Galaksien elämä ja niiden tutkimuksen historia

2024 Kirjoittaja: Seth Attwood | [email protected]. Viimeksi muokattu: 2023-12-16 16:04

Planeettojen ja tähtien tutkimuksen historiaa mitataan vuosituhansissa, Aurinkoa, komeettoja, asteroideja ja meteoriitteja - vuosisatoja. Mutta eri puolilla universumia hajallaan olevista galakseista, tähtijoukoista, kosmisista kaasu- ja pölyhiukkasista tuli tieteellisen tutkimuksen kohde vasta 1920-luvulla.

Galakseja on havaittu ikimuistoisista ajoista lähtien. Terävästi näkevä voi erottaa yötaivaalta vaaleat täplät, jotka ovat samanlaisia kuin maitopisarat. 1000-luvulla persialainen tähtitieteilijä Abd-al-Raman al-Sufi mainitsi Kiinteiden tähtien kirjassaan kaksi samanlaista pistettä, jotka tunnetaan nykyään nimellä Suuri Magellanin pilvi ja galaksi M31, eli Andromeda.

Teleskooppien myötä tähtitieteilijät ovat havainneet yhä enemmän näitä kohteita, joita kutsutaan sumuiksi. Jos englantilainen tähtitieteilijä Edmund Halley listasi vuonna 1716 vain kuusi sumua, niin ranskalaisen laivaston tähtitieteilijän Charles Messier'n vuonna 1784 julkaisema luettelo sisälsi jo 110 - ja niiden joukossa neljä tusinaa todellista galaksia (mukaan lukien M31).

Vuonna 1802 William Herschel julkaisi luettelon 2 500 sumusta ja hänen poikansa John julkaisi luettelon yli 5 000 sumusta vuonna 1864.

Lähin naapurimme Andromeda-galaksi (M31) on yksi amatööritähtitieteellisten havaintojen ja valokuvauksen suosikkikohteista.

Näiden esineiden luonne on kauan jäänyt ymmärtämättä. 1700-luvun puolivälissä jotkut vaativat mielet näkivät niissä Linnunradan kaltaisia tähtijärjestelmiä, mutta kaukoputket eivät tuolloin tarjonneet mahdollisuutta testata tätä hypoteesia.

Vuosisataa myöhemmin vallitsi käsitys, että jokainen sumu on kaasupilvi, jonka sisältä valaisee nuori tähti. Myöhemmin tähtitieteilijät vakuuttuivat, että jotkut sumut, mukaan lukien Andromeda, sisältävät monia tähtiä, mutta pitkään ei ollut selvää, sijaitsevatko ne galaksissamme vai sen ulkopuolella.

Vasta vuosina 1923-1924 Edwin Hubble päätti, että etäisyys Maasta Andromedaan oli vähintään kolme kertaa Linnunradan halkaisija (itse asiassa noin 20 kertaa) ja että M33, toinen Messier-luettelon sumu, ei ollut vähemmän kaukana meistä etäisyys. Nämä tulokset merkitsivät uuden tieteenalan – galaktisen tähtitieteen – alkua.

Vuonna 1926 kuuluisa amerikkalainen tähtitieteilijä Edwin Powell Hubble ehdotti (ja vuonna 1936 modernisoi) galaksien luokitteluaan niiden morfologian perusteella. Tunnusomaisen muodonsa vuoksi tätä luokitusta kutsutaan myös "Hubble-äänihaarukiksi".

Äänityshaarukan "varressa" on elliptisiä galakseja, haarukan kärjessä - linssimäisiä galakseja ilman hihoja ja spiraaligalakseja ilman tankosiltaa ja tangolla. Galakseja, joita ei voida luokitella johonkin luetelluista luokista, kutsutaan epäsäännöllisiksi tai epäsäännöllisiksi.

Kääpiöt ja jättiläiset

Universumi on täynnä erikokoisia ja massaisia galakseja. Heidän lukumääränsä tunnetaan hyvin likimääräisesti. Vuonna 2004 kiertävä Hubble-teleskooppi löysi noin 10 000 galaksia kolmessa ja puolessa kuukaudessa skannaamalla eteläisessä Fornaxin tähdistössä taivaan aluetta, joka on sata kertaa pienempi kuin kuun kiekon pinta-ala.

Jos oletetaan, että galakseja on jakautunut taivaanpallolle samalla tiheydellä, saadaan selville, että havaitussa avaruudessa on 200 miljardia. Tämä arvio on kuitenkin suuresti aliarvioitu, koska kaukoputki ei kyennyt havaitsemaan monia hyvin heikkoja galakseja..

Muoto ja sisältö

Galaksit eroavat myös morfologialtaan (eli muodoltaan). Yleensä ne on jaettu kolmeen pääluokkaan - levyn muotoinen, elliptinen ja epäsäännöllinen (epäsäännöllinen). Tämä on yleinen luokitus, on paljon yksityiskohtaisempia.

Galaksit eivät ole lainkaan satunnaisesti jakautuneet ulkoavaruuteen. Massiivisia galakseja ympäröivät usein pienet satelliittigalaksit. Sekä Linnunradallamme että viereisellä Andromedalla on vähintään 14 satelliittia, ja todennäköisesti niitä on paljon enemmän. Galaksit rakastavat yhdistyä pareittain, kolmoisiksi ja suuremmiksi ryhmiksi, joissa on kymmeniä gravitaatiosidonnaisia kumppaneita.

Suuremmat yhdistykset, galaktiset klusterit, sisältävät satoja ja tuhansia galakseja (ensimmäisen tällaisen klusterin löysi Messier). Toisinaan joukon keskellä havaitaan erityisen kirkas jättiläisgalaksi, jonka uskotaan syntyneen pienempien galaksien sulautuessa.

Ja lopuksi on olemassa myös superklustereita, joihin kuuluu sekä galaktisia klustereita ja ryhmiä että yksittäisiä galakseja. Yleensä nämä ovat pitkänomaisia, jopa satojen megaparsekkien pituisia rakenteita. Niitä erottavat samankokoiset lähes täysin galaksivapaat avaruuden tyhjöt.

Superklusterit eivät ole enää järjestäytyneet korkeamman luokan rakenteisiin, ja ne ovat hajallaan kosmoksessa satunnaisella tavalla. Tästä syystä universumimme on useiden satojen megaparsekkien mittakaavassa homogeeninen ja isotrooppinen.

Kiekon muotoinen galaksi on tähtien pannukakku, joka pyörii geometrisen keskustansa läpi kulkevan akselin ympäri. Yleensä pannukakun keskivyöhykkeen molemmilla puolilla on soikea pullistuma (englanninkielisestä pullistumasta). Myös pullistuma pyörii, mutta pienemmällä kulmanopeudella kuin kiekon. Levyn tasossa havaitaan usein kierteisiä oksia, joissa on runsaasti suhteellisen nuoria kirkkaita valaisimia. On kuitenkin olemassa galaktisia kiekkoja, joissa ei ole spiraalirakennetta ja joissa tällaisia tähtiä on paljon vähemmän.

Kiekon muotoisen galaksin keskivyöhyke voidaan leikata tähtipalkilla - palkilla. Levyn sisällä oleva tila on täytetty kaasu- ja pölyväliaineella - uusien tähtien ja planeettajärjestelmien lähdemateriaalilla. Galaksissa on kaksi kiekkoa: tähti ja kaasumainen.

Niitä ympäröi galaktinen halo - pallomainen pilvi, joka koostuu harvinaisen kuumasta kaasusta ja pimeästä aineesta, joka muodostaa pääosan galaksin kokonaismassasta. Halo sisältää myös yksittäisiä vanhoja tähtiä ja pallomaisia tähtijoukkoja (pallomaisia tähtijoukkoja), jotka ovat jopa 13 miljardia vuotta vanhoja. Melkein minkä tahansa kiekon muotoisen galaksin keskellä, pullistuman kanssa tai ilman, on supermassiivinen musta aukko. Suurimmissa tämän tyyppisissä galakseissa on kussakin 500 miljardia tähteä.

Linnunrata

Aurinko kiertää aivan tavallisen spiraaligalaksin keskustaa, johon kuuluu 200-400 miljardia tähteä. Sen halkaisija on noin 28 kiloparsekkia (hieman yli 90 valovuotta). Auringon intragalaktisen kiertoradan säde on 8,5 kiloparsekkia (niin että tähtemme siirtyy galaktisen kiekon ulkoreunaan), täydellisen kierroksen aika galaksin keskustan ympärillä on noin 250 miljoonaa vuotta.

Linnunradan pullistuma on muodoltaan elliptinen, ja siinä on äskettäin löydetty tanko. Pullon keskellä on kompakti ydin, joka on täynnä eri-ikäisiä tähtiä - useista miljoonista vuosista miljardiin ja sitä vanhempiin. Ytimen sisällä, tiheiden pölypilvien takana, on galaktisesti mitattuna melko vaatimaton musta aukko - vain 3,7 miljoonaa auringon massaa.

Galaxyssamme on kaksinkertainen tähtilevy. Sisälevy, jossa on korkeintaan 500 parsekkia pystysuunnassa, muodostaa 95 % levyalueen tähdistä, mukaan lukien kaikki nuoret kirkkaat tähdet. Sitä ympäröi 1500 parsekin paksuinen ulkolevy, jossa elävät vanhemmat tähdet. Linnunradan kaasumainen (tarkemmin sanottuna kaasu-pöly) kiekko on vähintään 3,5 kiloparsekkia paksu. Kiekon neljä kierrevartta ovat alueita, joilla kaasu-pölyväliaine on tiheämpi, ja ne sisältävät suurimman osan massiivisimmista tähdistä.

Linnunradan halon halkaisija on vähintään kaksi kertaa kiekon halkaisija. Sieltä on löydetty noin 150 pallomaista klusteria, ja todennäköisesti noin viittäkymmentä muuta ei ole vielä löydetty. Vanhimmat klusterit ovat yli 13 miljardia vuotta vanhoja. Halo on täytetty tummalla aineella, jolla on möykkyinen rakenne.

Viime aikoihin asti uskottiin, että halo on melkein pallomainen, mutta uusimpien tietojen mukaan se voidaan litistää merkittävästi. Galaksan kokonaismassa voi olla jopa 3 biljoonaa auringon massaa, ja pimeän aineen osuus on 90-95%. Linnunradan tähtien massan arvioidaan olevan 90-100 miljardia kertaa Auringon massa.

Elliptinen galaksi, kuten sen nimi kertoo, on ellipsoidinen. Se ei pyöri kokonaisuudessaan, eikä sillä siksi ole aksiaalista symmetriaa. Sen tähdet, joilla on enimmäkseen suhteellisen pieni massa ja huomattava ikä, kiertävät galaktisen keskuksen ympärillä eri tasoilla ja joskus eivät yksittäin, vaan erittäin pitkänomaisina ketjuina.

Uudet valaisimet elliptisissa galakseissa syttyvät harvoin raaka-aineiden - molekyylivedyn - puutteen vuoksi.

Kuten ihmiset, galaksit on ryhmitelty yhteen. Paikalliseen ryhmäämme kuuluu kaksi suurinta galaksia noin 3 megaparsekin läheisyydessä - Linnunrata ja Andromeda (M31), Triangulum-galaksi, sekä niiden satelliitit - Suuri ja Pieni Magellanin pilvet, kääpiögalaksit Canis Majorissa, Pegasuksessa, Carina, Sextant, Phoenix ja monet muut - yhteensä noin viisikymmentä. Paikallinen ryhmä puolestaan on paikallisen Virgo-superklusterin jäsen.

Sekä suurimmat että pienimmät galaksit ovat elliptisiä. Sen edustajien kokonaisosuus maailmankaikkeuden galaktisesta populaatiosta on vain noin 20%. Nämä galaksit (mahdollisesti pienimpiä ja heikoimpia lukuun ottamatta) piilottavat myös supermassiivisia mustia aukkoja keskivyöhykkeilleen. Elliptisessä galaksissa on myös haloja, mutta ne eivät ole yhtä selkeitä kuin kiekon muotoisissa galakseissa.

Kaikkia muita galakseja pidetään epäsäännöllisinä. Ne sisältävät paljon pölyä ja kaasua ja tuottavat aktiivisesti nuoria tähtiä. Tällaisia galakseja on vain vähän kohtuullisilla etäisyyksillä Linnunradasta, vain 3%.

Kuitenkin kohteissa, joissa on suuri punasiirtymä ja joiden valo säteili viimeistään 3 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, niiden osuus kasvaa jyrkästi. Ilmeisesti kaikki ensimmäisen sukupolven tähtijärjestelmät olivat pieniä ja niillä oli epäsäännölliset ääriviivat, ja suuret kiekon muotoiset ja elliptiset galaksit syntyivät paljon myöhemmin.

Galaksien synty

Galaksit syntyivät pian tähtien jälkeen. Uskotaan, että ensimmäiset valot välähtivät viimeistään 150 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tammikuussa 2011 Hubble-avaruusteleskoopin tietoja käsittelevä tähtitieteilijäryhmä raportoi todennäköisen havainnon galaksista, jonka valo meni avaruuteen 480 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen.

Huhtikuussa toinen tutkimusryhmä löysi galaksin, joka oli mitä todennäköisimmin jo täysin muodostunut, kun nuori universumi oli noin 200 miljoonaa vuotta vanha.

Olosuhteet tähtien ja galaksien syntymiselle syntyivät kauan ennen kuin se alkoi. Kun maailmankaikkeus ylitti 400 000 vuoden rajan, plasma ulkoavaruudessa korvattiin neutraalin heliumin ja vedyn seoksella. Tämä kaasu oli vielä liian kuuma sulautuakseen molekyylipilviksi, joista syntyy tähtiä.

Se oli kuitenkin pimeän aineen hiukkasten vieressä, jotka alun perin jakautuivat avaruudessa epätasaisesti - missä se on hieman tiheämpää, missä se on harvinaisempaa. Ne eivät olleet vuorovaikutuksessa baryonisen kaasun kanssa, ja siksi molemminpuolisen vetovoiman vaikutuksesta ne romahtivat vapaasti tiheämmiksi alueiksi.

Mallilaskelmien mukaan avaruuteen muodostui sadan miljoonan vuoden sisällä alkuräjähdyksen jälkeen nykyisen aurinkokunnan kokoisia pimeän aineen pilviä. Ne yhdistyivät isommiksi rakenteiksi tilan laajenemisesta huolimatta. Näin syntyivät pimeän aineen pilvien klusterit ja sitten näiden klustereiden klusterit. Ne imevät avaruuskaasua, jolloin se paksuuntui ja romahti.

Tällä tavalla ilmestyivät ensimmäiset supermassiiviset tähdet, jotka räjähtivät nopeasti supernoveiksi ja jättivät jälkeensä mustia aukkoja. Nämä räjähdykset rikastivat tilaa heliumia raskaammilla elementeillä, mikä auttoi jäähdyttämään romahtavia kaasupilviä ja mahdollisti siten vähemmän massiivisten toisen sukupolven tähtien ilmaantumisen.

Tällaiset tähdet saattoivat olla olemassa jo miljardeja vuosia ja siksi pystyivät muodostamaan (taas pimeän aineen avulla) gravitaatioon sitoutuneita järjestelmiä. Näin syntyivät pitkäikäiset galaksit, myös meidän.

"Monet galaktogeneesin yksityiskohdat ovat edelleen piilossa sumussa", John Kormendy sanoo. - Tämä koskee erityisesti mustien aukkojen roolia. Niiden massat vaihtelevat kymmenistä tuhansista auringon massoista nykyiseen absoluuttiseen ennätykseen 6,6 miljardiin aurinkomassaan, joka kuuluu elliptisen galaksin M87 ytimessä olevaan mustaan aukkoon, joka sijaitsee 53,5 miljoonan valovuoden päässä Auringosta.

Elliptisten galaksien keskuksissa olevia reikiä ympäröivät yleensä vanhoista tähdistä koostuvat pullistumat. Spiraaligalakseissa ei ehkä ole lainkaan pullistumia tai niillä voi olla tasaisia yhtäläisyyksiä, pseudo-pullioita. Mustan aukon massa on yleensä kolme suuruusluokkaa pienempi kuin pullistuman massa - luonnollisesti, jos se on olemassa. Tämän mallin vahvistavat havainnot, jotka kattavat reikiä, joiden massa on miljoonasta miljardiin aurinkomassaan."

Professori Kormendyn mukaan galaktisten mustien aukkojen massa kasvaa kahdella tavalla. Täysimittaisen pullistuman ympäröimä reikä kasvaa galaksin ulkovyöhykkeeltä pullistumaan tulevan kaasun imeytymisen vuoksi. Galaksien sulautumisen aikana tämän kaasun sisäänvirtauksen intensiteetti kasvaa jyrkästi, mikä käynnistää kvasaarien purkauksia.

Tämän seurauksena pullistumat ja reiät kehittyvät rinnakkain, mikä selittää niiden massojen välisen korrelaation (mutta myös muut, vielä tuntemattomat mekanismit voivat toimia).

Pittsburghin yliopiston, UC Irvinen ja Floridan Atlantic-yliopiston tutkijat ovat mallintaneet Linnunradan ja Jousimiehen kääpiöelliptisen galaksin (SagDEG) edeltäjän törmäyksen Jousimiesessä.

He analysoivat kahta vaihtoehtoa törmäyksille - helpolla (3x10¹⁰auringon massat) ja raskaat (10¹¹ auringon massat) SagDEG. Kuvassa on tuloksia Linnunradan 2,7 miljardin vuoden evoluutiosta ilman vuorovaikutusta kääpiögalaksin kanssa ja vuorovaikutusta SagDEG:n kevyen ja raskaan muunnelman kanssa.

Kaljuttomat galaksit ja galaksit, joissa on pseudopullioita, ovat eri asia. Niiden reikien massat eivät yleensä ylitä 104-106 auringon massaa. Professori Kormendyn mukaan niitä syötetään kaasulla satunnaisten prosessien vuoksi, jotka tapahtuvat reiän lähellä, eivätkä ne ulotu koko galaksiin. Tällainen reikä kasvaa riippumatta galaksin evoluutiosta tai sen pseudopullistumisesta, mikä selittää niiden massojen välisen korrelaation puutteen.

Kasvavat galaksit

Galaksit voivat kasvaa sekä kooltaan että massaltaan. "Kaukaisessa menneisyydessä galaksit tekivät tämän paljon tehokkaammin kuin viimeaikaisina kosmologisina aikakausina", selittää Garth Illingworth, tähtitieteen ja astrofysiikan professori Kalifornian yliopistosta Santa Cruzista. - Uusien tähtien syntymisnopeus arvioidaan tähtiaineen massayksikkömäärän (tässä kapasiteetissa Auringon massa) vuotuisena tuotona ulkoavaruuden tilavuusyksikköä kohden (yleensä kuutiomegaparsekki).

Ensimmäisten galaksien muodostumisajankohtana tämä luku oli hyvin pieni ja alkoi sitten kasvaa nopeasti, mikä jatkui, kunnes maailmankaikkeus oli 2 miljardia vuotta vanha. Toiset 3 miljardia vuotta se oli suhteellisen vakio, sitten alkoi laskea melkein suhteessa aikaan, ja tämä lasku jatkuu tähän päivään asti. Joten 7-8 miljardia vuotta sitten keskimääräinen tähtien muodostumisnopeus oli 10-20 kertaa suurempi kuin nykyinen. Suurin osa havaittavista galakseista oli jo täysin muodostunut tuon kaukaisen aikakauden aikana."

Kuvassa esitetään evoluution tulokset eri aikoina - alkukonfiguraatio (a), 0, 9 (b), 1, 8 © ja 2, 65 miljardin vuoden (d) jälkeen. Mallilaskelmien mukaan Linnunradan tanko ja kierrevarret ovat saattaneet muodostua törmäyksissä SagDEG:n kanssa, joka veti alun perin 50-100 miljardia auringon massaa.

Se kulki kahdesti galaksimme levyn läpi ja menetti osan aineestaan (sekä tavallisesta että pimeästä), mikä aiheutti häiriötä sen rakenteessa. SagDEG:n nykyinen massa ei ylitä kymmeniä miljoonia Auringon massoja, ja seuraava törmäys, jonka odotetaan olevan vähintään 100 miljoonaa vuotta myöhemmin, jää todennäköisesti sille viimeiseksi.

Yleisesti ottaen tämä suuntaus on ymmärrettävää. Galaksit kasvavat kahdella päätavalla. Ensin ne saavat tuoretta tähtienpurkausmateriaalia ottamalla sisään kaasu- ja pölyhiukkasia ympäröivästä tilasta. Useita miljardeja vuosia alkuräjähdyksen jälkeen tämä mekanismi toimi kunnolla yksinkertaisesti siksi, että avaruudessa oli tarpeeksi tähtien raaka-ainetta kaikille.

Sitten, kun varannot loppuivat, tähtien syntyvyys laski. Galaksit ovat kuitenkin löytäneet kyvyn lisätä sitä törmäysten ja fuusioiden kautta. Totta, jotta tämä vaihtoehto toteutuisi, törmäävillä galakseilla on oltava kunnollinen määrä tähtienvälistä vetyä. Suurille elliptisille galakseille, joissa se on käytännössä kadonnut, sulautuminen ei auta, mutta diskoidisissa ja epäsäännöllisissä galakseissa se toimii.

Törmäyskurssi

Katsotaanpa, mitä tapahtuu, kun kaksi suunnilleen identtistä kiekkotyyppistä galaksia yhdistyy. Niiden tähdet eivät juuri koskaan törmää - niiden väliset etäisyydet ovat liian suuret. Jokaisen galaksin kaasumainen kiekko kuitenkin kokee vuorovesivoimia naapurin painovoiman vuoksi. Levyn baryoninen aine menettää osan kulmaliikemäärästään ja siirtyy galaksin keskustaan, missä syntyy olosuhteet tähtien muodostumisnopeuden räjähdysmäiselle kasvulle.

Osa tästä aineesta imeytyy mustiin aukkoihin, jotka myös lisäävät massaa. Galaksien yhdistymisen loppuvaiheessa mustat aukot sulautuvat yhteen ja molempien galaksien tähtikiekot menettävät entisen rakenteensa ja hajaantuvat avaruuteen. Tämän seurauksena spiraaligalaksiparista muodostuu yksi elliptinen galaksi. Mutta tämä ei suinkaan ole täydellinen kuva. Nuorten kirkkaiden tähtien säteily voi puhaltaa osan vedystä ulos vastasyntyneestä galaksista.

Samaan aikaan kaasun aktiivinen kerääntyminen mustaan aukkoon pakottaa jälkimmäisen aika ajoin ampumaan valtavia energiahiukkasia sisältäviä suihkuja avaruuteen, lämmittäen kaasua koko galaksissa ja siten estämällä uusien tähtien muodostumisen. Galaksi hiljenee vähitellen - todennäköisesti ikuisesti.

Erikokoiset galaksit törmäävät eri tavalla. Suuri galaksi pystyy nielemään kääpiögalaksin (kerralla tai useassa vaiheessa) ja samalla säilyttämään oman rakenteensa. Tämä galaktinen kannibalismi voi myös stimuloida tähtien muodostumista.

Kääpiögalaksi tuhoutuu täysin, jättäen jälkeensä tähtiketjuja ja kosmisia kaasusuihkuja, joita havaitaan sekä galaksissamme että naapurivaltiossa Andromedassa. Jos toinen törmäävistä galakseista ei ole liian parempi kuin toinen, vielä mielenkiintoisemmat vaikutukset ovat mahdollisia.

Superteleskooppia odotellessa

Galaktinen tähtitiede selvisi lähes vuosisadan. Hän aloitti käytännössä tyhjästä ja saavutti paljon. Ratkaisemattomien ongelmien määrä on kuitenkin erittäin suuri. Tutkijat odottavat paljon James Webb Infrared Orbiting Telescope -teleskoopilta, jonka oli määrä laukaista vuonna 2021.