Życie galaktyk i historia ich badań

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Ostatnio zmodyfikowany: 2023-12-16 16:14

Historia badań planet i gwiazd mierzona jest w tysiącleciach, Słońcu, kometach, asteroidach i meteorytach - w wiekach. Ale galaktyki rozsiane po Wszechświecie, gromady gwiazd, kosmiczne cząstki gazu i pyłu stały się obiektem badań naukowych dopiero w latach 20. XX wieku.

Galaktyki obserwowano od niepamiętnych czasów. Osoba o ostrym wzroku może rozróżnić jasne plamy na nocnym niebie, podobne do kropli mleka. W X wieku perski astronom Abd-al-Raman al-Sufi wspomniał w swojej Księdze Gwiazd Stałych o dwóch podobnych miejscach, znanych obecnie jako Wielki Obłok Magellana i galaktyce M31, znanej również jako Andromeda.

Wraz z pojawieniem się teleskopów astronomowie obserwowali coraz więcej takich obiektów, zwanych mgławicami. Jeśli angielski astronom Edmund Halley wymienił tylko sześć mgławic w 1716 r., to katalog opublikowany w 1784 r. przez francuskiego astronoma morskiego Charlesa Messiera zawierał już 110 – a wśród nich cztery tuziny prawdziwych galaktyk (w tym M31).

W 1802 roku William Herschel opublikował listę 2500 mgławic, a jego syn John opublikował katalog ponad 5000 mgławic w 1864 roku.

Nasza najbliższa sąsiadka, galaktyka Andromedy (M31), jest jednym z ulubionych obiektów niebieskich do amatorskich obserwacji astronomicznych i fotografii.

Natura tych przedmiotów dawno wymykała się zrozumieniu. W połowie XVIII wieku niektóre wnikliwe umysły widziały w nich układy gwiezdne podobne do Drogi Mlecznej, ale ówczesne teleskopy nie dawały możliwości sprawdzenia tej hipotezy.

Sto lat później panowała opinia, że każda mgławica jest obłokiem gazu oświetlonym od wewnątrz przez młodą gwiazdę. Później astronomowie byli przekonani, że niektóre mgławice, w tym Andromeda, zawierają wiele gwiazd, ale przez długi czas nie było jasne, czy znajdują się w naszej Galaktyce, czy poza nią.

Dopiero w latach 1923-1924 Edwin Hubble ustalił, że odległość od Ziemi do Andromedy jest co najmniej trzykrotnie większa od średnicy Drogi Mlecznej (w rzeczywistości około 20 razy) i że M33, kolejna mgławica z katalogu Messiera, nie mniej od nas oddalony. Wyniki te zapoczątkowały nową dyscyplinę naukową - astronomię galaktyczną.

W 1926 roku słynny amerykański astronom Edwin Powell Hubble zaproponował (a w 1936 zmodernizował) swoją klasyfikację galaktyk według ich morfologii. Ze względu na swój charakterystyczny kształt klasyfikacja ta nazywana jest również „kamerem Hubble'a”.

Na „pniu” kamertonu znajdują się galaktyki eliptyczne, na widełkach galaktyki soczewkowate bez tulei oraz galaktyki spiralne bez drążka i drążka. Galaktyki, których nie można zaliczyć do jednej z wymienionych klas, nazywane są nieregularnymi lub nieregularnymi.

Krasnoludy i olbrzymy

Wszechświat jest wypełniony galaktykami o różnych rozmiarach i masach. Ich liczba jest znana bardzo w przybliżeniu. W 2004 roku orbitujący teleskop Hubble'a odkrył około 10 000 galaktyk w trzy i pół miesiąca, skanując w południowej konstelacji Pieca region nieba, który jest sto razy mniejszy niż powierzchnia dysku księżycowego.

Jeśli przyjmiemy, że galaktyki są rozmieszczone na sferze niebieskiej z taką samą gęstością, okazuje się, że w obserwowanej przestrzeni jest 200 miliardów. Jednak szacunki te są mocno zaniżone, ponieważ teleskop nie był w stanie zauważyć bardzo wielu bardzo słabych galaktyk.

Forma i treść

Galaktyki różnią się również morfologią (to znaczy kształtem). Ogólnie dzielą się na trzy główne klasy - w kształcie dysku, eliptyczne i nieregularne (nieregularne). Jest to klasyfikacja ogólna, są znacznie bardziej szczegółowe.

Galaktyki wcale nie są losowo rozmieszczone w przestrzeni kosmicznej. Masywne galaktyki są często otoczone małymi galaktykami satelitarnymi. Zarówno nasza Droga Mleczna, jak i sąsiednia Andromeda mają co najmniej 14 satelitów, a najprawdopodobniej jest ich znacznie więcej. Galaktyki uwielbiają łączyć się w pary, trojaczki i większe grupy kilkudziesięciu związanych grawitacyjnie partnerów.

Większe asocjacje, gromady galaktyk, zawierają setki i tysiące galaktyk (pierwsza z takich gromad została odkryta przez Messiera). Czasami w centrum gromady obserwowana jest szczególnie jasna gigantyczna galaktyka, która, jak się uważa, powstała podczas łączenia się mniejszych galaktyk.

I wreszcie, istnieją również supergromady, które obejmują zarówno gromady i grupy galaktyk, jak i pojedyncze galaktyki. Zwykle są to wydłużone struktury o długości do setek megaparseków. Są oddzielone prawie całkowicie wolnymi od galaktyk pustkami kosmicznymi o tej samej wielkości.

Supergromady nie są już zorganizowane w żadne struktury wyższego rzędu i są losowo rozrzucone po całym Kosmosie. Z tego powodu w skali kilkuset megaparseków nasz Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Galaktyka w kształcie dysku to gwiezdny naleśnik obracający się wokół osi przechodzącej przez jej geometryczny środek. Zwykle po obu stronach środkowej strefy naleśnika znajduje się owalne wybrzuszenie (od wybrzuszenia angielskiego). Wybrzuszenie również się obraca, ale z mniejszą prędkością kątową niż dysk. W płaszczyźnie dysku często obserwuje się spiralne gałęzie, obfitujące w stosunkowo młode, jasne źródła światła. Istnieją jednak dyski galaktyczne bez struktury spiralnej, gdzie takich gwiazd jest znacznie mniej.

Centralną strefę galaktyki w kształcie dysku można przeciąć gwiezdną poprzeczką - poprzeczką. Przestrzeń wewnątrz dysku wypełniona jest medium gazowo-pyłowym - materiałem źródłowym dla nowych gwiazd i układów planetarnych. Galaktyka ma dwa dyski: gwiezdny i gazowy.

Otacza je galaktyczne halo - kulisty obłok rozrzedzonego gorącego gazu i ciemnej materii, który stanowi główny wkład w całkowitą masę galaktyki. Halo zawiera również pojedyncze stare gwiazdy i gromady kuliste (gromady kuliste) mające do 13 miliardów lat. W centrum prawie każdej galaktyki w kształcie dysku, z wybrzuszeniem lub bez, znajduje się supermasywna czarna dziura. Największe galaktyki tego typu zawierają po 500 miliardów gwiazd każda.

droga Mleczna

Słońce krąży wokół centrum dość zwyczajnej galaktyki spiralnej, która obejmuje 200-400 miliardów gwiazd. Jego średnica wynosi około 28 kiloparseków (nieco ponad 90 lat świetlnych). Promień wewnątrzgalaktycznej orbity Słońca wynosi 8,5 kiloparseków (tak, że nasza gwiazda jest przesunięta na zewnętrzną krawędź dysku galaktycznego), czas pełnego obrotu wokół centrum Galaktyki wynosi około 250 milionów lat.

Wybrzuszenie Drogi Mlecznej ma kształt eliptyczny i posiada niedawno odkrytą poprzeczkę. W centrum zgrubienia znajduje się zwarty rdzeń wypełniony gwiazdami w różnym wieku - od kilku milionów lat do miliarda i starszych. Wewnątrz jądra, za gęstymi obłokami pyłu, znajduje się raczej skromna czarna dziura jak na galaktyczne standardy - tylko 3,7 miliona mas Słońca.

Nasza Galaktyka może pochwalić się podwójnym dyskiem gwiezdnym. Dysk wewnętrzny, który ma nie więcej niż 500 parseków w pionie, odpowiada za 95% gwiazd w strefie dysku, w tym wszystkie młode jasne gwiazdy. Otacza ją zewnętrzny dysk o grubości 1500 parseków, w którym żyją starsze gwiazdy. Gazowy (a dokładniej gazowo-pyłowy) dysk Drogi Mlecznej ma grubość co najmniej 3,5 kiloparseków. Cztery ramiona spiralne dysku są obszarami o zwiększonej gęstości ośrodka gazowo-pyłowego i zawierają większość najbardziej masywnych gwiazd.

Średnica halo Drogi Mlecznej jest co najmniej dwukrotnie większa od średnicy dysku. Odkryto tam około 150 gromad kulistych i najprawdopodobniej około pięćdziesięciu kolejnych nie zostało jeszcze odkrytych. Najstarsze gromady mają ponad 13 miliardów lat. Aureola wypełniona jest ciemną materią o grudkowatej strukturze.

Do niedawna uważano, że aureola jest niemal kulista, jednak według najnowszych danych można ją znacznie spłaszczyć. Całkowita masa Galaktyki może wynosić do 3 bilionów mas Słońca, przy czym ciemna materia stanowi 90-95%. Masę gwiazd w Drodze Mlecznej szacuje się na 90-100 miliardów mas Słońca.

Galaktyka eliptyczna, jak sugeruje jej nazwa, jest elipsoidalna. Całość nie obraca się i dlatego nie ma symetrii osiowej. Jej gwiazdy, które w większości mają stosunkowo małą masę i znaczny wiek, krążą wokół centrum galaktyki w różnych płaszczyznach, a czasem nie pojedynczo, ale w bardzo wydłużonych łańcuchach.

Nowe oprawy w galaktykach eliptycznych rzadko się zapalają z powodu niedoboru surowców - wodoru cząsteczkowego.

Podobnie jak ludzie, galaktyki są zgrupowane razem. Nasza Grupa Lokalna obejmuje dwie największe galaktyki w okolicach około 3 megaparseków - Drogę Mleczną i Andromedę (M31), galaktykę Trójkąta, a także ich satelity - Wielki i Mały Obłok Magellana, galaktyki karłowate w Wielkim Psie, Pegazie, Carina, Sextant, Phoenix i wiele innych – łącznie około pięćdziesiątki. Z kolei lokalna grupa jest członkiem lokalnej supergromady w Pannie.

Zarówno największe, jak i najmniejsze galaktyki są galaktykami eliptycznymi. Łączny udział jej przedstawicieli w galaktycznej populacji Wszechświata wynosi tylko około 20%. Galaktyki te (może z wyjątkiem najmniejszych i najsłabszych) kryją również supermasywne czarne dziury w swoich strefach centralnych. Galaktyki eliptyczne również mają halo, ale nie tak wyraźne jak te o kształcie dysku.

Wszystkie inne galaktyki są uważane za nieregularne. Zawierają dużo pyłu i gazu i aktywnie produkują młode gwiazdy. Takich galaktyk w umiarkowanych odległościach od Drogi Mlecznej jest niewiele, tylko 3%.

Jednak wśród obiektów o dużym przesunięciu ku czerwieni, których światło zostało wyemitowane nie później niż 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu, ich udział gwałtownie wzrasta. Najwyraźniej wszystkie układy gwiezdne pierwszej generacji były małe i miały nieregularne kontury, a duże galaktyki w kształcie dysku i eliptyczne powstały znacznie później.

Narodziny galaktyk

Galaktyki narodziły się wkrótce po gwiazdach. Uważa się, że pierwsze oprawy rozbłysły nie później niż 150 milionów lat po Wielkim Wybuchu. W styczniu 2011 roku zespół astronomów przetwarzający informacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a poinformował o prawdopodobnej obserwacji galaktyki, której światło wyszło w kosmos 480 milionów lat po Wielkim Wybuchu.

W kwietniu inny zespół badawczy odkrył galaktykę, która najprawdopodobniej była już w pełni uformowana, gdy młody wszechświat miał około 200 milionów lat.

Warunki do narodzin gwiazd i galaktyk powstały na długo przed ich początkiem. Kiedy wszechświat przekroczył granicę 400 000 lat, plazmę w przestrzeni kosmicznej zastąpiła mieszanina neutralnego helu i wodoru. Ten gaz był wciąż zbyt gorący, aby połączyć się w obłoki molekularne, które dają początek gwiazdom.

Jednak sąsiadował z cząsteczkami ciemnej materii, początkowo rozłożonymi w przestrzeni nie dość równomiernie - tam, gdzie jest trochę gęstszy, gdzie jest bardziej rozrzedzony. Nie oddziaływały z gazem barionowym i dlatego pod wpływem wzajemnego przyciągania swobodnie zapadały się w strefy o zwiększonej gęstości.

Według obliczeń modelowych, w ciągu stu milionów lat po Wielkim Wybuchu w kosmosie utworzyły się chmury ciemnej materii wielkości obecnego Układu Słonecznego. Łączyły się one w większe konstrukcje, mimo rozszerzania się przestrzeni. Tak powstały gromady chmur ciemnej materii, a następnie gromady tych gromad. Zassali gaz kosmiczny, pozwalając mu zgęstnieć i zapaść się.

W ten sposób pojawiły się pierwsze supermasywne gwiazdy, które szybko eksplodowały w supernowe i pozostawiły czarne dziury. Eksplozje te wzbogaciły przestrzeń kosmiczną pierwiastkami cięższymi od helu, co pomogło schłodzić zapadające się obłoki gazu, a tym samym umożliwiło pojawienie się mniej masywnych gwiazd drugiej generacji.

Takie gwiazdy mogły już istnieć przez miliardy lat i dlatego mogły tworzyć (znowu za pomocą ciemnej materii) układy związane grawitacyjnie. Tak powstały długowieczne galaktyki, w tym nasza.

„Wiele szczegółów galaktogenezy wciąż kryje się we mgle” – mówi John Kormendy. - W szczególności dotyczy to roli czarnych dziur. Ich masy wahają się od dziesiątek tysięcy mas Słońca do obecnego absolutnego rekordu 6,6 miliarda mas Słońca, należących do czarnej dziury z jądra galaktyki eliptycznej M87, położonej 53,5 miliona lat świetlnych od Słońca.

Otwory w centrach galaktyk eliptycznych są zwykle otoczone zgrubieniami złożonymi ze starych gwiazd. Galaktyki spiralne mogą w ogóle nie mieć wybrzuszeń lub mieć swoje płaskie podobieństwa, pseudowybrzuszenia. Masa czarnej dziury jest zwykle o trzy rzędy wielkości mniejsza niż masa zgrubienia - oczywiście, jeśli jest obecne. Ten wzór potwierdzają obserwacje obejmujące dziury o masie od miliona do miliarda mas Słońca.”

Według profesora Kormendy'ego galaktyczne czarne dziury zyskują masę na dwa sposoby. Dziura, otoczona pełnoprawnym zgrubieniem, powiększa się dzięki absorpcji gazu, który dociera do zgrubienia z zewnętrznej strefy galaktyki. Podczas łączenia galaktyk intensywność napływu tego gazu gwałtownie wzrasta, co inicjuje wybuchy kwazarów.

W rezultacie wybrzuszenia i dziury ewoluują równolegle, co wyjaśnia korelację między ich masami (jednak inne, jeszcze nieznane mechanizmy mogą również działać).

Naukowcy z University of Pittsburgh, UC Irvine i Atlantic University of Florida opracowali model zderzenia Drogi Mlecznej z poprzednikiem karłowatej galaktyki eliptycznej Strzelca (SagDEG) w Strzelcu.

Przeanalizowali dwie opcje kolizji - z łatwym (3x10¹⁰masy słoneczne) i ciężkie (10¹¹ masy słoneczne) SagDEG. Rysunek przedstawia wyniki 2,7 miliarda lat ewolucji Drogi Mlecznej bez interakcji z galaktyką karłowatą oraz z interakcją z lekką i ciężką odmianą SagDEG.

Galaktyki pozbawione łysiny i galaktyki z pseudowybrzuszeniami to inna sprawa. Masy ich dziur zwykle nie przekraczają 104-106 mas Słońca. Według profesora Kormendy'ego zasilane są gazem dzięki przypadkowym procesom zachodzącym w pobliżu dziury i nie rozciągają się na całą galaktykę. Taka dziura rośnie niezależnie od ewolucji galaktyki czy jej pseudowybrzuszenia, co tłumaczy brak korelacji między ich masami.

Rosnące galaktyki

Galaktyki mogą zwiększać zarówno rozmiar, jak i masę. „W odległej przeszłości galaktyki robiły to znacznie wydajniej niż w ostatnich erach kosmologicznych” – wyjaśnia Garth Illingworth, profesor astronomii i astrofizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Cruz. - Szybkość narodzin nowych gwiazd jest szacowana jako roczna produkcja jednostki masy materii gwiezdnej (w tym charakterze masy Słońca) na jednostkę objętości przestrzeni kosmicznej (zwykle megaparsek sześcienny).

W momencie powstawania pierwszych galaktyk liczba ta była bardzo mała, a następnie zaczęła gwałtownie rosnąć, co trwało do 2 miliardów lat Wszechświata. Przez kolejne 3 miliardy lat był względnie stały, po czym zaczął spadać niemal proporcjonalnie do czasu i ten spadek trwa do dziś. Tak więc 7-8 miliardów lat temu średnie tempo powstawania gwiazd było 10-20 razy wyższe niż obecne. Większość obserwowalnych galaktyk była już w pełni uformowana w tej odległej epoce.”

Rysunek przedstawia wyniki ewolucji w różnym czasie - konfiguracja początkowa (a), po 0, 9 (b), 1, 8 © i 2, 65 miliardów lat (d). Według obliczeń modelowych poprzeczka i ramiona spiralne Drogi Mlecznej mogły powstać w wyniku zderzenia z SagDEG, który początkowo przyciągał 50-100 miliardów mas Słońca.

Dwukrotnie przechodził przez dysk naszej Galaktyki i tracił część swojej materii (zarówno zwykłej, jak i ciemnej), powodując zaburzenia jej struktury. Obecna masa SagDEG nie przekracza dziesiątek milionów mas Słońca, a następna kolizja, której spodziewamy się nie później niż 100 milionów lat później, będzie najprawdopodobniej ostatnią.

Ogólnie rzecz biorąc, ten trend jest zrozumiały. Galaktyki rosną na dwa główne sposoby. Po pierwsze, pozyskują świeży materiał z rozbłysku gwiezdnego, wciągając cząsteczki gazu i pyłu z otaczającej przestrzeni. Przez kilka miliardów lat po Wielkim Wybuchu mechanizm ten działał prawidłowo po prostu dlatego, że w kosmosie było wystarczająco dużo gwiezdnych surowców dla wszystkich.

Następnie, gdy rezerwy się wyczerpały, spadł wskaźnik gwiezdnych narodzin. Jednak galaktyki znalazły zdolność do zwiększania go poprzez kolizje i fuzje. Prawdą jest, że aby ta opcja została zrealizowana, zderzające się galaktyki muszą mieć przyzwoite zaopatrzenie w międzygwiezdny wodór. W przypadku dużych galaktyk eliptycznych, gdzie praktycznie jej nie ma, łączenie się nie pomaga, ale w galaktykach dyskoidalnych i nieregularnych działa.

Kurs kolizyjny

Zobaczmy, co się stanie, gdy dwie w przybliżeniu identyczne galaktyki dyskowe połączą się. Ich gwiazdy prawie nigdy się nie zderzają - odległości między nimi są zbyt duże. Jednak dysk gazowy każdej galaktyki doświadcza sił pływowych z powodu grawitacji sąsiada. Materia barionowa dysku traci część momentu pędu i przesuwa się do centrum galaktyki, gdzie powstają warunki do gwałtownego wzrostu tempa powstawania gwiazd.

Część tej substancji jest pochłaniana przez czarne dziury, które również zyskują na masie. W końcowej fazie unifikacji galaktyk czarne dziury łączą się, a dyski gwiezdne obu galaktyk tracą swoją dawną strukturę i zostają rozproszone w przestrzeni. W rezultacie z pary galaktyk spiralnych powstaje jedna eliptyczna. Ale to bynajmniej nie jest pełny obraz. Promieniowanie młodych, jasnych gwiazd może wydmuchać część wodoru z nowo narodzonej galaktyki.

Jednocześnie aktywna akrecja gazu na czarnej dziurze zmusza ją od czasu do czasu do wystrzeliwania w przestrzeń dżetów ogromnych cząstek energii, podgrzewając gaz w całej galaktyce i zapobiegając w ten sposób powstawaniu nowych gwiazd. Galaktyka stopniowo się uspokaja - najprawdopodobniej na zawsze.

Galaktyki o różnych rozmiarach zderzają się w różny sposób. Duża galaktyka jest w stanie połknąć galaktykę karłowatą (od razu lub w kilku krokach) i jednocześnie zachować własną strukturę. Ten galaktyczny kanibalizm może również stymulować powstawanie gwiazd.

Galaktyka karłowata zostaje całkowicie zniszczona, pozostawiając po sobie łańcuchy gwiazd i dżety kosmicznego gazu, które obserwujemy zarówno w naszej Galaktyce, jak i sąsiedniej Andromedzie. Jeśli jedna ze zderzających się galaktyk nie jest zbyt wyższa od drugiej, możliwe są jeszcze ciekawsze efekty.

Czekam na super teleskop

Astronomia galaktyczna przetrwała prawie sto lat. Zaczęła praktycznie od zera i wiele osiągnęła. Jednak liczba nierozwiązanych problemów jest bardzo duża. Naukowcy wiele oczekują od teleskopu Jamesa Webba Infrared Orbiting Telescope, który miał wystartować w 2021 roku.