Formiranje i evolucija galaktike

Fizikalna kozmologija
Fizikalna kozmologija

Svemir · Veliki prasak
Starost svemira
Kronologija Velikog praska...
Konačna sudbina Svemira

Rani svemir

Inflacija svemira · Nukleosinteza
Kozmički gravitacijski valovi
Kozmičko mikrovalno zračenje

Šireći svemir

Crveni pomak · Hubbleov zakon
Metričko širenje prostora
Friedmannove jednadžbe · FLRW metrika

Oblikovanje strukture

Oblik svemira
Formiranje strukture
Formiranje galaktike
Struktura velikih razmjera

Komponente

Lambda-CDM model
Tamna energija · Tamna tvar

Historija

Kronologija kozmologije...

Eksperimenti u kozmologiji

Opservacijska kozmologija
2dF · SDSS
CoBE · BOOMERanG · WMAP

Znanstvenici

Einstein · Friedman · Lemaître
Hubble · Penzias · Wilson
Gamow · Dicke · Zel'dovich
Mather · Smoot · drugi

Ova kutijica: pogledaj • razgovor • uredi

Proučavanje nastanka i evolucije galaksija je jedno od najaktivnijih istraživanja u astrofizici. Vidljiva materija univerzuma je koncentrisana u galaksijama, koje predstavljaju osnovne astronomske ekosisteme u kojima se zvezde rađaju, razvijaju i umiru. Strukturne karakteristike galaksija i njihova distribucija u prostoru, primarno su određene procesima formiranja galaksije, dok druge karakteristike i evolucija galaksija kroz vreme zavise uglavnom od procesa nastanka i evolucije zvezda. Procenjuje se da postoji oko 125 milijardi galaksija u svemiru.[1]

Nastanak galaksija

Moderna kosmologija se zasniva na kosmološkom principu, hipotezi da je univerzum prostorno homogen i izotropan, kao i na Ajnštajnovoj teoriji opšteg relativiteta, prema kojoj su strukture prostornog vremena određene distribucijom mase u univerzumu. Moderna kosmologija omogućava predviđanje termalne istorije univerzuma i njegovog sadržaja materije. Pošto se do današnjeg dana univerzum sve više širi i ispunjen je mikrotalasnim fotonima, pretpostavlja se da je bio manji, gušći i vreliji u ranija vremena. Vruća i gusta sredina ranog univerzuma obezbeđuje uslove pod kojima se dešavaju različite reakcije među elementarnim česticama, jedrima i atomima, tako da nastanak galaksija suštinski zavisi od sadržaja materije i energije.[2]

Aktuelna kosmologija smatra da se univerzum sastoji od tri glavne komponente. Pored bariona, protona, neutrona i elektrona, koji čine univerzum vidljivim, astronomi ukazuju i na prisustvo tamne materije i tamne energije. Mada je priroda tamne materije i tamne energije još uvek nepoznata, veruje se da je odgovorna za više od 95% energetske gustine univerzuma. Prema danas najpopularnijem modelu ΛCDM (engl. Lambda Cold Dark Matter - lambda hladna tamna materija), ravan univerzum se sastoji 75% od energetske gustine, 21% od hladne tamne materije (CDM) i 4% od bariona.[2]

Prema inflacionoj teoriji univerzum je prošao kroz fazu brze eksponencijalne ekspanzije (tzv. inflacije), uzrokovane energijom vakuuma jednog ili više kvantnih polja. U mnogim, ali ne svim inflacionim modelima, kvantne fluktuacije u ovoj energiji vakuuma mogu izazvati perturbacije gustine, što objašnjava raznovrsnost struktura galaksije.[2]

Sudar galaksija - slike snimljene svemirskim teleskopom Habl.

Prema hijerarhijskoj teoriji nastanka galaksija, haloi tamne materije rastu hijerarhijski, tj. veći haloi nastaju slivanjem manjih progenitora, što se opisuje integracionim stablom. Kada se dva slična haloa tamne materije integrišu, nasilna relaksacija brzo transformiše orbitalnu energiju progenitora u energiju unutrašnjeg vezivanja kvazi-ekvilibrijumskih ostataka. Ako progenitorski haloi sadrže centralne galaksije, te galaksije se takođe integrišu kao deo nasilno relaksirajućeg procesa, stvarajući novu centralnu galaksiju u krajnjem sistemu. Ako su dva integrišuća haloa vrlo različite mase, dinamički procesi su manje nasilni. Na ovaj način nastaje većina, ako ne i sve eliptične galaksije.[2]

Galaksije i univerzum imaju mnogo veću masu od one izračunate na osnovu vidljivih zvezda i gasova, pa se veruje da u univerzumu dominira tamna materija nepoznate prirode, koja se nalazi svuda, izuzev u unutrašnjim delovima svetlih galaksija. Smatra se da su vidljive galaksije samo koncetrati obične materije smeštene u centrima mnogo masivnijih i rasprostranjenih tamnih haloa.[3]

Tamni haloi galaksija su prvi nastali kao deo dinamičke evolucije univerzuma velikih razmera, a zatim se gas kondenzovao unutar ovih haloa da bi formirao vidljive galaksije.[4][5] U većini kosmičkih modela, tamna materija inicijalno dominira svuda, a obična materija sadrži samo malu frakciju te mase. Inicijalni haotični period formiranja haloa trajao je verovatno trećinu istorije galaksije i tokom tog perioda formiranje zvezda se dešavalo u podsistemima haloa.[6] Nekoliko različitih fenomena je predloženo za posmatranje brze evolucije spirala u klastere[7] i prasak zvezda izazvanim interakcijom galaksija sa bliskim okruženjem[8][9] ili sa vrelom sredinom.[10] Slični trendovi sa crvenim pomerajem mogu postojati duž polja galaksija, čije boje tipično postaju plavlje u manjim magnitudama.[11] Međutim, nedavno je otkriveno da mnoge od tih plavih objekata, pronađenih u DEEP istraživanjima (engl. DEEP Survey), nisu sjajne galaksije u širokim crvenim pomerajima, već patuljaste galaksije sa umerenim crvenim pomerajem vrednosti od samo nekoliko desetih delova.[12][13][14] Takođe je evidentno da mnoge galaksije, sa visokim crvenim pomerajem, sadrže starije i više simetrično distribuirane populacije zvezda, čija je starost bar 1 gigagodina.[13][15][16] Ovo bi moglo ukazivati da one nisu prave primitivne galaksije sa svojom prvom zvezdanom formacijom, nego već dobro formirane elipsoidne galaksije sa više subsekventnih epizoda aktivnosti.[17]

Morfologija galaksija

Glavni članak: Morfološka klasifikacija galaksija

Postoje tri osnovna tipa galaksije: spiralni, eliptični i nepravilni.

Spiralne galaksije - obrazac formiranja i evolucije galaksija.
Eliptična galaksija - slika snimljena svemirskim teleskopom Habl.
Galaksija NGC 1427A je tipičan primer nepravilne galaksije.

Eliptične galaksije su blago zaravnjene, uglavnom oblikovane nasumičnim kretanjem svojih zvezda, bez preovlađujućeg pravca. Ove galaksije sadrže malo prašine i uglavnom starije zvezde.

Spiralne galaksije su, međutim, izrazito spljošteni rotirajući diskovi, pa otuda se često nazivaju i disk galaksijama. Naziv „spiralni“ potiče od činjenice da gasovi i zvezde u disku formiraju jasne spiralne oblike. U spiralnim kracima dominiraju vrele (mlade) zvezde i oblaci međuzvezdnog gasa i prašine. Najbrojnije su od svih galaksija i čine 62% svih galaksija u svemiru. I Mlečni put i Andromedina galaksija su spiralne galaksije. Naša galaksija, Mlečni put, sadrži nekoliko puta 1010 zvezda i ima prečnik koji je nekoliko stotina puta manji nego srednje rastojanje između svetlih galaksija. Eliptične i spiralne galaksije se, takođe, nazivaju i ranim i kasnim tipovima galaksija.[2]

Međutim, većina galaksija nisu savršeni ni elipsoidi ni diskovi, već kombinacija oba (nepravilne galaksije). Jedna od najranijih klasifikacionih šema za galaksije, koja je još uvek u upotrebi, je Hablova sekvenca, koja predstavlja redosled mešavina diskoidnih i elipsoidnih komponenata u galaksiji, koje se rangiraju od ranog tipa eliptičnih (pravi elipsoidi) do kasnog tipa spiralnih (pravi diskovi). Važan aspekt Hableove sekvence je da mnoge unutrašnje karakteristike galaksije, kao što su luminoznost, boja i gasni sastav, menjaju se sistematično duž ove sekvence. Pored toga, diskovi i elipsoidi se verovatno značajno razlikuju u mehanizmima nastanka. Zbog toga, morfologija galaksija ili njihova pozicija u Hableovoj sekvenci je direktno povezana sa njihovim nastankom. Ali, nisu sve galaksije svrstane u ovu „spiralnu/eliptičnu“ klasifikaciju, kao tzv. patuljaste galaksije i klasa svetlijih galaksija.[2]

UGC 9128 - patuljasta galaksija nepravilnog oblika, koja sadrži samo oko sto miliona zvezda.

Aktivna galaksija je galaksija koja emituje energiju iz izvora koji nisu zvezde, prašina i gas, već iz tzv. supermasivne crne rupe, koja emituje zračenje zbog materijala koji u nju upada.

Hablova sekvenca - Hablov dijagram počinje sa leve strane sa eliptičnim galaksijama. Eliptične galaksije se obeležavaju od E0 do E7. „E“ znači „eliptična“, dok broj označava koliko je „ovalna“ galaksija, gde je 0 loptasta galaksija, a 7 galaksija u obliku diska. Nakon eliptičnih galaksija dijagram se deli u dve grane. Na gornjoj grani su spiralne galaksije. Grana počinje sa „S0“, tzv. lentikularne galaksije. "S" znači „spiralna“ a "0" znači „galaksija bez krakova“. Na istoj grani se nalaze još četiri tipa spiralnih galaksija koje imaju krakove, "Sa" do "Sd". "S" takođe znači „spiralna“, a malo slovo označava koliko su rašireni krakovi. Na donjoj grani dijagrama su premošćene (prečkaste) spiralne galaksije sa oznakama SBa do SBc. Ova grana počinje sa SB0 galaksijama praćeno brojem koji pokazuje koliko je „most“ (prečka) definisan. Nakon toga nastavljaju SB galaksije sa dodatim malim slovima.

Evolucija galaksija

Dinamička evolucija se odnosi na uticaje sila unutar klastera i grupa galaksija. One su posebno odgovorne za oblikovanje galaksija uticajima okruženja. Takođe i unutrašnji dinamički efekti mogu učestvovati u oblikovanju galaksija. Npr, galaksija može nastati u konfiguraciji koja će biti nestabilna u nekom kasnijem vremenskom periodu. Te nestabilnosti mogu tada redistribuirati masu i ugaone momente unutar galaksije, menjajući njenu morfologiju.[2]

Takođe, galaksije tokom vremena menjaju i svoj hemijski sastav (hemijska evolucija). U astronomiji, svi hemijski elementi teži od helijuma se zajednički označavaju kao "metali“. Masena frakcija barionske komponente (npr. vreli i hladni gasovi, zvezde) u metalima se naziva metaličnost. Nuklearne reakcije tokom prva tri minuta univerzuma (epoha primordijalne nukleosinteze) stvorile su primarno vodonik (~75%) i helijum (~25%), sa vrlo malom mešavinom metala, u kojoj dominira litijum. Svi drugi metali univerzuma nastaju kasnije, kao posledica nuklearnih frakcija u zvezdama.[2]

Evolucija hemijskog sastava gasa i zvezda u galaksijama je važna iz nekoliko razloga. Pre svega, luminoznost i boja stelarne populacije zavise od metaličnosti zvezda; drugo, efekat hlađenja gasa takođe strogo zavisi od njegove metaličnosti (više metala u gasu znači brže hlađenje); treće, male čestice teških elemenata, poznate kao zrna prašine, koje su pomešane sa međuzvezdanim gasom u galaksijama, mogu apsorbovati značajnu količinu svetlosti zvezda i ponovno je emitovati u infracrvenim talasnim dužinama.[2]

Hojl (engl. Hoyle) i Tajler (engl. Tayler) su 1964. godine publikovali rezultate koji se odnose na objašnjenje velike količine helijuma, koji se izdvojio iz Velikog praska.[18] Tri godine kasnije, Vagoner (engl. Wagoner) i saradnici (1967. godine) su napravili detaljno izračunavanje kompletne mreže nuklearnih reakcija, potvrđujući ranije rezultate i sugerišu da se velika količina i drugih lakih izotopa, kao što su helijum-3, deuterijum i litijum, može objasniti primordijalnom nukleosintezom.[19] Ovo otkriće snažno podržava teoriju Velikog praska. Godine 1965. otkriće kosmičkih pozadinskih mikrotalasa je pokazalo da je taj proces bio izotropan i imao temperaturu (2,7K) tačno u rangu očekivanom u modelu Velikog praska.[20][21] Ovo je ustanovilo model Velikog praska kao standardan u kosmologiji, status koji se održava sve do današnjeg dana.[2]

Povezano

Reference

  1. ↑ „How many galaxies are there?”. The Imagine Team. Pristupljeno 20. 4. 2013. 
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 H. Mo; F. van den Bosch; S. White (2010). Galaxy Formation and Evolution. Cambridge; New York: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85793-2. 
  3. ↑ Tremaine, S. (1992). „The Dynamical Evidence for Dark Matter”. Physics Today 45: 28. DOI:10.1063/1.881329. 
  4. ↑ White, S. D. M.; Rees, M. J. (1978). „Core condensation in heavy halos - A two-stage theory for galaxy formation and clustering”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183: 341–358. Bibcode 1978MNRAS.183..341W. 
  5. ↑ White, Simon D. M.; Frenk, Carlos S. (1991). „Galaxy formation through hierarchical clustering”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 379: 52-79. Bibcode 1991ApJ...379...52W. DOI:10.1086/170483. 
  6. ↑ Larson, Richard B. (1990). „Galaxy building”. Astronomical Society of the Pacific, Publications 102: 709-722. Bibcode 1990PASP..102..709L. DOI:10.1086/132694. 
  7. ↑ Larson, R. B.; Tinsley, B. M.; Caldwell, C. N. (1980). „The evolution of disk galaxies and the origin of S0 galaxies”. Astrophysical Journal, Part 1 237: 692-707. Bibcode 1980ApJ...237..692L. DOI:10.1086/157917. 
  8. ↑ Lavery, R. J. (1990). „Interactions in "Butcher-Oemler" clusters.”. International Conference on Dynamics and Interactions of Galaxies: 30-33. Bibcode 1990dig..book...30L. 
  9. ↑ R. Wielen (1990). Dynamics and Interactions of Galaxies. Berlin: Springer-Verlag. Bibcode 1990dig..book.....W. ISBN 978-3-540-51941-6. 
  10. ↑ C. S. Frenk; R. S. Ellis; T. Shanks; A. F. Heavens; J. A. Peacock (1989). The Epoch of Galaxy Formation. Springer Netherlands. DOI:10.1007/978-94-009-0919-9. ISBN 978-94-010-6902-1. 
  11. ↑ Tyson, J. A. (1988). „Deep CCD survey: galaxy luminosity and color evolution”. Astronomical Journal 96: 1-23. Bibcode 1988AJ.....96....1T. DOI:10.1086/114786. 
  12. ↑ Ellis, Richard S. (1990). „Spectroscopy of large numbers of faint galaxies”. Astronomical Society of the Pacific 10: 248-264. Bibcode 1990ASPC...10..248E. 
  13. ↑ 13,0 13,1 R. G. Kron, ur. (1990). Evolution of the Universe of Galaxies. Astronomical Society of the Pacific. DOI:10.1002/asna.2113120607. ISBN 978-0-937707-28-9. 
  14. ↑ Cowie, L. L.; Songaila, A.; Hu, E. M. (1991). „Were small galaxies once the dominant cosmological population?”. Nature 354: 460-461. Bibcode 1991Natur.354..460C. DOI:10.1038/354460a0. 
  15. ↑ Lilly, S. J (1990). „High redshift radio galaxies - Evidence for early galaxy formation”. Astronomical Society of the Pacific: 344-355. Bibcode 1990ASPC...10..344L. 
  16. ↑ Rigler, M. A.; Lilly, S. J.; Stockton, A.; Hammer, F.; Le F`evre, O. (1992). „Infrared and Optical Morphologies of Distant Radio Galaxies”. Astrophys. J. 385: 61-82. Bibcode 1992ApJ...385...61R. DOI:10.1086/170915. 
  17. ↑ G. Tenorio-Tagle, ur. (1992). Star Formation in Stellar Systems. Cambridge University Press. ISBN 9780521442305. 
  18. ↑ F. Hoyle; R. J. Tayler (1964). „The Mystery of the Cosmic Helium Abundance”. Nature 203: 1108-1110. DOI:10.1038/2031108a0. 
  19. ↑ R. V. Wagoner; W.A. Fowler; F. Hoyle (1967). „On the Synthesis of Elements at Very High Temperatures”. Astrophysical Journal 148: 3. Bibcode 1967ApJ...148....3W. DOI:10.1086/149126. 
  20. ↑ A.A. Penzias; R. W. Wilson (1965). „A Measurement Of Excess Antenna Temperature At 4080 Mc/s”. Astrophysical Journal Letters 142: 419–421. Bibcode 1965ApJ...142..419P. DOI:10.1086/148307. 
  21. ↑ Dicke, R.H.; P. J. E. Peebles; P. J. Roll; D. T. Wilkinson (July 1965). „Cosmic Black-Body Radiation”. Astrophysical Journal Letters 142: 414–419. Bibcode 1965ApJ...142..414D. DOI:10.1086/148306. 

Literatura

Vanjske veze

Portal Astronomija