Животът на галактиките и историята на тяхното изследване

2024 Автор: Seth Attwood | [email protected]. Последно модифициран: 2023-12-16 15:58

Историята на изучаването на планетите и звездите се измерва в хилядолетия, Слънцето, кометите, астероидите и метеоритите - във векове. Но галактиките, разпръснати из Вселената, купове от звезди, космически газ и прахови частици, стават обект на научни изследвания едва през 20-те години на миналия век.

Галактиките се наблюдават от незапомнени времена. Човек с остро зрение може да различи светлинни петна в нощното небе, подобни на капки мляко. През 10-ти век персийският астроном Абд-ал-Раман ал-Суфи споменава в своята Книга на неподвижните звезди две подобни петна, сега известни като Големия Магеланов облак и галактиката M31, известна още като Андромеда.

С появата на телескопите астрономите наблюдават все повече и повече от тези обекти, наречени мъглявини. Ако английският астроном Едмънд Халей е изброил само шест мъглявини през 1716 г., то каталогът, публикуван през 1784 г. от френския военноморски астроном Чарлз Месие, вече съдържа 110 – и сред тях четири дузини реални галактики (включително M31).

През 1802 г. Уилям Хершел публикува списък с 2500 мъглявини, а синът му Джон публикува каталог с повече от 5000 мъглявини през 1864 г.

Най-близката ни съседка, галактиката Андромеда (M31), е един от любимите небесни обекти за любителски астрономически наблюдения и фотография.

Природата на тези обекти отдавна е убягвала на разбиране. В средата на 18 век някои проницателни умове виждат в тях звездни системи, подобни на Млечния път, но телескопите по това време не дават възможност да се провери тази хипотеза.

Век по-късно надделя мнението, че всяка мъглявина е газов облак, осветен отвътре от млада звезда. По-късно астрономите се убедиха, че някои мъглявини, включително Андромеда, съдържат много звезди, но дълго време не беше ясно дали те се намират в нашата Галактика или извън нея.

Едва през 1923-1924 г. Едуин Хъбъл определя, че разстоянието от Земята до Андромеда е поне три пъти по-голямо от диаметъра на Млечния път (всъщност около 20 пъти) и че M33, друга мъглявина от каталога на Месие, не е по-малко отдалечени от нас. разстояние. Тези резултати поставят началото на нова научна дисциплина – галактическата астрономия.

През 1926 г. известният американски астроном Едуин Пауъл Хъбъл предлага (и през 1936 г. модернизира) своята класификация на галактиките по тяхната морфология. Заради характерната си форма тази класификация се нарича още "камертон на Хъбъл".

На „стеблото“на камертона има елипсовидни галактики, на зъбците на вилицата - лещовидни галактики без ръкави и спирални галактики без прът-мост и с прът. Галактиките, които не могат да бъдат класифицирани като един от изброените класове, се наричат неправилни или неправилни.

Джуджета и гиганти

Вселената е изпълнена с галактики с различни размери и маси. Техният брой е известен много приблизително. През 2004 г. орбиталният телескоп Хъбъл открива около 10 000 галактики за три месеца и половина, сканирайки в южното съзвездие Форнакс област от небето, която е сто пъти по-малка от площта на лунния диск.

Ако приемем, че галактиките са разпределени в небесната сфера с еднаква плътност, се оказва, че в наблюдаваното пространство има 200 милиарда. Тази оценка обаче е силно подценена, тъй като телескопът не успя да забележи много много бледи галактики.

Форма и съдържание

Галактиките също се различават по морфология (тоест по форма). Най-общо те се делят на три основни класа – дисковидни, елипсовидни и неправилни (неправилни). Това е обща класификация, има много по-подробни.

Галактиките изобщо не са разпределени на случаен принцип в космическото пространство. Масивните галактики често са заобиколени от малки сателитни галактики. Както нашият Млечен път, така и съседната Андромеда имат поне 14 спътника и най-вероятно са много повече. Галактиките обичат да се обединяват в двойки, тройки и по-големи групи от десетки гравитационно свързани партньори.

По-големите асоциации, галактическите купове, съдържат стотици и хиляди галактики (първият от тези купове е открит от Месие). Понякога в центъра на купа се наблюдава особено ярка гигантска галактика, за която се смята, че е възникнала по време на сливането на по-малки галактики.

И накрая, има и суперкупове, които включват както галактически купове и групи, така и отделни галактики. Обикновено това са удължени структури с дължина до стотици мегапарсека. Те са разделени от почти напълно свободни от галактики космически празнини със същия размер.

Свръхклъстерите вече не са организирани в никакви структури от по-висок порядък и са разпръснати из Космоса по случаен начин. Поради тази причина в мащаб от няколкостотин мегапарсека нашата Вселена е хомогенна и изотропна.

Галактика с форма на диск е звездна палачинка, въртяща се около ос, минаваща през геометричния й център. Обикновено от двете страни на централната зона на палачинката има овална издутина (от английската издутина). Изпъкналостта също се върти, но с по-ниска ъглова скорост от диска. В равнината на диска често се наблюдават спирални разклонения, изобилстващи от сравнително млади ярки светила. Има обаче галактически дискове без спирална структура, където има много по-малко такива звезди.

Централната зона на дискообразна галактика може да бъде изрязана от звездна лента - бар. Пространството вътре в диска е изпълнено с газова и прахова среда - изходният материал за нови звезди и планетни системи. Галактиката има два диска: звезден и газообразен.

Те са заобиколени от галактически ореол - сферичен облак от разреден горещ газ и тъмна материя, което има основния принос към общата маса на галактиката. Ореолът съдържа също отделни стари звезди и кълбовидни звездни купове (кълбовидни купове) на възраст до 13 милиарда години. В центъра на почти всяка дискообразна галактика, със или без издутина, има свръхмасивна черна дупка. Най-големите галактики от този тип съдържат по 500 милиарда звезди всяка.

млечен път

Слънцето се върти около центъра на съвсем обикновена спирална галактика, която включва 200-400 милиарда звезди. Диаметърът му е приблизително 28 килопарсека (малко над 90 светлинни години). Радиусът на слънчевата интрагалактическа орбита е 8,5 килопарсека (така че нашата звезда е изместена до външния ръб на галактическия диск), времето на пълна революция около центъра на Галактиката е около 250 милиона години.

Изпъкналостта на Млечния път е с елипсовидна форма и има лента, която беше открита наскоро. В центъра на издутината е компактно ядро, изпълнено със звезди на различна възраст - от няколко милиона години до милиард и повече. Вътре в ядрото, зад гъсти прашни облаци, се крие доста скромна черна дупка според галактическите стандарти - само 3,7 милиона слънчеви маси.

Нашата галактика може да се похвали с двоен звезден диск. Вътрешният диск, който има не повече от 500 парсека вертикално, представлява 95% от звездите в зоната на диска, включително всички млади ярки звезди. Той е заобиколен от външен диск с дебелина 1500 парсека, където живеят по-стари звезди. Газовият (по-точно газопраховият) диск на Млечния път е с дебелина най-малко 3,5 килопарсека. Четирите спирални рамена на диска са области с повишена плътност на газопраховата среда и съдържат повечето от най-масивните звезди.

Диаметърът на ореола на Млечния път е поне два пъти диаметъра на диска. Там са открити около 150 кълбовидни купа и най-вероятно още около петдесет все още не са открити. Най-старите купове са на възраст над 13 милиарда години. Ореолът е изпълнен с тъмна материя с бучка структура.

Доскоро се смяташе, че ореолът е почти сферичен, но според последните данни може да бъде значително сплескан. Общата маса на Галактиката може да бъде до 3 трилиона слънчеви маси, като тъмната материя представлява 90-95%. Масата на звездите в Млечния път се оценява на 90-100 милиарда пъти масата на Слънцето.

Елиптичната галактика, както подсказва името й, е елипсоидална. Той не се върти като цяло и следователно няма аксиална симетрия. Неговите звезди, които имат предимно относително ниска маса и значителна възраст, се въртят около галактическия център в различни равнини и понякога не поотделно, а в силно удължени вериги.

Новите светила в елипсовидни галактики рядко светват поради недостиг на суровини - молекулен водород.

Подобно на хората, галактиките са групирани заедно. Нашата локална група включва двете най-големи галактики в близост до около 3 мегапарсека - Млечния път и Андромеда (M31), галактиката Триъгълник, както и техните спътници - Големия и Малкия Магеланов облак, галактиките джуджета в Голямо куче, Пегас, Carina, Sextant, Phoenix и много други - общо около петдесет. Местната група от своя страна е член на местния суперклъстер Дева.

И най-големите, и най-малките галактики са от елиптичен тип. Общият дял на неговите представители в галактическото население на Вселената е едва около 20%. Тези галактики (с възможно изключение на най-малките и най-слабите) също крият свръхмасивни черни дупки в централните си зони. Елиптичните галактики също имат ореоли, но не толкова ясни като тези с форма на диск.

Всички останали галактики се считат за неправилни. Те съдържат много прах и газ и активно произвеждат млади звезди. Има малко такива галактики на умерени разстояния от Млечния път, само 3%.

Въпреки това, сред обектите с голямо червено отместване, чиято светлина е излъчена не по-късно от 3 милиарда години след Големия взрив, делът им рязко нараства. Очевидно всички звездни системи от първото поколение са били малки и са имали неправилни очертания, а големите дискови и елипсовидни галактики са възникнали много по-късно.

Раждане на галактики

Галактиките се раждат скоро след звездите. Смята се, че първите светила са светнали не по-късно от 150 милиона години след Големия взрив. През януари 2011 г. екип от астрономи, обработващи информация от космическия телескоп Хъбъл, съобщи за вероятното наблюдение на галактика, чиято светлина е излязла в космоса 480 милиона години след Големия взрив.

През април друг изследователски екип откри галактика, която по всяка вероятност вече е била напълно оформена, когато младата вселена е била на около 200 милиона години.

Условията за раждането на звездите и галактиките са възникнали много преди да започне. Когато Вселената премина границата от 400 000 години, плазмата в космоса беше заменена от смес от неутрален хелий и водород. Този газ все още беше твърде горещ, за да се слее в молекулярните облаци, които пораждат звезди.

Той обаче беше в съседство с частици тъмна материя, първоначално разпределена в пространството не съвсем равномерно - където е малко по-плътна, където е по-разредена. Те не взаимодействаха с барионния газ и следователно под действието на взаимното привличане свободно се срутваха в зони с повишена плътност.

Според изчисленията на модела, в рамките на сто милиона години след Големия взрив в космоса се образуват облаци от тъмна материя с размерите на сегашната слънчева система. Те се комбинираха в по-големи структури, въпреки разширяването на пространството. Така се появиха куповете облаци от тъмна материя, а след това и куповете от тези клъстери. Те засмукват космическия газ, позволявайки му да се сгъсти и да се срине.

По този начин се появиха първите свръхмасивни звезди, които бързо избухнаха в свръхнови и оставиха след себе си черни дупки. Тези експлозии обогатиха пространството с елементи, по-тежки от хелия, което помогна за охлаждане на колапсиращите газови облаци и следователно направи възможно появата на по-малко масивни звезди от второ поколение.

Такива звезди вече можеха да съществуват милиарди години и следователно бяха в състояние да образуват (отново с помощта на тъмна материя) гравитационно свързани системи. Така възникват дълголетните галактики, включително и нашата.

„Много от детайлите на галактогенезата все още са скрити в мъглата“, казва Джон Корменди. - По-специално това се отнася за ролята на черните дупки. Масите им варират от десетки хиляди слънчеви маси до настоящия абсолютен рекорд от 6,6 милиарда слънчеви маси, принадлежащи на черна дупка от ядрото на елиптичната галактика M87, разположена на 53,5 милиона светлинни години от Слънцето.

Дупките в центровете на елипсовидни галактики обикновено са заобиколени от издутини, съставени от стари звезди. Спиралните галактики може изобщо да нямат издутини или да имат своите плоски прилики, псевдо-издутини. Масата на черна дупка обикновено е с три порядъка по-малка от масата на издутината - естествено, ако има такава. Този модел се потвърждава от наблюдения, обхващащи дупки с маса от милион до милиард слънчеви маси."

Според професор Корменди галактическите черни дупки набират маса по два начина. Дупката, заобиколена от пълноценна издутина, расте поради абсорбцията на газ, който идва към издутината от външната зона на галактиката. По време на сливането на галактиките интензивността на притока на този газ рязко нараства, което инициира изблици на квазари.

В резултат на това изпъкналостите и дупките се развиват паралелно, което обяснява корелацията между техните маси (но може да работят и други, все още неизвестни механизми).

Изследователи от Университета в Питсбърг, Калифорнийския университет в Ървайн и Атлантическия университет във Флорида са моделирали сблъсъка на Млечния път и предшественика на Елиптична галактика джудже Стрелец (SagDEG) в Стрелец.

Те анализираха два варианта за сблъсъци - с лесен (3x10¹⁰слънчеви маси) и тежки (10¹¹ слънчеви маси) SagDEG. Фигурата показва резултатите от 2,7 милиарда години еволюция на Млечния път без взаимодействие с галактика джудже и с взаимодействие с лекия и тежък вариант на SagDEG.

Галактиките без плешиви и галактиките с псевдо-издути са различен въпрос. Масите на техните дупки обикновено не надвишават 104-106 слънчеви маси. Според професор Корменди те се захранват с газ поради случайни процеси, които се случват близо до дупката и не се простират в цялата галактика. Такава дупка расте независимо от еволюцията на галактиката или нейната псевдо-издутина, което обяснява липсата на корелация между техните маси.

Нарастващи галактики

Галактиките могат да се увеличават както по размер, така и по маса. „В далечното минало галактиките правеха това много по-ефективно, отколкото в последните космологични епохи“, обяснява Гарт Илингуърт, професор по астрономия и астрофизика в Калифорнийския университет в Санта Круз. - Скоростта на раждане на нови звезди се оценява като годишно производство на единица маса звездна материя (в това качество масата на Слънцето) на единица обем космическо пространство (обикновено кубичен мегапарсек).

По време на образуването на първите галактики тази цифра беше много малка, а след това започна да расте бързо, което продължи, докато Вселената стана на 2 милиарда години. Още 3 милиарда години той е относително постоянен, след което започва да намалява почти пропорционално на времето и този спад продължава и до днес. Така че преди 7-8 милиарда години средната скорост на звездообразуване е била 10-20 пъти по-висока от сегашната. Повечето наблюдавани галактики вече са били напълно оформени в тази далечна епоха."

Фигурата показва резултатите от еволюцията в различно време - първоначалната конфигурация (a), след 0, 9 (b), 1, 8 © и 2, 65 милиарда години (d). Според изчисленията на модела, прътът и спиралните ръкави на Млечния път биха могли да се образуват в резултат на сблъсъци със SagDEG, който първоначално издърпва 50-100 милиарда слънчеви маси.

Два пъти е минал през диска на нашата Галактика и е загубил част от своята материя (обикновена и тъмна), причинявайки смущения в нейната структура. Сегашната маса на SagDEG не надвишава десетки милиони слънчеви маси, а следващият сблъсък, който се очаква не по-късно от 100 милиона години по-късно, най-вероятно ще бъде последният за него.

В общи линии тази тенденция е разбираема. Галактиките растат по два основни начина. Първо, те получават свеж материал за звездообразуване чрез изтегляне на частици газ и прах от околното пространство. В продължение на няколко милиарда години след Големия взрив този механизъм работеше правилно, просто защото имаше достатъчно звездна суровина в космоса за всички.

След това, когато резервите бяха изчерпани, скоростта на звездното раждане спадна. Въпреки това, галактиките са открили способността да го увеличават чрез сблъсъци и сливания. Вярно е, че за да бъде реализиран този вариант, сблъскващите се галактики трябва да имат приличен запас от междузвезден водород. За големите елипсовидни галактики, където на практика го няма, сливането не помага, но при дискоидни и неправилни галактики работи.

Курс на сблъсък

Нека видим какво се случва, когато две приблизително еднакви галактики от дисков тип се слеят. Техните звезди почти никога не се сблъскват - разстоянията между тях са твърде големи. Въпреки това, газовият диск на всяка галактика изпитва приливни сили поради гравитацията на съседа. Барионната материя на диска губи част от ъгловия импулс и се измества към центъра на галактиката, където възникват условия за експлозивен растеж на скоростта на звездообразуване.

Част от това вещество се абсорбира от черните дупки, които също набират маса. В последната фаза на обединението на галактиките черните дупки се сливат и звездните дискове на двете галактики губят предишната си структура и се разпръскват в пространството. В резултат на това една елипсовидна се образува от двойка спирални галактики. Но това в никакъв случай не е пълната картина. Радиацията от млади ярки звезди може да издуха част от водорода от новородената галактика.

В същото време активното натрупване на газ върху черната дупка принуждава последната от време на време да изстрелва струи от огромни енергийни частици в космоса, нагрявайки газа в цялата галактика и по този начин предотвратявайки образуването на нови звезди. Галактиката постепенно утихва - най-вероятно завинаги.

Галактики с различни размери се сблъскват по различен начин. Голяма галактика е способна да погълне галактика джудже (наведнъж или на няколко стъпки) и в същото време да запази собствената си структура. Този галактически канибализъм може също да стимулира образуването на звезди.

Галактиката джудже е напълно унищожена, оставяйки след себе си вериги от звезди и струи от космически газ, които се наблюдават както в нашата Галактика, така и в съседната Андромеда. Ако една от сблъскващите се галактики не е много по-добра от другата, са възможни още по-интересни ефекти.

В очакване на супер телескопа

Галактическата астрономия оцелява почти век. Тя започна практически от нулата и постигна много. Броят на нерешените проблеми обаче е много голям. Учените очакват много от инфрачервения орбитален телескоп Джеймс Уеб, който трябваше да стартира през 2021 г.