Informacja

Jak powstały galaktyki takie jak nasze?

Jak powstały galaktyki takie jak nasze?

W bezchmurną noc, kiedy warunki są odpowiednie i nie ma zbyt wiele światła, aby zasłaniać widok, rozgwieżdżone niebo zapiera dech w piersiach. Jeśli mieszkasz na wsi lub po prostu odpoczywasz od życia w mieście, będziesz mógł zobaczyć pulchne niebo pełne gwiazd.

Możesz nawet zobaczyć pasmo światła biegnące po niebie, które z natury jest zamglone (lub „mleczne”). Wierz lub nie wierz, ale stąd nazwa naszej galaktyki. Tysiące lat temu astronomowie patrząc na nocne niebo zauważyli ten sam pas i podobieństwo do napoju.

Z biegiem czasu nasze zrozumienie Drogi Mlecznej wzrosło. Nie tylko zdaliśmy sobie sprawę, że Droga Mleczna jest w rzeczywistości ogromnym zbiorem gwiazd utrzymywanych razem przez grawitację, ale dowiedzieliśmy się, że jest to zaledwie jedna z miliardów (a nawet bilionów) we Wszechświecie.

W końcu astronomowie i kosmolodzy zrozumieli, że Wszechświat jest zapierający dech w piersiach, zarówno pod względem czasu, jak i przestrzeni. I chociaż wciąż nie wiemy, jak daleko rozciąga się Wszechświat (lub czy jest nieskończony), mamy całkiem dobre pojęcie o tym, jak długo on istniał (około 13,8 miliarda lat).

Z tego powodu astronomowie poświęcili wiele czasu i energii na rozejrzenie się tak daleko, jak to tylko możliwe - w przestrzeni i czasie - w celu zobaczenia najwcześniejszych galaktyk. W ten sposób mają nadzieję dowiedzieć się, w jaki sposób galaktyki takie jak nasza uformowały się i ewoluowały na przestrzeni miliardów lat.

Co to są galaktyki?

Mówiąc prościej, galaktyki składają się z masywnych grup związanych grawitacyjnie gwiazd, gazu i pyłu. Jednak wszystko to jest tylko częścią galaktyk, które możemy wykryć, ponieważ albo emituje, absorbuje lub promieniuje światło.

Poza tym astronomowie od dziesięcioleci wysuwali teorię, że galaktyki zawierają również dużo ciemnej materii, która jest tak nazwana, ponieważ jest niewidoczna w przypadku konwencjonalnego wykrywania.

Badanie galaktyk doprowadziło astronomów do pogrupowania ich na podstawie ich ogólnej struktury. Podczas gdy niektóre galaktyki dostosowują się do podstawowego kształtu, z centralnym „wybrzuszeniem” i „ramionami” wychodzącymi ze środka w postaci wirów, astronomowie zauważyli różne rodzaje zmian.

Na tej podstawie astronomowie zaczęli klasyfikować galaktyki w oparciu o trzy główne kategorie. Ten schemat klasyfikacji jest znany jako Sekwencja Hubble'a, nazwany na cześć słynnego amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a.

Schemat Hubble'a podzielił regularne galaktyki na trzy szerokie klasy - eliptyczne, soczewkowe i spiralne - na podstawie ich wyglądu wizualnego. Czwarta klasa zawiera galaktyki o nieregularnym wyglądzie.

Po pierwsze, są galaktyki spiralne jak Droga Mleczna, która jest bogata w gaz i pył, a w ich ramionach wciąż formują się gwiazdy. Wtedy są galaktyki eliptyczne, które mają stosunkowo gładkie, pozbawione cech rozsyły światła. Są stosunkowo pozbawione gazu i pyłu, mają niską szybkość tworzenia się gwiazd i tak nazywane są, ponieważ mają bardziej okrągłą strukturę.

Jest także galaktyki soczewkowe. Składają się one z jasnego, środkowego wybrzuszenia otoczonego rozszerzoną strukturą podobną do dysku. W przeciwieństwie do galaktyk spiralnych, dyski galaktyk soczewkowych nie mają widocznej struktury spiralnej i nie tworzą aktywnych gwiazd w dużej liczbie. Należą do nich Messier 84 i galaktyka koła wozu.

System klasyfikacji Hubble'a obejmuje również galaktyki nieregularne. Są to galaktyki, które nie pasują do sekwencji Hubble'a, ponieważ nie mają regularnej struktury. Przykłady obejmują Obłoki Magellana i M82.

Galaktyki można również klasyfikować na podstawie ich rozmiarów, które wahają się od kilkuset milionów gwiazd (w przypadku galaktyk karłowatych) do stu bilionów gwiazd (galaktyk olbrzymów), z których każda okrąża centrum swojej galaktyki.

Galaktyki „głośne” i „ciche”

Poza tym schematem astronomowie rozróżniają również galaktyki, które mają tak zwane Aktywne Jądro Galaktyczne (AGN), i te, które go nie mają. AGN to zwarty obszar w centrum galaktyki, który ma znacznie wyższą niż normalnie jasność. Znaczna część energii wytwarzanej przez AGN jest niegwiazdowa, a wiele AGN jest silnymi emiterami promieniowania rentgenowskiego, radiowego i ultrafioletowego, a także promieniowania optycznego.

Jedna z teorii głosi, że niegwiazdowe promieniowanie z AGN jest wynikiem akrecji materii przez supermasywną czarną dziurę (SMBH) w centrum jej macierzystej galaktyki. Powoduje to, że otaczający pył, gaz, a nawet gwiazdy wpadają w dysk akrecyjny wokół zewnętrznej krawędzi czarnej dziury (aka. Horyzont zdarzeń). Z biegiem czasu ta materia jest powoli zasilana (narastająca) na powierzchni czarnej dziury.

Silna grawitacja czarnej dziury powoduje, że materia przyspiesza do punktu, w którym zaczyna emitować ogromne ilości energii elektromagnetycznej i promieniowania. Występuje to w falach radiowych, mikrofalowych, podczerwonych, optycznych, ultrafioletowych, rentgenowskich i gamma.

SMBH są również znane ze swoich wirujących pól magnetycznych, które oddziałują z ich dyskami akrecyjnymi, tworząc silne strumienie magnetyczne. Materiał w tych dżetach może osiągać ułamek prędkości światła (czyli prędkości relatywistyczne), co sprawia, że ​​są w stanie dotrzeć na odległość setek tysięcy lat świetlnych.

AGN można dalej podzielić na jedną z dwóch kategorii w oparciu o ich dżety - jądra „ciche” i „radiowe”. AGN głośne radiowo to te, w których emisje radiowe są wytwarzane przez dysk akrecyjny i dżety, podczas gdy ciche radioaktywne AGN wykazują pomijalne emisje związane z odrzutowcami.

Droga Mleczna

Jak już wspomniano, Droga Mleczna jest galaktyką spiralną ze stosunkowo nieaktywnym jądrem galaktycznym. Według najnowszych szacunków, uważa się, że Droga Mleczna ma średnicę od 150 000 do 200 000 lat świetlnych i grubość 1000 lat świetlnych.

Szacuje się, że zamieszkuje ją od 100 do 400 miliardów gwiazd i ponad 100 miliardów planet. W jego centrum, mierzącym około 10 000 lat świetlnych średnicy, znajduje się centralne wybrzuszenie.

Stanowi to rdzeń naszej Drogi Mlecznej i jest również „z poprzeczką” - co oznacza, że ​​zawiera centralną strukturę w kształcie słupka złożoną z gwiazd. Rozmiar tego słupka jest przedmiotem debaty, a szacunki obejmują od 3000 do 16 000 lat świetlnych.

W centrum Drogi Mlecznej znajduje się intensywne źródło radiowe znane jako Sagittarius A * (wymawiane jako Gwiazda A w Strzelcu). Uważa się, że jest to SMBH, który ma masę ponad 4 miliony mas Słońca.

Ze środka rozciąga się kilka ramion spiralnych zawierających miliardy gwiazd oraz międzygwiazdowy gaz i pył. Dokładna liczba i konfiguracja tych ramion jest przedmiotem pewnej debaty i zmienia się w zależności od nowych informacji.

Ostatnie obserwacje ujawniły, że mogą istnieć cztery główne ramiona spiralne - ramię Tarczy-Centaura, ramię Kariny-Strzelca, ramię Norma i Zewnętrzne oraz ramię Far-3 kiloparseka i Perseusza. Jednak czasami mówi się, że są tylko dwa główne ramiona, Szkot-Centaur i Perseusz, a reszta jest podrzędna.

Nasze Słońce leży w pobliżu małego, częściowego ramienia zwanego Ramię Oriona lub Ostroga Oriona (lub ramię Oriona-Cygnusa).

Istnienie tych ramion zostało ustalone na podstawie obserwacji części Drogi Mlecznej i innych galaktyk, a nie w wyniku bezpośredniej obserwacji.

To interesujący fakt dotyczący obserwacji galaktyki: astronomowie są w rzeczywistości w stanie określić rozmiar, strukturę i kształt galaktyk oddalonych o miliony (lub miliardy) lat świetlnych z większą pewnością niż my.

Gdyby kosmos można było porównać do miasta, a Układ Słoneczny do naszego własnego podwórka, można by odnieść wrażenie, że nasze sąsiedztwo byłoby nam bliższe niż te znajdujące się po drugiej stronie miasta. Jest jednak z tego powodu dobro i wszystko sprowadza się do naszego punktu widzenia.

Mówiąc prościej, Układ Słoneczny jest umieszczony na dysku Drogi Mlecznej, co sprawia, że ​​zrozumienie jego prawdziwych wymiarów jest raczej trudne. Trudno jest również zobaczyć, co znajduje się po drugiej stronie galaktyki z powodu interferencji światła z wybrzuszenia centralnego.

Niedawno wysunięto teorię, że Droga Mleczna ma faktycznie wypaczony kształt. Patrząc z boku, spiralne ramiona przypominałyby rekord wygięty w kształt litery S.

Jak dotąd żadna misja robotów nie była w stanie zobaczyć Drogi Mlecznej z zewnętrznego punktu widzenia. Dlatego każdy obraz galaktyki jako całości, który widzisz, albo nie jest Drogą Mleczną, albo jest wrażeniem artysty.

Gdzie jest Układ Słoneczny?

Nasze Słońce znajduje się w Ramieniu Oriona Drogi Mlecznej, regionie przestrzeni między dwoma głównymi ramionami naszej galaktyki. Znajduje się około 27 000 lat świetlnych od centrum galaktyki i krąży wokół niej wraz z pozostałymi gwiazdami w dysku.

Słońce potrzebuje około 240 milionów lat, aby przejść przez jedną orbitę w tak zwanym roku galaktycznym (lub kosmicznym). Według tych obliczeń Słońce przeszło ponad 19 orbit, odkąd uformowało się około 4,6 miliarda lat temu.

Na podstawie widm nasze Słońce jest klasyfikowane jako żółty karzeł typu G, co sprawia, że ​​jest dość rzadkie pod względem populacji gwiazd w naszej galaktyce. Podsumowując, około 10% gwiazd w Drodze Mlecznej to żółte karły, które tworzą około 20 do 40 miliardów gwiazd podobnych do Słońca.

Badanie galaktyk

Badanie galaktyk sięga kilku tysiącleci, chociaż astronomowie nie byli do końca świadomi tego, co obserwowali, aż do czasów nowożytnych. Zasadniczo dopiero w XVII wieku zrozumiano prawdziwą naturę naszej galaktyki i dopiero w XIX wieku naukowcy zrozumieli, że nasza galaktyka jest jedną z wielu.

Nazwa „Droga Mleczna”, zastosowana do środkowego pasma światła na nocnym niebie, jest w rzeczywistości bardzo czczona. W starożytnym Rzymie astronomowie nazywali to „Droga Mleczna" (dosł. „Droga Mleczna” po łacinie), co było tłumaczeniem greckiego słowa oznaczającego „krąg mleczny” ("galaxías kýklos ”, γαλαξίας κύκλος).

Z biegiem czasu astronomowie zaczęli spekulować, że Droga Mleczna to w rzeczywistości gwiazdy skupione w wąskim paśmie. Na przykład w XIII wieku perski astronom Nasir al-Din al-Tusi zamieścił w swojej książce następujący opis: Tadhkira:

„Droga Mleczna, czyli Galaktyka, składa się z bardzo dużej liczby małych, ciasno skupionych gwiazd, które ze względu na swoją koncentrację i małe rozmiary wydają się być mętnymi plamami. Z tego powodu został porównany do koloru mleka ”.

W 1610 roku Galileo Galilee wydał swoje przełomowe dzieło Sidereus Nuncius („Gwiaździsty Posłaniec” po łacinie), który zawierał jego opisy Księżyca, Słońca i Jowisza. Zapisał również swoje obserwacje gwiazd „mgławicowych”, które znajdowały się w katalogu ptolemejskim.

Obserwacje Galileusza pokazały, że obiekty te były w rzeczywistości niezliczonymi gwiazdami, które były tak odległe, że wydawały się być skupione i nie można ich było obserwować gołym okiem. Lub, jak opisał je Galileusz, były one „zbiorem niezliczonych gwiazd zgrupowanych razem w gromady”.

Podobnie jak poparcie Galileusza dla heliocentrycznego modelu Wszechświata (gdzie Słońce krąży po orbicie planet), odkrycie to dodatkowo pokazało, że gwiazdy są w rzeczywistości znacznie dalej od Ziemi, niż wcześniej sądzono.

W 1775 roku niemiecki filozof Immanuel Kant poszedł o krok dalej, proponując, że Droga Mleczna była dużym zbiorem gwiazd utrzymywanych razem przez wzajemną grawitację. Postawił również hipotezę, że galaktyka została ułożona jak Układ Słoneczny, z gwiazdami obracającymi się wokół wspólnego centrum i spłaszczonymi w dysku.

W 1785 roku astronom William Herschel podjął próbę odwzorowania struktury Drogi Mlecznej, aby odkryć jej prawdziwy kształt. Niestety, jego wysiłki zakończyły się niepowodzeniem z powodu tego, jak duże części są zasłaniane przez gaz i pył.

Innym interesującym wydarzeniem w tym czasie była publikacja katalogu Messiera (1771-1781). Ta praca została wykonana przez holenderskiego astronoma Charlesa Messiera, który zaczął prowadzić zapisy „mglistych” obiektów, które pierwotnie wziął za komety.

W tamtym czasie teleskopy nie były jeszcze wystarczająco zaawansowane, aby rozróżnić te obiekty - z których większość stanowiły gromady gwiazd lub odległe galaktyki. Jednak w XIX wieku astronomowie tacy jak William Henry Smyth (również admirał z Royal Navy) byli w stanie rozróżnić poszczególne gwiazdy w nich.

W latach dwudziestych XX wieku amerykański astronom Edwin Hubble dostarczył wreszcie dowodów na to, że mgławice spiralne obserwowane na niebie są w rzeczywistości innymi galaktykami. To odkrycie doprowadziło także astronomów do wniosku, jaki jest prawdziwy kształt Drogi Mlecznej (tj. Galaktyka spiralna z poprzeczką).

To także Hubble wykazał, że większość galaktyk faktycznie oddala się od naszej. Doprowadziło to do uświadomienia sobie, że Wszechświat jest w stanie ekspansji. Tempo, w jakim się rozszerza, jest znane jako Stała Hubble'a na cześć odkrycia Hubble'a.

To odkrycie radykalnie zmieniłoby nasze postrzeganie Wszechświata i zapoczątkowało teorie, takie jak Wielki Wybuch i Ciemna Energia. Wraz z początkiem ery kosmicznej nasza wiedza o Wszechświecie i galaktykach znacznie wzrosła.

Na przykład teleskopy kosmiczne są w stanie obserwować odległe obiekty wolne od zakłóceń atmosferycznych. Obserwatoria naziemne również uległy znacznej poprawie w wyniku udoskonalenia instrumentów, metod i wymiany danych.

Pierwsze galaktyki

Według najbardziej rozpowszechnionych modeli kosmologicznych, pierwsze gwiazdy powstały, gdy Wszechświat miał zaledwie 100 milionów lat (ok. 13,7 miliarda lat temu). Około 1 miliarda lat po Wielkim Woreczku te gwiazdy i inna materia barionowa zaczęły kondensować się z halo ciemnej materii, tworząc pierwsze galaktyki.

W ciągu następnych kilku miliardów lat gęstsze regiony Wszechświata przyciągały się wzajemnie grawitacyjnie. Było to znane jako Epoka Struktury, kiedy zaczęła się formować wielkoskalowa struktura Wszechświata.

Uważa się, że w tym okresie powstały takie rzeczy jak gromady kuliste, wybrzuszenia galaktyczne, SMBH i inne struktury kosmiczne. Gwiazdy, pył i gaz również wpadały w struktury w kształcie dysków wokół centralnych wybrzuszeń, a więcej materiału zostało dodane z międzygalaktycznych obłoków i galaktyk karłowatych.

Wielu uważa, że ​​powstawanie SMBHs odegrało kluczową rolę w regulacji wzrostu galaktyk poprzez ograniczenie ilości dodawanej materii. Wpłynęli również na tempo powstawania gwiazd, ponieważ galaktyki doświadczyły wybuchu formowania się gwiazd przed ich pojawieniem się.

Istnieje teoria, że ​​gdy najwcześniejsze gwiazdy zaczęły wymierać, uwolniły one cięższe pierwiastki do ośrodka międzygwiazdowego. Z tego powodu kolejne generacje gwiazd były coraz bardziej bogate w metale, co zapewnia astronomom istotne narzędzie do szacowania wieku.

Uważa się, że z biegiem czasu zwiększyło się to obfitość ciężkich pierwiastków w galaktykach, co pozwoliło na powstanie planet i księżyców, podczas gdy pozostała materia stała się asteroidami i kometami, które utworzyły pasy wokół ich gwiazd.

Jak ewoluowały od tamtego czasu?

Dzięki przeglądom przeprowadzonym przez teleskopy kosmiczne, takie jak Hubble, i obserwatoria naziemne, takie jak Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), astronomowie byli w stanie zobaczyć, jak wyglądały galaktyki miliardy lat temu.

To, w połączeniu z nowszymi obserwacjami, dało astronomom dobre wyobrażenie o tym, jak galaktyki zmieniały się w czasie. Na przykład najwcześniejsze galaktyki wydawały się mieć kształt eliptyczny i mniejsze. Z biegiem czasu fuzje galaktyk spowodowały, że galaktyki rosły i stawały się bardziej złożone.

Uważa się, że stopniowo upadek materiału spowodował przyspieszenie ich rotacji. W przypadku Drogi Mlecznej wielu astronomów doszło do wniosku, że fuzje z galaktykami karłowatymi były dość powszechne - i jest to proces, który wciąż trwa.

W rzeczywistości najbliższą nam galaktyką jest galaktyka karłowata Wielkiego Psa, która znajduje się w odległości około 25 000 lat świetlnych od naszego Układu Słonecznego i 42 000 lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Do niedawna astronomowie nie wiedzieli o jego istnieniu, ponieważ był przesłonięty przez kosmiczny pył.

Jednak w 2003 roku międzynarodowy zespół astronomów wykrył go w ramach badania w podczerwieni Two Micron All Sky Survey (2MASS). Niektórzy astronomowie uważają, że galaktyka karłowata jest w trakcie rozrywania przez pole grawitacyjne masywniejszej galaktyki Drogi Mlecznej. Zakłócenia pływowe powodują, że za nim krąży długie włókno gwiazd, które krąży wokół Drogi Mlecznej, tworząc złożoną strukturę podobną do pierścienia, czasami nazywaną pierścieniem Monoceros, który trzykrotnie otacza naszą galaktykę.

Uważa się, że przez prawie 9 miliardów lat po Wielkim Wybuchu dominowała siła wzajemnego przyciągania grawitacyjnego, w wyniku czego kosmos rozszerzał się bardzo powoli. W rezultacie galaktyczne fuzje mogły być bardzo powszechne w ciągu pierwszych kilku miliardów lat po Wielkim Wybuchu.

Jednak ekspansja kosmosu ostatecznie spowodowała, że ​​galaktyki zostały oddalone od siebie; w tym momencie wysunięto hipotezę, że zaczął być odczuwany wpływ Ciemnej Energii.

Wielu uważa, że ​​to właśnie doprowadziło do Epoki Kosmicznego Akceleracji (ok. 5 miliardów lat temu), w której kosmos zaczął się rozszerzać w coraz szybszym tempie. W tym momencie galaktyczne fuzje stały się znacznie rzadsze, ale nadal wiadomo, że proces ten ma miejsce ... i przydarzy się nam!

Przyszłość naszej galaktyki i kosmosu

Jak zauważył Hubble, ogromna większość sąsiednich galaktyk oddala się od naszej. Jednak są dwie, które zbliżają się do nas: sąsiednia Andromeda (aka. Messier 31) i galaktyka Triangulum (Messier 33).

Na podstawie aktualnych szacunków galaktyki Drogi Mlecznej i Andromedy zbliżają się do siebie z prędkością około 130 km / s. W tym tempie zderzają się ze sobą za około 4,5 miliarda lat.

Kiedy to nastąpi, mogą utworzyć gigantyczną galaktykę eliptyczną lub soczewkową (nazywaną „Milkomeda” lub „Milkdromeda”). Zakłócenia pływów spowodowane fuzją mogą spowodować wyrzucenie niektórych gwiazd i połączenie SMBH.

Nie wiadomo, jak to wpłynie na Układ Słoneczny. Istnieje jednak teoria, że ​​do tego czasu nasze Słońce wyczerpie swoje paliwo wodorowe i stanie się czerwonym olbrzymem - co spowoduje jego rozszerzenie i pochłonięcie Ziemi, a być może całego Układu Słonecznego.

Przypuszcza się, że tego typu fuzje stają się rzadsze w miarę rozszerzania się kosmosu i oddalania galaktyk od siebie. W końcu galaktyki Wszechświata staną się ciemniejsze i bardziej czerwone, gdy krótsze gwiazdy zaczną wymierać.

Obejmuje to wszystko, od niebieskich olbrzymów i nadolbrzymów (typu O i typu B) do niebiesko-białych (typu A i typu F), żółtych i pomarańczowych karłów (typu G i typu K). Ostatecznie pozostaną tylko czerwone karły typu M - które mają najdłuższą naturalną długość życia (do 10 bilionów lat).

Ostatecznie galaktyki staną się tak daleko od siebie, że żadne inteligentne formy życia w Drodze Mlecznej nie będą w stanie zobaczyć innych galaktyk. To samo odnosi się do mieszkańców każdej innej galaktyki, która będzie patrzeć na nocne niebo i widzieć tylko słabe czerwone gwiazdy.

Z czasem same galaktyki umrą, gdy ostatnie gwiazdy rozpadną się, a cały Wszechświat stanie się ciemny. Na szczęście dla nas nie przewiduje się tego przez biliony lat. W tym momencie ludzkość albo wyginie, albo rozwinie się znacznie dalej niż wszystko, co można by uznać za ludzkie.

  • Kosmos - formacja galaktyki
  • Data gwiezdna - formacja galaktyki
  • CSIRO - formowanie się galaktyk
  • University of Oregon - Formacja galaktyki
  • Nature - Galaxy Formation: Cosmic Dawn
  • Wikipedia - Tworzenie i ewolucja galaktyk
  • NASA Visualization Explorer - Galaxy Formation
  • University of Toronto / Dunlap Institute - Galaxy Formation


Obejrzyj wideo: Marksizm kulturowy - czym jest i dlaczego boi się go lewica? (Grudzień 2021).