξίες σε τρεισήμισι μήνες, σαρώνοντας στον νότιο αστερισμό Fornax μια περιοχή του ουρανού που είναι εκατό φορές μικρότερη από την περιοχή του σεληνιακού δίσκου.

Αν υποθέσουμε ότι οι γαλαξίες είναι κατανεμημένοι στην ουράνια σφαίρα με την ίδια πυκνότητα, αποδεικνύεται ότι υπάρχουν 200 δισεκατομμύρια στον παρατηρούμενο χώρο. Ωστόσο, αυτή η εκτίμηση είναι πολύ υποτιμημένη, καθώς το τηλεσκόπιο δεν μπόρεσε να παρατηρήσει πολλούς πολύ αμυδρούς γαλαξίες.

Μορφή και περιεχόμενο

Οι γαλαξίες διαφέρουν επίσης ως προς τη μορφολογία (δηλαδή στο σχήμα). Γενικά, χωρίζονται σε τρεις κύριες κατηγορίες - σε σχήμα δίσκου, ελλειπτικά και ακανόνιστα (ακανόνιστα). Αυτή είναι μια γενική ταξινόμηση, υπάρχουν πολύ πιο λεπτομερείς.

Οι γαλαξίες δεν κατανέμονται καθόλου τυχαία στο διάστημα. Οι τεράστιοι γαλαξίες συχνά περιβάλλονται από μικρούς δορυφόρους γαλαξίες. Τόσο ο Γαλαξίας μας όσο και η γειτονική Ανδρομέδα έχουν τουλάχιστον 14 δορυφόρους και πιθανότατα υπάρχουν πολλοί περισσότεροι. Οι γαλαξίες αγαπούν να ενώνονται σε ζευγάρια, τρίδυμα και μεγαλύτερες ομάδες δεκάδων βαρυτικά συνδεδεμένων εταίρων.

Οι μεγαλύτερες ενώσεις, τα γαλαξιακά σμήνη, περιέχουν εκατοντάδες και χιλιάδες γαλαξίες (το πρώτο από αυτά τα σμήνη ανακαλύφθηκε από τον Μεσιέ). Κατά καιρούς, ένας ιδιαίτερα φωτεινός γιγάντιος γαλαξίας παρατηρείται στο κέντρο του σμήνους, ο οποίος πιστεύεται ότι προέκυψε κατά τη συγχώνευση μικρότερων γαλαξιών.

Και τέλος, υπάρχουν επίσης υπερσμήνη, τα οποία περιλαμβάνουν τόσο γαλαξιακά σμήνη και ομάδες, όσο και μεμονωμένους γαλαξίες. Συνήθως πρόκειται για επιμήκεις δομές μήκους έως και εκατοντάδων megaparsec. Χωρίζονται από σχεδόν εντελώς απαλλαγμένα από γαλαξίες διαστημικά κενά του ίδιου μεγέθους.

Τα υπερσμήνη δεν είναι πλέον οργανωμένα σε δομές ανώτερης τάξης και είναι διασκορπισμένα σε όλο τον Κόσμο με τυχαίο τρόπο. Για το λόγο αυτό, σε μια κλίμακα πολλών εκατοντάδων megaparsec, το Σύμπαν μας είναι ομοιογενές και ισότροπο.

Ένας γαλαξίας σε σχήμα δίσκου είναι μια αστρική τηγανίτα που περιστρέφεται γύρω από έναν άξονα που διέρχεται από το γεωμετρικό της κέντρο. Συνήθως και στις δύο πλευρές της κεντρικής ζώνης της τηγανίτας υπάρχει ένα οβάλ εξόγκωμα (από το αγγλικό bulge). Το εξόγκωμα περιστρέφεται επίσης, αλλά με μικρότερη γωνιακή ταχύτητα από το δίσκο. Στο επίπεδο του δίσκου, συχνά παρατηρούνται σπειροειδείς κλάδοι, που αφθονούν σε σχετικά νεαρά φωτεινά φωτιστικά. Ωστόσο, υπάρχουν γαλαξιακές δίσκοι χωρίς σπειροειδή δομή, όπου υπάρχουν πολύ λιγότερα τέτοια αστέρια.

Η κεντρική ζώνη ενός γαλαξία σε σχήμα δίσκου μπορεί να κοπεί από μια αστρική μπάρα - μια ράβδο. Ο χώρος μέσα στο δίσκο είναι γεμάτος με ένα μέσο αερίου και σκόνης - το αρχικό υλικό για νέα αστέρια και πλανητικά συστήματα. Ο γαλαξίας έχει δύο δίσκους: τον αστρικό και τον αέριο.

Περιβάλλονται από ένα γαλαξιακό φωτοστέφανο - ένα σφαιρικό νέφος σπανιοποιημένου θερμού αερίου και σκοτεινής ύλης, που συμβάλλει κυρίως στη συνολική μάζα του γαλαξία. Το φωτοστέφανο περιέχει επίσης μεμονωμένα παλιά αστέρια και σφαιρικά αστρικά σμήνη (σφαιρικά σμήνη) ηλικίας έως 13 δισεκατομμυρίων ετών. Στο κέντρο σχεδόν οποιουδήποτε γαλαξία σε σχήμα δίσκου, με ή χωρίς εξόγκωμα, υπάρχει μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα. Οι μεγαλύτεροι γαλαξίες αυτού του τύπου περιέχουν 500 δισεκατομμύρια αστέρια ο καθένας.

Γαλαξίας

Ο ήλιος περιστρέφεται γύρω από το κέντρο ενός αρκετά συνηθισμένου σπειροειδούς γαλαξία, ο οποίος περιλαμβάνει 200-400 δισεκατομμύρια αστέρια. Η διάμετρός του είναι περίπου 28 κιλοπαρσέκ (λίγο πάνω από 90 έτη φωτός). Η ακτίνα της ηλιακής ενδογαλαξιακής τροχιάς είναι 8,5 κιλοπαρσέκα (έτσι ώστε το αστέρι μας να μετατοπιστεί στην εξωτερική άκρη του γαλαξιακού δίσκου), ο χρόνος μιας πλήρους περιστροφής γύρω από το κέντρο του Γαλαξία είναι περίπου 250 εκατομμύρια χρόνια.

Το εξόγκωμα του Milky Way έχει ελλειπτικό σχήμα και έχει μια ράβδο που ανακαλύφθηκε πρόσφατα. Στο κέντρο του εξογκώματος βρίσκεται ένας συμπαγής πυρήνας γεμάτος με αστέρια διαφόρων ηλικιών - από πολλά εκατομμύρια χρόνια έως ένα δισεκατομμύριο και μεγαλύτερα. Μέσα στον πυρήνα, πίσω από πυκνά σκονισμένα σύννεφα, βρίσκεται μια μάλλον μέτρια μαύρη τρύπα για τα γαλαξιακά πρότυπα - μόνο 3,7 εκατομμύρια ηλιακές μάζες.

Ο Γαλαξίας μας διαθέτει διπλό αστρικό δίσκο. Ο εσωτερικός δίσκος, ο οποίος δεν έχει περισσότερα από 500 parsec κάθετα, αντιπροσωπεύει το 95% των αστεριών στη ζώνη του δίσκου, συμπεριλαμβανομένων όλων των νεαρών φωτεινών αστέρων. Περιβάλλεται από έναν εξωτερικό δίσκο πάχους 1.500 παρσέκων, όπου ζουν παλαιότερα αστέρια. Ο αέριος (ακριβέστερα, αέριο-σκόνη) δίσκος του Γαλαξία έχει πάχος τουλάχιστον 3,5 κιλοπαρσέκων. Οι τέσσερις σπειροειδείς βραχίονες του δίσκου είναι περιοχές αυξημένης πυκνότητας του μέσου αερίου-σκόνης και περιέχουν τα περισσότερα από τα πιο ογκώδη αστέρια.

Η διάμετρος του φωτοστέφανου του Milky Way είναι τουλάχιστον διπλάσια από τη διάμετρο του δίσκου. Περίπου 150 σφαιρικά σμήνη έχουν ανακαλυφθεί εκεί και, πιθανότατα, περίπου πενήντα ακόμη δεν έχουν ανακαλυφθεί ακόμη. Τα παλαιότερα σμήνη είναι ηλικίας άνω των 13 δισεκατομμυρίων ετών. Το φωτοστέφανο είναι γεμάτο με σκοτεινή ύλη με άμορφη δομή.

Μέχρι πρόσφατα, πίστευαν ότι το φωτοστέφανο είναι σχεδόν σφαιρικό, ωστόσο, σύμφωνα με τα τελευταία δεδομένα, μπορεί να ισοπεδωθεί σημαντικά. Η συνολική μάζα του Γαλαξία μπορεί να είναι έως και 3 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες, με τη σκοτεινή ύλη να αντιστοιχεί στο 90-95%. Η μάζα των αστεριών στον Γαλαξία υπολογίζεται σε 90-100 δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου.

Ένας ελλειπτικός γαλαξίας, όπως υποδηλώνει το όνομά του, είναι ελλειψοειδής. Δεν περιστρέφεται ως σύνολο και επομένως δεν έχει αξονική συμμετρία. Τα αστέρια του, τα οποία έχουν ως επί το πλείστον σχετικά χαμηλή μάζα και σημαντική ηλικία, περιστρέφονται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο σε διαφορετικά επίπεδα και μερικές φορές όχι μεμονωμένα, αλλά σε πολύ επιμήκεις αλυσίδες.

Τα νέα φωτιστικά σε ελλειπτικούς γαλαξίες σπάνια ανάβουν λόγω έλλειψης πρώτων υλών - μοριακού υδρογόνου.

Όπως οι άνθρωποι, οι γαλαξίες είναι ομαδοποιημένοι. Η Τοπική μας Ομάδα περιλαμβάνει τους δύο μεγαλύτερους γαλαξίες κοντά σε περίπου 3 megaparsecs - τον Γαλαξία και την Ανδρομέδα (M31), τον γαλαξία Triangulum, καθώς και τους δορυφόρους τους - τα Μεγάλα και Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου, τους νάνους γαλαξίες στο Canis Major, στον Πήγασο, Carina, Sextant, Phoenix και πολλοί άλλοι - συνολικά περίπου πενήντα. Η τοπική ομάδα, με τη σειρά της, είναι μέλος του τοπικού υπερσυμπλέγματος Virgo.

Τόσο οι μεγαλύτεροι όσο και οι μικρότεροι γαλαξίες είναι ελλειπτικού τύπου. Το συνολικό μερίδιο των εκπροσώπων της στον γαλαξιακό πληθυσμό του Σύμπαντος είναι μόνο περίπου 20%. Αυτοί οι γαλαξίες (με πιθανή εξαίρεση τους μικρότερους και πιο αμυδρούς) κρύβουν επίσης υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες στις κεντρικές τους ζώνες. Οι ελλειπτικοί γαλαξίες έχουν επίσης φωτοστέφανα, αλλά όχι τόσο διαυγείς όσο εκείνοι σε σχήμα δίσκου.

Όλοι οι άλλοι γαλαξίες θεωρούνται ακανόνιστοι. Περιέχουν πολλή σκόνη και αέριο και παράγουν ενεργά νεαρά αστέρια. Υπάρχουν λίγοι τέτοιοι γαλαξίες σε μέτριες αποστάσεις από τον Γαλαξία, μόνο 3%.

Ωστόσο, μεταξύ των αντικειμένων με μεγάλη μετατόπιση στο κόκκινο, των οποίων το φως εκπέμπεται το αργότερο 3 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, το μερίδιό τους αυξάνεται απότομα. Προφανώς, όλα τα αστρικά συστήματα της πρώτης γενιάς ήταν μικρά και είχαν ακανόνιστα περιγράμματα, και μεγάλοι σε σχήμα δίσκου και ελλειπτικοί γαλαξίες εμφανίστηκαν πολύ αργότερα.

Γέννηση γαλαξιών

Οι γαλαξίες γεννήθηκαν αμέσως μετά τα αστέρια. Πιστεύεται ότι τα πρώτα φωτιστικά έλαμψαν το αργότερο 150 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Τον Ιανουάριο του 2011, μια ομάδα αστρονόμων που επεξεργαζόταν πληροφορίες από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble ανέφερε την πιθανή παρατήρηση ενός γαλαξία του οποίου το φως πήγε στο διάστημα 480 εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Τον Απρίλιο, μια άλλη ερευνητική ομάδα ανακάλυψε έναν γαλαξία που, κατά πάσα πιθανότητα, είχε ήδη σχηματιστεί πλήρως όταν το νεαρό σύμπαν ήταν περίπου 200 εκατομμυρίων ετών.

Οι συνθήκες για τη γέννηση των αστεριών και των γαλαξιών προέκυψαν πολύ πριν ξεκινήσει. Όταν το σύμπαν πέρασε τα 400.000 χρόνια, το πλάσμα στο διάστημα αντικαταστάθηκε από ένα μείγμα ουδέτερου ηλίου και υδρογόνου. Αυτό το αέριο ήταν ακόμα πολύ καυτό για να συγχωνευθεί στα μοριακά νέφη που δημιουργούν αστέρια.

Ωστόσο, ήταν δίπλα σε σωματίδια σκοτεινής ύλης, αρχικά κατανεμημένα στο διάστημα όχι αρκετά ομοιόμορφα - όπου είναι λίγο πιο πυκνό, όπου είναι πιο σπάνια. Δεν αλληλεπιδρούσαν με το βαρυονικό αέριο και επομένως, υπό τη δράση αμοιβαίας έλξης, κατέρρευσαν ελεύθερα σε ζώνες αυξημένης πυκνότητας.

Σύμφωνα με υπολογισμούς μοντέλων, μέσα σε εκατό εκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, σχηματίστηκαν στο διάστημα σύννεφα σκοτεινής ύλης στο μέγεθος του σημερινού ηλιακού συστήματος. Συνδυάστηκαν σε μεγαλύτερες κατασκευές, παρά την επέκταση του χώρου. Έτσι προέκυψαν τα σμήνη των νεφών της σκοτεινής ύλης και μετά τα σμήνη αυτών των σμηνών. Αναρρόφησαν διαστημικό αέριο, επιτρέποντάς του να πήξει και να καταρρεύσει.

Με αυτόν τον τρόπο εμφανίστηκαν τα πρώτα υπερμεγέθη αστέρια, τα οποία γρήγορα εξερράγησαν σε σουπερνόβα και άφησαν πίσω τους μαύρες τρύπες. Αυτές οι εκρήξεις εμπλούτισαν το διάστημα με στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο, τα οποία βοήθησαν στην ψύξη των νεφών αερίων που καταρρέουν και επομένως κατέστησαν δυνατή την εμφάνιση αστεριών δεύτερης γενιάς με μικρότερη μάζα.

Τέτοια αστέρια θα μπορούσαν ήδη να υπάρχουν για δισεκατομμύρια χρόνια και επομένως ήταν σε θέση να σχηματίσουν (και πάλι με τη βοήθεια της σκοτεινής ύλης) βαρυτικά δεσμευμένα συστήματα. Έτσι προέκυψαν οι μακρόβιοι γαλαξίες, συμπεριλαμβανομένου του δικού μας.

«Πολλές από τις λεπτομέρειες της γαλακτογένεσης εξακολουθούν να είναι κρυμμένες στην ομίχλη», λέει ο John Kormendy. - Ειδικότερα, αυτό ισχύει για τον ρόλο των μαύρων τρυπών. Οι μάζες τους κυμαίνονται από δεκάδες χιλιάδες ηλιακές μάζες έως το τρέχον απόλυτο ρεκόρ των 6,6 δισεκατομμυρίων ηλιακών μαζών, που ανήκει σε μια μαύρη τρύπα από τον πυρήνα του ελλειπτικού γαλαξία M87, που βρίσκεται 53,5 εκατομμύρια έτη φωτός από τον Ήλιο.

Οι τρύπες στα κέντρα των ελλειπτικών γαλαξιών συνήθως περιβάλλονται από εξογκώματα που αποτελούνται από παλιά αστέρια. Οι σπειροειδείς γαλαξίες μπορεί να μην έχουν καθόλου εξογκώματα ή να έχουν επίπεδες ομοιότητες, ψευδο-διογκώματα. Η μάζα μιας μαύρης τρύπας είναι συνήθως τρεις τάξεις μεγέθους μικρότερη από τη μάζα της διόγκωσης - φυσικά, εάν υπάρχει. Αυτό το μοτίβο επιβεβαιώνεται από παρατηρήσεις που καλύπτουν τρύπες με μάζα από ένα εκατομμύριο έως ένα δισεκατομμύριο ηλιακές μάζες».

Σύμφωνα με τον καθηγητή Kormendy, οι γαλαξιακές μαύρες τρύπες αποκτούν μάζα με δύο τρόπους. Η τρύπα, που περιβάλλεται από ένα πλήρες εξόγκωμα, μεγαλώνει λόγω της απορρόφησης του αερίου που έρχεται στο εξόγκωμα από την εξωτερική ζώνη του γαλαξία. Κατά τη συγχώνευση των γαλαξιών, η ένταση της εισροής αυτού του αερίου αυξάνεται απότομα, γεγονός που προκαλεί εκρήξεις κβάζαρ.

Ως αποτέλεσμα, εξογκώματα και τρύπες εξελίσσονται παράλληλα, γεγονός που εξηγεί τη συσχέτιση μεταξύ των μαζών τους (ωστόσο, μπορεί να λειτουργούν και άλλοι, ακόμη άγνωστοι μηχανισμοί).

Ερευνητές από το Πανεπιστήμιο του Πίτσμπουργκ, το UC Irvine και το Πανεπιστήμιο του Ατλαντικού της Φλόριντα έχουν μοντελοποιήσει τη σύγκρουση του Γαλαξία και του προκατόχου του Ελλειπτικού Γαλαξία του Νάνου Τοξότη (SagDEG) στον Τοξότη.

Ανέλυσαν δύο επιλογές για συγκρούσεις - με μια εύκολη (3x10¹⁰ηλιακές μάζες) και βαριές (10¹¹ ηλιακές μάζες) SagDEG. Το σχήμα δείχνει τα αποτελέσματα 2,7 δισεκατομμυρίων ετών εξέλιξης του Γαλαξία χωρίς αλληλεπίδραση με έναν νάνο γαλαξία και με αλληλεπίδραση με την ελαφριά και βαριά παραλλαγή του SagDEG.

Οι γαλαξίες χωρίς φαλακρό και οι γαλαξίες με ψευδοδιογκώματα είναι ένα διαφορετικό θέμα. Οι μάζες των οπών τους συνήθως δεν ξεπερνούν τις 104-106 ηλιακές μάζες. Σύμφωνα με τον καθηγητή Kormendy, τροφοδοτούνται με αέριο λόγω τυχαίων διεργασιών που συμβαίνουν κοντά στην τρύπα και δεν εκτείνονται σε ολόκληρο τον γαλαξία. Μια τέτοια τρύπα μεγαλώνει ανεξάρτητα από την εξέλιξη του γαλαξία ή την ψευδο-διογκωμένη του, γεγονός που εξηγεί την έλλειψη συσχέτισης μεταξύ των μαζών τους.

Αναπτυσσόμενοι γαλαξίες

Οι γαλαξίες μπορούν να αυξηθούν τόσο σε μέγεθος όσο και σε μάζα. «Στο μακρινό παρελθόν, οι γαλαξίες το έκαναν αυτό πολύ πιο αποτελεσματικά από ό,τι στις πρόσφατες κοσμολογικές εποχές», εξηγεί ο Garth Illingworth, καθηγητής αστρονομίας και αστροφυσικής στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, Santa Cruz. - Ο ρυθμός γέννησης νέων άστρων υπολογίζεται με βάση την ετήσια παραγωγή μιας μονάδας μάζας αστρικής ύλης (με αυτή την χωρητικότητα, τη μάζα του Ήλιου) ανά μονάδα όγκου του διαστήματος (συνήθως ένα κυβικό megaparsec).

Την εποχή του σχηματισμού των πρώτων γαλαξιών, αυτός ο αριθμός ήταν πολύ μικρός, και στη συνέχεια άρχισε να αυξάνεται γρήγορα, κάτι που συνεχίστηκε έως ότου το Σύμπαν έγινε 2 δισεκατομμυρίων ετών. Για άλλα 3 δισεκατομμύρια χρόνια, ήταν σχετικά σταθερή, μετά άρχισε να μειώνεται σχεδόν αναλογικά με τον χρόνο, και αυτή η πτώση συνεχίζεται μέχρι σήμερα. Έτσι, πριν από 7-8 δισεκατομμύρια χρόνια, ο μέσος ρυθμός σχηματισμού άστρων ήταν 10-20 φορές υψηλότερος από τον σημερινό. Οι περισσότεροι παρατηρήσιμοι γαλαξίες είχαν ήδη σχηματιστεί πλήρως σε εκείνη τη μακρινή εποχή».

Το σχήμα δείχνει τα αποτελέσματα της εξέλιξης σε διαφορετικούς χρόνους - την αρχική διαμόρφωση (a), μετά από 0, 9 (b), 1, 8 © και 2, 65 δισεκατομμύρια χρόνια (d). Σύμφωνα με υπολογισμούς μοντέλων, η ράβδος και οι σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί ως αποτέλεσμα σύγκρουσης με το SagDEG, το οποίο αρχικά είχε 50-100 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.

Δύο φορές πέρασε από τον δίσκο του Γαλαξία μας και έχασε μέρος της ύλης του (τόσο συνηθισμένη όσο και σκοτεινή), προκαλώντας διαταραχές στη δομή του. Η τρέχουσα μάζα του SagDEG δεν υπερβαίνει τα δεκάδες εκατομμύρια ηλιακές μάζες και η επόμενη σύγκρουση, η οποία αναμένεται το αργότερο 100 εκατομμύρια χρόνια αργότερα, πιθανότατα θα είναι η τελευταία για αυτό.

Σε γενικές γραμμές, αυτή η τάση είναι κατανοητή. Οι γαλαξίες αναπτύσσονται με δύο βασικούς τρόπους. Πρώτον, αποκτούν φρέσκο υλικό εκρήξεως αστεριών αντλώντας σωματίδια αερίου και σκόνης από τον περιβάλλοντα χώρο. Για αρκετά δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, αυτός ο μηχανισμός λειτουργούσε σωστά απλώς και μόνο επειδή υπήρχε αρκετή αστρική πρώτη ύλη στο διάστημα για όλους.

Στη συνέχεια, όταν τα αποθέματα εξαντλήθηκαν, ο ρυθμός αστρικής γέννησης μειώθηκε. Ωστόσο, οι γαλαξίες έχουν βρει την ικανότητα να το αυξάνουν μέσω συγκρούσεων και συγχωνεύσεων. Είναι αλήθεια ότι για να πραγματοποιηθεί αυτή η επιλογή, οι συγκρουόμενοι γαλαξίες πρέπει να έχουν μια αξιοπρεπή παροχή διαστρικού υδρογόνου. Για μεγάλους ελλειπτικούς γαλαξίες, όπου πρακτικά έχει εξαφανιστεί, η συγχώνευση δεν βοηθάει, αλλά σε δισκοειδείς και ακανόνιστους γαλαξίες λειτουργεί.

Πορεία σύγκρουσης

Ας δούμε τι συμβαίνει όταν συγχωνεύονται δύο περίπου πανομοιότυποι γαλαξίες τύπου δίσκου. Τα αστέρια τους δεν συγκρούονται σχεδόν ποτέ - οι αποστάσεις μεταξύ τους είναι πολύ μεγάλες. Ωστόσο, ο αέριος δίσκος κάθε γαλαξία υφίσταται παλιρροϊκές δυνάμεις λόγω της βαρύτητας του γείτονά του. Η βαρυονική ύλη του δίσκου χάνει μέρος της γωνιακής ορμής και μετατοπίζεται στο κέντρο του γαλαξία, όπου δημιουργούνται συνθήκες για μια εκρηκτική αύξηση του ρυθμού σχηματισμού άστρων.

Μέρος αυτής της ουσίας απορροφάται από τις μαύρες τρύπες, οι οποίες επίσης αποκτούν μάζα. Στην τελική φάση της ενοποίησης των γαλαξιών, οι μαύρες τρύπες συγχωνεύονται και οι αστρικοί δίσκοι και των δύο γαλαξιών χάνουν την προηγούμενη δομή τους και διασκορπίζονται στο διάστημα. Ως αποτέλεσμα, ένας ελλειπτικός σχηματίζεται από ένα ζευγάρι σπειροειδών γαλαξιών. Αλλά αυτή δεν είναι σε καμία περίπτωση η πλήρης εικόνα. Η ακτινοβολία από νεαρά φωτεινά αστέρια μπορεί να εκτοξεύσει μέρος του υδρογόνου από τον νεογέννητο γαλαξία.

Ταυτόχρονα, η ενεργή συσσώρευση αερίου στη μαύρη τρύπα αναγκάζει την τελευταία από καιρό σε καιρό να εκτοξεύει πίδακες τεράστιων ενεργειακών σωματιδίων στο διάστημα, θερμαίνοντας αέριο σε όλο τον γαλαξία και αποτρέποντας έτσι το σχηματισμό νέων αστεριών. Ο γαλαξίας σιωπά σταδιακά - πιθανότατα για πάντα.

Γαλαξίες διαφορετικών μεγεθών συγκρούονται διαφορετικά. Ένας μεγάλος γαλαξίας είναι ικανός να καταπιεί έναν νάνο γαλαξία (με τη μία ή σε πολλά βήματα) και ταυτόχρονα να διατηρήσει τη δική του δομή. Αυτός ο γαλαξιακός κανιβαλισμός μπορεί επίσης να διεγείρει το σχηματισμό άστρων.

Ο νάνος γαλαξίας καταστρέφεται ολοσχερώς, αφήνοντας πίσω του αλυσίδες από αστέρια και πίδακες κοσμικού αερίου, που παρατηρούνται τόσο στον Γαλαξία μας όσο και στη γειτονική Ανδρομέδα. Εάν ένας από τους συγκρουόμενους γαλαξίες δεν είναι πολύ ανώτερος από τον άλλο, είναι πιθανά ακόμη πιο ενδιαφέροντα αποτελέσματα.

Περιμένοντας το σούπερ τηλεσκόπιο

Η γαλαξιακή αστρονομία επέζησε σχεδόν έναν αιώνα. Ξεκίνησε πρακτικά από το μηδέν και πέτυχε πολλά. Ωστόσο, ο αριθμός των άλυτων προβλημάτων είναι πολύ μεγάλος. Οι επιστήμονες αναμένουν πολλά από το υπέρυθρο τηλεσκόπιο James Webb, το οποίο επρόκειτο να ξεκινήσει το 2021.