Mobili versija | Apie | Visos naujienos | RSS | Kontaktai | Paslaugos
 
Jūs esate čia: Pradžia » Visos temos » Mokslas » Astronomija ir kosmonautika

Visatos vaikų gyvenimas. II dalis: gyvenimo audrų sudrumsta galaktikų evoliucija (Video)

2012-06-17 (17) Rekomenduoja   (3) Perskaitymai (4615)
    Share
Tai straipsnis iš rašinių ciklo. Peržiūrėti ciklo turinį

Mūsų kosminiai namai – Paukščių Takas – yra gana neįprasta galaktika. Dešimtį milijardų metų siekiantį gyvenimą ji nugyveno santykinai ramiai, po truputį augdama, versdama dujas žvaigždėmis ir planetomis, bent vienoje iš kurių atsirado keisti padarėliai, po daugybės amžių ėmę žiūrėti į dangų ir mąstyti apie kitas galaktikas. O kitų visatos salų gyvenimai buvo labai įvairūs: audringi, kupini perversmų, sužibimų ir aprimimų. Toks banguotas galaktikų gyvenimas – šio straipsnio tema.

Antenų galaktikos, NGC 4038 ir NGC 4039. Kadaise buvusios dvi atskiros galaktikos dabar matomos vykstančio susiliejimo metu. Susiliejimas išmeta materiją iš galaktikų, sustiprina žvaigždėdarą bei maitina juodąsias skyles galaktikų centruose. Po pusės milijardo metų iš dviejų galaktikų liks vienas, eliptinis, žvaigždžių telkinys.
©NASA, ESA, Hubble Heritage Team

Pirmojoje dalyje papasakojau apie tai, iš kur galaktikos atsiranda, kaip susiformuoja pirmosios žvaigždės ir supermasyvios juodosios skylės. Taip pat pristačiau lėtą ir ramų galaktikų vystymąsi – žvaigždėdaros ciklą, galaktinius vėjus, struktūros formavimąsi. Šie procesai gali beveik nekisdami vykti milijardus metų. Tačiau kartais atsitinka taip, kad galaktikos savybės ima keistis kone akimirksniu; aišku, kosminiais masteliais – per milijonus ar dešimtis milijonų metų. Beveik visada tokie pokyčiai yra susiję su galaktikų susiliejimais, taigi pasakojimą pradėsiu nuo jų.

Mažos ir didelės galaktinės jungtuvės

Ankstyvaisiais Visatos gyvavimo milijardmečiais galaktikų susiformuoja daugybė. Tamsiosios materijos halų masė svyruoja nuo kelių dešimčių milijonų iki trilijonų Saulės masių. Ne visuose haluose susitelkia pakankamai dujų, kad pradėtų formuotis žvaigždės, bet daugelis jų virsta jaunomis galaktikomis. Jos viena kitą veikia gravitaciškai, taigi per ilgą laiką gali suartėti ir susidurti.

Galaktikų susidūrimas labai skiriasi nuo dviejų kietų kūnų (pavyzdžiui, automobilių) susidūrimo. Taip yra todėl, kad didžiąją galaktikos dalį sudaro… tuščia erdvė. Atstumai tarp žvaigždžių yra milžiniški, tamsioji materija tarpusavyje sąveikauja tik gravitaciškai, tad tik dujų telkiniai gali iš tikro „susidurti“. Dėl šios priežasties galaktikų suartėjimai ir susikirtimai yra vadinami „susiliejimais“ (angl. merger). Susiliejimai skirstomi į dvi rūšis – mažuosius (minor) ir didžiuosius (major).

Mažieji susiliejimai yra tokie, kuriuose besijungiančių galaktikų masių santykis yra gana didelis, pavyzdžiui, viena galaktika už kitą didesnė 4 kartus ar daugiau (tai yra dažniausiai naudojama riba, bet griežto apibrėžimo nėra). Tokiu atveju didesnioji galaktika „praryja“ mažesnę ir tik nežymiai „atsirūgsta“. Atsirūgimas gali pasireikšti trumpalaikiu žvaigždėdaros intensyvumo padidėjimu: pralekianti maža galaktika sukuria smūginę bangą didžiosios galaktikos dujose, o smūginės bangos paveiktos dujos gali sparčiau vėsti ir ima formuoti daugiau žvaigždžių. Efektas primena supernovų sprogimų poveikį aplinkinei tarpžvaigždinei medžiagai, tik pasireiškia šiek tiek didesniame plote, nors ir ne visoje didžiojoje galaktikoje. Praėjus daug laiko po mažojo susiliejimo, jo pėdsakai gali būti matomi kaip panašaus amžiaus žvaigždžių žiedas galaktikos diske; tokie žiedai yra aptikti įvairiose galaktikose, pavyzdžiui, Andromedoje.

Andromeda ultravioletinėje šviesoje. Jauni žvaigždžių spiečiai čia švyti mėlynai; jų išsidėstymas žiedais aplink galaktikos centrą greičiausiai yra neypatingai seniai įvykusio mažojo susiliejimo palikimas.
©GALEX, JPL-Caltech, NASA

Mažesnės galaktikos žvaigždės taip pat nepradingsta. Dalis jų yra atplėšiamos dar gerokai iki paties susiliejimo; jos nusidriekia juostomis aplink didžiąją galaktiką ir leidžia atsekti mažosios galaktikos trajektoriją net ir tada, kai mažoji galaktika jau yra išnykusi. Aplink Paukščių Taką žinoma keletas tokių srautų, o kai kurie jų yra akivaizdžiai susiję su nykštukinėmis galaktikomis, besisukančiomis aplink mūsiškę ir tik po truputį prie jos artėjančiomis. Kitos tokios žvaigždės gali būti senų susidūrimų pėdsakai. Beje, atplėštų žvaigždžių srautą galima aptikti net ir jam nukeliavus labai toli nuo pradinės orbitos, mat mažųjų galaktikų žvaigždžių cheminės savybės skiriasi nuo didžiosios galaktikos. Aptikus grupę žvaigždžių, kurių metalingumas (t. y. cheminių elementų, sunkesnių už helį, kiekis) smarkiai skiriasi nuo aplinkos, galima įtarti, jog tai yra mažos galaktikos liekanos. Paukščių Take žinoma viena tokia grupė, atradėjos vardu pavadinta Helmi srautu.

Galaktika NGC 5907 greičiausiai prarijo mažą palydovinę galaktiką. Vienintelis dabar matomas palydovės pėdsakas – žvaigždžių ir dujų srautai, atplėšti prieš susiliejimą, susiviję aplink didžiąją spiralinę galaktiką.
©R.J. Gabany, Martinez Delgado et al. (2010)

Dar vienas mažojo susiliejimo poveikis – žvaigždžių didesnėje galaktikoje supurtymas. Pro šalį judanti mažesnė galaktika, ypač jos tamsiosios materijos halas, kuriam laikui pakeičia gravitacinį potencialą, kuris nulemia žvaigždžių orbitas. Šitoks pokytis gali „išmesti“ kai kurias žvaigždes iš, pavyzdžiui, apskritiminių orbitų diske į netaisyklingas orbitas, kurios sudaro centrinį telkinį. Šitaip mažieji susiliejimai gali šiek tiek paauginti didžiosios galaktikos centrinį telkinį.

Didieji susiliejimai kai kuriais atžvilgiais yra panašūs į mažuosius, tik jų efektai gerokai didesni. Kai abiejų galaktikų masės panašios, susiliejimo poveikis nebėra lokalus; priešingai, susiliejimas smarkiai paveikia abi jo dalyves ir radikaliai jas pakeičia. Gravitacinio potencialo pokytis supurto nebe dalį, o visos galaktikos žvaigždes. Jos nebegali suktis apskritiminėmis orbitomis, nes susiliejimo metu gravitacinis potencialas praranda bet kokią simetriją. Žvaigždės ima judėti netaisyklingomis trajektorijomis, kurios po truputį nusistovi į elipsinę struktūrą. Po didžiojo susiliejimo susiformavusi galaktika yra elipsinė, o nebe spiralinė.

Dujų srautai irgi yra paveikiami pasikeitusios gravitacijos bei tiesioginių susidūrimų. Jie pasiunčia smūgines bangas per visą naująją susijungusią galaktiką, sukeldami žvaigždėdaros pliūpsnius. Žvaigždžių formavimosi sparta trumpai (kelias dešimtis ar šimtus milijonų metų) gali išaugti šimtus ar net tūkstančius kartų. Aktyvios žvaigždėdaros sritys švyti infraraudonaisiais spinduliais, taigi tokios galaktikos yra matomos kaip labai ryškūs žiburiai šiame elektromagnetinių bangų diapazone; pačios ryškiausios tokios galaktikos vadinamos ULIRGais – santrumpa reiškia „Ultra-Luminous InfraRed Galaxy“ („Ypatingai šviesi infraraudonoji galaktika“).

ULIRG Arp 220, artimiausia mums šios klasės atstovė. Ji atsirado prieš maždaug 700 milijonų metų susiliejus dviems galaktikoms. ULIRG Arp 220 dar nenurimo svyravimai dėl gravitacijos pokyčių bei žvaigždžių formavimasis, sukeltas smūginių bangų. Mėlyni taškai yra masyvūs jaunų žvaigždžių spiečiai.
©NASA, ESA, Hubble Heritage Team STScI/AURA

Susidūrę dujų srautai gali prarasti labai daug kinetinės energijos, o jų trajektorijos – smarkiai pakisti. Šitaip didelis dujų kiekis „nuskęsta“ galaktikoje ir labai smarkiai priartėja prie jos centro. Ten dujos pasiekia supermasyvią juodąją bedugnę, o jai susiliejimai yra didžiausios kosminės puotos metas.

Puotaujantis centrinis monstras

Juodosios bedugnės nėra kosminiai „siurbliai“, ryjantys galaktikas iš vidaus. Jos tūno centre ir paaugti gali tik tada, kai pakankamai priartėja dujos arba pro šalį lekianti žvaigždė. Net ir tada akrecijos procesas neįvyksta akimirksniu – dujos (kurios gali būti ir suardytos žvaigždės liekanos) susisuka į diską, iš kurio materija į juodąją bedugnę teka lėtai, per milijonus metų. Taip yra todėl, kad praktiškai visos dujos, pakliuvusios į juodosios bedugnės įtakos zoną, nekrenta tiksliai juodosios bedugnės link, bet „taikosi“ šiek tiek pro šalį. Tai reiškia, kad jos turi nenulinį judesio kiekio momentą, o šis dydis yra tvarus (bendras jo kiekis sistemoje nekinta). Į juodąją bedugnę kiekviena dujų dalelė įkristi gali tik tada, kai praranda beveik visą judesio kiekio momentą. Akreciniame diske tai ir vyksta – arčiau centro esančios dujos perduoda judesio kiekio momentą esančiosioms toliau, taigi dalis dujų išlekia tolyn, o didžioji dalis galų gale įkrenta į juodąją bedugnę; tačiau šis procesas yra labai lėtas.

Akrecinio disko piešinys; šie objektai, ypač prie supermasyvių juodųjų bedugnių kitose galaktikose, yra gerokai per maži, kad galėtume juos pamatyti tiesiogiai. Į ploną diską susisukusios dujos po truputį praranda judesio kiekio momentą ir krenta į juodąją skylę, tuo pačiu spinduliuodamos labai daug energijos.
©UniverseToday

Nepriklausomai nuo proceso lėtumo, susiliejimo metu dujos prie juodosios bedugnės lekia ypatingai dideliu srautu, taigi juodoji bedugnė jas valgyti gali tiek, kiek leidžia Edingtono limitas. Taip gausiai puotaujančios juodosios bedugnės apylinkės nušvinta ryškiau, nei visa likusi galaktika, ypač ultravioletinių ir energingesnių spindulių ruožuose. Tokios juodosios bedugnės vadinamos aktyviais galaktikų branduoliais (AGN, angl. active galactic nucleus), o patys ryškiausi šios grupės nariai – kvazarais (angl. quasar arba quasi-stellar object, QSO; pastarasis pavadinimas atėjęs iš senų laikų, kai pirmieji aptikti kvazarai atrodė taškiniai objektai, priešingai nei išskydusios galaktikos ir panašiai, kaip žvaigždės; tačiau jų spektrai buvo visiškai kitokie, nei žvaigždžių. Šiais laikais jau žinoma, kad jie yra labai tolimų galaktikų aktyvūs branduoliai, taigi kvazarai dabar apibrėžiami per šviesį, arba analogiškai centrinės juodosios bedugnės masę). Aktyvių galaktikų branduolių savybės ir evoliucija – labai plati sritis, kuriai aprašyti reikėtų ne vieno tokio straipsnio, kaip šis, taigi čia apsiribosiu jų poveikio aplinkinei medžiagai ir visai galaktikai pristatymu.

Aktyvi galaktika M 81. Centrinė dalis – aktyvus branduolys – švyti daug ryškiau, nei visa likusi galaktika. Didžiąją branduolio šviesio dalį sukuria dujos, krentančios į juodąją bedugnę.
©NASA, ESA, STScI/AURA

Juodosios bedugnės augimas tęsiasi tol, kol aplink yra daug dujų. Atrodytų, kad jei dujos nesibaigia, tai ir juodoji bedugnė gali augti iki neribotai didelės masės. Tačiau taip nėra – stebėjimai rodo, jog supermasyvių juodųjų bedugnių masė sudaro vos kelias tūkstantąsias dalis aplinkinės galaktikos elipsinės dalies (centrinio telkinio arba visos elipsinės galaktikos) masės; taip pat juodosios bedugnės masė yra glaudžiai susijusi su dujų ir žvaigždžių judėjimo greičių sklaida tuose pačiuose elipsiniuose regionuose. Šios koreliacijos galbūt galėtų būti paaiškintos tuo, kad dujų, pasiekiančių juodąją bedugnę, kiekis yra tūkstantį kartų mažesnis už dujų, pavirstančių žvaigždėmis elipsinėje galaktikos dalyje, kiekį; toks sąryšis galėtų būti vadinamas tiesioginiu. Tačiau kiti stebėjimų rezultatai ir teoriniai modeliai visgi leidžia spręsti, jog juodųjų bedugnių ir jų aplinkos sąryšis yra ne tik tiesioginis, bet ir atgalinis (angl. feedback); šiuo metu dauguma astronomų sutaria, jog supermasyvių juodųjų bedugnių grįžtamasis ryšys yra labai svarbi sudedamoji galaktikų evoliucijos dalis.

Vienas grįžtamojo ryšio pasireiškimas yra poveikis pačiai juodajai bedugnei. Krintančių dujų skleidžiamos šviesos slėgis sukelia vėją, pučiantį visomis kryptimis nuo juodosios bedugnės. Vėjo stiprumas tiesiogiai proporcingas juodosios bedugnės masei. Sąveikaudamas su aplinkinėmis dujomis, vėjas gali jas nustumti tolyn ir taip sustabdyti tolesnį juodosios bedugnės maitinimą. Tai yra šiek tiek panašu į Edingtono limitą, minėtą pirmojoje straipsnio dalyje, bet yra ir skirtumų: šiuo atveju aplinkines dujas veikia vėjas, o ne spinduliuotės slėgis, o gaunamas rezultatas yra minimali, o ne maksimali akrecijos sparta, atitinkanti konkrečią juodosios bedugnės masę. Mažos juodosios bedugnės vėjas yra pernelyg silpnas, kad sulaikytų aplinkines dujas, krintančias galaktikos centro link; juodoji bedugnė augti nustoja tik tada, kai jos masė pasiekia kritinę ribą. Ši riba priklauso nuo dujų pasiskirstymo galaktikoje; apytikriai įvertinus dujų tankį, gaunamas sąryšis tarp juodosios bedugnės masės ir aplinkinės galaktikos savybių – pavyzdžiui, greičių sklaidos elipsinėje dalyje.

Pasiekusi šią kritinę ribą, juodoji bedugnė nurimsta neiškart. Aplink ją gali būti tankių dujų telkinių bei akrecinis diskas, kurių vėjas nesuardo, taigi dar kurį laiką galaktinė puota gali tęstis. Juodosios bedugnės vėjas, išsiveržęs iš centrinio monstro aplinkos, pasileidžia per visą galaktiką ir sukuria milžinišką smūginę bangą. Banga per šimtą milijonų metų išstumia iš galaktikos daugiau dujų, nei supernovų sprogimai per dešimtį milijardų. Taip pat, kaip ir supernovų sprogimai, juodosios bedugnės vėjo smūginė banga gali sukelti žvaigždėdaros pliūpsnį tankiuose dujų gumuluose. Šio žybsnio metu beveik visos galaktikoje likusios dujos paverčiamos žvaigždėmis, o vėliau žvaigždėdara sustoja. Tokios didelio masto tėkmės, greičiausiai sukeltos juodosios bedugnės vėjo, karts nuo karto aptinkamos aktyviose galaktikose; ateityje jų turėtų būti aptikta dar daugiau.

M 82 arba Cigaro galaktika. Statmenai jos diskui pučia galaktinis vėjas, išmetantis dujas į tarpgalaktinę erdvę. Šiuo atveju vėjo šaltinis greičiausiai yra žvaigždžių šviesa ir supernovų sprogimai, tačiau juodųjų bedugnių sukuriami vėjai ir tėkmės turėtų
©NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

Apibendrinant, juodųjų bedugnių poveikis galaktikoms yra tikrai reikšmingas, nepaisant to, kad šie monstrai yra visiškai mažyčiai, palyginus su galaktikos dydžiu. Besijungianti galaktika turėtų užsižiebti žvaigždėdaros ir jaunų žvaigždžių šviesa, vėliau (maždaug po šimto milijonų metų) suaktyvėja jos branduolys, o dar po panašaus laiko tarpo viskas išsijungia, ir galaktika vėl tampa ramiu objektu Visatos platybėse.

Galaktikų senatvės ramybė

Didžiojo susiliejimo metu pasikeičia galaktikos forma – spiralinių vijų pilnas diskas užleidžia vietą elipsoidui, kuris iš principo tėra peraugęs centrinis telkinys. Pro elipsoidą prabėgus juodosios bedugnės smūginei bangai, netrunka ateiti dar vienas pokytis: galaktika iš mėlynos pavirsta į raudoną. Objektų spalvos astronomijoje reiškia ne visai tą patį, ką kasdienėje kalboje, tačiau šiuo atveju skirtumas nėra reikšmingas. Spalvos pokytį nulemia žvaigždžių populiacijos pasikeitimas. Galaktikose, kuriose aktyviai formuojasi naujos žvaigždės, vidutinis žvaigždžių amžius yra mažesnis. Jauna žvaigždžių grupė yra mėlynesnė, nei sena, nes pirmojoje yra daug masyvių žvaigždžių, kurios gyvena trumpai, tačiau švyti ultravioletiniais ir mėlynais spinduliais. Mažesnės masės žvaigždės gyvena ilgai, o švyti raudonais ir infraraudonais spinduliais, taigi yra raudonesnės. Grįžtant prie galaktikų, aktyvi žvaigždėdara atitinka mėlyną žvaigždžių populiaciją, kai tuo tarpu pasyviose galaktikose masyvios mėlynos žvaigždės yra seniai numirusios ir žvaigždžių šviesa yra raudona. Dauguma spiralinių galaktikų yra mėlynos, o elipsinių – raudonos. Tačiau kai kuriose elipsinėse galaktikose matomi ne per seniausiai įvykusių žvaigždėdaros pliūpsnių pėdsakai. Stebėjimų duomenys atitinka aukščiau pristatytą teorinį modelį: dujų kupinos spiralinės galaktikos susilieja ir tampa elipsinėmis bei staiga suformuoja daug žvaigždžių, o po kiek laiko praranda beveik visas likusias dujas ir paraudonuoja.

Raudonos elipsinės galaktikos gyvenimas yra dar ramesnis ir nuobodesnis, nei spiralinės. Naujos žvaigždės beveik visiškai nesiformuoja. Įdomių dinaminių struktūrų – nei spiralinių vijų, nei skersių – nėra; beveik visos žvaigždės juda netaisyklingomis triašėmis orbitomis. Juodoji bedugnė irgi praktiškai neauga. Vidutinė elipsinės galaktikos masė yra šiek tiek didesnė, nei vidutinė spiralinės galaktikos masė; tai neturėtų stebinti, nes dauguma elipsinių galaktikų susiformavo susijungus spiralinėms. Masyvios galaktikos po truputį „nuskęsta“ į galaktikų spiečių centrus, kur gali dar šiek tiek augti, „valgydamos“ dujas iš tarpgalaktinės erdvės.

Kartais susilieja ir elipsinės galaktikos. Jų susiliejimai yra šiek tiek kitokie, nei spiralinių. Mažas dujų kiekis neleidžia kilti žvaigždėdaros pliūpsniams, o orbitų chaotiškumas nulemia tai, kad galaktikos forma smarkiai nepasikeičia. Elipsinių galaktikų susiliejimas trunka ilgiau, nei spiralinių, nes pastarosiose esančios dujos susilieja beveik iškart ir pristabdo kitas sudedamąsias dalis – žvaigždes ir tamsiąją materiją. Elipsinių galaktikų susiliejimai dėl dujų nebuvimo kartais vadinami „sausais“ (angl. dry merger), o spiralinių – „šlapiais“ (wet merger).

Visatos amžius taip pat šį tą reiškia

Su galaktikų evoliucija kaip ir baigta. Teliko vienas aspektas, susijęs su statistiniais galaktikų „bendruomenės“ pokyčiais, senstant Visatai. Nors kiekviena galaktika vystosi panašiai, jų gyvenimai priklauso nuo masės ir aplinkos. Šios priklausomybės taip pat leidžia pasakyti šį bei tą apie Visatos ateitį.

Daugybės galaktikų, nutolusių įvairiausiais atstumais, stebėjimai leidžia susidaryti vaizdą apie tai, kaip kito jų savybės per milijardus metų nuo Didžiojo sprogimo. Na, tiksliau sakant, ne nuo paties Didžiojo sprogimo, bet nuo maždaug pusės milijardo metų po Visatos pradžios, kai jau buvo susiformavusios bent kai kurios ankstyvosios galaktikos – pačios tolimiausios, kurias šiandien galime matyti. Nuo tų senų laikų iki šių dienų galaktikos augino savo juodąsias bedugnes bei žvaigždžių populiacijas, kito jų spalvos ir šviesiai. Iš principo visų šių procesų priklausomybę nuo laiko galime apskaičiuoti.

Du pagrindiniai tokio skaičiavimo rezultatai rodo, jog ir žvaigždėdaros, ir juodųjų bedugnių akrecijos intensyvumas didėjo maždaug pirmus 3-4 milijardus Visatos gyvavimo metų, o vėliau ėmė silpti. Tą greičiausiai nulėmė dujų kiekio galaktikose mažėjimas – ir dėl žvaigždėdaros, ir dėl juodųjų bedugnių vėjų, kurie dujas išpūtė toli į tarpgalaktinę erdvę. Abiejų priklausomybių panašumas yra vienas iš įrodymų, jog juodųjų bedugnių ir jų galaktikų evoliucija yra susijusi. Taip pat žinoma, jog panašiu metu – prieš 10-11 milijardų metų – galaktikos ėmė rausti ir blykšti. Šie pokyčiai nėra taip tiksliai išmatuoti, kaip pirmieji du, tačiau greičiausiai yra su jais susiję: mažėjant žvaigždžių, ypač jaunų ir masyvių, skaičiui, kito ir galaktikų spalva, ir šviesis.

Žvaigždėdaros spartos tankio (žydros linijos), t. y. žvaigždėdaros spartos vidutiniame kubiniame megaparseke, ir juodųjų bedugnių akrecijos tankio (juodos linijos, vertės padidintos 1000 kartų) priklausomybė nuo kosmologinio raudonojo poslinkio. Raudonojo poslinkio vertė z = 1 atitinka maždaug 7,5 milijardų metų praeitį, z = 2 – 10 milijardų metų, didesnis raudonasis poslinkis – dar senesnius laikus.
©Merloni and Heinz, 2008, Hopkins and Beacom, 2006

Kitas požymis, rodantis, jog sąlygos galaktikoms evoliucionuoti kinta, yra vadinamas „kosminiu sumažinimu“ (angl. cosmic downsizing). Jo esmė – anksčiau aktyvūs buvo didesni objektai, nei dabar. Prieš 10 milijardų metų tipiniame aktyviame galaktikos branduolyje tūnojo maždaug milijardą kartų už Saulę masyvesnė juodoji bedugnė, šiandien – „tik“ 10 milijonų kartų. Analogiškai ir žvaigždes aktyviai formuojančių galaktikų vidutinė masė sumažėjo nuo tų senų laikų iki šiandienos. Šio reiškinio priežasties kol kas nustatyti nepavyko. Tiesiog didesnės galaktikos, atrodo, evoliucionavo sparčiau, nei mažesnės.


©Merloni and Heinz, 2008

Juodųjų bedugnių akrecijos kuriamo spinduliuotės tankio priklausomybė nuo raudonojo poslinkio (žr. iliustraciją aukščiau), suskirstyta pagal šiandieninę juodųjų bedugnių masę. Kuo masyvesnė juodoji bedugnė, tuo seniau ji pasiekė didžiausią aktyvumą. Šiuo metu daugiausiai akrecijos patiria ir spinduliuotės kuria supermasyvios juodosios bedugnės, kurių masė yra vos keletas milijonų Saulės masių.

Ilgalaikės tendencijos leidžia šį tą pasakyti ir apie galaktikų ateitį. Beveik neabejotinai žvaigždėdara ir juodųjų bedugnių aktyvumas ir toliau lėtės, kol galų gale Visatoje nebeliks dujų. Tiesa, tai atsitiks tik po daugybės milijardų, gal net trilijono, metų. Kita ateities perspektyva – galaktikų susiliejimai kiekvieną šiandieninį spiečių pavers viena milžiniška elipsine supergalaktika. Mūsiškė Vietinė galaktikų grupė taps Paukščių Tako, Andromedos ir įvairių mažesnių galaktikų junginiu, kuris kartais vadinamas „Milkomeda“ (junginys iš Milky Way ir Andromeda). Galaktikų spiečiai tarpusavyje nesusijungs, nes dėl Visatos plėtimosi atstumai tarp jų didėja, o ne mažėja. Galų gale nakties danguje nebeliks kitų galaktikų, o tik vieni didžiuliai, paskutiniai kosminiai namai.

Paukščių Tako ir Andromedos galaktikos susiliejimo modeliavimas. Dvi spiralinės galaktikos tampa viena elipsine, dalis žvaigždžių išmetamos lauk. Modelyje nėra dujų, taigi ir naujų žvaigždžių užsižiebimo bei juodųjų bedugnių aktyvumo čia nepamatysite, tačiau apytikrį bendrą vaizdą susidaryti galima.

Pabaiga

Galaktikos yra didžiulės ir labai įdomios kosminės struktūros. Jų sandara bei tos sandaros kitimas per milijardus metų, beveik nuo pat Didžiojo sprogimo iki šiandienos ir ateityje, neduoda ramybės mokslininkams jau šimtą metų. Per tą laiką sužinojome labai daug, bet, kaip ir visada, yra dar labai daug neatsakytų klausimų. Nors jau esame susidarę bendrą vaizdą apie galaktikų evoliuciją, daugelis jo detalių kol kas neaiškios. Ateityje rasime atsakymus į vieną klausimą po kito, bet kartu iškils naujų klausimų… Galbūt prireiks permąstyti visą supratimą apie galaktikas, nors asmeniškai tuo abejoju. Bet kuriuo atveju, pamatysime, kaip čia bus. O kol kas – ačiū už dėmesį.

Verta skaityti! Verta skaityti!
(4)
Neverta skaityti!
(0)
Reitingas
(3)
Visi šio ciklo įrašai:
2012-06-17 ->
Visatos vaikų gyvenimas. II dalis: gyvenimo audrų sudrumsta galaktikų evoliucija (Video) (17) 3
2012-06-10 ->
Komentarai (17)
Komentuoti gali tik registruoti vartotojai
Kiti tekstai, kuriuos parašė Kastytis Zubovas
Naujausi įrašai
Susiję pagal žymes:

Įdomiausi

43(0)
40(3)
39(0)
38(1)
35(0)
30(4)
29(1)
29(0)
25(0)
25(5)