Галактикалардың өмірі және олардың зерттелу тарихы

2024 Автор: Seth Attwood | [email protected]. Соңғы өзгертілген: 2023-12-16 16:10

Ғаламшарлар мен жұлдыздардың зерттелу тарихы мыңжылдықтармен, Күнмен, кометалармен, астероидтармен және метеориттермен - ғасырлармен өлшенеді. Бірақ бүкіл Ғаламға шашыраңқы орналасқан галактикалар, жұлдыздар шоғырлары, ғарыштық газдар мен шаң бөлшектері 1920 жылдары ғана ғылыми зерттеу нысанына айналды.

Галактикалар ерте заманнан бері байқалып келеді. Өткір көзі бар адам түнгі аспандағы сүт тамшыларына ұқсас жеңіл дақтарды ажырата алады. 10 ғасырда парсы астрономы Абд-ал-Раман ас-Суфи өзінің «Тұрақты жұлдыздар кітабында» қазір Үлкен Магеллан бұлты және М31 галактикасы, яғни Андромеда деп аталатын екі ұқсас нүктені атап өтті.

Телескоптардың пайда болуымен астрономдар тұмандықтар деп аталатын осы нысандардың көбірек екенін байқады. Ағылшын астрономы Эдмунд Галли 1716 жылы тек алты тұмандықты тізімдеген болса, 1784 жылы француз теңіз астрономы Шарль Мессиер жариялаған каталогта қазірдің өзінде 110 - және олардың ішінде төрт ондаған нақты галактика (соның ішінде M31) бар.

1802 жылы Уильям Гершель 2500 тұмандықтардың тізімін, ал оның ұлы Джон 1864 жылы 5000-нан астам тұмандықтардың каталогын жариялады.

Біздің ең жақын көршіміз Андромеда галактикасы (M31) әуесқойлық астрономиялық бақылаулар мен фотосуреттер үшін сүйікті аспан нысандарының бірі болып табылады.

Бұл объектілердің табиғаты ұзақ уақыт бойы түсініксіз болды. 18 ғасырдың ортасында кейбір зерделі адамдар оларда Құс жолына ұқсас жұлдыздық жүйелерді көрді, бірақ ол кезде телескоптар бұл гипотезаны тексеруге мүмкіндік бермеді.

Бір ғасырдан кейін әрбір тұмандық ішкі жағынан жас жұлдызмен жарықтандырылған газ бұлты деген пікір басым болды. Кейінірек астрономдар кейбір тұмандықтарда, соның ішінде Андромеда да көптеген жұлдыздар бар екеніне сенімді болды, бірақ олардың біздің Галактикада немесе одан тыс жерде орналасқаны ұзақ уақыт бойы белгісіз болды.

Тек 1923-1924 жылдары Эдвин Хаббл Жерден Андромедаға дейінгі қашықтық Құс жолының диаметрінен кем дегенде үш есе (шын мәнінде шамамен 20 есе) болатынын және Мессиер каталогындағы тағы бір тұмандық M33 жоқ екенін анықтады. бізден азырақ қашық. Бұл нәтижелер жаңа ғылыми пәннің – галактикалық астрономияның бастауын белгіледі.

1926 жылы атақты американдық астроном Эдвин Пауэлл Хаббл морфологиясы бойынша галактикалардың классификациясын ұсынды (және 1936 жылы модернизацияланды). Өзінің тән пішініне байланысты бұл классификация «Хаббл тюнинг шанышқысы» деп те аталады.

Камераның «сабағында» эллипстік галактикалар, айырдың ұштарында – жеңсіз лентикулярлы галактикалар және штангалы көпірсіз және штангалы спиральды галактикалар орналасқан. Көрсетілген кластардың біріне жатқызуға болмайтын галактикалар тұрақты емес немесе тұрақты емес деп аталады.

Гномдар мен алыптар

Әлем әртүрлі көлемдегі және массалық галактикаларға толы. Олардың саны шамамен белгілі. 2004 жылы Хаббл орбиталық телескопы үш жарым айдың ішінде Форнакс оңтүстік шоқжұлдызында ай дискісінің ауданынан жүз есе кіші аспан аймағын сканерлеп, шамамен 10 000 галактиканы тапты.

Егер галактикалар аспан сферасына бірдей тығыздықпен таралған деп болжасақ, онда бақыланатын кеңістікте 200 миллиард бар екені белгілі болады. Алайда бұл болжам өте төмен бағаланады, өйткені телескоп көптеген өте әлсіз галактикаларды байқай алмады..

Пішін және мазмұн

Галактикалар морфологиясы (яғни пішіні) жағынан да ерекшеленеді. Жалпы алғанда, олар үш негізгі класқа бөлінеді - диск тәрізді, эллиптикалық және тұрақты емес (тұрақты емес). Бұл жалпы жіктеу, әлдеқайда егжей-тегжейлі.

Галактикалар ғарыш кеңістігінде мүлдем кездейсоқ таралмаған. Массивті галактикалар көбінесе шағын спутниктік галактикалармен қоршалған. Біздің Құс жолында да, көрші Андромедада да кем дегенде 14 спутник бар, мүмкін одан да көп. Галактикалар жұптарға, үштіктерге және ондаған гравитациялық байланысқан серіктестерден тұратын үлкен топтарға біріктіруді жақсы көреді.

Үлкен ассоциациялар, галактикалық кластерлер жүздеген және мыңдаған галактикаларды қамтиды (осындай шоғырлардың біріншісін Мессиер ашқан). Кейде шоғырдың ортасында ерекше жарқыраған алып галактика байқалады, ол кішігірім галактикалардың қосылуы кезінде пайда болған деп есептеледі.

Сонымен қатар, галактикалық кластерлер мен топтар, жеке галактикалар да бар суперкластерлер де бар. Әдетте бұл ұзындығы жүздеген мегапарсектерге дейін созылған құрылымдар. Олар бірдей көлемдегі толық дерлік галактикасыз кеңістік қуыстарымен бөлінген.

Суперкластерлер енді жоғары дәрежелі құрылымдарға біріктірілмейді және бүкіл Ғарышта кездейсоқ түрде шашыраңқы болады. Осы себепті, бірнеше жүз мегапарсек масштабында біздің Ғалам біртекті және изотропты.

Диск тәрізді галактика - оның геометриялық орталығы арқылы өтетін осьтің айналасында айналатын жұлдызды құймақ. Әдетте құймақ орталық аймағының екі жағында сопақша дөңес (ағылшын тілінен шыққан) болады. Дөңес те айналады, бірақ дискіге қарағанда бұрыштық жылдамдығы төмен. Дискінің жазықтығында салыстырмалы түрде жас жарқын шамдарда көп болатын спиральды бұтақтар жиі байқалады. Дегенмен, спиральды құрылымы жоқ галактикалық дискілер бар, онда мұндай жұлдыздар әлдеқайда аз.

Диск тәріздес галактиканың орталық аймағын жұлдызды жолақ – жолақпен кесуге болады. Дискінің ішіндегі кеңістік газ және шаң ортасымен толтырылған - жаңа жұлдыздар мен планеталық жүйелер үшін бастапқы материал. Галактиканың екі дискі бар: жұлдыздық және газ тәрізді.

Олар галактикалық ореолмен қоршалған - галактиканың жалпы массасына негізгі үлес қосатын сирек кездесетін ыстық газдың және қара материяның сфералық бұлты. Сондай-ақ ореолда жеке ескі жұлдыздар мен жасы 13 миллиард жылға дейінгі глобулярлы жұлдыз шоғырлары (глобулярлық шоғырлар) бар. Кез келген дерлік диск тәрізді галактиканың ортасында дөңес немесе дөңес емес, өте массивті қара тесік бар. Бұл түрдегі ең үлкен галактикалардың әрқайсысында 500 миллиард жұлдыз бар.

Құс жолы

Күн 200-400 миллиард жұлдызды қамтитын кәдімгі спиральды галактиканың ортасында айналады. Оның диаметрі шамамен 28 килопарсек (90 жарық жылынан сәл астам). Күннің галактикаішілік орбитасының радиусы 8,5 килопарсек (жұлдызымыз галактикалық дискінің сыртқы шетіне ығысатындай), Галактика центрінің айналасындағы толық айналу уақыты шамамен 250 миллион жыл.

Құс жолының дөңес бөлігі эллипс тәрізді және жақында ашылған жолағы бар. Дөңес ортасында әртүрлі жастағы - бірнеше миллион жылдан миллиардқа дейін және одан да жоғары жұлдыздармен толтырылған ықшам өзек орналасқан. Ядроның ішінде, тығыз шаңды бұлттардың артында галактикалық стандарттар бойынша өте қарапайым қара тесік жатыр - бар болғаны 3,7 миллион күн массасы.

Біздің Галактика қос жұлдызды дискімен мақтана алады. Тігінен 500 парсектен аспайтын ішкі дискі барлық жас жарық жұлдыздарды қоса алғанда, диск аймағындағы жұлдыздардың 95% құрайды. Ол қалыңдығы 1500 парсек болатын сыртқы дискімен қоршалған, онда ескі жұлдыздар тұрады. Құс жолының газ тәрізді (дәлірек айтқанда, газ-шаң) дискісінің қалыңдығы кемінде 3,5 килопарсек. Дискінің төрт спиральды иіндері газ-шаң ортасының тығыздығы жоғары аймақтар болып табылады және ең массивті жұлдыздардың көпшілігін қамтиды.

Құс жолы ореолының диаметрі дискінің диаметрінен кем дегенде екі есе үлкен. Онда 150-ге жуық глобулярлық кластерлер табылды, мүмкін, тағы елуге жуық әлі ашылмаған. Ең көне кластерлердің жасы 13 миллиард жылдан асады. Ореол кесек құрылымы бар қара затпен толтырылған.

Соңғы уақытқа дейін ореол дерлік сфералық деп есептелді, бірақ соңғы мәліметтерге сәйкес оны айтарлықтай тегістеуге болады. Галактиканың жалпы массасы 3 триллион күн массасына дейін жетуі мүмкін, қараңғы зат 90-95% құрайды. Құс жолындағы жұлдыздардың массасы Күннің массасынан 90-100 миллиард есе үлкен деп бағаланады.

Эллипстік галактика, оның аты айтып тұрғандай, эллипсоидальды. Ол тұтастай айналмайды, сондықтан осьтік симметрия болмайды. Оның негізінен салыстырмалы түрде төмен массасы және айтарлықтай жасы бар жұлдыздары галактикалық орталықтың айналасында әртүрлі жазықтықта және кейде жеке емес, өте ұзартылған тізбектерде айналады.

Эллиптикалық галактикалардағы жаңа шамдар шикізаттың – молекулалық сутегінің тапшылығына байланысты сирек жанады.

Адамдар сияқты галактикалар да топтастырылған. Біздің жергілікті тобымызға шамамен 3 мегапарсекке жақын орналасқан екі ең үлкен галактикалар кіреді - Құс жолы және Андромеда (M31), Үшбұрыш галактикасы, сонымен қатар олардың серіктері - Үлкен және Кіші Магеллан бұлттары, Канис-Мажордағы, Пегастағы ергежейлі галактикалар, Карина, Секстант, Феникс және басқалары - барлығы елуге жуық. Жергілікті топ өз кезегінде жергілікті Бикеш суперкластерінің мүшесі болып табылады.

Ең үлкен галактикалар да, ең кіші галактикалар да эллипстік типке жатады. Ғаламның галактикалық популяциясындағы оның өкілдерінің жалпы үлесі шамамен 20% құрайды. Бұл галактикалар (ең кішкентай және ең әлсіз галактикаларды қоспағанда) өздерінің орталық аймақтарында өте массивті қара тесіктерді жасырады. Эллиптикалық галактикалардың да ореолдары бар, бірақ диск тәрізді галактикалар сияқты анық емес.

Барлық басқа галактикалар тұрақты емес деп саналады. Олардың құрамында шаң мен газ көп және жас жұлдыздарды белсенді түрде шығарады. Құс жолынан орташа қашықтықта мұндай галактикалар аз, бар болғаны 3%.

Дегенмен, жарықтары Үлкен жарылыстан кейін 3 миллиард жылдан кешіктірмей шығарылған үлкен қызыл ығысу бар объектілердің арасында олардың үлесі күрт артады. Шамасы, бірінші ұрпақтың барлық жұлдыздық жүйелері кішкентай және біркелкі емес контурлары болды, ал үлкен диск тәрізді және эллиптикалық галактикалар әлдеқайда кейінірек пайда болды.

Галактикалардың тууы

Галактикалар жұлдыздардан кейін көп ұзамай пайда болды. Алғашқы шамдар Үлкен жарылыстан кейін 150 миллион жылдан кешіктірмей жарқ етті деп есептеледі. 2011 жылдың қаңтарында Хаббл ғарыштық телескопынан алынған ақпаратты өңдейтін астрономдар тобы Үлкен жарылыстан 480 миллион жыл өткен соң жарығы ғарышқа енген галактиканың ықтимал бақылауы туралы хабарлады.

Сәуір айында басқа зерттеу тобы галактиканы ашты, ол жас ғаламның жасы шамамен 200 миллион жыл болған кезде толық қалыптасып үлгерген.

Жұлдыздар мен галактикалардың туу жағдайлары ол басталғанға дейін көп уақыт бұрын пайда болды. Ғалам 400 000 жыл шегінен өткенде, ғарыштағы плазма бейтарап гелий мен сутегі қоспасымен ауыстырылды. Бұл газ жұлдыздарды тудыратын молекулалық бұлттарға қосылу үшін әлі тым ыстық болды.

Дегенмен, ол қараңғы материяның бөлшектерімен іргелес болды, бастапқыда кеңістікте біркелкі емес - ол сәл тығызырақ, сирек кездесетін жерде таралған. Олар бариондық газбен әрекеттеспеді, сондықтан өзара тартылыс әсерінен тығыздығы жоғары аймақтарға еркін ыдырайды.

Модельдік есептеулерге сәйкес, Үлкен жарылыстан кейінгі жүз миллион жыл ішінде ғарышта қазіргі күн жүйесінің көлеміндей қараңғы материя бұлттары пайда болды. Олар кеңістіктің кеңеюіне қарамастан, үлкен құрылымдарға біріктірілді. Қара материя бұлттарының шоғырлары, содан кейін осы шоғырлардың шоғырлары осылайша пайда болды. Олар ғарыштық газды сорып, оның қалыңдауына және құлауына мүмкіндік берді.

Осылайша, бірінші супермассивті жұлдыздар пайда болды, олар тез арада суперноваға айналды және қара тесіктерді қалдырды. Бұл жарылыстар ғарышты гелийден ауыр элементтермен байытты, бұл құлап жатқан газ бұлттарын салқындатуға көмектесті, сондықтан екінші ұрпақтың массасы азырақ жұлдыздардың пайда болуына мүмкіндік берді.

Мұндай жұлдыздар миллиардтаған жылдар бойы өмір сүре алады, сондықтан (қайтадан қараңғы материяның көмегімен) гравитациялық байланысқан жүйелерді құра алды. Ұзақ өмір сүретін галактикалар, соның ішінде біздікі де осылай пайда болды.

Джон Корменди: «Галактогенездің көптеген бөлшектері әлі де тұманда жасырылған», - дейді. - Атап айтқанда, бұл қара тесіктердің рөліне қатысты. Олардың массалары Күннен 53,5 миллион жарық жылы қашықтықта орналасқан M87 эллиптикалық галактикасының өзегіндегі қара дырға жататын, ондаған мың күн массасынан қазіргі абсолютті рекорд 6,6 миллиард күн массасына дейін жетеді.

Эллиптикалық галактикалардың орталықтарындағы саңылаулар әдетте ескі жұлдыздардан тұратын дөңеспен қоршалған. Спиральды галактикалардың мүлде дөңес болмауы немесе олардың жалпақ ұқсастықтары, псевдо-дөңес болуы мүмкін. Қара дырдың массасы әдетте дөңес массасынан үш рет аз болады - әрине, егер ол бар болса. Бұл заңдылықты массасы миллионнан миллиардқа дейінгі күн массасы бар тесіктерді қамтитын бақылаулар растайды ».

Профессор Кормендидің айтуынша, галактикалық қара тесіктер екі жолмен массаға ие болады. Толық дөңеспен қоршалған тесік галактиканың сыртқы аймағынан дөңеске келетін газды сіңіру есебінен өседі. Галактикалардың қосылуы кезінде бұл газдың ағынының қарқындылығы күрт артады, бұл квазарлардың жарылыстарын тудырады.

Нәтижесінде дөңес және тесіктер параллель дамиды, бұл олардың массалары арасындағы корреляцияны түсіндіреді (бірақ басқа, әлі белгісіз механизмдер де жұмыс істей алады).

Питтсбург университетінің, Ирвин университетінің және Флориданың Атлантикалық университетінің зерттеушілері Стрелецте Құс жолы мен Стрелец ергежейлі эллиптикалық галактикасының (SagDEG) ізашары соқтығысуды модельдеді.

Олар соқтығысудың екі нұсқасын талдады - жеңіл (3x10¹⁰күн массалары) және ауыр (10¹¹ күн массалары) SagDEG. Суретте ергежейлі галактикамен әрекеттесусіз және SagDEG жеңіл және ауыр нұсқасымен әрекеттесусіз Құс жолының 2,7 миллиард жылдық эволюциясының нәтижелері көрсетілген.

Тақырсыз галактикалар мен псевдодөңес галактикалар - бұл басқа мәселе. Олардың саңылауларының массалары әдетте 104-106 күн массасынан аспайды. Профессор Кормендінің айтуынша, олар саңылау маңында болатын кездейсоқ процестерге байланысты газбен қоректенеді және бүкіл галактикаға таралмайды. Мұндай тесік галактиканың эволюциясына немесе оның псевдо-дөңестігіне қарамастан өседі, бұл олардың массалары арасындағы корреляцияның жоқтығын түсіндіреді.

Өсіп келе жатқан галактикалар

Галактикалар көлемі де, массасы да ұлғая алады. Санта-Крус Калифорния университетінің астрономия және астрофизика профессоры Гарт Иллингворт: «Ертеде галактикалар мұны соңғы космологиялық дәуірлерге қарағанда әлдеқайда тиімдірек жасады», - деп түсіндіреді. - Жаңа жұлдыздардың туу жылдамдығы ғарыш кеңістігінің бірлік көлеміне (әдетте текше мегапарсек) жұлдыздық материяның бірлік массасының (осы сыйымдылықтағы Күннің массасы) жылдық өндірісі тұрғысынан бағаланады.

Алғашқы галактикалар пайда болған кезде бұл көрсеткіш өте аз болды, содан кейін тез өсе бастады, бұл Ғаламның 2 миллиард жасына дейін жалғасты. Тағы 3 миллиард жыл бойы ол салыстырмалы түрде тұрақты болды, кейін уақытқа пропорционалды түрде төмендей бастады және бұл құлдырау бүгінгі күнге дейін жалғасуда. Демек, 7-8 миллиард жыл бұрын жұлдыздардың пайда болу жылдамдығы қазіргіден 10-20 есе жоғары болды. Бақыланатын галактикалардың көпшілігі сол шалғай дәуірде толығымен қалыптасқан ».

Суретте әртүрлі уақыттағы эволюция нәтижелері көрсетілген – бастапқы конфигурация (a), 0, 9 (b), 1, 8 © және 2, 65 миллиард жылдан кейін (d). Модельдік есептеулерге сәйкес, Құс жолының штангасы мен спиральды иықтары бастапқыда 50-100 миллиард күн массасына тартылған SagDEG-пен соқтығысуы нәтижесінде пайда болуы мүмкін.

Ол біздің Галактиканың дискісінен екі рет өтіп, оның құрылымының бұзылуына әкеліп, материясының бір бөлігін (қарапайым және қараңғы) жоғалтты. SagDEG-тің қазіргі массасы ондаған миллион күн массасынан аспайды және 100 миллион жылдан кешіктірмей күтілетін келесі соқтығыс ол үшін соңғысы болуы мүмкін.

Жалпы алғанда, бұл үрдіс түсінікті. Галактикалар екі негізгі жолмен өседі. Біріншіден, олар қоршаған кеңістіктен газ және шаң бөлшектерін тарту арқылы жаңа жұлдызды жарылғыш материал алады. Үлкен жарылыстан кейін бірнеше миллиард жыл бойы бұл механизм дұрыс жұмыс істеді, өйткені ғарышта барлығына жеткілікті жұлдызды шикізат болды.

Содан кейін қорлар таусылған кезде жұлдыздардың туу көрсеткіші төмендеді. Дегенмен, галактикалар соқтығыстар мен бірігулер арқылы оны көбейту мүмкіндігін тапты. Рас, бұл нұсқа жүзеге асуы үшін соқтығысатын галактикаларда жұлдыз аралық сутегінің лайықты қоры болуы керек. Іс жүзінде жойылған үлкен эллиптикалық галактикалар үшін біріктіру көмектеспейді, бірақ дискоидты және тұрақты емес галактикаларда ол жұмыс істейді.

Соқтығыс барысы

Екі шамамен бірдей диск түріндегі галактика біріктірілгенде не болатынын көрейік. Олардың жұлдыздары ешқашан соқтығыспайды - олардың арасындағы қашықтық тым үлкен. Дегенмен, әрбір галактиканың газ тәрізді дискісі көршісінің ауырлық күшіне байланысты толқындық күштерді бастан кешіреді. Дискінің бариондық заты бұрыштық импульстің бір бөлігін жоғалтады және жұлдыз түзілу жылдамдығының жарылғыш өсу жағдайлары пайда болатын галактиканың орталығына ауысады.

Бұл заттың бір бөлігін қара тесіктер сіңіреді, олар да масса алады. Галактикалардың бірігуінің соңғы кезеңінде қара тесіктер біріктіріліп, екі галактиканың жұлдыздық дискілері бұрынғы құрылымын жоғалтып, кеңістікте дисперсті болады. Нәтижесінде жұп спиральды галактикадан бір эллипс түзіледі. Бірақ бұл толық сурет емес. Жас жарқыраған жұлдыздардың радиациясы жаңа туған галактикадағы сутегінің бір бөлігін сыртқа шығаруы мүмкін.

Сонымен қатар, қара құрдымға газдың белсенді түрде жиналуы соңғыны мезгіл-мезгіл ғарышқа орасан зор энергия бөлшектерінің ағындарын түсіруге мәжбүр етеді, бүкіл галактикадағы газды қыздырады және осылайша жаңа жұлдыздардың пайда болуына жол бермейді. Галактика бірте-бірте тынышталады - мүмкін мәңгілік.

Әртүрлі өлшемдегі галактикалар әртүрлі соқтығысады. Үлкен галактика ергежейлі галактиканы (бірден немесе бірнеше қадаммен) жұтуға және сонымен бірге өзінің құрылымын сақтауға қабілетті. Бұл галактикалық каннибализм жұлдыздардың пайда болуын да ынталандыруы мүмкін.

Гном галактика толығымен жойылып, жұлдыздар тізбегі мен ғарыштық газ ағындарын қалдырады, олар біздің Галактикада да, көрші Андромедада да байқалады. Егер соқтығысқан галактикалардың біреуі екіншісінен тым жоғары болмаса, одан да қызықты әсерлер болуы мүмкін.

Супер телескопты күтуде

Галактикалық астрономия ғасырға жуық өмір сүрді. Ол іс жүзінде нөлден бастады және көп нәрсеге қол жеткізді. Дегенмен, шешілмеген мәселелердің саны өте көп. Ғалымдар 2021 жылы ұшырылуы жоспарланған Джеймс Уэбб инфрақызыл орбиталық телескоптан көп нәрсе күтеді.