Galaksien evoluutio

Galaksien evoluutio on galaksien muodostumisprosessi sekä niiden parametrien muutokset ajan myötä: muoto, koko, kemiallinen koostumus ja tähtipopulaatio. Galaksien muodostuminen alkoi 12-13 miljardia vuotta sitten, ja vaikka jokaisen galaksin evoluutio etenee omalla tavallaan, tunnetaan monia yhteisiä mekanismeja, jotka voivat vaikuttaa kunkin galaksin kehitykseen. Nämä voivat olla rajuja prosesseja, kuten galaksien fuusioitumista , tai ehkä esimerkiksi vähitellen jatkuvaa tähtien muodostumista , joissa galaksin kaasua kuluu ja galaksin metallisuus lisääntyy. Mukavuussyistä erotetaan kolme evoluutiotyyppiä: dynaaminen, spektrofotometrinen ja kemiallinen, joita tarkastellaan useimmiten erikseen, sekä niitä synnyttävät mekanismit.

Monien galaksien havainnot ovat antaneet niistä paljon tietoa, mukaan lukien niiden parametrit aiemmin, koska valo kaukaisista galakseista tulee tarkkailijoille hyvin pitkän ajan kuluttua. Tällä hetkellä ei kuitenkaan ole olemassa yhtä skenaariota, joka sopisi luontevasti teoriaan ja silti selittäisi havaintojen tuloksia. Kilpailevia teorioita on kaksi: hierarkkinen käsite, joka on teoreettisesti parempi, mutta ei täysin havaintojen kanssa yhdenmukainen, ja joukko empiirisiä skenaarioita, jotka kuvaavat havaintoja hyvin, mutta eivät aina ole yhtäpitäviä olemassa olevan teorian kanssa. Edwin Hubble otti ensimmäiset askeleet galaksien evoluution tutkimisessa 1920-luvulla, ja teorioita kehitetään ja tarkistetaan edelleen aktiivisesti.

Evoluution havainnointi

Galaksien kirkkauden ja nykyaikaisten teleskooppien tunkeutumisvoiman ansiosta monet tällaiset kohteet ovat tähtitieteilijöiden havainnoitavissa. Tämän seurauksena galaksien evoluution tutkimiseen on kaksi lähestymistapaa. Ensimmäinen lähestymistapa hyödyntää sitä tosiasiaa, että lähimmät galaksit on tutkittu erittäin hyvin, mikä mahdollistaa teoreettisten mallien rakentamisen ja testaamisen. Ihannetapauksessa mallien pitäisi selittää juuri tällaisten galaksien muodostuminen, joita havaitaan [1] [2] .

Toinen lähestymistapa perustuu suurten punasiirtymien omaavien galaksien tutkimukseen . Tällaiset galaksit ovat kaukana ja niistä tuleva valo kulkee tarkkailijoille miljardeja vuosia, mikä on verrattavissa maailmankaikkeuden ikään - esimerkiksi punasiirtymäparametrilla galaksia havaitaan sellaisena kuin se oli noin 8 miljardia vuotta sitten. Suuren määrän kaukaisten galaksien havainnointi eri punasiirtymillä antaa käsityksen siitä, kuinka galaksit ovat muuttuneet ajan myötä - suurilla punasiirtymillä olevilla galakseilla on erilaiset ominaisuudet kuin lähellä sijaitsevilla [1] [2] [3] . $z=1$

Ensimmäisen lähestymistavan ongelmana on kuitenkin se, että mallintaessa on silti tiedettävä, mitä evoluution mekanismeja on voinut tapahtua kaukaisessa menneisyydessä. Toisen lähestymistavan haittapuolena on, että sen avulla tarkkaillaan erilaisia galakseja, ja tietyn galaksin muutoksia on mahdotonta seurata ja mallinnus on edelleen tarpeen. Siksi parhaat tulokset saadaan molempien lähestymistapojen yhdistelmällä [1] [2] .

Evoluutiomekanismit

Evoluutiomuutokset galakseissa ilmenevät eri tavoin ja etenevät omalla tavallaan jokaisessa galaksissa, vaikkakin erilaisten yleisten mekanismien vaikutuksesta. Evoluutiolla on kolme ilmentymää: dynaaminen evoluutio - muutos galaksin komponenttien liikkeessä, spektrofotometrinen - muutos galaksin värissä , valoisuudessa ja spektrissä , kemiallinen - muutos sen kemiallisessa koostumuksessa. Yleensä galaksien ominaisuuksien numeerisessa mallintamisessa yksi niistä tutkitaan mukavuuden vuoksi [4] [5] .

Galaksien muodostuminen

Protogalaktinen romahdus, jossa galaksit muodostuvat, tuli mahdolliseksi, kun maailmankaikkeus laajeni riittävästi, jäähtyi ja säteily lakkasi jatkuvasti ionisoimasta ainetta. Muodostumisen aloittamiseksi täytyy muodostua tiheyden vaihtelu , joka johtaa gravitaatioon epävakauteen ja protogalaktisen pilven puristumiseen . Tämä prosessi on samanlainen kuin ne, jotka tapahtuvat tähtien muodostumisen aikana , mutta laajemmassa mittakaavassa, jolloin kaasupilvien törmäykset aiheuttavat energian haihtumista . Sitten kaasu jäähtyy, romahtavat alueet pirstoutuvat, mikä johtaa tähtien muodostumiseen [6] [7] .

Galaksien massamuodostus tapahtui ensimmäisen miljardin vuoden aikana alkuräjähdyksen jälkeen , ja muodostuneet galaksit olivat paksuja kiekkoja, jotka sisälsivät paljon kaasua [3] [8] [9] .

Nykyisten mallien mukaan protogalaktinen romahdus tapahtui sähköisesti neutraalin pimeän aineen osallistuessa , joka ei ole vuorovaikutuksessa säteilyn kanssa: sen vaihtelut muodostivat tummia haloja pian alkuräjähdyksen jälkeen, ja baryoninen aine alkoi keskittyä painovoiman vaikutuksesta. tummat sädekehät [10] . Ilman pimeää ainetta baryonisen aineen tiheyden vaihtelut lisääntyisivät hyvin hitaasti universumin laajenemisen vuoksi , eivätkä galaksit olisi ehtineet muodostua tähän mennessä [11] [12] .

Dynaaminen evoluutio

Galaksin osajärjestelmien dynaamisten ominaisuuksien muuttaminen on dynaamista kehitystä. Aluksi uskottiin, että se tapahtuu pääasiassa galaksin muodostumisen aikana, minkä jälkeen se muuttuu dynaamisesti vakaaksi ja muuttuu merkityksettömästi. Myöhemmin kuitenkin kävi ilmi, että galaksit käyvät läpi elämänsä aikana yhtä vakavia dynaamisia muutoksia kuin muodostumisen aikana [13] [14] .

Dynaamisen evoluution mekanismit jaetaan kahden kriteerin mukaan. Ensimmäinen merkki on mekanismin ominaisaika: raja on galaksin yhden kierroksen aika, joka on keskimäärin hieman alle miljardi vuotta. Prosesseja, joilla on lyhyempi ominaisaika, kutsutaan "nopeiksi", niitä, joilla on pidempi ominaisaika, kutsutaan "hitaiksi" tai "sekulaariksi". Toinen attribuutti jakaa mekanismit "sisäisiin" mekanismeihin, jotka toimivat galaksin ympäristöstä riippumatta, ja "ulkoisiin" mekanismeihin, jotka toimivat ulkoisten voimien vaikutuksen alaisena [15] [16] .

Dynaaminen evoluutio liittyy läheisesti galaksin rakenteen muutokseen, koska galaksin osajärjestelmien dynamiikka määrää sen muodon - elliptinen tai kiekko , symmetrinen tai epäsäännöllinen [15] .

Sisäinen nopea kehitys

Sisäisen nopean evoluution prosesseihin kuuluu vain protogalaktinen romahdus, jossa galaksi muodostuu (katso yllä ) [17] .

Sisäinen maallinen evoluutio

Sisäinen maallinen evoluutio sisältää monia erilaisia prosesseja. Jotkut niistä johtuvat ei-aksisymmetrisistä häiriöistä galaksissa - pääasiassa pylväissä , mutta ne voivat olla myös esimerkiksi spiraalihaaroja tai epäsymmetrisiä tummia haloja . Tällaisen häiriön läsnäollessa kaasupilvet ja tähdet voivat jakautua uudelleen galaksin levyssä ja vaihtaa kulmamomenttia. Tästä johtuen esimerkiksi sellaisia muutoksia voi esiintyä renkaiden ilmaantumisena, joissa kaasu keskittyy ja tähtien muodostuminen aktivoituu, pullistumana tai tähtien nopeusdispersion lisääntymisenä kiekossa . Itse palkki puolestaan voi ilmaantua ja kadota ilman ulkoisia vaikutuksia [18] [19] .

Sisäisellä maallisella evoluutiolla voi olla myös muita syitä. Esimerkiksi nuoret massiiviset tähdet luovat voimakkaan tähtituulen , joka kiihdyttää kaasun suuriin nopeuksiin, ja kun nämä tähdet leimahtavat supernovina , kaasu lämpenee säteilyn vaikutuksesta. Aktiivisen galaktisen ytimen säteily voi myös lämmittää kaasua . Korkeassa kaasun lämpötilassa tähtien muodostuminen pysähtyy tilapäisesti ja liian suurilla kaasunopeuksilla muodostuu galaktinen tuuli ja kaasu alkaa poistua galaksista - tätä vaikutusta kutsutaan negatiiviseksi takaisinkytkennäksi . Toisaalta palaute voi olla myös positiivista ( eng. positiivinen palaute ): supernovaräjähdys voi johtaa lähellä olevien kaasupilvien puristumiseen, mikä aiheuttaa niissä tähtien muodostumista [18] [20] [21] .

Ulkoinen maallinen evoluutio

Ulkoisen maallisen evoluution mekanismit liittyvät galaksien vuorovaikutukseen keskenään. Kun galaksit kulkevat lähekkäin, suhteellisesti alhaisella nopeudella, syntyy ja vaikuttaa pitkään vuorovesivoimia , jotka aiheuttavat erilaisia vaikutuksia kiekoissa: ne venyvät kohti häiritsevää galaksia, niihin muodostuu "pyrstöjä" ja muita rakenteita kaasusta ja tähdistä, ja pylväs voi myös muodostua , joka stimuloi sisäistä maallista evoluutiota (katso edellä ) ja myös nopeuttaa tähtien muodostumista [3] [22] [23] .

Toinen evoluution tekijä on galaksien sulautuminen - sulautuminen. Sekulaariseen evoluutioon kuuluu vain ns. pieni sulautuminen, joka tapahtuu, kun sulautuvien galaksien massasuhde on suurempi kuin 5:1. Pienellä sulautumisella suurempi galaksi onnistuu säilyttämään kiekkonsa, vaikka nopeusdispersio siinä kasvaa. . Vaikka yksittäinen sulautuminen tapahtuu melko nopeasti, pieniä sulautumisprosesseja pidetään maallisena evoluutiona, koska galaksissa on yleensä monia pieniä satelliitteja ja tällaisia tapahtumia tapahtuu monta kertaa pitkän ajan kuluessa [22] [23] .

Lopuksi, ulkoinen maallinen evoluutio sisältää myös kaasun syöttämisen galaksiin ulkopuolelta – niin sanotun sileän akkretion . Sitä ei voitu havaita suoraan, mutta todetaan, että spiraaligalakseissa kaasun määrä ei ole muuttunut viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana, vaikka tähtien muodostumista on tapahtunut koko tämän ajan, jota varten kaasu olisi pitänyt käyttää. . Lisäksi havaittua kemiallista kehitystä (katso alla ) ei voida myöskään selittää ilman tasaisen kertymisen oletusta [23] .

Ulkoinen Rapid Evolution

Ensinnäkin ulkoisen nopean evoluution prosesseihin kuuluu galaksien törmäykset myöhempien sulautumisten kanssa , ja galaksien massojen ei tulisi erota enempää kuin viisi kertaa - tämä on niin kutsuttu suuri sulautuminen. Tässä tapauksessa tuloksena olevalla galaksilla ei ole enää kiekkoa, sen kokonaiskulmaliikemäärä tulee hyvin pieneksi, mutta nopeusdispersio kasvaa ja galaksi saa pallomaisen muodon. Jos galakseissa oli kaasua, sulautumista kutsutaan "märkäksi" ja se tapahtuu energian hajaantuessa. Suurin osa kaasusta kerätään galaksin keskelle, jossa tapahtuu lyhyt mutta voimakas tähtienmuodostuspurske , ja jäljelle jäänyt kaasu poistuu galaksista. Jos galakseissa ei ollut kaasua, sulautumista kutsutaan "kuivaksi", mutta joka tapauksessa muodostuu galaksi ilman kaasua, tähtien muodostuminen pysähtyy siihen ja siitä tulee tyypillinen elliptinen galaksi [24] [25] [26 ] .

Myös nopeita muutoksia galaksissa tapahtuu, jos se kulkee galaksijoukon läpi . Galaktisten klustereiden ympäristö sisältää suuren määrän kuumaa kaasua, ja kun galaksi lentää sen läpi, tämä kaasu "puhaltaa pois" galaksia aiemmin ympäröivän kaasun - tätä ilmiötä kutsutaan frontaalipaineeksi.( englanniksi ram paine ). Galaksi menettää kiekon kaasulähteen, ja tähtien muodostuminen, vaikka se voimistuu lyhyen aikaa kohonneen paineen vuoksi, hiipuu myöhemmin. Jos galaksi lentää suurella nopeudella klusterin keskustan läpi, jossa kaasutiheys on erityisen korkea, se menettää kaasunsa jopa levyltä, jossa tähtien muodostuminen tapahtuu samanaikaisesti, ja itse kiekko taipuu. Joissakin tapauksissa etupaineen vaikutukset havaitaan suoraan, mutta yleensä ne ilmenevät siinä, että rypälegalakseissa on vähemmän vetyä kuin muissa galakseissa [27] [28] .

Spektrofotometrinen evoluutio

Yksittäisten tähtien tutkiminen on mahdollista vain lähimmissä galakseissa, kun taas muiden galaksien osalta on mahdollista havaita vain integraaliset ominaisuudet - esimerkiksi koko galaksin tai sen osien väri tai kirkkaus. Vaikka nämä ominaisuudet liittyvät suoraan galaksin tähtipopulaation koostumukseen, joka muuttuu ajan myötä, tähtien jakautumisen suora valinta spektriluokkien ja valoisuusluokkien mukaan epäonnistuu tuloksen epäselvyyden vuoksi [29] [30] .

Tästä syystä käytetään niin kutsuttua evolutionaarisen synteesin menetelmää: tässä menetelmässä valitaan tähtien jakautuminen iän ja massan mukaan. Muodollisesti tätä menetelmää kuvataan seuraavalla kaavalla [31] [32] [33] :

L_{\lambda ,~gal}=\int _{0}^{t_{gal}}\int _{M_{min}}^{M_{max}}L_{\lambda ,*}(M ,t)\cdot {\text{IMF}}(M)\cdot {\text{SFR}}(\tau )dMdt

Tässä on koko galaksin kirkkaus aallonpituudella , on galaksin ja siinä olevien vanhimpien tähtien ikä, ja ne ovat vastaavasti muodostuvien tähtien enimmäis- ja vähimmäismassat (arvot on otettu mielivaltaisesti, koska yleensä ne eivät vaikuta tulokseen). on sellaisen tähden kirkkaus, jonka massa ja ikä on aallonpituudella . on massan alkumassafunktion arvo , on tähtien muodostumisnopeus galaksin muodostumisen jälkeisellä hetkellä , eli . Tulo ja antaa massan ja iän tähtien lukumäärän [31] [32] . $L_{\lambda ,~gal}$ $\lambda$ ${\displaystyle t_{gal))$ $M_{max}$ $M_{min}$ $L_{\lambda ,*}(M,t)$ $M$ $t$ $\lambda$ ${\text{IMF}}(M)$ $M$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $\tau$ $\tau =t_{gal}-t$ ${\text{IMF}}(M)$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $M$ $t$

Toisin sanoen tietyn massan ja ikäisten tähtien osuus säteilyn kokonaistehosta riippuu yhden tällaisen tähden kirkkaudesta ja väristä sekä niiden lukumäärästä galaksissa. Tähtien evoluutioteorian mukaan tähden värin ja kirkkauden määrää sen alkuperäinen massa ja ikä sekä sen kemiallinen koostumus. Tietyn massan ja iän omaavien tähtien lukumäärä galaksissa riippuu tähtien muodostumisnopeudesta tämän ikäisten tähtien muodostumishetkellä sekä niiden tähtien osuudesta, joilla on juuri tämä massa syntyessään. Tämän massan tähtien osuutta kuvaa alkumassafunktio , laskeva tehofunktio , jossa on malliparametri. Lopuksi tähtien muodostumisnopeus yksinkertaisimmassa tapauksessa Kennicutt-Schmidtin lain mukaan riippuu galaksissa jäljellä olevan kaasun määrästä, joka kuluu tähtien muodostumiseen, joten ajan funktiona se esitetään muodossa , missä on tähtien muodostumisen tyypillinen vaimenemisaika. Tärkeämpää ei kuitenkaan ole funktio, joka parametroi tähtien muodostumisnopeutta, vaan nykyisen nopeuden suhde galaksin koko historian keskimääräiseen nopeuteen [31] [32] . ${\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }$ $\alpha$ ${\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})$ $\tau_{0}$

Eri galaksien havaitut parametrit kuvataan hyvin samalla iällä, joka on 12 miljardia vuotta, mutta erilainen vaimenemisaika : elliptisten ja linssimäisten galaksien osalta se on noin miljardi vuotta ja myöhempien tyyppien - Sa, Sb, Sc - galakseilla. - 3, 5 ja 10 miljardia vuotta. Tämä tarkoittaa, että alun perin varhaisen tyypin galakseissa tähtien muodostuminen oli voimakasta, mutta hiipui nopeasti, kun taas spiraaligalakseissa sen nopeus ei muuttunut paljon elämän aikana [34] [35] . Itse asiassa useimpien galaksien vanhimmat tähdet ovat yli 10 miljardia vuotta vanhempia, ja tähtien muodostumisen enimmäisnopeus niissä saavutettiin miljardi vuotta tähtien muodostumisen alkamisen jälkeen. Vain pienessä määrässä kääpiögalakseja on alkanut syntyä tähtiä viime aikoina, ja itse galakseilla on erittäin alhainen metallipitoisuus ja ne sisältävät paljon kaasua [3] [9] . ${\displaystyle t_{gal))$ $\tau_{0}$

Spektrofotometristä kehitystä voidaan tarkastella kvalitatiivisesti yksinkertaisimmassa tapauksessa, kun suurin osa galaksin tähdistä muodostuu hyvin lyhyessä ajassa, kuten elliptisissa galakseissa tapahtuu. Monien tähtien samanaikaisen syntymisen myötä spektriluokkien O ja B massiiviset ja kirkkaimmat tähdet antavat suurimman panoksen säteilyyn, mikä tarkoittaa, että itse galaksilla tulisi olla sama sininen väri kuin näillä tähdillä. Massiivisimimmat tähdet kehittyvät kuitenkin nopeasti ja elävät lyhyimmin, minkä seurauksena 10 miljoonan vuoden kuluttua galaksista katoavat yli 10 M ⊙ massiiviset tähdet ja 100 miljoonan jälkeen tähdet eivät enää ole massiivisempia kuin 3 M ⊙ . Siten galaksi alkaa tähtien muodostumisen päätyttyä haalistua ja muuttua punaisemmaksi, vaikkakin hitaammin ajan myötä - tätä prosessia kutsutaan passiiviseksi evoluutioksi [24] [36] .

Yksi evolutionaarisen synteesimenetelmän ongelmista on edelleen tähden värin suhde, ei vain iän, vaan myös metallisuuden kanssa . Esimerkiksi pallomaiset tähtijoukot koostuvat vanhoista, yli 10 miljardia vuotta vanhoista tähdistä, ja Sc-galakseissa on paljon nuoria tähtiä, mutta keskimäärin näiden kohteiden B−V- ja U−B- värit eivät käytännössä eroa toisistaan: galaksien metallisuus on vertailukelpoinen. Auringon vastaavaan, kun taas pallomaiset klusterit ovat kaksi suuruusluokkaa pienempiä. Näiden vaikutusten erottamiseksi on verrattava ominaisuuksia, jotka ovat herkempiä joko metallisuuden muutokselle tai iän muutokselle: voidaan verrata esimerkiksi rauta- ja vetyatomien spektriviivojen tehollisia leveyksiä [ 37] [38 ] ] .

Kemiallinen evoluutio

Ensimmäisten 20 minuutin aikana alkuräjähdyksen jälkeen tapahtuneen primaarisen nukleosynteesin jälkeen suurin osa maailmankaikkeuden kemiallisista alkuaineista oli vety ja helium , joiden massa oli noin 75 % ja 25 % sen baryonisesta aineesta. Myös deuteriumia , litiumia ja berylliumia [39] [40] [41] muodostui hyvin pieniä määriä .

Raskaampia alkuaineita syntyy pääasiassa tähdissä lämpöydinfuusion aikana . Joidenkin tähtien kuoleman jälkeen ne siirtyvät tähtienväliseen väliaineeseen ja jakautuvat siihen siten, että seuraavat tähtisukupolvet osoittautuvat rikkaammiksi raskaiden alkuaineiden suhteen, ja kokonaismetallisuuden pitäisi siten kasvaa ajan myötä. Mutta esimerkiksi Linnunradalla viimeisten 8 miljardin vuoden aikana muodostuneilla ohutlevytähdillä ei ole korrelaatiota iän ja metallisuuden välillä. Tämä johtuu jatkuvasta kaasun virtauksesta ulkopuolelta: se on vailla raskaita alkuaineita ja "laimentaa" niillä rikastettua kaasua galaksin kiekossa, jolloin syntyy tähtiä, joilla on sama metalliisuus [41] [42 ] ] [43] .

Tähtien muodostumisen kulku ei kuitenkaan vaikuta vain yleiseen metallisuuteen: yksittäisten alkuaineiden runsautta tutkimalla voit myös oppia tähtien muodostumisen historiasta galaksissa. Tähtienväliseen väliaineeseen tulee erilaisia alkuaineita eri tähdistä: esimerkiksi alfaprosessin aikana muodostuneet alkuaineet , aina titaaniin asti , sinkoutuvat tyypin II supernovaräjähdyksissä , jotka syntyvät tähdistä, jotka ovat massiivisia yli 10 M ⊙ ja joiden elinikä on alle 10 miljoonaa vuotta. Pääasiallinen raudan lähde päinvastoin ovat tyypin Ia supernovaräjähdykset - nämä ovat valkoisia kääpiöitä binäärijärjestelmissä, jotka vetivät toisen tähden aineen itseensä ja räjähtivät. Valkoisista kääpiöistä tulee puolestaan tähtiä, joiden alkumassa on alle 8 M ⊙ , ja koska pienimassaisia tähtiä on enemmän kuin massiivisia, keskimääräinen aika tähden muodostumisen ja sen puhkeamisen välillä tyypin Ia supernovana on 2-3 miljardia vuotta. Muilla elementeillä voi olla välipäivämäärät palaamiselle tähtienväliseen väliaineeseen: esimerkiksi typelle tämä ajanjakso on noin 100 miljoonaa vuotta [43] [44] .

Siten esimerkiksi magnesiumin ja raudan suhteellinen runsaus antaa meille mahdollisuuden tehdä johtopäätöksen aktiivisen tähtien muodostumisen kestosta galaksissa. Jos tähtien muodostumispurske ei kestänyt kauan, niin ensimmäisillä välähdyksen aikana muodostuneilla tähdillä oli aikaa rikastaa tähtienvälinen väliaine magnesiumilla, mutta ei raudalla, ennen kuin se loppui. Rautapitoisuus tässä tapauksessa pienenee suhteessa magnesiumiin, mikä itse asiassa havaitaan esimerkiksi elliptisissä galakseissa [43] [44] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Jos galaksissa on mahdollista tarkkailla yksittäisiä tähtiä, voidaan tehdä yksityiskohtaisempia johtopäätöksiä: esimerkiksi galaksissamme tapahtuu äkillinen siirtymä ohuen ja paksun kiekon välillä . Tämä viittaa siihen, että paksu kiekko muodostui melko lyhyessä ajassa, jonka jälkeen tähtien muodostumista ei tapahtunut 1–2 miljardiin vuoteen, ja sitten ohuita kiekkotähtiä alkoi muodostua [45] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Itse kemiallinen koostumus puolestaan vaikuttaa muihin galaksien parametreihin. Se määrittää tähtien kirkkauden ja värin ja sen seurauksena koko galaksin. Lisäksi kosmiset pölyhiukkaset koostuvat raskaista alkuaineista , jotka aiheuttavat tähtienvälistä valon absorptiota ja voivat vähentää galaksin havaittua kirkkautta [41] .

Evoluutioteorian kehityshistoria

Yleiset esitykset

Edwin Hubble , joka todisti galaksien olemassaolon Linnunradan ulkopuolella , ehdotti myös niiden morfologista luokittelua vuonna 1926 . Siinä hän jakoi galaksit elliptisiin , linssimäisiin ja spiraaligalakseihin, joissa on ja ilman pylvästä . Hubble rakensi myöhemmin hänen mukaansa nimetyn galaksisarjan , jonka hän tulkitsi evoluutionaariseksi: hän uskoi, että galaksi muodostuu ensin pallomaiseksi ilman yksityiskohtia ja sitten se litistyy ja kehittää muita komponentteja [46] . Tämän sekvenssin evolutionaarinen tulkinta hylättiin myöhemmin: kävi esimerkiksi ilmi, että elliptisten galaksien massaalue on paljon suurempi kuin spiraaligalaksien massaalue. Lisäksi ensimmäisillä ei käytännössä ole kulmaliikemäärää, kun taas jälkimmäisillä on melko suuri - nämä ja muut havainnot osoittivat selvästi, että elliptiset galaksit eivät voi jatkuvasti muuttua spiraaliksi. Siitä huolimatta nykyaikaisessa terminologiassa tällaisesta tulkinnasta on jäänyt jälki: elliptisiä galakseja kutsutaan varhaisen tyypin galakseiksi ja spiraaligalakseja kutsutaan myöhäisen tyypin galakseiksi [47] [48] .

Sitten 1970-luvulla levisi ajatus, että galaksit eivät voi vaihtaa tyyppiä ja että ne kaikki muodostuvat erilaisissa alkuolosuhteissa. Mutta siitä luovuttiin myöhemmin: 1990-luvulla uskottiin, että galaksit kehittyvät edelleen peräkkäin, mutta päinvastaiseen suuntaan kuin Hubble ehdotti: ensinnäkin pullistumat kasvavat spiraaligalakseissa ja niistä tulee yhä aikaisempia galakseja, ja sitten fuusioiden seurauksena ne muuttuvat elliptisiksi galakseiksi [49] .

Ideoita evoluution mekanismeista

Samalla tutkittiin myös mekanismeja, jotka vaikuttavat suoraan galaksien evoluutioon. Esimerkiksi näkökulma protogalaktiseen romahtamiseen muuttui: ensin, vuonna 1962, Olin Eggen , Donald Linden-Bell ja Alan Sandage ehdottivat mallia protogalaktisen pilven monoliittisesta romahtamisesta [50] [51] ja myöhemmin tämä ajatus. kehitettiin ja erilaisia romahdusvaihtoehtoja. Kaksi mallia osoittautui menestyneimmäksi: ei-hajottava romahdus, jota Richard Gott ehdotti vuonna 1973 [52] , ja dissipatiivinen romahdus, jota Richard Larson ehdotti vuonna 1969 [53] . Gott oletti, että kaasun muuttuminen tähdiksi tapahtuu jo ennen protogalaksin supistumista, joten järjestelmä on törmäystön. Larsonin malli ei käyttänyt tällaista oletusta, joten se oletti säännöllisiä kaasupilvien törmäyksiä romahduksen aikana ja niiden energiahäviötä - seurauksena tämä malli osoittautui menestyneemmäksi [17] .

Aluksi he yrittivät selittää elliptisten galaksien syntymistä molemmilla malleilla. Vuonna 1976 Larson kuitenkin ehdotti samanlaista skenaariota kiekkogalakseille [54] ja julkaisi vuonna 1979 yhdessä Beatrice Tinsleyn kanssa artikkelin, jossa suositaan galaksien sulautumista protogalaktisen romahduksen sijaan päämekanismina elliptisten galaksien muodostumiselle [55] . Myöhemmin kävi ilmi, että pimeällä aineella on paljon suurempi osuus maailmankaikkeuden massasta kuin baryonisella aineella, ja sen roolia alettiin pitää ratkaisevana galaksien muodostumisessa - tämä merkitsi hierarkkisen käsitteen syntymistä (katso alla ) [56] [57] . Lisäksi alkoi ilmaantua yhä enemmän todisteita sen tosiasian puolesta, että galaksien sulautumista tapahtuu säännöllisesti ja ne vaikuttavat niiden kehitykseen jopa nykyaikaisessa maailmankaikkeudessa [3] .

Evoluutioteorian nykytila

Tällä hetkellä ei ole olemassa yleisesti hyväksyttyä teoriaa galaksien evoluutiosta, mikä olisi teoreettiselta kannalta luonnollista ja samalla selittäisi hyvin kaikki havainnot. Teorioita kehitetään ja tarkistetaan aktiivisesti, mikä liittyy havaintoteknologian valmiuksien nopeaan kasvuun [58] .

Hierarkkinen käsite

Tunnetuin ja yhdenmukaisin ΛCDM-mallin skenaario galaksien muodostumiselle ja kehitykselle on niin kutsuttu hierarkkinen käsite. Se tarkastelee kaikkien galaksien kehitystä kerralla, ei erikseen, joten yksi sen tärkeimmistä saavutuksista on melko hyvä selitys galaksien nykyaikaisesta jakautumisesta eri parametrien mukaan. Sillä on kuitenkin merkittäviä ongelmia havaitun galaksien evoluution toistamisessa (katso alla ), joita ei ole vielä ratkaistu [59] .

Hierarkkisen käsityksen mukaan galaksien muodostuminen alkoi kylmän pimeän aineen vaihteluiden tiivistymisestä . Aluksi sen tiheyden vaihteluiden kontrasti oli korkeintaan 10 -5 , mutta painovoiman vaikutuksesta ne tiivistyivät ja yhdistyivät ajan myötä, jolloin massa ja koko kasvoi - tästä syystä käsite sai nimensä. 0,5 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen muodostui tummia haloja , joiden massa oli 10 7 -10 8 M ⊙ ja 2 miljardin vuoden kuluttua - 10 10 M ⊙ . Tällä hetkellä tällaisten halojen massan pitäisi olla 10 14 —10 15 M ⊙ , mikä vastaa galaksijoukkojen massaa . Kaasu, jonka massa on 6 kertaa pienempi kuin pimeän aineen massa, vedetään tässä skenaariossa vain tummien sädekehien taakse suuntautuen niiden keskuksiin. Romahduksen aikana kuumentunut kaasu kerätään haloon, ja jäähtyessään asettuu kiekolle, josta tähtien muodostuminen alkaa . Täyskiekkogalaksi muodostuu ilman pallomaista komponenttia – toisin sanoen myöhäisen tyypin spiraaligalaksia tai epäsäännöllistä galaksia [10] [59] .

Tummien sädekehien yhdistämisen yhteydessä niiden sisältämät galaksit voivat myös törmätä jonkin ajan kuluttua, mutta tapahtuu myös niin, että yksi halo sisältää useita galakseja - esimerkiksi suuren galaksin, jossa on satelliitteja. Kun kiekkogalaksit sulautuvat yhteen, niiden pitäisi muodostaa elliptisiä galakseja , mutta halosta laskeutuva kaasu muodostaa kiekon - näin elliptisesta galaksista tulee muodostuneen varhaisen tyypin spiraaligalaksin pullistuma . Jos halon kaasu loppuu, mikä useimmiten tapahtuu nykyaikaisessa universumissa tai lähimenneisyydessä, elliptinen galaksi pysyy samana kuin se oli [59] [60] .

Hierarkkisen käsitteen ongelmat

Hierarkkinen käsite on epätäydellinen ja siinä on useita ristiriitoja havaintotietojen kanssa. Vaikka sitä muutetaan ajan myötä ja monet ristiriidat on ratkaistu, osa niistä jää ratkaisematta. Alla on joitain esimerkkejä [61] :

Elliptiset galaksit osoittavat korrelaatiota massan ja metallisuuden välillä. Hierarkkisessa konseptissa tämä on varsin ymmärrettävää, jos jokaiseen sulautumiseen liittyy tähtien muodostumisen purske. Sitten mitä enemmän sulautumisia galaksi koki, sitä suurempi sen massa ja sitä enemmän raskaita alkuaineita siihen muodostui. Elliptisissa galakseissa viimeisimmän sulautumisen olisi kuitenkin pitänyt tapahtua aivan äskettäin - 2-4 miljardia vuotta sitten, ja tähtien keski-iän pitäisi olla 3-5 miljardia vuotta, kun taas havaittavissa elliptisissä galakseissa se on yli 8 miljardia vuotta. Lisäksi todellisuudessa galaksin massan ja sen tähtiväestön iän välillä on korrelaatio: mitä massiivisempi galaksi, sitä vanhempia sen tähdet ovat [61] . Voidaan mennä päinvastoin - olettaa, että suuret elliptiset galaksit muodostuivat kääpiöelliptisistä galakseista , joissa intensiivistä tähtien muodostumista tapahtui 11-12 miljardia vuotta sitten. Oletetaan, että samaan aikaan kaasu lämpeni ja poistui galakseista, eikä tähtien muodostumista tapahtunut niiden sulautumisen aikana. Tämä selittää tähtien vanhuuden tällaisissa galakseissa, mutta ei selitä massan ja metallisuuden välistä korrelaatiota [62] .
Havainnot osoittavat, että suurten elliptisten ja kierteisten galaksien määrä ei ole muuttunut viimeisen 6-7 miljardin vuoden aikana. Hierarkkinen käsite ennustaa, että pienempien galaksien fuusioiden pitäisi lisätä suurempien määrää [62] .
Hierarkkinen käsite kuvaa hyvin nykyisten galaksien jakautumista valoisuuden mukaan, mutta antaa virheellisiä tuloksia aikaisemmista galakseista: se ennustaa suuremman määrän kääpiögalakseja ja pienemmän määrän suuria [63] .
Tully-Fisher-riippuvuuden olemassaolo selittyy hyvin hierarkkisella konseptilla , mutta sen nollapisteessä on ongelma: simuloidut galaksit pyörivät useita kertoja nopeammin kuin samalla valovoimalla havaitut [64] .
Pimeän aineen säteittäinen jakauma hierarkkisen käsitteen mukaan poikkeaa havaitusta: teoria ennustaa tiheyden nopeaa kasvua kohti tumman halon keskustaa, mikä on ristiriidassa havaintojen kanssa ja tunnetaan kärkiongelmana [65] .

Empiiriset skenaariot

Hierarkkisen teorian epätäydellisyys on johtanut suoraan havaintotietoihin perustuvien evoluution skenaarioiden aktiiviseen kehittämiseen. Nämä skenaariot määritelmänsä mukaan kuvaavat hyvin havaittua galaksien kehitystä ja ovat keskenään johdonmukaisia, mutta niille ei ole kehitetty yksityiskohtaisesti teoriaa, joka selittäisi, miksi evoluutio eteni juuri tällaisten skenaarioiden mukaan [66] .

Suurin ero empiiristen skenaarioiden ja hierarkkisen käsitteen välillä on se, että galaksien muodostuminen niiden mukaan eteni "suuresta pieneen". Niiden suurimmat galaksit ja tähdet muodostuivat ensimmäisinä, ja viimeisen 8 miljardin vuoden aikana niiden lukumäärä tai koostumus ei ole käytännössä muuttunut [67] .

Tähtien muodostumisen nopea pysähtyminen massiivisissa galakseissa voidaan selittää kahdella vaikutuksella. Ensinnäkin jossain vaiheessa osa kaasusta voi mennä keskustaan ja aktivoida ytimen , ja se vuorostaan lämmittää levyssä olevan kaasun, mikä saa sen poistumaan galaksista ja tähdet lopettavat muodostumisen. . Tämä selittää myös punasiirtymän kvasaarien suuren määrän , joka vastaa 10 miljardin vuoden takaista aikaa. Massiivisemissa galakseissa on massiivisempia ytimiä, jotka voivat loistaa kirkkaammin ja pysäyttää tähtien muodostumisen nopeammin. Sitä vastoin kääpiögalakseissa tähtien muodostumisen intensiteetti ei ole riittävä kaasun karkaamiseen galaksista, ja se jatkuu tähän päivään asti [67] . $z=2$

Toinen selitys on, että galaksit vastaanottavat kaasua kasautumalla ulkopuolelta, nimittäin kosmologisista filamenteista , joten massiiviset galaksit keräsivät ensimmäisenä kaiken kaasun ja käyttivät sen. Tämä antaa meille mahdollisuuden selittää joitain havaittuja tosiasioita. Ensinnäkin, jos tähtien muodostumisvauhti säilyy kaikissa spiraaligalakseissa, kaasua riittää kahdelle miljardille vuodelle, vaikka tähtien muodostuminen onkin niissä jatkunut jo 8–10 miljardia vuotta. Ajatus siitä, että kaikki spiraaligalaksit saattaisivat tähtien muodostumisen päätökseen samanaikaisesti, vaikuttaa epätodennäköiseltä, joten oletetaan, että kasautuminen ruokkii jatkuvasti tähtien muodostumista. Toiseksi Linnunradan ohuen kiekon tähtien sama kemiallinen koostumus selittyy akkretiolla (katso yllä ), vaikka jos akkretiota ei olisi, nuorilla tähdillä olisi suurempi metalliisuus kuin vanhoilla. Myös linssimäisiä galakseja ruokkii kaasu, mutta ilmeisesti niiden kerääntyminen tapahtuu eri suuntiin kuin spiraaligalakseihin. Tämä johtaa siihen, että linssimäisissä galakseissa on kaasua, mutta usein sen kinematiikka eroaa tähtien kinematiikasta ja niiden vuorovaikutus häiritsee tähtien muodostumista [68] .

Elliptisten galaksien kehitys tapahtui kahdessa vaiheessa. Alkuräjähdyksen jälkeisten kahden miljardin vuoden aikana muodostui kompakteja elliptisiä galakseja , minkä jälkeen niiden kanssa tapahtui ensinnäkin pieniä sulautumisia. Tämä selittää elliptisten galaksien koon nopean kasvun pienellä massan muutoksella viimeisten 10-11 miljardin vuoden aikana [69] .

Muistiinpanot

↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , s. 15-21.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , s. 312-313.
↑ 1 2 3 4 5 Galaksit - Galaksien ja kvasaarien evoluutio . Encyclopedia Britannica . Käyttöönottopäivä: 19.1.2021.
↑ Silchenko, 2017 , s. 11-15.
↑ Surdin, 2017 , s. 305.
↑ Silchenko, 2017 , s. 27-36, 143.
↑ Mo et ai., 2010 , s. 8-9.
↑ Silchenko O. K. Galaksien evoluutio . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu: 20.1.2021. (määrätön)
↑ 1 2 Surdin, 2017 , s. 306-307.
↑ 12 Darling D. Galaktien muodostuminen . Tieteen Internet Encyclopedia . Käyttöönottopäivä: 19.1.2021. (määrätön)
↑ Silchenko, 2017 , s. 36-39.
↑ Surdin, 2017 , s. 322-323.
↑ Silchenko, 2017 , s. 11-12.
↑ Mo et ai., 2010 , s. 12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 55-56.
↑ Surdin, 2017 , s. 320.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 27-36.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 67-72.
↑ Surdin, 2017 , s. 323-325.
↑ Surdin, 2017 , s. 325.
↑ Mo et ai., 2010 , s. 9-10.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 65-67.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , s. 325-328.
↑ 1 2 Galaksien evoluutio | KOSMOS . astronomy.swin.edu.au . Käyttöönottopäivä: 19.1.2021. (määrätön)
↑ Silchenko, 2017 , s. 63-66, 212.
↑ Surdin, 2017 , s. 328-329.
↑ Silchenko, 2017 , s. 72-75.
↑ Surdin, 2017 , s. 329-332.
↑ Silchenko, 2017 , s. 76.
↑ Surdin, 2017 , s. 341.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , s. 77-80.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , s. 342-345.
↑ Mo et ai., 2010 , s. 13.
↑ Silchenko, 2017 , s. 81-83.
↑ Surdin, 2017 , s. 345-346.
↑ Silchenko, 2017 , s. 85-86.
↑ Silchenko, 2017 , s. 91-93.
↑ Surdin, 2017 , s. 346-347.
↑ Silchenko, 2017 , s. 106-116.
↑ Surdin, 2017 , s. 335.
↑ 1 2 3 Mo et al., 2010 , s. 12-13.
↑ Silchenko, 2017 , s. 125.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , s. 335-341.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 117-123.
↑ Silchenko, 2017 , s. 124-130.
↑ Hubble EP Ekstragalaktiset sumut. // Astrophysical Journal. - 12.12.1926. - T. 64 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143018 .
↑ Silchenko, 2017 , s. 6-8.
↑ Surdin, 2017 , s. 313-314.
↑ Silchenko, 2017 , s. kahdeksan.
↑ Silchenko, 2017 , s. 142-143.
↑ Eggen OJ, Lynden-Bell D., Sandage AR Vanhojen tähtien liikkeistä saatu todiste siitä, että galaksi romahti. // Astrophysical Journal. - 1962-11-01. - T. 136 . - S. 748 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/147433 .
↑ Gott, Richard J., III. Pyörivien tähtijärjestelmien dynamiikka: romahtaminen ja väkivaltainen rentoutuminen // The Astrophysical Journal. - 12.12.1973. - T. 186 . - S. 481-500 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152514 .
↑ Larson RB Malli pallomaisen galaksin muodostumiselle // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1969. - T. 145 . - S. 405 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.4.405 .
↑ Larson RB -mallit kiekkogalaksien muodostumiseen // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1.7.1976. - T. 176 . - S. 31-52 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/176.1.31 .
↑ Tinsley BM, Larson RB Tähtipopulaatioräjähdykset proto-elliptisissa galakseissa // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1979-02-01. - T. 186 . - S. 503-517 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/186.3.503 .
↑ Steinmetz M., Navarro JF Galaksimorfologioiden hierarkkinen alkuperä // New Astronomy. - 01.06.2002. - T. 7 . - S. 155-160 . — ISSN 1384-1076 . - doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 .
↑ Silchenko, 2017 , s. 27-38.
↑ Silchenko, 2017 , s. 4-6.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , s. 38-42.
↑ Mo et ai., 2010 , s. 10-12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 42-50.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 42-45.
↑ Silchenko, 2017 , s. 45.
↑ Silchenko, 2017 , s. 45-46.
↑ Silchenko, 2017 , s. 48-49.
↑ Silchenko, 2017 , s. 201.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , s. 204-206.
↑ Silchenko, 2017 , s. 206-215.
↑ Silchenko, 2017 , s. 202-204.

Kirjallisuus

Silchenko O. K. Galaksien alkuperä ja kehitys / toimittanut V. G. Surdin . - Fryazino: Century 2, 2017. - 224 s. - 1500 kappaletta. - ISBN 978-5-85099-196-8 .
Surdin V. G. Galaksit. — 2., korjattu ja täydennetty. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 s. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Mo H., van den Bosch F., White S. Galaktien muodostuminen ja evoluutio . - Cambridge University Press , 2010. - 842 s. — ISBN 978-0-511-72962-1 .

Bibliografisissa luetteloissa	J9U : 987007561008905171 , 987007555548805171 LCCN : sh94008658 , sh85052765

galaksit
Erilaisia	Elliptinen (E) Spiraali (S) flokkuloiva Tilatulla rakenteella Barred Spiral (SB) Linssimäinen (S0) Väärin (Irr) Kääpiö (d) Epäsäännöllinen kääpiö (dI) Elliptinen kääpiö (dE) Kääpiöpallo ( dSph ) Erittäin pienikokoinen kääpiö (UCD) Ultradiffuusi rengasmainen Naparenkaalla aneeminen
Rakenne	Supermassiivinen musta aukko Pullistuma Baari Levy Nucleus Linssi (galaksit) kierre haara galaktinen taso Halo naparengas Protogalaksi Sumut
Aktiiviset ytimet	Relativistinen suihkukone Seyfertin galaksi radiogalaksi Lacertida Kvasaari Quazag
Vuorovaikutus	vuorovaikutuksessa olevia galakseja "Poltava" galaksi Satelliitti galaksien ryhmä paikallinen ryhmä Klusteri superklusteri Tyhjä tähtivirta
Ilmiöt ja prosessit	Alkuperä ja evoluutio Gravitaatiolinssi erikoinen galaksi Galaktinen vuosi Metagalaksi Galaktinen lanka Great Wall ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Hieno houkuttaja
Luettelot	Erikoisten galaksien atlas Lähin Linnunradan satelliitit Kaikkein etäisin

Kosmologia
Peruskäsitteet ja esineet	Universumi havaittava maailmankaikkeus Punasiirtymä kosmologinen CMB-säteilyä Gravitaatioaallot Universumin laajeneminen kiihdytetty piilotettu massa Pimeä aine pimeää energiaa
Universumin historia	Alkuräjähdys iso paluu Alkuräjähdyksen kronologia Inflaatio Primaarinen nukleosynteesi Rekombinaatio Galaksien evoluutio Universumin aika Universumin tulevaisuus
Universumin rakenne	Universumin laajamittainen rakenne Galaksien superjoukko Suuri joukko kvasaareja Galaktinen lanka Tyhjä Hubble kupla Universumin muoto
Teoreettiset käsitteet	Universumia koskevien ideoiden kehityksen historia Hubblen laki Gravitaation epävakaus Kosmologinen periaate Kosmologiset mallit Kosmologinen singulaarisuus De Sitter malli kuuma maailmankaikkeuden malli Friedmanin universumi Seuran etäisyys Kriittinen tiheys Friedmanin yhtälö Kosmologinen tilayhtälö Lambda-CDM malli
Kokeilut	Havaintokosmologia 2dF 6dF Bumerangi COBE SDSS WMAP Planck DES
Portaali: Tähtitiede