A galaxisok evolúciója

A galaxisok evolúciója a galaxisok kialakulásának folyamata , valamint paramétereik időbeli változása: alak, méret, kémiai összetétel és csillagpopuláció. A galaxisok kialakulása 12-13 milliárd évvel ezelőtt kezdődött, és bár mindegyik galaxis fejlődése a maga módján halad, számos közös mechanizmus ismert, amelyek befolyásolhatják az egyes galaxisok fejlődését. Ezek lehetnek heves folyamatok, mint például galaxisok egyesülése , vagy például fokozatosan zajló csillagképződés , amelyben a galaktikus gáz elfogy, és a galaxis fémessége nő. A kényelem kedvéért az evolúció három típusát különböztetjük meg: dinamikus, spektrofotometriás és kémiai, amelyeket leggyakrabban külön-külön vizsgálunk, valamint az ezeket létrehozó mechanizmusokat.

Számos galaxis megfigyelése sok információt adott róluk, beleértve a múltbeli paramétereiket is, mivel a távoli galaxisokból származó fény nagyon hosszú idő után érkezik a megfigyelőkhöz. Jelenleg azonban nincs egyetlen olyan forgatókönyv, amely természetesen illeszkedik az elméletbe, és mégis megmagyarázza a megfigyelések eredményeit. Két versengő elmélet létezik: a hierarchikus koncepció, amely elméletileg előnyös, de nem teljesen konzisztens a megfigyelésekkel, és egy sor empirikus forgatókönyv, amely jól írja le a megfigyeléseket, de nem mindig egyezik a meglévő elmélettel. A galaxisok evolúciójának tanulmányozásában az első lépéseket Edwin Hubble tette meg az 1920-as években, és az elméleteket még mindig aktívan fejlesztik és felülvizsgálják.

Az evolúció megfigyelése

A galaxisok fényességének és a modern teleszkópok áthatoló erejének köszönhetően sok ilyen objektum áll a csillagászok rendelkezésére megfigyelésre. Ennek eredményeként két megközelítés létezik a galaxisok evolúciójának tanulmányozására. Az első megközelítés azt a tényt használja ki, hogy a legközelebbi galaxisokat nagyon jól tanulmányozták, és ez lehetővé teszi elméleti modellek építését és tesztelését. Ideális esetben a modelleknek pontosan az ilyen megfigyelt galaxisok kialakulását kellene megmagyarázniuk [1] [2] .

A második megközelítés a nagy vöröseltolódású galaxisok tanulmányozásán alapul . Az ilyen galaxisok messze vannak, és a belőlük származó fény évmilliárdokon keresztül jut el a megfigyelőkhöz, ami összemérhető az Univerzum korával - például a vöröseltolódási paraméterrel a galaxist úgy figyelik meg, mint körülbelül 8 milliárd évvel ezelőtt. Nagyszámú távoli galaxis megfigyelése különböző vöröseltolódásoknál képet ad arról, hogyan változtak a galaxisok az idők során - a nagy vöröseltolódású galaxisok eltérő tulajdonságokkal rendelkeznek, mint a közeliek [1] [2] [3] . $z=1$

Az első megközelítéssel azonban az a probléma, hogy a modellezés során még mindig tudnia kell, hogy az evolúció milyen mechanizmusai mehettek végbe a távoli múltban. A második megközelítés hátránya, hogy segítségével különböző galaxisokat figyelnek meg, és nem lehet nyomon követni az adott galaxis változásait, és továbbra is szükség van a modellezésre. Ezért a legjobb eredményeket a két megközelítés kombinációja éri el [1] [2] .

Az evolúció mechanizmusai

A galaxisok evolúciós változásai különböző módon nyilvánulnak meg, és minden galaxis esetében a maguk módján haladnak, bár különféle általános mechanizmusok hatására. Az evolúciónak három megnyilvánulása van: dinamikus evolúció - a galaxis összetevőinek mozgásában bekövetkezett változás, spektrofotometriás - a galaxis színének , fényességének és spektrumának változása, kémiai - a galaxis kémiai összetételének megváltozása. Általában a galaxisok tulajdonságainak numerikus modellezésénél a kényelem kedvéért az egyiket tanulmányozzák [4] [5] .

Galaxisok kialakulása

A protogalaktikus összeomlás, amelyben a galaxisok kialakulása következik be, akkor vált lehetségessé, amikor az Univerzum kellőképpen kitágul, lehűlt, és a sugárzás megszűnt folyamatosan ionizálni az anyagot. A képződés megkezdéséhez sűrűség - ingadozásnak kell kialakulnia, ami gravitációs instabilitáshoz és a protogalaktikus felhő összenyomódásához vezet . Ez a folyamat hasonló a csillagok kialakulása során végbemenő folyamatokhoz , de nagyobb léptékben, a gázfelhők ütközései miatti energiaveszteséggel . Ezután a gáz lehűl, az összeomló régiók feldarabolódnak, ami csillagkeletkezést eredményez [6] [7] .

A galaxisok tömeges kialakulása az Ősrobbanás utáni első milliárd évben ment végbe , és a kialakult galaxisok vastag korongok voltak, amelyek sok gázt tartalmaztak [3] [8] [9] .

A jelenlegi modellek szerint a protogalaktikus összeomlás az elektromosan semleges sötét anyag részvételével következett be , amely nem lép kölcsönhatásba a sugárzással: ingadozásaiból nem sokkal az ősrobbanás után sötét fényudvarok alakultak ki, a barion anyag pedig a gravitáció hatására koncentrálódni kezdett. sötét glóriák [10] . Sötét anyag hiányában a barionos anyag sűrűségének ingadozása az Univerzum tágulása miatt nagyon lassan növekedne , és a galaxisoknak mostanra nem lett volna idejük kialakulni [11] [12] .

Dinamikus evolúció

A galaxis alrendszerei dinamikus tulajdonságainak megváltoztatása dinamikus evolúció. Kezdetben azt hitték, hogy főként egy galaxis kialakulása során fordul elő, majd dinamikusan stabillá válik, és jelentéktelenül változik. Később azonban kiderült, hogy a galaxisok nem kevésbé komoly dinamikai változásokon mennek keresztül életük során, mint a kialakulás során [13] [14] .

A dinamikus evolúció mechanizmusait két kritérium szerint osztjuk fel. Az első jel a mechanizmus jellemző ideje: a határ a galaxis egy forgási ideje, ami átlagosan valamivel kevesebb, mint egymilliárd év. A rövidebb karakterisztikus idejű folyamatokat "gyorsnak", a hosszabb karakterisztikus idejű folyamatokat "lassúnak" vagy "világinak" nevezzük. A második tulajdonság a mechanizmusokat „belső” mechanizmusokra osztja, amelyek a galaxis környezetétől függetlenül működnek, és „külső” mechanizmusokra, amelyek külső erők hatására működnek [15] [16] .

A dinamikus evolúció szorosan összefügg a galaxis szerkezetének változásával, mivel a galaxis alrendszereinek dinamikája határozza meg alakját - elliptikus vagy korongos , szimmetrikus vagy szabálytalan [15] .

Belső gyors evolúció

A belső gyors evolúció folyamatai csak a protogalaktikus összeomlást foglalják magukban, amelyben a galaxis kialakul (lásd fent ) [17] .

Belső szekuláris evolúció

A belső világi evolúció számos különböző folyamatot foglal magában. Ezek egy részét a galaxisban fellépő nem tengelyszimmetrikus perturbációk okozzák – főleg sávok , de lehetnek például spirálágak vagy aszimmetrikus sötét fényudvarok is . Egy ilyen zavar jelenlétében a gázfelhők és a csillagok újra eloszlanak a galaxis korongjában, és szögimpulzusokat cserélhetnek. Emiatt előfordulhatnak például gyűrűk megjelenése, ahol a gáz koncentrálódik és a csillagképződés aktiválódik, kidudorodás vagy a csillagok sebességdiszperziójának növekedése a korongban . Maga a sáv pedig minden külső hatás nélkül megjelenhet és eltűnhet [18] [19] .

A belső világi evolúciónak más okai is lehetnek. Például a fiatal hatalmas csillagok erős csillagszelet hoznak létre , amely nagy sebességre gyorsítja a gázt, és amikor ezek a csillagok szupernóvaként fellángolnak , a gáz felmelegszik a sugárzás hatására. Az aktív galaktikus mag sugárzása is felmelegítheti a gázt . Magas gázhőmérsékleten a csillagképződés átmenetileg leáll, túl nagy gázsebességnél pedig galaktikus szél keletkezik, és a gáz elkezd elhagyni a galaxist – ezt a hatást negatív visszacsatolásnak nevezzük . Másrészt a visszacsatolás pozitív is lehet ( eng. pozitív visszacsatolás ): a szupernóva-robbanás a közeli gázfelhők összenyomódásához vezethet, ami csillagképződést idéz elő bennük [18] [20] [21] .

Külső szekuláris evolúció

A külső világi evolúció mechanizmusai a galaxisok egymás közötti kölcsönhatásához kapcsolódnak. A galaxisok alacsony relatív sebességű közeli áthaladásakor árapály-erők keletkeznek és hosszú ideig hatnak , amelyek különféle hatásokat váltanak ki a korongokban: a zavaró galaxis felé nyúlnak, bennük gázokból és csillagokból „farok” és egyéb szerkezetek képződnek, és egy rúd is kialakulhat , amely serkenti a belső világi evolúciót (lásd fent ) és a csillagkeletkezés sebességét is felgyorsítja [3] [22] [23] .

Az evolúció másik ágense a galaxisok egyesülése – egyesülése. A szekuláris evolúcióhoz csak az úgynevezett kis összeolvadás tartozik, amely akkor jön létre, ha az egyesülő galaxisok tömegaránya nagyobb, mint 5:1. Kis összeolvadással egy nagyobb galaxisnak sikerül megtartania korongját, bár a sebességdiszperzió nő benne. . Bár egyetlen egyesülés meglehetősen gyorsan megy végbe, a kis összeolvadási folyamatokat világi evolúciónak tekintik, mivel a galaxisban általában sok kis műhold van, és ezek az események hosszú időn keresztül sokszor előfordulnak [22] [23] .

Végül a külső világi evolúció magában foglalja a galaxis kívülről történő gázellátását is – az úgynevezett sima akkréciót . Közvetlenül nem lehetett kimutatni, de meg kell jegyezni, hogy a spirálgalaxisokban az elmúlt néhány milliárd évben a gáz mennyisége nem változott, bár a csillagkeletkezés mindvégig zajlott, amihez a gázt el kellett volna költeni. . Ezenkívül a megfigyelt kémiai evolúció (lásd alább ) szintén nem magyarázható a sima akkréció feltételezése nélkül [23] .

External Rapid Evolution

Először is, a külső gyors evolúció folyamatai közé tartoznak a galaxisok ütközései és az azt követő egyesülések , és a galaxisok tömege legfeljebb ötször térhet el egymástól - ez az úgynevezett nagy összeolvadás. Ebben az esetben a létrejövő galaxisnak már nincs korongja, teljes szögimpulzusa nagyon kicsi lesz, de a sebességdiszperzió nő, és a galaxis gömb alakú formát vesz fel. Ha gáz volt a galaxisokban, akkor az egyesülést "nedvesnek" nevezik, és energia disszipációval történik. A gáz nagy része a galaxis közepén gyűlik össze, ahol egy rövid, de erőteljes csillagkeletkezési kitörés következik be , és a maradék gáz elhagyja a galaxist. Ha a galaxisokban nem volt gáz, az egyesülést "száraznak" nevezik, de mindenesetre gáz nélküli galaxis keletkezik, a csillagkeletkezés leáll benne, és tipikus elliptikus galaxis lesz belőle [24] [25] [26 ] .

Ezenkívül gyors változások következnek be egy galaxisban, ha az áthalad egy galaxishalmazon . A halmazok intergalaktikus környezete nagy mennyiségű forró gázt tartalmaz, és amikor egy galaxis átrepül rajta, ez a gáz "lefújja" a galaxist korábban körülvevő gázt - ezt a jelenséget frontális nyomásnak nevezik.( angol ram press ). A galaxis elveszíti a korong gázforrását, és a csillagkeletkezés, bár a megnövekedett nyomás miatt rövid ideig felerősödik, később elhalványul. Ha a galaxis nagy sebességgel repül át a halmaz középpontján, ahol különösen nagy a gázsűrűség, akkor még a korongról is elveszíti gázát, ahol egyidejűleg a csillagképződés is zajlik, és maga a korong meggörbül. Egyes esetekben a frontális nyomás hatásait közvetlenül észlelik, de általában abban nyilvánulnak meg, hogy a halmazgalaxisokban kevesebb hidrogén van, mint más galaxisokban [27] [28] .

Spektrofotometriás evolúció

Az egyes csillagok tanulmányozása csak a legközelebbi galaxisokban lehetséges, míg más galaxisok esetében csak az integrált jellemzők megfigyelése - például egy egész galaxis vagy részei színe vagy fényessége. Bár ezek a jellemzők közvetlenül összefüggenek a galaxis csillagpopulációjának összetételével, amely idővel változik, a csillagok spektrális osztályok és fényességi osztályok szerinti eloszlásának közvetlen kiválasztása meghiúsul az eredmény kétértelműsége miatt [29] [30] .

Emiatt az úgynevezett evolúciós szintézis módszerét alkalmazzák: ez a módszer a csillagok kor és tömeg szerinti eloszlásának kiválasztásából áll. Formálisan ezt a módszert a következő képlet írja le [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

Itt látható az egész galaxis fényessége egy hullámhosszon , a galaxis és a benne lévő legrégebbi csillagok kora, és a keletkező csillagok maximális és minimális tömege (az értékeket tetszőlegesen vettük, mivel általában nem befolyásolják az eredményt). egy tömegű és korú csillag fényessége hullámhosszon . a tömeg kezdeti tömegfüggvényének értéke, a csillagkeletkezési sebesség a galaxis kialakulása utáni pillanatban , azaz . A és szorzata megadja a tömegű és korú csillagok számát [31] [32] . ${\displaystyle L_{\lambda ,~gal))$ $\lambda$ ${\displaystyle t_{gal))$ $M_{max}$ $M_{min}$ $L_{\lambda ,*}(M,t)$ $M$ $t$ $\lambda$ ${\text{IMF}}(M)$ $M$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $\tau$ $\tau =t_{gal}-t$ ${\text{IMF}}(M)$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $M$ $t$

Más szóval, egy bizonyos tömegű és korú csillagok hozzájárulása a teljes sugárzási teljesítményhez egy ilyen csillag fényességétől és színétől, valamint a galaxisban elfoglalt számuktól függ. A csillagfejlődés elmélete szerint a csillagok színét és fényességét a kezdeti tömege és kora, valamint a kémiai összetétele határozza meg. Egy galaxisban egy bizonyos tömegű és korú csillagok száma függ a csillagkeletkezési sebességtől az ilyen korú csillagok keletkezésének időpontjában, valamint azon csillagok arányától, amelyek születéskor pontosan ekkora tömegűek. Az ilyen tömegű csillagok töredékét a kezdeti tömegfüggvény írja le, egy csökkenő hatványfüggvény , ahol egy modellparaméter. Végül a csillagkeletkezési sebesség a legegyszerűbb esetben a Kennicutt-Schmidt törvény szerint a galaxisban maradó gáz mennyiségétől függ, amelyet a csillagkeletkezésre fordítanak, ezért az idő függvényében a következőképpen ábrázoljuk : hol van a csillagkeletkezés jellegzetes bomlási ideje. Azonban nem a csillagkeletkezési sebességet paraméterező függvény a fontosabb, hanem az aktuális sebesség és az átlagos sebesség aránya a galaxis teljes történetében [31] [32] . ${\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }$ $\alpha$ ${\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})$ $\tau_{0}$

A különböző galaxisok megfigyelt paramétereit jól leírja ugyanaz az életkor, amely 12 milliárd év, de a bomlási idő eltérő : az elliptikus és lencse alakú galaxisok esetében ez körülbelül egymilliárd év, a későbbi típusú galaxisok esetében pedig - Sa, Sb, Sc - 3, 5 és 10 milliárd év. Ez azt jelenti, hogy kezdetben a korai típusú galaxisokban a csillagkeletkezés intenzív volt, de gyorsan elhalványult, míg a spirálgalaxisokban sebessége nem sokat változott az élet során [34] [35] . Valójában a legtöbb galaxisban a legrégebbi csillagok 10 milliárd évnél idősebbek, és a csillagkeletkezés maximális sebességét bennük a csillagkeletkezés kezdete után milliárd évvel érték el. Csak néhány törpegalaxisban kezdtek a közelmúltban csillagok születni, és maguk a galaxisok nagyon alacsony fémtartalmúak és sok gázt tartalmaznak [3] [9] . ${\displaystyle t_{gal))$ $\tau_{0}$

A spektrofotometriás evolúciót a legegyszerűbb esetben tekinthetjük minőségileg, amikor a galaxis legtöbb csillaga nagyon rövid időn belül kialakul, mint az elliptikus galaxisokban. Sok csillag egyidejű születésével az O és B spektrális osztályok legnagyobb tömegű és legfényesebb csillagai járulnak hozzá a legnagyobb mértékben a sugárzáshoz, ami azt jelenti, hogy magának a galaxisnak is ugyanolyan kék színűnek kell lennie, mint ezeknek a csillagoknak. A legnagyobb tömegű csillagok azonban gyorsan fejlődnek és a legrövidebb ideig élnek, és ennek eredményeként 10 millió év elteltével a 10 M -nél nagyobb tömegű csillagok eltűnnek a galaxisban, és 100 millió után már nem lesz tömegesebb 3 milliónál ⊙ . Így a galaxis a csillagkeletkezés befejezése után halványulni kezd és egyre vörösebbé válik, bár idővel lassabban – ezt a folyamatot passzív evolúciónak nevezik [24] [36] .

Az evolúciós szintézis módszerének egyik problémája továbbra is a csillagok színének kapcsolata, nemcsak az életkorral, hanem a fémességgel is . Például a gömb alakú csillaghalmazok 10 milliárd évesnél idősebb csillagokból állnak, az Sc galaxisok pedig sok fiatal csillagot tartalmaznak, de ezeknek az objektumoknak a B−V és U−B színe átlagosan gyakorlatilag nem különbözik: a galaxisok fémessége összehasonlítható. a napéhoz, míg a gömbhalmazoké két nagyságrenddel kisebb. E hatások elkülönítéséhez össze kell hasonlítani azokat a jellemzőket, amelyek érzékenyebbek a fémesség változására vagy az életkor változására: például összehasonlítható a vas- és hidrogénatom spektrumvonalainak effektív szélessége [ 37] [38 ] ] .

Kémiai evolúció

Az elsődleges nukleoszintézis után, amely az ősrobbanás utáni első 20 percben zajlott le, az Univerzum kémiai elemeinek többsége hidrogén és hélium volt, amelyek tömege a barionanyag körülbelül 75%-a, illetve 25%-a. Deutérium , lítium és berillium [39] [40] [41] is keletkezett nagyon kis mennyiségben .

A nehezebb elemek elsősorban csillagokban keletkeznek a termonukleáris fúzió során . Egyes csillagok halála után a csillagközi közegbe kerülnek, és eloszlanak benne, így a csillagok következő generációi gazdagabbnak bizonyulnak nehéz elemekben, és így a teljes fémességnek idővel növekednie kell. De például a Tejútrendszerben az elmúlt 8 milliárd év során kialakult vékony korongú csillagoknak nincs korrelációja az életkor és a fémesség között. Ennek oka az állandó kívülről beáramló gáz: mentes a nehéz elemektől, és "hígítja" a galaxis korongjában az ezekkel dúsított gázt, aminek eredményeként azonos fémességű csillagok keletkeznek [41] [42 ] ] [43] .

A csillagkeletkezés menete azonban nemcsak az általános fémességre van hatással: az egyes elemek bőségességének vizsgálata lehetővé teszi a galaxis csillagkeletkezési történetének megismerését is. Különféle elemek jutnak be a csillagközi közegbe különböző csillagokból: például az alfa folyamat során keletkezett elemek , egészen a titánig , kilökődnek a II-es típusú szupernóva-robbanások során , amelyeket 10 M -nél nagyobb tömegű , 10 -nél kisebb élettartamú csillagok generálnak. millió év. A fő vasforrás ezzel szemben az Ia típusú szupernóva-robbanások – ezek fehér törpék kettős rendszerekben , amelyek magukra húzták a második csillag anyagát és felrobbantak. A fehér törpék pedig 8 M ⊙ - nál kisebb kezdeti tömegű csillagokká válnak , és mivel több a kis tömegű csillag, mint a nagy tömegű, a csillag kialakulása és Ia típusú szupernóvaként való kitörése közötti átlagos idő kb. 2-3 milliárd év. Más elemeknek lehetnek köztes dátumai a csillagközi közegbe való visszatérésre: például a nitrogén esetében ez az időszak körülbelül 100 millió év [43] [44] .

Így például a magnézium és a vas relatív bősége alapján következtetést vonhatunk le a galaxisban zajló aktív csillagkeletkezés időtartamára vonatkozóan. Ha a csillagkeletkezési robbanás nem tartott sokáig, akkor a villanás során keletkezett első csillagoknak volt idejük, hogy a csillagközi közeget magnéziummal dúsítsák, de vassal nem, mielőtt véget ért volna. A vastartalom ebben az esetben csökken a magnéziumhoz képest, ami például az elliptikus galaxisokban megfigyelhető [43] [44] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Ha lehetőség van egyes csillagok megfigyelésére egy galaxisban, részletesebb következtetések vonhatók le: például a mi galaxisunkban hirtelen átmenet van egy vékony és vastag korong között . Ez arra utal, hogy a vastag korong meglehetősen rövid idő alatt keletkezett, ezután 1-2 milliárd évig nem következett be csillagkeletkezés, majd vékony korongcsillagok kezdtek kialakulni [45] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Maga a kémiai összetétel viszont befolyásolja a galaxisok egyéb paramétereit. Meghatározza a csillagok fényességét és színét, és ennek eredményeként az egész galaxist. Ezenkívül a kozmikus porrészecskék nehéz elemekből állnak , amelyek csillagközi fényelnyelést okoznak, és csökkenthetik a galaxis megfigyelt fényességét [41] .

Az evolúcióelmélet fejlődésének története

Általános ábrázolások

Edwin Hubble , aki bebizonyította a Tejútrendszeren kívüli galaxisok létezését , szintén morfológiai osztályozásukat javasolta 1926 - ban . Ebben a galaxisokat elliptikus , lencse alakú és spirális galaxisokra osztotta fel , rúddal és anélkül . Hubble felépített egy galaxissorozatot , amelyet később róla neveztek el, és amelyet evolúciósként értelmezett: úgy vélte, hogy a galaxis először gömb alakú, részletek nélkül alakul ki, majd ellaposodik és további összetevőket fejleszt [46] . Ennek a sorozatnak az evolúciós értelmezését később elvetették: kiderült például, hogy az elliptikus galaxisok tömegtartománya sokkal nagyobb, mint a spirálgalaxisok tömegtartománya. Ezenkívül az előbbieknek gyakorlatilag nincs szögimpulzusuk, míg az utóbbiaknak meglehetősen nagyuk van - ezek és más megfigyelések egyértelműen azt mutatták, hogy az elliptikus galaxisok nem tudnak állandóan spirálissá válni. Ennek ellenére a modern terminológiában egy ilyen értelmezés nyoma maradt: az elliptikus galaxisokat korai típusú galaxisoknak, a spirálgalaxisokat pedig késői típusú galaxisoknak [47] [48] .

Aztán az 1970-es években elterjedt az a gondolat, hogy a galaxisok nem változtathatnak típust, és mindegyikük eltérő kezdeti feltételek mellett alakul ki. Később azonban felhagytak vele: az 1990-es években azt hitték, hogy a galaxisok még mindig szekvenciálisan fejlődnek, de a Hubble által javasolttal ellentétes irányban: először a spirálgalaxisokban kidudorodnak, és egyre korábbi típusú galaxisokká válnak, majd egyesülések eredményeként elliptikus galaxisokká alakulnak [49] .

Ötletek az evolúció mechanizmusairól

Ugyanakkor tanulmányozták azokat a mechanizmusokat is, amelyek közvetlenül befolyásolják a galaxisok evolúcióját. Például megváltozott a protogalaktikus összeomlás nézőpontja: először 1962-ben Olin Eggen , Donald Linden-Bell és Alan Sandage javasolta a protogalaktikus felhő monolitikus összeomlásának modelljét [50] [51] , majd később ezt az elképzelést. fejlesztették ki, és különböző összeomlási lehetőségeket. Két modell bizonyult a legsikeresebbnek: a nem disszipatív összeomlás, amelyet Richard Gott javasolt 1973-ban [52] , és a disszipatív összeomlás, amelyet Richard Larson javasolt 1969-ben [53] . Gott abból indult ki, hogy a gáz csillagokká alakulása már a protogalaxis összehúzódása előtt megtörténik, így a rendszer ütközésmentes. Larson modellje nem használt ilyen feltevést, ezért feltételezte a gázfelhők rendszeres ütközését az összeomlás során és azok energiaveszteségét – ennek eredményeként ez a modell bizonyult sikeresebbnek [17] .

Kezdetben mindkét modell segítségével megpróbálták megmagyarázni az elliptikus galaxisok kialakulását. 1976-ban azonban Larson hasonló forgatókönyvet javasolt a koronggalaxisokra [54] , majd 1979-ben Beatrice Tinsley -vel közösen publikált egy tanulmányt, amely a galaxisok egyesülését részesítette előnyben a protogalaktikus összeomlással szemben, mint az elliptikus galaxisok kialakulásának fő mechanizmusaként [55] . Később kiderült, hogy a sötét anyag sokkal nagyobb mértékben járul hozzá az Univerzum tömegéhez, mint a barion anyag, és ennek szerepét kezdték meghatározónak tekinteni a galaxisok kialakulásában - ez egy hierarchikus koncepció kialakulását jelentette (lásd alább ) [56] [57] . Emellett egyre több bizonyíték jelent meg amellett, hogy a galaxisok egyesülése rendszeresen előfordul, és még a modern Univerzumban is befolyásolja fejlődésüket [3] .

Az evolúcióelmélet jelenlegi állása

Jelenleg nincs általánosan elfogadott elmélet a galaxisok evolúciójáról, ami elméleti szempontból természetes lenne, és egyben minden megfigyelési tényt jól megmagyarázna. Az elméleteket aktívan fejlesztik és felülvizsgálják, ami összefüggésben áll a megfigyelési technológia képességeinek gyors növekedésével [58] .

Hierarchikus koncepció

A galaxisok kialakulásának és evolúciójának leginkább elismert és a ΛCDM modelljével összhangban álló forgatókönyv az úgynevezett hierarchikus koncepció. Az összes galaxis evolúcióját egyszerre veszi figyelembe, és nem külön-külön, így egyik fő eredménye a galaxisok modern eloszlásának meglehetősen jó magyarázata különböző paraméterek szerint. Azonban jelentős problémái vannak a galaxisok megfigyelt evolúciójának reprodukálásával (lásd alább ), amelyeket még nem sikerült megoldani [59] .

A hierarchikus koncepció szerint a galaxisok kialakulása a hideg sötét anyag fluktuációinak tömörödésével kezdődött . A sűrűségingadozások kontrasztja kezdetben nem volt nagyobb, mint 10-5 , de a gravitáció hatására idővel összesűrűsödtek és egyesültek, tömegük és méretük nőtt - ezért kapta a fogalom nevét. 0,5 milliárd évvel az Ősrobbanás után 10 7 -10 8 M ⊙ tömegű sötét fényudvarok alakultak ki , 2 milliárd év múlva pedig - 10 10 M ⊙ . Jelenleg az ilyen fényudvarok tömege 10 14 —10 15 M ⊙ legyen, ami megfelel a galaxishalmazok tömegének . A gáz, amelynek tömege 6-szor kisebb, mint a sötét anyag tömege, ebben a forgatókönyvben csak a sötét fényudvarok mögé húzódik, és a középpontjukba nyúlik. Az összeomlás során felhevült gáz egy glóriában gyűlik össze, és lehűlve egy korongban ülepedik, ahol megkezdődik a csillagképződés . Egy teljesen koronggalaxis gömbölyű komponens nélkül jön létre – azaz késői típusú spirálgalaxis vagy irreguláris galaxis [10] [59] .

A sötét fényudvarok egyesülése során a bennük lévő galaxisok is ütközhetnek egy idő után, de az is előfordul, hogy egy halo több galaxist tartalmaz – például egy nagy galaxist műholdakkal. Amikor a koronggalaxisok egyesülnek, elliptikus galaxisokat kell alkotniuk , de a glóriából leülepedő gáz egy korongot hoz létre - így az elliptikus galaxis a kialakult korai típusú spirálgalaxis kidudorodásává válik. Ha a halóban lévő gáz kimerül, ami leggyakrabban a modern Univerzumban vagy a közelmúltban történik, akkor az elliptikus galaxis ugyanaz marad, mint volt [59] [60] .

A hierarchikus koncepció problémái

A hierarchikus koncepció tökéletlen, és számos ellentmondást tartalmaz a megfigyelési adatokkal. Bár idővel módosul, és sok ellentmondás feloldódik, néhányuk feloldatlan marad. Íme néhány példa [61] :

Az elliptikus galaxisok összefüggést mutatnak a tömeg és a fémesség között. A hierarchikus koncepcióban ez teljesen érthető, ha minden egyesülést csillagkeletkezési robbanás kísér. Aztán minél több egyesülést tapasztalt a galaxis, annál nagyobb a tömege és annál több nehéz elem keletkezett benne. Az elliptikus galaxisokban azonban az utolsó egyesülésnek egészen a közelmúltban - 2-4 milliárd évvel ezelőtt - kellett volna megtörténnie, és a csillagok átlagos életkora 3-5 milliárd év, míg a megfigyelhető elliptikus galaxisokban több mint 8 milliárd év. Ráadásul a valóságban összefüggés van egy galaxis tömege és csillagpopulációjának kora között: minél nagyobb tömegű a galaxis, annál idősebbek a csillagai [61] . El lehet indulni az ellenkezőjétől is - feltételezni, hogy a nagy elliptikus galaxisok törpe elliptikus galaxisokból jöttek létre , amelyekben 11-12 milliárd évvel ezelőtt intenzív csillagkeletkezés zajlott. Feltételezzük, hogy ezzel egy időben a gáz felmelegedett és elhagyta a galaxisokat, és egyesülésük során nem történt csillagkeletkezési kitörés. Ez magyarázza az ilyen galaxisokban lévő csillagok öregkorát, de nem magyarázza meg a tömeg és a fémesség közötti összefüggést [62] .
A megfigyelések azt mutatják, hogy a nagy elliptikus és spirális galaxisok száma nem változott az elmúlt 6-7 milliárd évben. A hierarchikus koncepció azt jósolja, hogy a kisebb galaxisok egyesülése növeli a nagyobb galaxisok számát [62] .
A hierarchikus koncepció jól leírja a modern galaxisok fényesség szerinti eloszlását, de téves eredményeket ad a múltbeli galaxisokra: nagyobb számú törpegalaxist jósol, és kisebb számú nagyot [63] .
A Tully-Fisher-függőség jelenlétét jól magyarázza a hierarchikus koncepció , de van egy probléma a nullaponttal: a szimulált galaxisok többszörösen gyorsabban forognak, mint az azonos fényerő mellett megfigyeltek [64] .
A sötét anyag sugárirányú eloszlása a hierarchikus koncepció szerint eltér a megfigyelttől: az elmélet a sűrűség gyors növekedését jósolja a sötét haló közepe felé, ami ellentmond a megfigyeléseknek, és csúcsproblémaként ismert [65] .

Empirikus forgatókönyvek

A hierarchikus elmélet tökéletlensége olyan evolúciós forgatókönyvek aktív kidolgozásához vezetett, amelyek közvetlenül a megfigyelési adatokon alapulnak. Ezek a forgatókönyvek definíciójuk szerint jól leírják a galaxisok megfigyelt evolúcióját, és konzisztensek egymással, de részletesen nem dolgoztak ki rájuk elméletet, amely megmagyarázná, hogy az evolúció miért pontosan az ilyen forgatókönyvek szerint zajlott [66] .

A fő különbség az empirikus forgatókönyvek és a hierarchikus koncepció között az, hogy a galaxisok kialakulása szerintük „nagyból kicsibe” ment. A legnagyobb galaxisok és a bennük lévő csillagok keletkeztek először, és az elmúlt 8 milliárd évben sem számuk, sem összetételük gyakorlatilag nem változott [67] .

A hatalmas galaxisok csillagkeletkezésének gyors leállása két hatással magyarázható. Először is, egy bizonyos ponton a gáz egy része a középpontba kerülhet, és aktívvá teheti az atommagot , és ez viszont felmelegíti a korongban lévő gázt, aminek következtében az elhagyja a galaxist, és a csillagok képződése leáll. . Ez magyarázza a vöröseltolódásos kvazárok nagy számát is , ami 10 milliárd évvel ezelőtti időnek felel meg. A nagyobb tömegű galaxisoknak nagyobb tömegű magjai vannak, amelyek fényesebben tudnak ragyogni, és gyorsabban megállíthatják a csillagkeletkezést. Ezzel szemben a törpegalaxisokban a csillagkeletkezés intenzitása nem elegendő ahhoz, hogy a gáz kiszabaduljon a galaxisból, és ez a mai napig tart [67] . $z=2$

Egy másik magyarázat az, hogy a galaxisok akkréció útján kapják a gázt kívülről, nevezetesen a kozmológiai filamentumokból , így a hatalmas galaxisok voltak az elsők, amelyek az összes gázt összegyűjtötték és felhasználták. Ez lehetővé teszi néhány megfigyelt tény magyarázatát. Először is, ha minden spirálgalaxisban fenntartjuk a csillagkeletkezés ütemét, kétmilliárd évre elegendő gáz lesz, bár a csillagkeletkezés 8-10 milliárd éve nagyjából állandó ütemben zajlik bennük. Valószínűtlennek tűnik az az elképzelés, hogy minden spirálgalaxis egy időben fejezi be a csillagkeletkezést, ezért feltételezhető, hogy az akkréció folyamatosan táplálja a csillagkeletkezést. Másodszor, a Tejútrendszer vékony korongjának csillagainak ugyanazt a kémiai összetételét az akkréció magyarázza (lásd fent ), bár ha nem lenne akkréció, a fiatal csillagok nagyobb fémességgel rendelkeznének, mint a régiek. A lencsés galaxisokat is gáz táplálja, de úgy tűnik, az akkréció rajtuk más irányba megy, mint a spirálgalaxisokon. Ez oda vezet, hogy a lencse alakú galaxisokban jelen van a gáz, de kinematikája gyakran eltér a csillagok kinematikájától, és kölcsönhatásaik zavarják a csillagkeletkezést [68] .

Az elliptikus galaxisok evolúciója két szakaszban ment végbe. Az Ősrobbanás utáni első kétmilliárd évben kompakt elliptikus galaxisok alakultak ki , amelyek után először is kis egyesülések történtek velük. Ez magyarázza az elliptikus galaxisok méretének gyors növekedését kis tömegváltozással az elmúlt 10-11 milliárd évben [69] .

Jegyzetek

↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , p. 15-21.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 312-313.
↑ 1 2 3 4 5 Galaxisok - Galaxisok és kvazárok evolúciója . Encyclopedia Britannica . Hozzáférés időpontja: 2021. január 19.
↑ Silchenko, 2017 , p. 11-15.
↑ Surdin, 2017 , p. 305.
↑ Silchenko, 2017 , p. 27-36, 143.
↑ Mo et al., 2010 , pp. 8-9.
↑ Silchenko O. K. Galaxisok evolúciója . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. január 20. (határozatlan)
↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 306-307.
↑ 12 Darling D. Galaxis kialakulása . Internetes Tudományos Enciklopédia . Hozzáférés időpontja: 2021. január 19. (határozatlan)
↑ Silchenko, 2017 , p. 36-39.
↑ Surdin, 2017 , p. 322-323.
↑ Silchenko, 2017 , p. 11-12.
↑ Mo et al., 2010 , p. 12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 55-56.
↑ Surdin, 2017 , p. 320.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 27-36.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 67-72.
↑ Surdin, 2017 , p. 323-325.
↑ Surdin, 2017 , p. 325.
↑ Mo et al., 2010 , pp. 9-10.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 65-67.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 325-328.
↑ 1 2 A galaxisok evolúciója | KOSMOSZ . csillagászat.swin.edu.au . Hozzáférés időpontja: 2021. január 19. (határozatlan)
↑ Silchenko, 2017 , p. 63-66, 212.
↑ Surdin, 2017 , p. 328-329.
↑ Silchenko, 2017 , p. 72-75.
↑ Surdin, 2017 , p. 329-332.
↑ Silchenko, 2017 , p. 76.
↑ Surdin, 2017 , p. 341.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , p. 77-80.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 342-345.
↑ Mo et al., 2010 , p. 13.
↑ Silchenko, 2017 , p. 81-83.
↑ Surdin, 2017 , p. 345-346.
↑ Silchenko, 2017 , p. 85-86.
↑ Silchenko, 2017 , p. 91-93.
↑ Surdin, 2017 , p. 346-347.
↑ Silchenko, 2017 , p. 106-116.
↑ Surdin, 2017 , p. 335.
↑ 1 2 3 Mo et al., 2010 , pp. 12-13.
↑ Silchenko, 2017 , p. 125.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 335-341.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 117-123.
↑ Silchenko, 2017 , p. 124-130.
↑ Hubble EP Extragalaktikus ködök. // The Astrophysical Journal. - 1926-12-01. - T. 64 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143018 .
↑ Silchenko, 2017 , p. 6-8.
↑ Surdin, 2017 , p. 313-314.
↑ Silchenko, 2017 , p. nyolc.
↑ Silchenko, 2017 , p. 142-143.
↑ Eggen OJ, Lynden-Bell D., Sandage AR Bizonyítékok régi csillagok mozgásából, hogy a Galaxis összeomlott. // The Astrophysical Journal. — 1962-11-01. - T. 136 . - S. 748 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/147433 .
↑ Gott, Richard J., III. A forgó csillagrendszerek dinamikája: összeomlás és erőszakos relaxáció // The Astrophysical Journal. - 1973-12-01. - T. 186 . - S. 481-500 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152514 .
↑ Larson RB A gömbgalaxis kialakulásának modellje // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1969. - T. 145 . - S. 405 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.4.405 .
↑ Larson RB modellek koronggalaxisok kialakulásához // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1976-07-01. - T. 176 . - S. 31-52 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/176.1.31 .
↑ Tinsley BM, Larson RB Csillagpopuláció-robbanások proto-elliptikus galaxisokban // 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 A galaxismorfológiák hierarchikus eredete // New Astronomy. - 2002-06-01. - T. 7 . - S. 155-160 . — ISSN 1384-1076 . - doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 .
↑ Silchenko, 2017 , p. 27-38.
↑ Silchenko, 2017 , p. 4-6.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , p. 38-42.
↑ Mo et al., 2010 , pp. 10-12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 42-50.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 42-45.
↑ Silchenko, 2017 , p. 45.
↑ Silchenko, 2017 , p. 45-46.
↑ Silchenko, 2017 , p. 48-49.
↑ Silchenko, 2017 , p. 201.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , p. 204-206.
↑ Silchenko, 2017 , p. 206-215.
↑ Silchenko, 2017 , p. 202-204.

Irodalom

Silchenko O. K. A galaxisok eredete és fejlődése / szerkesztette: V. G. Surdin . - Fryazino: Század 2, 2017. - 224 p. - 1500 példány. - ISBN 978-5-85099-196-8 .
Surdin V. G. Galaxisok. — 2., javítva és kiegészítve. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 p. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Mo H., van den Bosch F., White S. Galaxis kialakulása és evolúciója . - Cambridge University Press , 2010. - 842 p. — ISBN 978-0-511-72962-1 .

Bibliográfiai katalógusokban	J9U : 987007561008905171 , 987007555548805171 LCCN : sh94008658 , sh85052765

galaxisok
Fajták	Elliptikus (E) Spirál (S) pelyhes Rendezett szerkezettel Barred Spiral (SB) Lencse alakú (S0) Rossz (Irr) törpe (d) Törpe szabálytalan (dI) Elliptikus törpe (dE) Törpe gömb alakú (dSph) Ultra kompakt törpe (UCD) Ultradiffúz gyűrűs Polárgyűrűvel vérszegény
Szerkezet	Szupernehéz fekete lyuk Kidudorodás Rúd Korong Sejtmag Lencse (galaxisok) spirális ág galaktikus sík Halo sarki gyűrű Protogalaxis Ködök
Aktív magok	Relativisztikus sugárhajtású Seyfert galaxis rádiógalaxis Lacertida kvazár Quazag
Kölcsönhatás	kölcsönható galaxisok "Égő" galaxis Műhold galaxisok csoportja helyi csoport Fürt szuperhalmaz Üres csillagfolyam
Jelenségek és folyamatok	Eredet és evolúció Gravitációs lencse különös galaxis Galaktikus év Metagalaxis Galaktikus szál Great Wall ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Nagy attraktor
Listák	Különleges galaxisok atlasza A legközelebbi A Tejútrendszer műholdai A legtávolabbi

Kozmológia
Alapfogalmak és tárgyak	Világegyetem megfigyelhető univerzum Vöröseltolódás kozmológiai CMB sugárzás Gravitációs hullámok Univerzum tágulása felgyorsult rejtett tömeg Sötét anyag sötét energia
Az Univerzum története	Nagy durranás nagy visszapattanás Az ősrobbanás kronológiája Infláció Elsődleges nukleoszintézis Rekombináció A galaxisok evolúciója Az Univerzum kora Az Univerzum jövője
Az Univerzum szerkezete	Az Univerzum nagy léptékű szerkezete Galaxisok szuperhalmaza Kvazárok nagy csoportja Galaktikus szál Üres Hubble buborék Az Univerzum alakja
Elméleti fogalmak	Az univerzumról alkotott elképzelések fejlődésének története Hubble törvény Gravitációs instabilitás Kozmológiai elv Kozmológiai modellek Kozmológiai szingularitás De Sitter modell forró univerzum modell Friedman Univerzum Társ távolság Kritikus sűrűség Friedman egyenlet Kozmológiai állapotegyenlet Lambda-CDM modell
Kísérletek	Megfigyelő kozmológia 2dF 6dF Bumeráng COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Csillagászat