Protogalaksi

Protogalaksi ( primitive galaxy ; englanniksi  protogalaxy , primeval galaxy ):  fysikaalisessa kosmologiassa tähtienvälinen kaasupilvi  , joka on muuttumisvaiheessa  galaksiksi . Uskotaan, että tähtien muodostumisnopeus tämän galaktisen evoluution jakson aikana määrää tulevan tähtijärjestelmän spiraalisen tai elliptisen muodon : hitaampi tähtien muodostuminen paikallisista tähtienvälisistä kaasupampuista johtaa yleensä spiraaligalaksin syntymiseen. Termiä "protogalaksi" käytetään pääasiassa kuvaamaan maailmankaikkeuden kehityksen alkuvaiheita Big Bang -teorian puitteissa .

Koulutus

Uskotaan, että varhainen maailmankaikkeus alkoi aineen ja pimeän aineen lähes tasaisesta jakautumisesta (jokainen hiukkanen yhtä etäisyydellä seuraavasta) . Pimeä aine alkoi sitten kasautua yhteen painovoiman vaikutuksesta johtuen kvanttivaihteluiden aiheuttamasta tiheyshäiriöiden alkuperäisestä spektristä . Tämä seuraa Heisenbergin epävarmuusperiaatteesta , joka osoittaa, että tyhjässä tilassa voi tapahtua pieniä, tilapäisiä muutoksia energian määrässä. Tästä energiasta voi muodostua hiukkas- / antihiukkaspareja massa-energiaekvivalenssin kautta , ja painovoiman vetovoima saa muut lähellä olevat hiukkaset siirtymään sitä kohti, rikkoen tasaisen jakautumisen ja muodostaen painopisteen , vetämällä lähellä olevia hiukkasia lähemmäksi. Kun tämä tapahtuu universumin nykyisessä koossa, se on merkityksetöntä, mutta näiden pienten värähtelyjen sijainnilla, kun maailmankaikkeus alkoi laajentua yhdestä pisteestä, oli vaikutus, joka kasvoi universumin laajeneessa, mikä johti suurten alueiden muodostumiseen. lisääntyneestä tiheydestä. Näiden pimeän aineen klustereiden painovoiman vaikutuksesta lähellä oleva aine alkoi pudota tiheämmälle alueelle. Nilsson ym. raportoivat havainneen ja analysoineen tällaista prosessia vuonna 2006. Tämä johti kaasupilvien muodostumiseen, pääasiassa vetypilviin , ja ensimmäiset tähdet alkoivat muodostua näihin pilviin. Nämä kaasupilvet ja varhaiset tähdet, jotka ovat monta kertaa galaksiamme pienemmät, olivat ensimmäisiä protogalakseja.

Vakiintuneen teorian mukaan pienten protogalaksien ryhmät vetäytyivät yhteen painovoiman vaikutuksesta ja törmäsivät toisiinsa, mikä johti nykyään olemassa olevien paljon suurempien "aikuisten" galaksien muodostumiseen. Tämä oli seurausta jatkuvasta hierarkkisesta kokoonpanoprosessista, jonka aikana muodostuu jatkuvasti suurempia kappaleita pienempien yhdistämisen seurauksena.

Ominaisuudet

Rakenne

Koska aiempaa tähtienmuodostusta ei ollut olemassa muiden alkuaineiden luomiseksi, protogalaksien on täytynyt koostua melkein kokonaan vedystä ja heliumista . Vedyn, joitain poikkeuksia lukuun ottamatta, täytyi sitoutua muodostamaan H2- molekyylejä . Tämä muuttuisi tähtien muodostumisen alkaessa ja ydinfuusioprosessissa muodostuisi lisää elementtejä .

Mekaniikka

Heti kun protogalaksi alkaa muodostua, kaikki sen painovoiman sitomat hiukkaset alkavat pudota vapaasti sitä kohti. Tämän vapaan pudotuksen suorittamiseen tarvittava aika voidaan arvioida vapaan pudotuksen yhtälöiden avulla . Useimmat galaksit ovat suorittaneet tämän vapaan pudotuksen vaiheen tullakseen vakaiksi elliptisiksi tai kiekkogalakseiksi , ja kiekkogalaksien täydellinen muodostuminen kestää kauemmin.

Galaksijoukkojen muodostuminen kestää paljon kauemmin ja on edelleen käynnissä. Tässä vaiheessa galaksit saavat myös suurimman osan kulmaliikemäärästään . Protogalaksi saa tämän varhaisen universumin läheisten tiheiden klustereiden gravitaatiovaikutuksesta, ja mitä kauempana kaasu on keskustasta, sitä enemmän se pyörii.

Luminosity

Protogalaksien valoisuus tulee kahdesta lähteestä. Ensinnäkin tämä on säteilyä varhaisten tähtien vedyn ydinfuusion heliumiksi. Tämän tähtien muodostumisen varhaisen purkauksen uskotaan tehneen protogalaksista kirkkaudeltaan verrattavissa nykyaikaiseen tähtipurkausgalaksiin tai kvasaariin .

Toinen lähde on ylimääräisen gravitaatiosidosenergian vapautuminen. Pääasiallinen protogalaksilta odotettu aallonpituus on ultraviolettisäteilyn tyyppi , nimeltään Lyman-sarja , joka on vetykaasun lähettämä aallonpituus, kun se ionisoituu tähden säteilyllä.

Discovery

Protogalakseja voidaan teoriassa nähdä vielä tänäkin päivänä, koska valon universumin kaukaisimmista kulmista kestää hyvin kauan päästäkseen Maahan, paikoin tarpeeksi kauan, jotta voimme nähdä ne siinä vaiheessa, kun protogalakseja asuttivat ne. Viimeisten 30 vuoden aikana on tehty monia yrityksiä löytää protogalakseja teleskooppien avulla, koska tällaisella löydöllä on merkitystä galaksien muodostumisen vahvistamisessa, mutta etäisyys, jonka protogalaksin oletettavasti lähettämän valon täytyy kulkea, on erittäin suuri. Tämä yhdistettynä siihen tosiasiaan, että Lyman-sarjan aallonpituus imeytyy melko helposti pölyyn, on saanut jotkut tutkijat spekuloimaan, että protogalaksien emissio saattaa olla liian heikko havaittavissa.

Vuonna 1996 Yee et al. löysi protogalaksin kaltaisen objektin käyttämällä Canadian Network for Observational Cosmology (CNOC). Kohde oli kiekon muotoinen galaksi, jolla oli suuri punasiirtymä ja erittäin korkea valovoima. Myöhemmin ehdotettiin, että epätavallinen kirkkaus johtui etualalla olevan galaksijoukon painovoimalinssistä .

Vuonna 2006 K. Nilsson ja muut tutkijat raportoivat Lymanin ultraviolettisäteilyä säteilevän "pisaran" löytämisestä. Analyysi osoitti, että se oli jättimäinen kaasumaisen vedyn pilvi, joka putosi pimeän aineen joukolle varhaisessa universumissa protogalaksin muodostumisen aikana.

Vuonna 2007 Michael Rauch ym., käyttämällä VLT :n optista ryhmää etsiäkseen merkkejä intergalaktisen kaasun läsnäolosta, löysivät 27 yksittäistä kohdetta, jotka säteilevät suuria määriä Lyman-tyyppistä ultraviolettisäteilyä. He päättelivät, että nämä esineet ovat esimerkkejä protogalakseista, jotka olivat olemassa noin 11 miljardia vuotta sitten.

Katso myös

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat