Galaktikate elulugu ja nende uurimise ajalugu

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Viimati modifitseeritud: 2023-12-16 16:03

Planeetide ja tähtede uurimise ajalugu mõõdetakse aastatuhandetes, Päikest, komeete, asteroide ja meteoriite - sajandites. Kuid galaktikad, mis on hajutatud üle universumi, tähtede, kosmiliste gaasi- ja tolmuosakeste parved, said teadusliku uurimise objektiks alles 1920. aastatel.

Galaktikaid on vaadeldud juba ammusest ajast. Terava nägemisega inimene suudab öötaevas eristada heledaid laike, mis sarnanevad piimatilkadega. 10. sajandil mainis Pärsia astronoom Abd-al-Raman al-Sufi oma fikseeritud tähtede raamatus kahte sarnast kohta, mida praegu tuntakse Suure Magellani pilvena ja galaktikat M31 ehk Andromeedat.

Teleskoopide tulekuga on astronoomid vaatlenud üha rohkem selliseid objekte, mida nimetatakse udukogudeks. Kui inglise astronoom Edmund Halley loetles 1716. aastal vaid kuus udukogu, siis Prantsuse mereväe astronoomi Charles Messieri 1784. aastal avaldatud kataloogis oli neid juba 110 – ja nende hulgas neli tosinat reaalset galaktikat (sealhulgas M31).

1802. aastal avaldas William Herschel nimekirja 2500 udukogust ja tema poeg John avaldas 1864. aastal enam kui 5000 udukoguga kataloogi.

Meie lähim naaber Andromeeda galaktika (M31) on amatöörastronoomiliste vaatluste ja fotograafia jaoks üks lemmiktaevaobjekte.

Nende objektide olemus on pikka aega mõistmata jäänud. 18. sajandi keskel nägid mõned tähelepanelikud mõistused neis Linnuteega sarnaseid tähesüsteeme, kuid teleskoobid ei andnud tol ajal võimalust seda hüpoteesi kontrollida.

Sajand hiljem valitses arvamus, et iga udukogu on gaasipilv, mida seestpoolt valgustab noor täht. Hiljem olid astronoomid veendunud, et mõned udukogud, sealhulgas Andromeeda, sisaldavad palju tähti, kuid pikka aega polnud selge, kas need asuvad meie galaktikas või kaugemal.

Alles aastatel 1923–1924 tegi Edwin Hubble kindlaks, et kaugus Maast Andromeedani on vähemalt kolm korda suurem Linnutee läbimõõdust (tegelikult umbes 20 korda) ja et M33, teine Messieri kataloogi kuuluv udukogu meist vähem kaugel.kaugus. Need tulemused tähistasid uue teadusliku distsipliini – galaktika astronoomia – algust.

1926. aastal tegi kuulus Ameerika astronoom Edwin Powell Hubble ettepaneku (ja 1936. aastal moderniseeris) galaktikate klassifikatsiooni nende morfoloogia järgi. Oma iseloomuliku kuju tõttu nimetatakse seda klassifikatsiooni ka "Hubble'i häälestushargiks".

Häälestushargi “tüvel” on elliptilised galaktikad, hargi harudel - varrukateta läätsekujulised galaktikad ja spiraalgalaktikad ilma latt-sillata ja latiga. Galaktikaid, mida ei saa loetletud klassidesse liigitada, nimetatakse ebaregulaarseteks või ebaregulaarseteks.

Kääbikud ja hiiglased

Universum on täis erineva suuruse ja massiga galaktikaid. Nende arv on väga ligikaudne. 2004. aastal avastas Hubble’i tiirlev teleskoop kolme ja poole kuuga umbes 10 000 galaktikat, skaneerides lõunapoolses Fornaxi tähtkujus taevapiirkonda, mis on sada korda väiksem kui Kuuketta pindala.

Kui oletada, et galaktikad on jaotunud üle taevasfääri sama tihedusega, siis selgub, et vaadeldavas ruumis on neid 200 miljardit. See hinnang on aga tugevalt alahinnatud, kuna teleskoop ei suutnud märgata väga paljusid väga nõrku galaktikaid..

Vorm ja sisu

Galaktikad erinevad ka morfoloogia (st kuju poolest). Üldiselt jagunevad need kolme põhiklassi – kettakujulised, elliptilised ja ebakorrapärased (ebakorrapärased). See on üldine klassifikatsioon, seal on palju üksikasjalikumaid.

Galaktikad ei jaotu kosmoses sugugi juhuslikult. Massiivseid galaktikaid ümbritsevad sageli väikesed satelliitgalaktikad. Nii meie Linnuteel kui ka naabruses asuval Andromeedal on vähemalt 14 satelliiti ja tõenäoliselt on neid palju rohkem. Galaktikatele meeldib ühineda paarides, kolmikutes ja suuremates rühmades, mis koosnevad kümnetest gravitatsiooniga seotud partneritest.

Suuremad ühendused, galaktikaparved, sisaldavad sadu ja tuhandeid galaktikaid (esimese sellistest parvedest avastas Messier). Aeg-ajalt on parve keskmes näha eriti eredat hiiglaslikku galaktikat, mis arvatakse olevat tekkinud väiksemate galaktikate ühinemisel.

Ja lõpuks on olemas ka superparved, kuhu kuuluvad nii galaktilised parved ja rühmad kui ka üksikud galaktikad. Tavaliselt on need kuni sadade megaparsekkide pikkused piklikud struktuurid. Neid eraldavad peaaegu täielikult galaktikavabad sama suured tühimikud.

Superparved ei ole enam organiseeritud mis tahes kõrgema järgu struktuurideks ja on hajutatud mööda kosmost juhuslikult. Sel põhjusel on meie universum mitmesaja megaparseki skaalal homogeenne ja isotroopne.

Kettakujuline galaktika on tähepannkook, mis pöörleb ümber selle geomeetrilist keskpunkti läbiva telje. Tavaliselt on pannkoogi kesktsooni mõlemal küljel ovaalne kühm (inglise keelest bulge). Ka kühm pöörleb, kuid väiksema nurkkiirusega kui ketas. Ketta tasapinnas on sageli täheldatud spiraalseid harusid, milles leidub rohkelt suhteliselt noori eredaid valgustiid. Küll aga leidub spiraalse struktuurita galaktilisi kettaid, kus selliseid tähti on palju vähem.

Kettakujulise galaktika kesktsooni saab lõigata täheriba - latiga. Ketta sees olev ruum on täidetud gaasi- ja tolmukeskkonnaga – uute tähtede ja planeedisüsteemide lähtematerjaliga. Galaktikas on kaks ketast: tähe- ja gaasiline.

Neid ümbritseb galaktika halo - haruldasest kuumast gaasist ja tumeainest koosnev sfääriline pilv, mis annab peamise panuse galaktika kogumassi. Halo sisaldab ka üksikuid vanu tähti ja kuni 13 miljardi aasta vanuseid kerasparvesid (kerasparved). Peaaegu iga kettakujulise galaktika keskmes, mõhnaga või ilma, on ülimassiivne must auk. Seda tüüpi suurimad galaktikad sisaldavad igaüks 500 miljardit tähte.

Linnutee

Päike tiirleb ümber üsna tavalise spiraalgalaktika keskpunkti, kuhu kuulub 200–400 miljardit tähte. Selle läbimõõt on ligikaudu 28 kiloparsekit (veidi üle 90 valgusaasta). Päikese intragalaktilise orbiidi raadius on 8,5 kiloparseki (nii et meie täht nihkub galaktika ketta välisserva), täieliku pöörde aeg ümber Galaktika keskpunkti on umbes 250 miljonit aastat.

Linnutee kühm on elliptilise kujuga ja sellel on latt, mis avastati hiljuti. Mõhna keskel on kompaktne tuum, mis on täidetud erinevas vanuses tähtedega - mitmest miljonist aastast kuni miljardini ja vanemad. Tuuma sees, tihedate tolmuste pilvede taga, asub galaktika standardite järgi üsna tagasihoidlik must auk – kõigest 3,7 miljonit päikesemassi.

Meie Galaxyl on kahekordne täheketas. Sisemine ketas, millel on vertikaalselt mitte rohkem kui 500 parseki, moodustab 95% ketta tsooni tähtedest, sealhulgas kõik noored heledad tähed. Seda ümbritseb 1500 parseki paksune välimine ketas, kus elavad vanemad tähed. Linnutee gaasilise (täpsemalt gaasi-tolmu) ketta paksus on vähemalt 3,5 kiloparseki. Ketta neli spiraalset haru on gaasi-tolmu keskkonna suurenenud tihedusega piirkonnad ja sisaldavad enamikku kõige massiivsematest tähtedest.

Linnutee halo läbimõõt on vähemalt kaks korda suurem kui ketta läbimõõt. Sealt on avastatud umbes 150 kerasparvet ja tõenäoliselt pole veel umbes viiskümmend veel avastatud. Vanimad klastrid on üle 13 miljardi aasta vanad. Halo on täidetud tükilise struktuuriga tumeainega.

Kuni viimase ajani arvati, et halo on peaaegu sfääriline, kuid viimastel andmetel saab seda oluliselt lamedamaks muuta. Galaktika kogumass võib olla kuni 3 triljonit päikesemassi, millest tumeaine moodustab 90–95%. Linnutee tähtede mass on hinnanguliselt 90-100 miljardit korda suurem kui Päikese mass.

Nagu nimigi ütleb, on elliptiline galaktika ellipsoidne. See ei pöörle tervikuna ja seetõttu puudub sellel teljesuunaline sümmeetria. Selle tähed, millel on enamasti suhteliselt väike mass ja märkimisväärne vanus, tiirlevad ümber galaktika keskme erinevatel tasapindadel ja mõnikord mitte üksikult, vaid väga piklike ahelatena.

Uued valgustid elliptilistes galaktikates süttivad harva tooraine – molekulaarse vesiniku – nappuse tõttu.

Nagu inimesed, on galaktikad rühmitatud. Meie kohalikku rühma kuuluvad kaks suurimat galaktikat umbes 3 megaparseki läheduses - Linnutee ja Andromeda (M31), galaktika kolmnurk, samuti nende satelliidid - Suur ja Väike Magellani pilv, kääbusgalaktikad Canis Majoris, Pegasuses, Carina, Sextant, Phoenix ja paljud teised – kokku umbes viiskümmend. Kohalik rühm on omakorda kohaliku Virgo superklastri liige.

Nii suurimad kui ka väikseimad galaktikad on elliptilist tüüpi. Selle esindajate koguosa Universumi galaktilisest populatsioonist on vaid umbes 20%. Need galaktikad (välja arvatud võimalikud väikseimad ja tuhmimad) peidavad endas ka ülimassiivseid musti auke oma keskvööndites. Elliptilistel galaktikatel on ka halod, kuid mitte nii selged kui kettakujulistel galaktikatel.

Kõiki teisi galaktikaid peetakse ebakorrapärasteks. Need sisaldavad palju tolmu ja gaasi ning toodavad aktiivselt noori tähti. Selliseid galaktikaid on Linnuteest mõõdukal kaugusel vähe, vaid 3%.

Suure punase nihkega objektide hulgas, mille valgust kiirgati hiljemalt 3 miljardit aastat pärast Suurt Pauku, suureneb aga nende osakaal järsult. Ilmselt olid kõik esimese põlvkonna tähesüsteemid väikesed ja ebakorrapäraste piirjoontega ning suured kettakujulised ja elliptilised galaktikad tekkisid palju hiljem.

Galaktikate sünd

Galaktikad sündisid varsti pärast tähti. Arvatakse, et esimesed valgustid sähvatasid hiljemalt 150 miljonit aastat pärast Suurt Pauku. 2011. aasta jaanuaris teatas Hubble'i kosmoseteleskoobist saadavat teavet töötlev astronoomide meeskond tõenäolisest vaatlusest galaktikast, mille valgus läks kosmosesse 480 miljonit aastat pärast Suurt Pauku.

Aprillis avastas teine uurimisrühm galaktika, mis suure tõenäosusega oli juba täielikult välja kujunenud, kui noor universum oli umbes 200 miljonit aastat vana.

Tähtede ja galaktikate sünni tingimused tekkisid ammu enne selle algust. Kui universum ületas 400 000 aasta piiri, asendus kosmoses leiduv plasma neutraalse heeliumi ja vesiniku seguga. See gaas oli endiselt liiga kuum, et ühineda molekulaarpilvedeks, millest tekivad tähed.

Küll aga külgnes see tumeaine osakestega, mis jaotusid ruumis algselt mitte päris ühtlaselt – kus on veidi tihedam, kus haruldasem. Nad ei interakteerunud barüoonse gaasiga ja seetõttu langesid vastastikuse külgetõmbe toimel vabalt suurenenud tihedusega tsoonidesse.

Mudelarvutuste kohaselt tekkisid saja miljoni aasta jooksul pärast Suurt Pauku kosmoses praeguse päikesesüsteemi suurused tumeaine pilved. Vaatamata ruumi laienemisele ühinesid need suuremateks struktuurideks. Nii tekkisid tumeaine pilvede kobarad ja seejärel nende parvede kobarad. Nad imesid kosmosegaasi, võimaldades sellel pakseneda ja kokku kukkuda.

Nii tekkisid esimesed ülimassiivsed tähed, mis plahvatasid kiiresti supernoovadeks ja jätsid endast maha mustad augud. Need plahvatused rikastasid ruumi heeliumist raskemate elementidega, mis aitasid jahutada kokkuvarisevaid gaasipilvi ja võimaldasid seetõttu vähemmassiivsete teise põlvkonna tähtede ilmumist.

Sellised tähed võisid eksisteerida juba miljardeid aastaid ja seetõttu moodustasid nad (taas tumeaine abil) gravitatsiooniga seotud süsteeme. Nii tekkisid pikaealised galaktikad, sealhulgas meie oma.

"Paljud galaktogeneesi üksikasjad on endiselt udus peidus, " ütleb John Kormendy. - Eelkõige puudutab see mustade aukude rolli. Nende massid ulatuvad kümnetest tuhandetest päikesemassidest kuni praeguse absoluutse rekordini 6,6 miljardit päikesemassi, mis kuulub Päikesest 53,5 miljoni valgusaasta kaugusel asuva elliptilise galaktika M87 tuumast pärit musta auku.

Elliptiliste galaktikate tsentrites olevaid auke ümbritsevad tavaliselt vanadest tähtedest koosnevad punnid. Spiraalgalaktikatel ei pruugi olla üldse mõhnasid või neil võib olla lamedaid sarnasusi, pseudo-punnid. Musta augu mass on tavaliselt kolm suurusjärku väiksem kui punni mass – loomulikult, kui see on olemas. Seda mustrit kinnitavad vaatlused, mis katavad auke massiga miljonist kuni miljardi päikesemassini.

Professor Kormendy sõnul saavad galaktilised mustad augud massi kahel viisil. Täisväärtusliku kühmuga ümbritsetud auk kasvab galaktika välistsoonist kühmu tuleva gaasi neeldumise tõttu. Galaktikate ühinemise käigus suureneb selle gaasi sissevoolu intensiivsus järsult, mis kutsub esile kvasarite puhanguid.

Selle tulemusena tekivad punnid ja augud paralleelselt, mis seletab nende masside omavahelist seost (samas võivad toimida ka muud, seni tundmatud mehhanismid).

Pittsburghi ülikooli, UC Irvine'i ja Florida Atlandi ülikooli teadlased on modelleerinud Linnutee ja Amburi kääbuselliptilise galaktika (SagDEG) eelkäija kokkupõrke Amburis.

Nad analüüsisid kahte kokkupõrgete võimalust - lihtsa (3x10¹⁰päikesemassid) ja rasked (10¹¹ päikesemassid) SagDEG. Joonisel on näidatud Linnutee 2,7 miljardi aasta pikkuse evolutsiooni tulemused ilma interaktsioonita kääbusgalaktikaga ning koostoimes SagDEG kerge ja raske variandiga.

Kiilaspäisuseta galaktikad ja pseudopuhanguga galaktikad on hoopis teine asi. Nende aukude mass ei ületa tavaliselt 104-106 päikesemassi. Professor Kormendy sõnul toidetakse neid gaasiga juhuslike protsesside tõttu, mis toimuvad augu lähedal, ega ulatu üle terve galaktika. Selline auk kasvab sõltumata galaktika arengust või selle pseudo-punnist, mis seletab korrelatsiooni puudumist nende masside vahel.

Kasvavad galaktikad

Galaktikad võivad suureneda nii suuruse kui massi poolest. "Kauges minevikus tegid galaktikad seda palju tõhusamalt kui hiljutistel kosmoloogilistel ajastutel," selgitab Santa Cruzi California ülikooli astronoomia ja astrofüüsika professor Garth Illingworth. - Uute tähtede sündimise kiirust hinnatakse täheaine massiühiku (selles mahus Päikese massi) aastatoodanguna väliskosmose ruumalaühiku kohta (tavaliselt kuupmegaparsek).

Esimeste galaktikate tekkimise ajal oli see näitaja väga väike ja hakkas seejärel kiiresti kasvama, mis jätkus kuni universumi 2 miljardi aasta vanuseni. Veel 3 miljardit aastat oli see suhteliselt konstantne, seejärel hakkas peaaegu proportsionaalselt ajaga langema ja see langus kestab tänaseni. Nii et 7-8 miljardit aastat tagasi oli tähtede tekke keskmine kiirus praegusest 10-20 korda kõrgem. Enamik vaadeldavaid galaktikaid olid sellel kaugel epohhil juba täielikult välja kujunenud.

Joonisel on kujutatud evolutsiooni tulemused erinevatel aegadel – esialgne konfiguratsioon (a), pärast 0, 9 (b), 1, 8 © ja 2, 65 miljardit aastat (d). Mudelarvutuste kohaselt võisid Linnutee latt ja spiraalharud tekkida kokkupõrgete tagajärjel SagDEG-ga, mis tõmbas esialgu 50-100 miljardit päikesemassi.

See läbis kaks korda meie galaktika ketta ja kaotas osa oma ainest (nii tavalisest kui ka tumedast), põhjustades selle struktuuri häireid. SagDEG praegune mass ei ületa kümneid miljoneid päikesemasse ja järgmine kokkupõrge, mida oodatakse hiljemalt 100 miljoni aasta pärast, jääb selle jaoks suure tõenäosusega viimaseks.

Üldiselt on see suundumus mõistetav. Galaktikad kasvavad peamiselt kahel viisil. Esiteks saavad nad värsket tähelõhkematerjali, tõmmates ümbritsevast ruumist gaasi- ja tolmuosakesi. Mitu miljardit aastat pärast Suurt Pauku töötas see mehhanism korralikult lihtsalt seetõttu, et kosmoses oli kõigi jaoks piisavalt tähelist toorainet.

Siis, kui varud olid ammendatud, langes tähtede sündimise määr. Galaktikad on aga leidnud võimaluse seda kokkupõrgete ja ühinemiste kaudu suurendada. Tõsi, selle variandi realiseerimiseks peab põrkuvatel galaktikatel olema korralik tähtedevahelise vesiniku varu. Suurte elliptiliste galaktikate puhul, kus see praktiliselt kadunud on, ühinemine ei aita, kuid kettakujulistes ja ebaregulaarsetes galaktikates see toimib.

Kokkupõrkekursus

Vaatame, mis juhtub siis, kui kaks ligikaudu identset ketastüüpi galaktikat ühinevad. Nende tähed ei põrka peaaegu kunagi – vahemaad nende vahel on liiga suured. Iga galaktika gaasiline ketas kogeb aga naabermaa raskusjõu tõttu loodete jõude. Ketta barüoonne aine kaotab osa nurkimpulsist ja nihkub galaktika keskmesse, kus tekivad tingimused tähtede tekkekiiruse plahvatuslikuks kasvuks.

Osa sellest ainest neelavad mustad augud, mis samuti omandavad massi. Galaktikate ühinemise lõppfaasis mustad augud ühinevad ning mõlema galaktika tähekettad kaotavad oma endise struktuuri ja hajuvad ruumis laiali. Selle tulemusena moodustub spiraalgalaktikate paarist üks elliptiline kuju. Kuid see pole kaugeltki täielik pilt. Noorte eredate tähtede kiirgus võib osa vesinikust vastsündinud galaktikast välja puhuda.

Samal ajal sunnib gaasi aktiivne kogunemine musta auku viimast aeg-ajalt kosmosesse tulistama tohutute energiaosakeste jugasid, mis soojendavad gaasi kogu galaktikas ja takistavad seeläbi uute tähtede teket. Galaktika vaikneb järk-järgult – tõenäoliselt igaveseks.

Erineva suurusega galaktikad põrkuvad erinevalt. Suur galaktika on võimeline alla neelama kääbusgalaktika (korraga või mitme sammuga) ja samal ajal säilitama oma struktuuri. See galaktiline kannibalism võib stimuleerida ka tähtede teket.

Kääbusgalaktika hävib täielikult, jättes maha tähtede ahelad ja kosmilise gaasi joad, mida täheldatakse nii meie galaktikas kui ka naaberriigis Andromeedas. Kui üks põrkavatest galaktikatest ei ole teisest liiga parem, on võimalikud veelgi huvitavamad efektid.

Ootan superteleskoopi

Galaktika astronoomia kestis peaaegu sajandi. Ta alustas praktiliselt nullist ja saavutas palju. Lahendamata probleemide hulk on aga väga suur. Teadlased ootavad James Webbi infrapuna-teleskoobilt, mis pidi startima 2021. aastal, palju.