გალაქტიკების ცხოვრება და მათი შესწავლის ისტორია

2024 ავტორი: Seth Attwood | [email protected]. ბოლოს შეცვლილი: 2023-12-16 16:09

პლანეტების და ვარსკვლავების შესწავლის ისტორია იზომება ათასწლეულებით, მზე, კომეტები, ასტეროიდები და მეტეორიტები - საუკუნეებით. მაგრამ გალაქტიკები, მიმოფანტული მთელს სამყაროში, ვარსკვლავთა გროვები, კოსმოსური გაზი და მტვრის ნაწილაკები, სამეცნიერო კვლევის ობიექტი მხოლოდ 1920-იან წლებში იქცა.

გალაქტიკებს უხსოვარი დროიდან აკვირდებოდნენ. მკვეთრი მხედველობის მქონე ადამიანს შეუძლია განასხვავოს მსუბუქი ლაქები ღამის ცაზე, რძის წვეთების მსგავსი. მე-10 საუკუნეში სპარსელმა ასტრონომმა აბდ-ალ-რამან ალ-სუფიმ თავის ფიქსირებულ ვარსკვლავთა წიგნში მოიხსენია ორი მსგავსი ადგილი, რომელიც ახლა ცნობილია როგორც მაგელანის დიდი ღრუბელი და გალაქტიკა M31, იგივე ანდრომედა.

ტელესკოპების გამოჩენასთან ერთად ასტრონომები სულ უფრო მეტს აკვირდებოდნენ ამ ობიექტებს, რომლებსაც ნისლეულები უწოდებენ. თუ ინგლისელმა ასტრონომმა ედმუნდ ჰალეიმ 1716 წელს ჩამოთვალა მხოლოდ ექვსი ნისლეული, მაშინ ფრანგი საზღვაო ასტრონომის ჩარლზ მესიეს მიერ 1784 წელს გამოქვეყნებული კატალოგი უკვე შეიცავდა 110 - და მათ შორის ოთხი ათეული რეალური გალაქტიკა (მათ შორის M31).

1802 წელს უილიამ ჰერშელმა გამოაქვეყნა 2500 ნისლეულის სია, ხოლო მისმა ვაჟმა ჯონმა გამოაქვეყნა 5000-ზე მეტი ნისლეულის კატალოგი 1864 წელს.

ჩვენი უახლოესი მეზობელი, ანდრომედას გალაქტიკა (M31), ერთ-ერთი საყვარელი ციური ობიექტია სამოყვარულო ასტრონომიული დაკვირვებებისა და ფოტოგრაფიისთვის.

ამ ობიექტების ბუნება დიდი ხანია გაურკვეველია. მე-18 საუკუნის შუა ხანებში, ზოგიერთმა გამჭრიახმა გონებამ მათში დაინახა ირმის ნახტომის მსგავსი ვარსკვლავური სისტემები, მაგრამ იმ დროს ტელესკოპები არ იძლეოდნენ ამ ჰიპოთეზის შესამოწმებლად.

ერთი საუკუნის შემდეგ გაბატონდა მოსაზრება, რომ თითოეული ნისლეული არის გაზის ღრუბელი, რომელიც შიგნიდან განათებულია ახალგაზრდა ვარსკვლავით. მოგვიანებით, ასტრონომები დარწმუნდნენ, რომ ზოგიერთი ნისლეული, მათ შორის ანდრომედა, შეიცავს ბევრ ვარსკვლავს, მაგრამ დიდი ხნის განმავლობაში გაურკვეველი იყო, მდებარეობდა ისინი ჩვენს გალაქტიკაში თუ მის ფარგლებს გარეთ.

მხოლოდ 1923-1924 წლებში ედვინ ჰაბლმა დაადგინა, რომ მანძილი დედამიწიდან ანდრომედამდე სულ მცირე სამჯერ აღემატებოდა ირმის ნახტომის დიამეტრს (ფაქტობრივად, დაახლოებით 20-ჯერ) და რომ M33, კიდევ ერთი ნისლეული მესიეს კატალოგიდან, არ იყო. ჩვენგან ნაკლებად შორს, მანძილი. ამ შედეგებმა აღნიშნა ახალი სამეცნიერო დისციპლინის - გალაქტიკური ასტრონომიის დასაწყისი.

1926 წელს ცნობილმა ამერიკელმა ასტრონომმა ედვინ პაუელ ჰაბლმა შესთავაზა (და 1936 წელს მოახდინა მოდერნიზაცია) გალაქტიკების კლასიფიკაცია მათი მორფოლოგიის მიხედვით. მისი დამახასიათებელი ფორმის გამო, ამ კლასიფიკაციას ასევე უწოდებენ "Habble Tuning Fork".

მარეგულირებელი ჩანგლის „ღეროზე“არის ელიფსური გალაქტიკები, ჩანგლის ღერძებზე - ლენტიკულური გალაქტიკები ყდის გარეშე და სპირალური გალაქტიკები ბარ-ხიდის გარეშე და წვერით. გალაქტიკებს, რომლებიც არ შეიძლება კლასიფიცირდეს ჩამოთვლილ კლასებად, ეწოდება არარეგულარული ან არარეგულარული.

ჯუჯები და გიგანტები

სამყარო სავსეა სხვადასხვა ზომისა და მასის გალაქტიკებით. მათი რიცხვი დაახლოებით ცნობილია. 2004 წელს ჰაბლის ორბიტულმა ტელესკოპმა სამ თვენახევარში აღმოაჩინა დაახლოებით 10000 გალაქტიკა, რომელიც ასკანირებდა სამხრეთ თანავარსკვლავედში ფორნაქსის ცის რეგიონს, რომელიც ასჯერ მცირეა მთვარის დისკის ფართობზე.

თუ ვივარაუდებთ, რომ გალაქტიკები ციურ სფეროზე ერთნაირი სიმკვრივითაა განაწილებული, გამოვა, რომ დაკვირვებულ სივრცეში 200 მილიარდია, თუმცა ეს შეფასება ძალზედ არ არის შეფასებული, რადგან ტელესკოპმა ვერ შეამჩნია ბევრი ძალიან სუსტი გალაქტიკა..

ფორმა და შინაარსი

გალაქტიკები ასევე განსხვავდებიან მორფოლოგიით (ანუ ფორმით). ზოგადად, ისინი იყოფა სამ ძირითად კლასად - დისკის ფორმის, ელიფსური და არარეგულარული (არარეგულარული). ეს არის ზოგადი კლასიფიკაცია, არის ბევრად უფრო დეტალური.

გალაქტიკები საერთოდ არ არიან შემთხვევით განაწილებული გარე სივრცეში. მასიური გალაქტიკები ხშირად გარშემორტყმულია პატარა სატელიტური გალაქტიკებით. როგორც ჩვენს ირმის ნახტომს, ასევე მეზობელ ანდრომედას აქვს მინიმუმ 14 თანამგზავრი და, სავარაუდოდ, კიდევ ბევრია. გალაქტიკებს უყვართ გაერთიანება წყვილებში, სამეულებში და ათეულობით გრავიტაციულად შეკრული პარტნიორის უფრო დიდ ჯგუფებში.

უფრო დიდი ასოციაციები, გალაქტიკური გროვები, შეიცავს ასობით და ათასობით გალაქტიკას (პირველი ასეთი გროვა აღმოაჩინა მესიემ). ხანდახან განსაკუთრებით კაშკაშა გიგანტური გალაქტიკა შეინიშნება გროვის ცენტრში, რომელიც, როგორც ვარაუდობენ, წარმოიშვა პატარა გალაქტიკების შერწყმის დროს.

და ბოლოს, ასევე არის სუპერგროვები, რომლებიც მოიცავს როგორც გალაქტიკურ გროვას და ჯგუფებს, ასევე ცალკეულ გალაქტიკებს. ჩვეულებრივ, ეს არის წაგრძელებული სტრუქტურები ასობით მეგაპარსეკამდე სიგრძით. ისინი გამოყოფილია თითქმის სრულიად გალაქტიკისგან თავისუფალი ერთი და იმავე ზომის სივრცით.

სუპერკლასტერები აღარ არის ორგანიზებული რაიმე უმაღლესი რიგის სტრუქტურებად და მიმოფანტულია მთელ კოსმოსში შემთხვევითი გზით. ამ მიზეზით, რამდენიმე ასეული მეგაპარსეკის მასშტაბით, ჩვენი სამყარო ერთგვაროვანი და იზოტროპულია.

დისკის ფორმის გალაქტიკა არის ვარსკვლავური ბლინი, რომელიც ბრუნავს ღერძის გარშემო, რომელიც გადის მის გეომეტრიულ ცენტრში. ჩვეულებრივ, ბლინის ცენტრალური ზონის ორივე მხარეს არის ოვალური გამონაყარი (ინგლისური ბალჯიდან). ამობურცულობა ასევე ბრუნავს, მაგრამ უფრო დაბალი კუთხური სიჩქარით, ვიდრე დისკი. დისკის სიბრტყეში ხშირად შეინიშნება სპირალური ტოტები, რომლებიც უხვადაა შედარებით ახალგაზრდა კაშკაშა მნათობებში. თუმცა არის გალაქტიკური დისკოები სპირალური სტრუქტურის გარეშე, სადაც ასეთი ვარსკვლავი გაცილებით ნაკლებია.

დისკის ფორმის გალაქტიკის ცენტრალური ზონა შეიძლება გაიჭრას ვარსკვლავური ზოლით - ბარით. დისკის შიგნით არსებული სივრცე ივსება გაზით და მტვრით - ახალი ვარსკვლავებისა და პლანეტარული სისტემების საწყის მასალად. გალაქტიკას ორი დისკი აქვს: ვარსკვლავური და აირისებრი.

მათ გარს აკრავს გალაქტიკური ჰალო - იშვიათი ცხელი გაზისა და ბნელი მატერიის სფერული ღრუბელი, რომელიც ძირითად წვლილს ასრულებს გალაქტიკის მთლიან მასაში. ჰალო ასევე შეიცავს ცალკეულ ძველ ვარსკვლავებს და 13 მილიარდ წლამდე ასაკის გლობულურ ვარსკვლავურ მტევნებს (გლობულურ გროვებს). თითქმის ნებისმიერი დისკის ფორმის გალაქტიკის ცენტრში, ამობურცულობით ან მის გარეშე, არის სუპერმასიური შავი ხვრელი. ამ ტიპის ყველაზე დიდი გალაქტიკა შეიცავს 500 მილიარდ ვარსკვლავს.

ირმის ნახტომი

მზე ბრუნავს საკმაოდ ჩვეულებრივი სპირალური გალაქტიკის ცენტრის გარშემო, რომელიც მოიცავს 200-400 მილიარდ ვარსკვლავს. მისი დიამეტრი არის დაახლოებით 28 კილოპარსეკი (სულ რაღაც 90 სინათლის წელზე მეტი). მზის ინტრაგალაქტიკური ორბიტის რადიუსი არის 8,5 კილოპარსეკი (ისე, რომ ჩვენი ვარსკვლავი გადაადგილებულია გალაქტიკური დისკის გარე კიდეზე), გალაქტიკის ცენტრის გარშემო სრული ბრუნვის დრო დაახლოებით 250 მილიონი წელია.

ირმის ნახტომის ამობურცულობა ელიფსური ფორმისაა და აქვს ზოლი, რომელიც ახლახან აღმოაჩინეს. ამობურცვის ცენტრში არის კომპაქტური ბირთვი, რომელიც სავსეა სხვადასხვა ასაკის ვარსკვლავებით - რამდენიმე მილიონი წლიდან მილიარდამდე და უფრო ძველი. ბირთვის შიგნით, მკვრივი მტვრიანი ღრუბლების მიღმა, გალაქტიკური სტანდარტების მიხედვით საკმაოდ მოკრძალებული შავი ხვრელია - მხოლოდ 3,7 მილიონი მზის მასა.

ჩვენი გალაქტიკა ამაყობს ორმაგი ვარსკვლავური დისკით. შიდა დისკი, რომელსაც ვერტიკალურად აქვს არაუმეტეს 500 პარსეკი, შეადგენს დისკის ზონის ვარსკვლავთა 95%-ს, მათ შორის ყველა ახალგაზრდა კაშკაშა ვარსკვლავს. მას გარს აკრავს 1500 პარსეკის სისქის გარე დისკი, სადაც ძველი ვარსკვლავები ცხოვრობენ. ირმის ნახტომის აირისებრი (უფრო ზუსტად, გაზ-მტვრის) დისკის სისქე მინიმუმ 3,5 კილოპარსეკია. დისკის ოთხი სპირალური მკლავი არის გაზის მტვრის გარემოს გაზრდილი სიმკვრივის რეგიონები და შეიცავს ყველაზე მასიურ ვარსკვლავებს.

ირმის ნახტომის ჰალოს დიამეტრი მინიმუმ ორჯერ აღემატება დისკის დიამეტრს. იქ 150-მდე გლობულური გროვაა აღმოჩენილი და, სავარაუდოდ, კიდევ ორმოცდაათი ჯერ კიდევ არ არის აღმოჩენილი.უძველესი გროვები 13 მილიარდ წელზე მეტია. ჰალო ივსება ბნელი მატერიით, მკვრივი სტრუქტურით.

ბოლო დრომდე ითვლებოდა, რომ ჰალო თითქმის სფერულია, თუმცა, უახლესი მონაცემებით, მისი საგრძნობლად გაბრტყელება შესაძლებელია. გალაქტიკის მთლიანი მასა შეიძლება იყოს 3 ტრილიონ მზის მასა, ბნელი მატერია შეადგენს 90-95%-ს. ირმის ნახტომის ვარსკვლავების მასა შეფასებულია მზის მასაზე 90-100 მილიარდჯერ.

ელიფსური გალაქტიკა, როგორც მისი სახელიდან ჩანს, ელიფსოიდურია. ის მთლიანობაში არ ბრუნავს და ამიტომ არ აქვს ღერძული სიმეტრია. მისი ვარსკვლავები, რომლებსაც ძირითადად შედარებით დაბალი მასა და მნიშვნელოვანი ასაკი აქვთ, გალაქტიკური ცენტრის გარშემო ბრუნავენ სხვადასხვა სიბრტყეზე და ზოგჯერ არა ცალკე, არამედ ძალიან წაგრძელებულ ჯაჭვებში.

ელიფსურ გალაქტიკებში ახალი მნათობები იშვიათად ანათებენ ნედლეულის - მოლეკულური წყალბადის ნაკლებობის გამო.

ადამიანების მსგავსად, გალაქტიკები დაჯგუფებულია ერთად. ჩვენი ლოკალური ჯგუფი მოიცავს ორ უდიდეს გალაქტიკას დაახლოებით 3 მეგაპარსეკის სიახლოვეს - ირმის ნახტომი და ანდრომედა (M31), სამკუთხედის გალაქტიკა, ასევე მათი თანამგზავრები - დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლები, ჯუჯა გალაქტიკები Canis Major-ში, პეგასუსი, კარინა, სექსტანტი, ფენიქსი და მრავალი სხვა - სულ დაახლოებით ორმოცდაათი. ადგილობრივი ჯგუფი, თავის მხრივ, ადგილობრივი ქალწულის სუპერკლასტერის წევრია.

როგორც ყველაზე დიდი, ასევე ყველაზე პატარა გალაქტიკები ელიფსური ტიპისაა. მისი წარმომადგენლების საერთო წილი სამყაროს გალაქტიკურ პოპულაციაში მხოლოდ დაახლოებით 20%-ია. ეს გალაქტიკები (უმცირესი და სუსტი გალაქტიკების გარდა) ასევე მალავენ სუპერმასიური შავ ხვრელებს თავიანთ ცენტრალურ ზონებში. ელიფსურ გალაქტიკებს ასევე აქვთ ჰალოები, მაგრამ არც ისე მკაფიო, როგორც დისკის ფორმის გალაქტიკებს.

ყველა სხვა გალაქტიკა ითვლება არარეგულარულად. ისინი შეიცავს უამრავ მტვერს და გაზს და აქტიურად აწარმოებენ ახალგაზრდა ვარსკვლავებს. ასეთი გალაქტიკები ცოტაა ირმის ნახტომიდან ზომიერ მანძილზე, მხოლოდ 3%.

თუმცა, დიდი წითელცვლის მქონე ობიექტებს შორის, რომელთა შუქი დიდი აფეთქებიდან არაუგვიანეს 3 მილიარდი წლის შემდეგ გამოიცა, მათი წილი მკვეთრად იზრდება. როგორც ჩანს, პირველი თაობის ყველა ვარსკვლავური სისტემა იყო პატარა და ჰქონდა არარეგულარული კონტურები, ხოლო დიდი დისკის ფორმის და ელიფსური გალაქტიკები წარმოიშვა მოგვიანებით.

გალაქტიკების დაბადება

გალაქტიკები ვარსკვლავების შემდეგ მალევე დაიბადნენ. ითვლება, რომ პირველი მნათობები აანთო დიდი აფეთქებიდან არაუგვიანეს 150 მილიონი წლისა. 2011 წლის იანვარში, ასტრონომთა ჯგუფმა, რომელიც ამუშავებს ინფორმაციას ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპიდან, იტყობინება გალაქტიკის სავარაუდო დაკვირვება, რომლის სინათლე კოსმოსში გავიდა დიდი აფეთქებიდან 480 მილიონი წლის შემდეგ.

აპრილში კიდევ ერთმა მკვლევარმა ჯგუფმა აღმოაჩინა გალაქტიკა, რომელიც, დიდი ალბათობით, უკვე სრულად ჩამოყალიბებული იყო, როდესაც ახალგაზრდა სამყარო დაახლოებით 200 მილიონი წლის იყო.

ვარსკვლავებისა და გალაქტიკების დაბადების პირობები მის დაწყებამდე დიდი ხნით ადრე შეიქმნა. როდესაც სამყარომ გადალახა 400 000 წელიწადი, პლაზმა გარე სივრცეში შეიცვალა ნეიტრალური ჰელიუმისა და წყალბადის ნარევით. ეს გაზი ჯერ კიდევ ზედმეტად ცხელი იყო იმისთვის, რომ გაერთიანებულიყო მოლეკულურ ღრუბლებში, რომლებიც წარმოქმნიან ვარსკვლავებს.

თუმცა, ის ბნელი მატერიის ნაწილაკების მიმდებარედ იყო, თავდაპირველად სივრცეში არც თუ ისე თანაბრად იყო განაწილებული - სადაც ის ოდნავ მკვრივია, სადაც უფრო იშვიათია. ისინი არ ურთიერთობდნენ ბარიონულ გაზთან და ამიტომ, ურთიერთმიზიდულობის მოქმედებით, თავისუფლად იშლებოდნენ გაზრდილი სიმკვრივის ზონებში.

მოდელის გამოთვლების მიხედვით, დიდი აფეთქებიდან ასი მილიონი წლის განმავლობაში, კოსმოსში წარმოიქმნა ამჟამინდელი მზის სისტემის ზომის ბნელი მატერიის ღრუბლები. ისინი გაერთიანდნენ უფრო დიდ სტრუქტურებში, მიუხედავად სივრცის გაფართოებისა. ასე გაჩნდა ბნელი მატერიის ღრუბლების გროვები, შემდეგ კი ამ გროვების გროვები. მათ შეიწოვეს კოსმოსური გაზი, რის შედეგადაც იგი გასქელდებოდა და იშლებოდა.

ამ გზით გაჩნდა პირველი სუპერმასიური ვარსკვლავები, რომლებიც სწრაფად აფეთქდნენ სუპერნოვაებად და დატოვეს შავი ხვრელები. ამ აფეთქებებმა სივრცე გაამდიდრა ჰელიუმზე მძიმე ელემენტებით, რამაც ხელი შეუწყო გაზის ღრუბლების გაციებას და, შესაბამისად, შესაძლებელი გახადა მეორე თაობის ნაკლებად მასიური ვარსკვლავების გამოჩენა.

ასეთი ვარსკვლავები უკვე შეიძლება არსებობდნენ მილიარდობით წლის განმავლობაში და ამიტომ შეძლეს შექმნან (ისევ ბნელი მატერიის დახმარებით) გრავიტაციულად შეკრული სისტემები. ასე გაჩნდა დიდი ხნის გალაქტიკები, მათ შორის ჩვენიც.

„გალაქტოგენეზის ბევრი დეტალი ჯერ კიდევ იმალება ნისლში“, ამბობს ჯონ კორმენდი. - კერძოდ, ეს ეხება შავი ხვრელების როლს. მათი მასები მერყეობს ათიათასობით მზის მასიდან 6,6 მილიარდი მზის მასის ამჟამინდელ აბსოლუტურ რეკორდამდე, რომელიც ეკუთვნის შავ ხვრელს ელიფსური გალაქტიკა M87-ის ბირთვიდან, რომელიც მდებარეობს მზიდან 53,5 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე.

ელიფსური გალაქტიკების ცენტრებში ხვრელები ჩვეულებრივ გარშემორტყმულია ძველი ვარსკვლავებისგან შემდგარი ამობურცულობით. სპირალურ გალაქტიკებს შესაძლოა საერთოდ არ ჰქონდეთ ამობურცულობა ან ჰქონდეთ მათი ბრტყელი მსგავსება, ფსევდო გამობურცვები. შავი ხვრელის მასა, როგორც წესი, სიდიდის სამი რიგით ნაკლებია ამობურცვის მასაზე - ბუნებრივია, თუ ის არსებობს. ეს ნიმუში დასტურდება დაკვირვებებით, რომლებიც ფარავს ხვრელებს მილიონიდან მილიარდამდე მზის მასით.”

პროფესორ კორმენდის თქმით, გალაქტიკური შავი ხვრელები მასას ორი გზით იძენენ. ხვრელი, რომელიც გარშემორტყმულია სრული ამობურცვით, იზრდება გალაქტიკის გარე ზონიდან ამობურცულში მოხვედრილი გაზის შთანთქმის გამო. გალაქტიკების შერწყმისას მკვეთრად იზრდება ამ გაზის შემოდინების ინტენსივობა, რაც იწვევს კვაზარების ამოფრქვევას.

შედეგად, გამობურცვები და ხვრელები პარალელურად ვითარდება, რაც ხსნის მათ მასებს შორის კორელაციას (თუმცა, სხვა, ჯერჯერობით უცნობი მექანიზმებიც შეიძლება მუშაობდეს).

პიტსბურგის უნივერსიტეტის, UC ირვინისა და ფლორიდის ატლანტიკური უნივერსიტეტის მკვლევარებმა შექმნეს ირმის ნახტომისა და მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკის წინამორბედის (SagDEG) შეჯახება მშვილდოსანში.

მათ გააანალიზეს შეჯახების ორი ვარიანტი - მარტივი (3x10¹⁰მზის მასები) და მძიმე (10¹¹ მზის მასები) SagDEG. ფიგურაში ნაჩვენებია ირმის ნახტომის ევოლუციის 2,7 მილიარდი წლის შედეგები ჯუჯა გალაქტიკასთან ურთიერთქმედების გარეშე და SagDEG-ის მსუბუქ და მძიმე ვარიანტებთან ურთიერთქმედების გარეშე.

მელოტისაგან თავისუფალი გალაქტიკები და გალაქტიკები ფსევდო გამობურცულობით სხვა საკითხია. მათი ხვრელების მასები ჩვეულებრივ არ აღემატება 104-106 მზის მასას. პროფესორ კორმენდის თქმით, ისინი იკვებება გაზით შემთხვევითი პროცესების გამო, რომლებიც ხდება ხვრელთან და არ ვრცელდება მთელ გალაქტიკაზე. ასეთი ხვრელი იზრდება გალაქტიკის ევოლუციისა თუ მისი ფსევდო გამობურცვის მიუხედავად, რაც ხსნის მათ მასებს შორის კორელაციის ნაკლებობას.

მზარდი გალაქტიკები

გალაქტიკებს შეუძლიათ გაიზარდონ როგორც ზომით, ასევე მასით. „შორეულ წარსულში გალაქტიკები ამას ბევრად უფრო ეფექტურად აკეთებდნენ, ვიდრე ბოლო კოსმოლოგიურ ეპოქაში“, განმარტავს გარტ ილინგვორტი, ასტრონომიისა და ასტროფიზიკის პროფესორი კალიფორნიის უნივერსიტეტში, სანტა კრუზი. - ახალი ვარსკვლავების დაბადების სიჩქარე შეფასებულია ვარსკვლავური მატერიის ერთეული მასის წლიური წარმოების მიხედვით (ამ სიმძლავრე, მზის მასა) გარე სივრცის მოცულობის ერთეულზე (ჩვეულებრივ, კუბური მეგაპარსეკი).

პირველი გალაქტიკების ჩამოყალიბების დროს ეს მაჩვენებელი ძალიან მცირე იყო და შემდეგ დაიწყო სწრაფი ზრდა, რაც გაგრძელდა სამყაროს 2 მილიარდი წლის ასაკამდე. კიდევ 3 მილიარდი წლის განმავლობაში, ის შედარებით მუდმივი იყო, შემდეგ დაიწყო კლება თითქმის დროის პროპორციულად და ეს კლება გრძელდება დღემდე. ასე რომ, 7-8 მილიარდი წლის წინ, ვარსკვლავების წარმოქმნის საშუალო მაჩვენებელი 10-20-ჯერ აღემატებოდა ახლანდელს. დაკვირვებადი გალაქტიკების უმეტესობა უკვე სრულად იყო ჩამოყალიბებული იმ შორეულ ეპოქაში.”

ფიგურაში ნაჩვენებია ევოლუციის შედეგები სხვადასხვა დროს - საწყისი კონფიგურაცია (a), 0, 9 (b), 1, 8 © და 2, 65 მილიარდი წლის შემდეგ (d). მოდელის გამოთვლების მიხედვით, ირმის ნახტომის ზოლი და სპირალური მკლავები შეიძლებოდა ჩამოყალიბებულიყო SagDEG-თან შეჯახების შედეგად, რომელიც თავდაპირველად 50-100 მილიარდი მზის მასა იყო.

ორჯერ გაიარა ჩვენი გალაქტიკის დისკზე და დაკარგა მატერიის ნაწილი (როგორც ჩვეულებრივი, ისე ბნელი), რამაც გამოიწვია მისი სტრუქტურის დარღვევა. SagDEG-ის ამჟამინდელი მასა არ აღემატება ათეულ მილიონ მზის მასას და შემდეგი შეჯახება, რომელიც მოსალოდნელია არაუგვიანეს 100 მილიონი წლის შემდეგ, დიდი ალბათობით მისთვის ბოლო იქნება.

ზოგადად, ეს ტენდენცია გასაგებია. გალაქტიკები იზრდება ორი ძირითადი გზით. პირველ რიგში, ისინი იღებენ ახალ ვარსკვლავურ მასალას მიმდებარე სივრციდან გაზისა და მტვრის ნაწილაკების ამოღებით. დიდი აფეთქებიდან რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში ეს მექანიზმი გამართულად მუშაობდა მხოლოდ იმიტომ, რომ კოსმოსში ყველასთვის საკმარისი ვარსკვლავური ნედლეული იყო.

შემდეგ, როდესაც რეზერვები ამოიწურა, ვარსკვლავური დაბადების მაჩვენებელი დაეცა. თუმცა, გალაქტიკებმა იპოვეს მისი გაზრდის უნარი შეჯახებისა და შერწყმის გზით. მართალია, ამ ვარიანტის რეალიზებისთვის, შეჯახებულ გალაქტიკებს უნდა ჰქონდეთ ვარსკვლავთშორისი წყალბადის სათანადო მარაგი. დიდი ელიფსური გალაქტიკებისთვის, სადაც ის პრაქტიკულად გაქრა, შერწყმა არ უწყობს ხელს, მაგრამ დისკოიდულ და არარეგულარულ გალაქტიკებში მუშაობს.

შეჯახების კურსი

ვნახოთ, რა მოხდება, როდესაც ორი დაახლოებით იდენტური დისკის ტიპის გალაქტიკა გაერთიანდება. მათი ვარსკვლავები თითქმის არასდროს ეჯახებიან - მათ შორის მანძილი ძალიან დიდია. თუმცა, თითოეული გალაქტიკის აირისებრი დისკი განიცდის მოქცევის ძალებს მისი მეზობლის მიზიდულობის გამო. დისკის ბარიონული მატერია კარგავს კუთხოვანი იმპულსის ნაწილს და გადადის გალაქტიკის ცენტრში, სადაც ჩნდება პირობები ვარსკვლავების წარმოქმნის სიჩქარის ფეთქებადი ზრდისთვის.

ამ ნივთიერების ნაწილი შეიწოვება შავი ხვრელებით, რომლებიც ასევე იძენენ მასას. გალაქტიკათა გაერთიანების ბოლო ფაზაში შავი ხვრელები ერწყმის ერთმანეთს და ორივე გალაქტიკის ვარსკვლავური დისკები კარგავენ წინა სტრუქტურას და იფანტებიან სივრცეში. შედეგად, ერთი ელიფსური წარმოიქმნება წყვილი სპირალური გალაქტიკისგან. მაგრამ ეს არავითარ შემთხვევაში არ არის სრული სურათი. ახალგაზრდა კაშკაშა ვარსკვლავების რადიაციას შეუძლია წყალბადის ნაწილი ახალშობილი გალაქტიკიდან გამოდევნოს.

ამავდროულად, გაზის აქტიური აკრეცია შავ ხვრელზე აიძულებს ამ უკანასკნელს დროდადრო გამოისროლოს უზარმაზარი ენერგეტიკული ნაწილაკების ჭავლები კოსმოსში, გააცხელოს გაზი მთელ გალაქტიკაში და ამით თავიდან აიცილოს ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნა. გალაქტიკა თანდათან წყნარდება - დიდი ალბათობით სამუდამოდ.

სხვადასხვა ზომის გალაქტიკები განსხვავებულად ეჯახებიან ერთმანეთს. დიდ გალაქტიკას შეუძლია გადაყლაპოს ჯუჯა გალაქტიკა (ერთბაშად ან რამდენიმე ნაბიჯით) და ამავე დროს შეინარჩუნოს საკუთარი სტრუქტურა. ამ გალაქტიკურ კანიბალიზმს ასევე შეუძლია ვარსკვლავების წარმოქმნის სტიმულირება.

ჯუჯა გალაქტიკა მთლიანად განადგურებულია და ტოვებს ვარსკვლავთა ჯაჭვებს და კოსმოსური გაზის ჭავლებს, რომლებიც შეინიშნება როგორც ჩვენს გალაქტიკაში, ასევე მეზობელ ანდრომედაში. თუ ერთ-ერთი შეჯახებული გალაქტიკა არ არის ძალიან აღმატებული მეორეზე, შესაძლებელია კიდევ უფრო საინტერესო ეფექტები.

სუპერ ტელესკოპის მოლოდინში

გალაქტიკური ასტრონომია გადარჩა თითქმის საუკუნეს. მან პრაქტიკულად ნულიდან დაიწყო და ბევრს მიაღწია. თუმცა გადაუჭრელი პრობლემების რაოდენობა ძალიან დიდია. მეცნიერები ბევრს ელიან ჯეიმს უების ინფრაწითელი ორბიტული ტელესკოპისგან, რომლის გაშვება 2021 წელს იყო დაგეგმილი.