Виникнення та еволюція галактик

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Вивчення виникнення та еволюції галактик опікується процесами, що сформували неоднорідний Всесвіт з однорідного початку, формуванням перших галактик, тим, як галактики змінюються з плином часу, і тими процесами, які породили різноманіття структур, що спостерігаються в найближчих галактиках.

Припускається, що галактика формується, за теоріями формування структур, в результаті крихітних квантових флуктуацій після Великого Вибуху. Найпростіша модель цього, що в цілому узгоджується зі спостережуваними явищами, є модель Лямбда-CDM; за нею, кластеризація і злиття галактик — це те, як вони збільшують масу, а також визначає їх форму та структуру.

Часто спостережувані властивості галактик[ред.ред. код]

Камертонна діаграма Габбла галактичної морфології

Через неможливість проводити експерименти в космічному просторі, єдиний спосіб «протестувати» теорії і моделі еволюції галактики — це порівняти їх із даними спостережень. Пояснення того, як утворилися й розвивалися галактики, має пояснювати спостережувані властивості й типи галактик.

Едвін Габбл створив першу галактичну класифікацію, схему, відому як камертонна діаграма Габбла. Вона поділяла галактики на еліптичні галактики, нормальні спіральні, спіральні з барами (наприклад, Чумацький Шлях) і іррегулярні.

Цим типам галактик притаманні такі властивості, які можуть бути пояснені поточними теоріями еволюції галактик:

  • багато властивостей галактик (в тому числі діаграма колір-зоряна величина для галактик), вказують на те, що є принципово два типи галактик. Ці групи діляться на блакитні зореутворюючі галактики, які більше схожі на спіральні типи, і червоні не-зореутворюючі галактики, які більше схожі на еліптичні типи галактик;
  • спіральні галактики досить тонкі, щільні й обертаються відносно швидко, у той час як зорі в еліптичних галактиках мають випадковим чином орієнтовані орбіти;
  • велика частина маси галактик складається з темної матерії — речовини, яка безпосередньо не спостерігається, і ймовірно не може взаємодіяти з допомогою якихось сил, крім тяжіння;
  • більшість велетенських галактик містять у своїх центрах надмасивні чорні діри, масою від мільйонів до мільярдів маси нашого Сонця. Маса чорної діри пов'язується з балджем материнської галактики або масою сфероїда.
  • металічність має позитивну кореляцію з абсолютною зоряною величиною (світністю) галактики.

Габбл неправильно думав, що камертонна схема описує таку еволюційну послідовність галактик[джерело?] — від еліптичних галактик через лінзоподібні до спіральних галактик. Астрономи тепер вважають, що дискові галактики, ймовірно, утворилися спочатку, а потім розвинулись в еліптичні галактики шляхом злиття галактик.

Формування дискових галактик[ред.ред. код]

Найбільш раннім етапом еволюції галактик є формування. Коли галактика формується, вона має дискову форму і називається спіральною галактикою через спіралеподібні «рукави», розташовані на диску. Існують різні теорії про те, як ці дископодібні розподіли зір розвиваються з хмари речовини, і не можна сказати, яка з них  «правильна», тому що немає сучасної теорії, яка точно передбачає всі спостережувані властивості галактик.

Теорії «зверху вниз»[ред.ред. код]

Олін Егген, Дональд Лінден-Белл і Елан Сендидж[1] у 1962 р. запропонували теорію, що дискові галактики утворюються внаслідок монолітного колапсу великої газової хмари. Матерія в ранньому Всесвіті розподілялася на згустки, які складалися, в основному, з темної матерії. Ці згустки гравітаційно взаємодіяли, накинувши приливні «зашморги» один на одного, які надавали їм певний момент імпульсу. У міру охолодження баріонної матерії, вона втрачала частину енергії й стягувалась до центру згустку. Згідно з законом збереженням моменту імпульсу, речовина, що набличається до центру, прискорює своє обертання. Потім, як обертання кулі з тіста для піци, речовина формується у щільний диск. Після охолодження, газ стає гравітаційно-нестабільним, тому він не може залишитися одною однорідною хмарою. Хмара рветься, і ці менші хмари газу формують зорі. Оскільки темна матерія не може розсіятись, бо взаємодіє лише гравітаційно, вона залишається поширеною за межами диска у формі гало темної матерії. Спостереження показують, що є зорі, розташовані за межами диска, що не зовсім підходить під модель «тіста для піци». Відома як сценарій формування «зверху вниз», ця теорія досить проста, але широко не визнається.

Теорії «знизу вгору»[ред.ред. код]

Пізніші теорії включають кластеризацію гало темної матерії в процесі «знизу вгору». Замість великих хмар газу, які колапсують у галактики, в якій газ розпадається на дрібніші хмари, передбачається, що матерія почала шлях формування у цих «менших» згустках (масою порядку кулястих скупчень), а потім багато з цих згустків об'єдналися в галактики[2], які потім гравітацією стягнулись у скупчення галактик. Це також має наслідком дископодібний розподіл баріонної матерії та формування темною матерією гало з тих самих причин, що і в теорії «зверху-вниз». Моделі такого роду прогнозують більше дрібних галактик, ніж великих, що відповідає спостереженням. Леонард Серл і Роберт Цінн[3] були першими, хто припустив, що галактики утворюються шляхом злиття дрібніших попередників.

Астрономи на даний час не знають, що зупиняє процес стиснення. Насправді, теорії формування дискових галактик не дають швидкість обертання і розмір дискових галактик, які спостерігаються у Всесвіті. Було висловлено припущення, що випромінювання від яскравих новоутворених зір або з активних галактичних ядер може уповільнити стиснення диску, що формується. Було також висловлено припущення, що гало темної матерії може розтягувати галактики, тим самим зупиняючи стиснення диска[4].

Модель Лямбда-CDM — це космологічна модель, яка пояснює утворення Всесвіту після великого вибуху. Це відносно проста модель, яка передбачає багато властивостей, що спостерігаються у Всесвіті, зокрема, відносну частоту різних типів галактик; однак, вона занижує кількість галактик з тонким диском у Всесвіті[5]. Причина в тому, що ця модель передбачає велику кількість злиттів галактик. Але якщо дискова галактика зливається з іншою галактикою порівнянної маси (не менш 15 % від її маси), злиття швидше за все зруйнує або принаймні значно викривить диск, й очікується, що новоутворена галактика не буде дисковою (див. наступний розділ). Поки це залишається невирішеною проблемою для астрономів, однак це не обов'язково означає, що модель Лямбда-CDM повністю неправильна, а швидше, що вона вимагає подальшої доробки, щоб точно відтворювати населення галактик у Всесвіті.

Злиття галактик і формування еліптичних галактик[ред.ред. код]

Уявлення художника про вогняний шторм народження зір глибоко всередині ядра молодої зростаючої еліптичної галактики
Галактики NGC 4676 (галактики Миші)- це приклад поточного злиття
Галактики Антена є парою галактик у процесі зіткнення — яскраві, сині вузли є молодими зорями, які нещодавно запалали внаслідок злиття
ESO 325-G004, типова еліптична галактика

Еліптичні галактики є одними з найбільших сьогодні відомих (IC 1101). Їх зорі перебувають на орбітах, які довільно орієнтовані в межах галактики (тобто вони не обертаються, як дискові галактики). Відмінною рисою еліптичних галактик є те, що швидкості зір не обов'язково сприяють сплюсненню галактики, як у спіральних галактиках[6]. На основі поточних спостережень видно, що еліптичні галактики мають надмасивні чорні діри в їх центрі, і маса цих чорних дір корелює з масою галактики.

Еліптичні галактики мають два основних етапи еволюції. Перший пов'язаний зі зростанням розміру надмасивної чорної діри від аккретування газу, що охолоджується. Другий етап еліптичної галактики може бути відзначений стабілізацією чорної діри за рахунок придушення охолодження газу, в результаті чого еліптична галактика перебуває у стабільному стані[7]. Маса чорної діри також корелює з властивістю, яка називається «сигма» і є дисперсією швидкостей зірок в еліптичних галактиках. Ця залежність, відома як співвідношення М-сигма, була виявлена в 2000 році[8]. Еліптичні галактики не мають дисків навколо них, хоча деякі балджі дискових галактик схожі на еліптичні галактики. Еліптичні галактики частіше трапляються на більш населених ділянках Всесвіту (таких як скупчення галактик).

Астрономи зараз розглядають еліптичні галактики як найбільш розвинені системи у Всесвіті. Загальновизнано, що основною рушійною силою еволюції еліптичних галактик є злиття дрібніших галактик. Багато галактик у Всесвіті є гравітаційно пов'язаними з іншими галактиками. Якщо галактики мають близькі розміри, результуюча галактика не буде схожою на галактики, які її утворили[9], а буде еліптичною галактикою. Важливо відзначити, що існує багато типів зіткнень і злиттів галактик, які не обов'язково призводять до еліптичних галактик, але призводить до змін у структурі взаємодіючих галактик. Наприклад, вважається, що заразі відбувається злиття Чумацького Шляху з Магеллановими Хмарами.

Злиття між такими великими галактиками вважається руйнівним, але через величезні відстані між зорями, зіткнень власне зір при злитті галактик практично не відбувається. Однак у процесі формування еліптичної галактики взаємодія газу з тертям між двома галактиками може спричинити гравітаційні ударні хвилі, здатні до утворення нових зір[10]. Шляхом послідовного розташування зображень різних галактик, що зливаються, можна побачити часову шкалу злиття двох спіральних галактик в одну еліптичну[11].

У Місцевій групі, галактики Чумацький Шлях та M31 (галактика Андромеди) гравітаційно пов'язані та наближаються одна до одної. Моделювання показує, що ці дві галактики перебувають на шляху до зіткнення, яке станеться в наступні 5 мільярдів років, а також, що під час такого зіткнення Сонце та Сонячна система будуть викинуті з їх поточної орбіти довкола центру Галактики. Зіткнення створить величезну спіральну галактику[12].

Згасання галактик[ред.ред. код]

Розподіл галактик на діаграмі колір-зоряна величина вказує на наявність трьох популяцій: «червоної послідовності», «блакитної хмари» та «зеленої долини».
Зореутворення в тому, що зараз є «мертвими» галактиками, зупинилось мільярди років тому.[13]

Одне зі спостережень (дивись вище), яке ще потребує пояснення від успішної теорії еволюції галактик, — існування різних населень галактик на діаграмі колір-зоряна величина для галактик. Більшість галактик потрапляють в одну з двох категорій на цій діаграмі — «червону послідовність» або «блакитну хмару». Галактики червоної послідовності як правило не мають зореутворення, є еліптичними з мінімальною кількістю газу та пилу; галактики блакитної хмари переважно є запиленими зореутворюючими спіральними галактиками[14][15].

Як описано в попередніх розділах, галактики мають тенденцію розвиватися від спіралі до еліптичної структури шляхом злиття. Однак, поточна швидкість злиття галактик не пояснює, як всі галактики рухаються від «блакитної хмари» на «червону послідовність». Вона також не пояснює, як припиняється зореутворення в галактиках. Теорії еволюції галактик, отже, повинні бути у змозі пояснити, як згасає зореутворення в галактиках. Це явище називається «згасання» галактик[16].

Зорі формуються з холодного газу (див.закон Шмідта), тому галактика згасає, коли більше не має холодного газу. Однак вважається, що згасання відбувається досить швидко (в межах мільярда років), але це значно довше часу, який потрібен галактиці для простого використання її резервуарів холодного газу[17][18]. Моделі еволюції галактик намагаються пояснити це запровадженням гіпотезу про інші фізичні механізми, які видаляють або припиняють постачання холодного газу у галактиці. Ці механізми можна умовно поділити на дві групи: (1) превентивні механізми зворотного зв'язку, які зупиняють надходження холодного газу до галактики або зупиняють зореутворення, та (2) еджективні (викидальні) механізми зворотного зв'язку, які видаляють газ, що зупиняє зореутворення[19].

Один з теоретичних превентивних механізмів, що має назву «придушення» і зупиняє надходження холодного газу до галактики, вважається ймовірним основним механізмом згасання зореутворення у маломасивних галактиках[20]. Точне фізичне пояснення придушення ще невідомо, але припускається, що він пов'язаний зі взаємодією між галактиками — коли галактика потряпляє у галактичний кластер, її гравітаційна взаємодія з іншими галактиками кластеру може зупиняти акрецію нею додаткового газу[21].

Для галактик з масивним гало темної матерії передбачається інший превентивний механізм під назвою «віріальне ударне нагрівання», яке може заважати газу достатньо охолодитися для зореутворення[18].

Еджективні процеси, які викидають газ з галактик, можуть пояснити згасання більш масивних галактик[22]. Один з таких механізмів спричиняється надмасивними чорними дірами в центрі галактик. Симуляції показали, що газ, який акретує на надмасивні чорні діри в центрі галактик, утворює високоенергетичні джети; вивільнена енергія може викинути достатньо холодного газу для згасання зореутворення[23].

Припускається, що Чумацький Шлях та галактика Андромеди зараз перебувають у перехідному процесі згасання від зореутворюючих блакитних галактики до червоних пасивних галактик[24]. Це може надати унікальну можливість спостерігати згасання зореутворення зблизька та краще зрозуміти цей важливий етап у еволюції галактик.

Галерея[ред.ред. код]

Див. також[ред.ред. код]

Подальше читання[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed. The Astrophysical Journal 136. с. 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433. 
  2. White, Simon; Rees, Martin (1978). Core condensation in heavy halos: a two-stage theory for galaxy formation and clustering.. MNRAS. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341. 
  3. Searle, L.; Zinn, R. (1978). Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo. The Astrophysical Journal 225. с. 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499. 
  4. Christensen, L.L.; de Martin, D.; Shida, R.Y. (2009). Cosmic Collisions: The Hubble Atlas of Merging Galaxies. Springer. ISBN 9780387938530. 
  5. Steinmetz, Matthias; Navarro, Julio F. (2002-06-01). The hierarchical origin of galaxy morphologies. New Astronomy 7 (4). с. 155–160. Bibcode:2002NewA....7..155S. arXiv:astro-ph/0202466. doi:10.1016/S1384-1076(02)00102-1. 
  6. Kim, Dong-Woo (2012). Hot Interstellar Matter in Elliptical Galaxies. New York: Springer. ISBN 978-1-4614-0579-5. 
  7. Churazov, E.; Sazonov, S.; Sunyaev, R.; Forman, W.; Jones, C.; Böhringer, H. (2005-10-01). Supermassive black holes in elliptical galaxies: switching from very bright to very dim. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters (en) 363 (1). с. L91–L95. Bibcode:2005MNRAS.363L..91C. ISSN 1745-3925. arXiv:astro-ph/0507073. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.00093.x. 
  8. Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, S. M.; Filippenko, Alexei V.; Richard Green; Grillmair, Carl та ін. (2000-01-01). A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion. The Astrophysical Journal Letters (en) 539 (1). с. L13. Bibcode:2000ApJ...539L..13G. ISSN 1538-4357. arXiv:astro-ph/0006289. doi:10.1086/312840. 
  9. Barnes, Joshua E. (1989-03-09). Evolution of compact groups and the formation of elliptical galaxies. Nature (en) 338 (6211). с. 123–126. Bibcode:1989Natur.338..123B. doi:10.1038/338123a0. 
  10. Current Science Highlights: When Galaxies Collide. www.noao.edu. Процитовано 2016-04-25. 
  11. Saintonge, Amelie. What happens when galaxies collide? (Beginner) - Curious About Astronomy? Ask an Astronomer. curious.astro.cornell.edu.  Проігноровано невідомий параметр |access-date= (можливо, |accessdate=?) (довідка)
  12. Cox, T. J.; Loeb, Abraham (2008-05-01). The collision between the Milky Way and Andromeda. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en) 386 (1). с. 461–474. Bibcode:2008MNRAS.386..461C. ISSN 0035-8711. arXiv:0705.1170. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. 
  13. Giant Galaxies Die from the Inside Out. www.eso.org. European Southern Observatory. Процитовано 21 April 2015. 
  14. Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. New York: Pearson. ISBN 978-0805304022. 
  15. Blanton, Michael R.; Hogg, David W.; Bahcall, Neta A.; Baldry, Ivan K.; Brinkmann, J.; Csabai, István; Daniel Eisenstein; Fukugita, Masataka та ін. (2003-01-01). The Broadband Optical Properties of Galaxies with Redshifts 0.02 < z < 0.22. The Astrophysical Journal (en) 594 (1). с. 186. Bibcode:2003ApJ...594..186B. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0209479. doi:10.1086/375528. 
  16. Faber, S. M.; Willmer, C. N. A.; Wolf, C.; Koo, D. C.; Weiner, B. J.; Newman, J. A.; Im, M.; Coil, A. L. та ін. (2007-01-01). Galaxy Luminosity Functions to z 1 from DEEP2 and COMBO-17: Implications for Red Galaxy Formation. The Astrophysical Journal (en) 665 (1). с. 265. Bibcode:2007ApJ...665..265F. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0506044. doi:10.1086/519294. 
  17. Blanton, Michael R. (2006-01-01). Galaxies in SDSS and DEEP2: A Quiet Life on the Blue Sequence?. The Astrophysical Journal (en) 648 (1). с. 268. Bibcode:2006ApJ...648..268B. ISSN 0004-637X. arXiv:astro-ph/0512127. doi:10.1086/505628. 
  18. а б Gabor, J. M.; Davé, R.; Finlator, K.; Oppenheimer, B. D. (2010-09-11). How is star formation quenched in massive galaxies?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en) 407 (2). с. 749–771. Bibcode:2010MNRAS.407..749G. ISSN 0035-8711. arXiv:1001.1734. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16961.x. 
  19. Kereš, Dušan; Katz, Neal; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Weinberg, David H. (2009-07-11). Galaxies in a simulated ΛCDM universe – II. Observable properties and constraints on feedback. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en) 396 (4). с. 2332–2344. Bibcode:2009MNRAS.396.2332K. ISSN 0035-8711. arXiv:0901.1880. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14924.x. 
  20. Peng, Y.; Maiolino, R.; Cochrane, R. Strangulation as the primary mechanism for shutting down star formation in galaxies. Nature 521 (7551). с. 192–195. Bibcode:2015Natur.521..192P. arXiv:1505.03143. doi:10.1038/nature14439. 
  21. Bianconi, Matteo; Marleau, Francine R.; Fadda, Dario. Star formation and black hole accretion activity in rich local clusters of galaxies. Astronomy & Astrophysics 588. Bibcode:2016A&A...588A.105B. arXiv:1601.06080. doi:10.1051/0004-6361/201527116. 
  22. Kereš, Dušan; Katz, Neal; Fardal, Mark; Davé, Romeel; Weinberg, David H. (2009-05-01). Galaxies in a simulated ΛCDM Universe – I. Cold mode and hot cores. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en) 395 (1). с. 160–179. Bibcode:2009MNRAS.395..160K. ISSN 0035-8711. arXiv:0809.1430. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14541.x. 
  23. Di Matteo, Tiziana; Springel, Volker; Hernquist, Lars. Energy input from quasars regulates the growth and activity of black holes and their host galaxies. Nature 433 (7026). с. 604–607. Bibcode:2005Natur.433..604D. arXiv:astro-ph/0502199. doi:10.1038/nature03335. 
  24. Mutch, Simon J.; Croton, Darren J.; Poole, Gregory B. (2011-01-01). The Mid-life Crisis of the Milky Way and M31. The Astrophysical Journal (en) 736 (2). с. 84. Bibcode:2011ApJ...736...84M. ISSN 0004-637X. arXiv:1105.2564. doi:10.1088/0004-637X/736/2/84. 

Посилання[ред.ред. код]