Evoluția galaxiilor

Evoluția galaxiilor este procesul de formare a galaxiilor , precum și modificări ale parametrilor acestora în timp: formă, dimensiune, compoziție chimică și populație stelară. Formarea galaxiilor a început în urmă cu 12-13 miliarde de ani și, deși evoluția fiecărei galaxii se desfășoară în felul său, sunt cunoscute multe mecanisme comune care pot afecta evoluția fiecărei galaxii. Acestea pot fi procese violente, cum ar fi fuziunile galaxiilor , sau poate, de exemplu, formarea de stele în curs treptat , în care gazul galactic este consumat și metalicitatea galaxiei crește. Pentru comoditate, se disting trei tipuri de evoluție: dinamică, spectrofotometrică și chimică, care sunt considerate cel mai adesea separat, precum și mecanismele care le generează.

Observațiile multor galaxii au oferit o mulțime de informații despre ele, inclusiv despre parametrii lor în trecut, deoarece lumina din galaxii îndepărtate ajunge la observatori după o perioadă foarte lungă de timp. Cu toate acestea, în prezent nu există un singur scenariu care să se încadreze în mod natural în teorie și să explice în continuare rezultatele observațiilor. Există două teorii concurente: conceptul ierarhic, care este teoretic preferabil, dar nu pe deplin consecvent cu observațiile, și un set de scenarii empirice care descriu bine observațiile, dar nu sunt întotdeauna de acord cu teoria existentă. Primii pași în studierea evoluției galaxiilor au fost făcuți de Edwin Hubble în anii 1920, iar teoriile sunt încă în curs de dezvoltare și revizuire activă.

Observarea evoluției

Datorită luminozității galaxiilor și puterii de penetrare a telescoapelor moderne , multe astfel de obiecte sunt disponibile astronomilor pentru observare. Ca rezultat, există două abordări pentru studierea evoluției galaxiilor. Prima abordare folosește faptul că cele mai apropiate galaxii au fost studiate foarte bine, iar acest lucru permite construirea și testarea modelelor teoretice. În mod ideal, modelele ar trebui să explice exact formarea unor astfel de galaxii, care sunt observate [1] [2] .

A doua abordare se bazează pe studiul galaxiilor cu deplasări mari spre roșu . Astfel de galaxii sunt departe, iar lumina din ele călătorește către observatori timp de miliarde de ani, ceea ce este comparabil cu vârsta Universului - de exemplu, cu parametrul deplasării spre roșu, galaxia este observată așa cum era acum aproximativ 8 miliarde de ani. Observarea unui număr mare de galaxii îndepărtate la diferite deplasări spre roșu dă o idee despre modul în care galaxiile s-au schimbat în timp - galaxiile cu deplasări mari spre roșu au caracteristici diferite față de cele situate în apropiere [1] [2] [3] . $z=1$

Cu toate acestea, problema cu prima abordare este că atunci când modelați, mai trebuie să știți ce mecanisme de evoluție ar fi putut avea loc în trecutul îndepărtat. Dezavantajul celei de-a doua abordări este că diferite galaxii sunt observate cu ajutorul ei și este imposibil să urmăriți schimbările dintr-o anumită galaxie, iar modelarea este încă necesară. Prin urmare, cele mai bune rezultate sunt obținute printr-o combinație a ambelor abordări [1] [2] .

Mecanisme de evoluție

Schimbările evolutive în galaxii se manifestă în moduri diferite și se desfășoară în felul lor pentru fiecare galaxie, deși sub influența diferitelor mecanisme generale. Există trei manifestări ale evoluției: evoluție dinamică - o schimbare a mișcării componentelor galaxiei, spectrofotometrică - o schimbare a culorii , luminozității și spectrului galaxiei, chimică - o schimbare a compoziției sale chimice. De obicei, în modelarea numerică a proprietăților galaxiilor, pentru comoditate, una dintre ele este studiată [4] [5] .

Formarea galaxiilor

Colapsul protogalactic, în care are loc formarea galaxiilor, a devenit posibil atunci când Universul s-a extins suficient, s-a răcit și radiațiile au încetat să ionizeze constant materia. Pentru a începe formarea, trebuie să se formeze o fluctuație de densitate , care să conducă la instabilitatea gravitațională și comprimarea norului protogalactic . Acest proces este similar cu cele care au loc în timpul formării stelelor , dar la scară mai mare, cu disiparea energiei din cauza ciocnirilor norilor de gaz. Apoi gazul se răcește, regiunile de colaps se fragmentează, rezultând formarea de stele [6] [7] .

Formarea în masă a galaxiilor a avut loc în primul miliard de ani după Big Bang , iar galaxiile formate erau discuri groase care conțineau mult gaz [3] [8] [9] .

Conform modelelor actuale, colapsul protogalactic a avut loc cu participarea materiei întunecate neutre din punct de vedere electric , care nu interacționează cu radiația: fluctuațiile sale au format halouri întunecate la scurt timp după Big Bang, iar materia barionică a început să se concentreze sub influența gravitației halouri întunecate [10] . În absența materiei întunecate, fluctuațiile densității materiei barionice ar crește foarte lent datorită expansiunii Universului , iar galaxiile nu ar fi avut timp să se formeze până acum [11] [12] .

Evoluție dinamică

Modificarea proprietăților dinamice ale subsistemelor galaxiei este o evoluție dinamică. Inițial, se credea că are loc în principal în timpul formării unei galaxii, după care devine stabilă dinamic și se modifică nesemnificativ. Cu toate acestea, mai târziu s-a dovedit că galaxiile suferă modificări dinamice nu mai puțin serioase în timpul vieții lor decât în timpul formării [13] [14] .

Mecanismele evoluției dinamice sunt împărțite după două criterii. Primul semn este timpul caracteristic al mecanismului: limita este timpul unei rotații a galaxiei, care în medie este puțin mai mică de un miliard de ani. Procesele cu un timp caracteristic mai scurt sunt numite „rapide”, cele cu un timp caracteristic mai lung sunt numite „lent” sau „seculare”. Al doilea atribut împarte mecanismele în mecanisme „interne” care funcționează indiferent de mediul galaxiei și mecanisme „externe” care funcționează sub influența forțelor externe [15] [16] .

Evoluția dinamică este strâns legată de modificarea structurii galaxiei, deoarece dinamica subsistemelor galaxiei determină forma acesteia - eliptică sau disc , simetrică sau neregulată [15] .

Evoluție internă rapidă

Procesele de evoluție rapidă internă includ doar colapsul protogalactic, în care se formează galaxia (vezi mai sus ) [17] .

Evoluție seculară internă

Evoluția seculară internă include multe procese diferite. Unele dintre ele sunt cauzate de perturbări non-axisimetrice din galaxie - în principal bare , dar pot fi, de asemenea, ramuri spiralate sau halouri întunecate asimetrice . În prezența unei astfel de perturbații, norii de gaz și stelele pot fi redistribuite în discul galaxiei și pot schimba moment unghiular. Datorită acestui fapt, de exemplu, astfel de schimbări pot apărea ca apariția inelelor, unde gazul este concentrat și formarea stelelor este activată, creșterea umflăturii sau creșterea vitezei de dispersie a stelelor pe disc . Bara în sine, la rândul său, poate apărea și dispărea fără influențe externe [18] [19] .

Evoluția seculară internă poate avea și alte cauze. De exemplu, stele tinere masive creează un vânt stelar puternic , care accelerează gazul la viteze mari, iar atunci când aceste stele se declanșează ca supernove , gazul se încălzește din cauza radiațiilor. Radiația din nucleul galactic activ poate încălzi și gazul . La o temperatură ridicată a gazului, formarea stelelor se oprește temporar, iar la viteze prea mari ale gazului, se formează un vânt galactic și gazul începe să părăsească galaxia - acest efect se numește feedback negativ . Pe de altă parte, feedback-ul poate fi și pozitiv ( ing. feedback pozitiv ): o explozie de supernovă poate duce la comprimarea norilor de gaz din apropiere, ceea ce va provoca formarea de stele în ei [18] [20] [21] .

Evoluție seculară externă

Mecanismele evoluției seculare externe sunt asociate cu interacțiunea galaxiilor între ele. Cu treceri apropiate ale galaxiilor cu o viteză relativă scăzută, forțele de maree apar și acționează pentru o lungă perioadă de timp , care provoacă diverse efecte în discuri: se întind spre galaxia perturbatoare, se formează „cozi” și alte structuri din gaz și stele în ele, și se poate forma și o bară .care stimulează evoluția seculară internă (vezi mai sus ) și accelerează și viteza de formare a stelelor [3] [22] [23] .

Un alt agent al evoluției este fuziunea galaxiilor – fuziunea. Doar așa-numita fuziune mică, care apare atunci când raportul de masă al galaxiilor care se fuzionează este mai mare de 5 la 1, aparține evoluției seculare.Cu o fuziune mică, o galaxie mai mare reușește să-și păstreze discul, deși dispersia vitezei în ea crește. . Deși o singură fuziune are loc destul de repede, procesele mici de fuziune sunt considerate ca evoluție seculară, deoarece galaxia are de obicei mulți sateliți mici, iar astfel de evenimente au loc de multe ori pe o perioadă lungă de timp [22] [23] .

În cele din urmă, evoluția seculară externă include și furnizarea de gaz către galaxie din exterior - așa-numita acumulare lină . Nu a fost posibil să-l detectăm direct, dar se observă că în galaxiile spirale în ultimele câteva miliarde de ani cantitatea de gaz nu s-a schimbat, deși în tot acest timp a avut loc formarea stelelor, pentru care gazul ar fi trebuit cheltuit. . În plus, evoluția chimică observată (a se vedea mai jos ) nu poate fi explicată, de asemenea, fără ipoteza unei acreții netede [23] .

Evoluție rapidă externă

În primul rând, procesele de evoluție externă rapidă includ ciocniri ale galaxiilor cu fuziuni ulterioare , iar masele galaxiilor ar trebui să difere de cel mult cinci ori - aceasta este așa-numita fuziune mare. În acest caz, galaxia rezultată nu mai are disc, momentul său unghiular total devine foarte mic, dar dispersia vitezei crește și galaxia capătă o formă sferoidă. Dacă a existat gaz în galaxii, atunci fuziunea se numește „umedă” și are loc cu disiparea energiei. Majoritatea gazului este colectat în centrul galaxiei, unde are loc o explozie scurtă, dar puternică, de formare a stelelor , iar gazul rămas părăsește galaxia. Dacă nu a existat gaz în galaxii, fuziunea se numește „uscat”, dar în orice caz, se formează o galaxie fără gaz, formarea stelelor se oprește în ea și devine o galaxie eliptică tipică [24] [25] [26 ]. ] .

De asemenea, se produc schimbări rapide într-o galaxie dacă aceasta trece printr-un grup de galaxii . Mediul intergalactic al clusterelor conține o cantitate mare de gaz fierbinte, iar atunci când o galaxie zboară prin el, acest gaz „suflă” gazul care a înconjurat galaxia înainte - acest fenomen se numește presiune frontală.( presiunea berbec engleză ). Galaxia pierde o sursă de gaz pentru disc, iar formarea stelelor, deși se intensifică pentru scurt timp din cauza presiunii crescute, se estompează ulterior. Dacă galaxia zboară cu viteză mare prin centrul clusterului, unde densitatea gazului este deosebit de mare, își pierde gazul chiar și de pe disc, unde are loc în același timp formarea stelelor, iar discul însuși este îndoit. În unele cazuri, efectele presiunii frontale sunt observate direct, dar de obicei se manifestă prin faptul că există mai puțin hidrogen în galaxiile cluster decât în alte galaxii [27] [28] .

Evoluție spectrofotometrică

Studiul stelelor individuale este posibil doar în cele mai apropiate galaxii, în timp ce pentru alte galaxii este disponibilă doar observarea caracteristicilor integrale - de exemplu, culoarea sau luminozitatea unei galaxii întregi sau a părților sale. Deși aceste caracteristici sunt direct legate de compoziția populației stelare a galaxiei, care se modifică în timp, o selecție directă a distribuției stelelor pe clase spectrale și clase de luminozitate eșuează din cauza ambiguității rezultatului [29] [30] .

Din acest motiv, se folosește așa-numita metodă de sinteză evolutivă: această metodă constă în selectarea distribuției stelelor după vârstă și masă. Formal, această metodă este descrisă prin următoarea formulă [31] [32] [33] :

L_{\lambda,~gal}=\int _{0}^{t_{gal}}\int _{M_{min}}^{M_{max}}L_{\lambda,*}(M ,t)\cdot {\text{IMF}}(M)\cdot {\text{SFR}}(\tau )dMdt

Aici este luminozitatea întregii galaxii la o lungime de undă , este vârsta galaxiei și cele mai vechi stele din ea și sunt, respectiv, masele maxime și minime de stele care se formează (valorile sunt luate în mod arbitrar, deoarece, în general, nu afectează rezultatul). este luminozitatea unei stele cu masă și vârstă la o lungime de undă de . este valoarea funcției de masă inițială pentru masa , este rata de formare a stelelor în momentul formării galaxiei, adică . Produsul și dă numărul de stele de masă și vârstă [31] [32] . $L_{\lambda ,~gal}$ $\lambda$ $t_{gal)$ $M_{max}$ $M_{min}$ $L_{\lambda,*}(M,t)$ $M$ $t$ $\lambda$ ${\text{IMF}}(M)$ $M$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $\tau$ $\tau =t_{gal}-t$ ${\text{IMF}}(M)$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $M$ $t$

Cu alte cuvinte, contribuția stelelor cu o anumită masă și vârstă la puterea totală de radiație depinde de luminozitatea și culoarea unei astfel de stele și de numărul lor în galaxie. Conform teoriei evoluției stelare , culoarea și luminozitatea unei stele sunt determinate de masa și vârsta sa inițială, precum și de compoziția sa chimică. Numărul de stele cu o anumită masă și vârstă dintr-o galaxie depinde de rata de formare a stelelor la momentul formării stelelor de această vârstă, precum și de proporția stelelor care au exact această masă la naștere. Fracția de stele cu această masă este descrisă de funcția de masă inițială , o funcție de putere descrescătoare , unde este un parametru de model. În cele din urmă, rata de formare a stelelor în cel mai simplu caz, conform legii Kennicutt-Schmidt , depinde de cantitatea de gaz rămasă în galaxie, care este cheltuită pentru formarea stelelor, prin urmare, în funcție de timp, este reprezentată ca , unde este timpul caracteristic de dezintegrare a formării stelelor. Totuși, ceea ce este mai important nu este funcția care parametriză rata de formare a stelelor, ci raportul dintre viteza curentă și rata medie de-a lungul întregii istorii a galaxiei [31] [32] . ${\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }$ $\alfa$ ${\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})$ $\tau_{0}$

Parametrii observați ai diferitelor galaxii sunt bine descriși de aceeași vârstă pentru toate egale cu 12 miliarde de ani, dar timp de dezintegrare diferit : pentru galaxiile eliptice și lenticulare este de aproximativ un miliard de ani, iar pentru galaxiile de tipuri ulterioare - Sa, Sb, Sc - respectiv, 3, 5 și 10 miliarde de ani. Aceasta înseamnă că inițial, în galaxiile de tip timpuriu, formarea stelelor a fost intensă, dar s-a estompat rapid, în timp ce în galaxiile spirale rata sa nu s-a schimbat prea mult în timpul vieții [34] [35] . De fapt, cele mai vechi stele din majoritatea galaxiilor au mai mult de 10 miliarde de ani, iar rata maximă de formare a stelelor în ele a fost atinsă la un miliard de ani după începutul formării stelelor. Numai într-un număr mic de galaxii pitice au început să se nască stelele recent, iar galaxiile în sine au o metalitate foarte scăzută și conțin mult gaz [3] [9] . $t_{gal)$ $\tau_{0}$

Se poate considera calitativ evoluția spectrofotometrică în cel mai simplu caz, când majoritatea stelelor din galaxie se formează într-un timp foarte scurt, așa cum se întâmplă în galaxiile eliptice. Odată cu nașterea simultană a multor stele, cele mai masive și mai strălucitoare stele din clasele spectrale O și B vor aduce cea mai mare contribuție la radiație, ceea ce înseamnă că galaxia în sine ar trebui să aibă aceeași culoare albastră ca aceste stele. Cu toate acestea, cele mai masive stele evoluează rapid și trăiesc cel mai scurt și, ca urmare, după 10 milioane de ani, stelele mai masive de 10 M ⊙ vor dispărea în galaxie , iar după 100 de milioane nu vor fi mai masive de 3 M ⊙ . Astfel, galaxia, după terminarea formării stelelor, începe să se estompeze și să devină mai roșie, deși mai lent cu timpul - acest proces se numește evoluție pasivă [24] [36] .

Una dintre problemele metodei de sinteză evolutivă rămâne relația dintre culoarea unei stele, nu numai cu vârsta, ci și cu metalitatea . De exemplu, clusterele de stele globulare constau din stele vechi mai vechi de 10 miliarde de ani, iar galaxiile Sc conțin multe stele tinere, dar, în medie , culorile B−V și U−B ale acestor obiecte practic nu diferă: metalicitatea galaxiilor este comparabilă. cu cea a soarelui, în timp ce cea a clusterelor globulare este cu două ordine de mărime mai mică. Pentru a separa aceste efecte, trebuie să comparați caracteristicile care sunt mai sensibile fie la o modificare a metalicității, fie la o schimbare a vârstei: de exemplu, se pot compara lățimile efective ale liniilor spectrale ale atomilor de fier și hidrogen [ 37] [38 ]. ] .

Evoluție chimică

După nucleosinteza primară , care a avut loc în primele 20 de minute după Big Bang , majoritatea elementelor chimice din Univers au fost hidrogen și heliu cu o masă de aproximativ 75%, respectiv 25% din materia sa barionică. De asemenea, s-au format deuteriu , litiu și beriliu [39] [40] [41] în cantități foarte mici .

Elementele mai grele sunt produse în principal în stele în timpul fuziunii termonucleare . După moartea unora dintre stele, ele trec în mediul interstelar și sunt distribuite în acesta, astfel încât generațiile următoare de stele se dovedesc a fi mai bogate în elemente grele, iar metalitatea totală ar trebui astfel să crească în timp. Dar, de exemplu, în Calea Lactee , stelele cu disc subțire care s-au format în ultimele 8 miliarde de ani nu au nicio corelație între vârstă și metalitate. Acest lucru se datorează afluxului constant de gaz din exterior: este lipsit de elemente grele și „diluează” gazul îmbogățit cu acestea în discul galaxiei, rezultând formarea de stele cu aceeași metalitate [41] [42 ]. ] [43] .

Cu toate acestea, cursul formării stelelor afectează nu numai metalitatea generală: studiul abundenței elementelor individuale vă permite, de asemenea, să aflați despre istoria formării stelelor în galaxie. Diverse elemente intră în mediul interstelar din diferite stele: de exemplu, elementele formate în timpul procesului alfa , până la titan , sunt ejectate în timpul exploziilor de supernove de tip II , care sunt generate de stele mai masive de 10 M ⊙ cu o durată de viață mai mică de 10. milioane de ani. Principala sursă de fier , dimpotrivă, sunt exploziile de supernove de tip Ia - acestea sunt pitice albe în sisteme binare care au atras materia celei de-a doua stele asupra lor și au explodat. Piticile albe, la rândul lor, devin stele cu o masă inițială mai mică de 8 M ⊙ și, deoarece există mai multe stele cu masă mică decât cele masive, timpul mediu dintre formarea unei stele și izbucnirea ei ca supernova de tip Ia este 2-3 miliarde de ani. Alte elemente pot avea date intermediare pentru revenirea în mediul interstelar: de exemplu, pentru azot , această perioadă este de aproximativ 100 de milioane de ani [43] [44] .

Astfel, abundența relativă, de exemplu, a magneziului și a fierului ne permite să tragem o concluzie despre durata formării stelelor active în galaxie. Dacă izbucnirea formării stelelor nu a durat mult, atunci primele stele formate în timpul fulgerului au avut timp să îmbogățească mediul interstelar cu magneziu, dar nu cu fier, înainte de a se termina. Conținutul de fier în acest caz va fi redus în raport cu magneziul, care se observă de fapt, de exemplu, în galaxiile eliptice [43] [44] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Dacă este posibil să se observe stelele individuale într-o galaxie, se pot trage concluzii mai detaliate: de exemplu, în galaxia noastră există o tranziție bruscă între un disc subțire și cel gros . Acest lucru indică faptul că discul gros s-a format într-o perioadă de timp destul de scurtă, după care formarea stelelor nu a avut loc timp de 1–2 miliarde de ani, iar apoi au început să se formeze stele subțiri de disc [45] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Compoziția chimică în sine, la rândul său, afectează alți parametri ai galaxiilor. Ea determină luminozitatea și culoarea stelelor și, ca urmare, a întregii galaxii. În plus, particulele de praf cosmic sunt compuse din elemente grele , care provoacă absorbția interstelară a luminii și pot reduce luminozitatea observată a galaxiei [41] .

Istoria dezvoltării teoriei evoluției

Reprezentări generale

Edwin Hubble , care a dovedit existența galaxiilor în afara Căii Lactee , a propus și clasificarea lor morfologică în 1926 . În ea, el a împărțit galaxiile în galaxii eliptice , lenticulare și spirale cu și fără bară . Hubble a construit o secvență de galaxii , numită ulterior după el, pe care le-a interpretat ca fiind evolutivă: el credea că galaxia se formează mai întâi cu o formă sferică fără detalii, apoi se aplatizează și dezvoltă alte componente [46] . Interpretarea evolutivă a acestei secvențe a fost ulterior respinsă: s-a dovedit, de exemplu, că gama de masă a galaxiilor eliptice este mult mai mare decât gama de masă a galaxiilor spirale. De asemenea, primele nu au practic moment unghiular, în timp ce cele din urmă au una destul de mare - aceste și alte observații au indicat în mod clar că galaxiile eliptice nu se pot transforma constant în galaxii spiralate. Cu toate acestea, în terminologia modernă rămâne o urmă a unei astfel de interpretări: galaxiile eliptice sunt numite galaxii de tip timpuriu, iar galaxiile spirale sunt numite galaxii de tip târziu [47] [48] .

Apoi, în anii 1970, s-a răspândit ideea că galaxiile nu pot schimba tipul și că toate se formează în condiții inițiale diferite. Dar a fost abandonat mai târziu: în anii 1990, se credea că galaxiile încă evoluează secvenţial, dar în direcţia opusă celei propuse de Hubble: mai întâi, umflăturile cresc în galaxii spirale şi devin galaxii de tipuri din ce în ce mai timpurii, apoi, după cum ca urmare a fuziunilor, ele se transformă în galaxii eliptice [49] .

Idei despre mecanismele evoluției

Totodată, au fost studiate și mecanismele care afectează direct evoluția galaxiilor. De exemplu, punctul de vedere asupra colapsului protogalactic s-a schimbat: mai întâi, în 1962, Olin Eggen , Donald Linden-Bell și Alan Sandage au propus un model al colapsului monolitic al norului protogalactic [50] [51] , iar mai târziu această idee a fost dezvoltat și diverse opțiuni de colaps. Două modele s-au dovedit a fi cele mai de succes: colapsul nedisipativ propus de Richard Gott în 1973 [52] , și colapsul disipativ propus de Richard Larson în 1969 [53] . Gott a presupus că transformarea gazului în stele are loc chiar înainte de contracția protogalaxiei, deci sistemul este fără coliziune. Modelul lui Larson nu a folosit o astfel de ipoteză, așa că a presupus ciocniri regulate de nori de gaz în timpul colapsului și pierderea lor de energie - ca urmare, acest model s-a dovedit a fi mai de succes [17] .

Inițial, folosind ambele modele, au încercat să explice apariția galaxiilor eliptice. Totuși, în 1976, Larson a propus un scenariu similar pentru galaxiile disc [54] , iar în 1979, împreună cu Beatrice Tinsley , a publicat o lucrare care favorizează fuziunile galaxiilor față de colapsul protogalactic ca principal mecanism de formare a galaxiilor eliptice [55] . Mai târziu s-a dovedit că materia întunecată are o contribuție mult mai mare la masa Universului decât materia barionică și rolul ei a început să fie considerat decisiv în formarea galaxiilor - aceasta a marcat apariția unui concept ierarhic (vezi mai jos). ) [56] [57] . De asemenea, au început să apară tot mai multe dovezi în favoarea faptului că fuziunile galaxiilor au loc în mod regulat și influențează evoluția acestora chiar și în Universul modern [3] .

Starea actuală a teoriei evoluției

În prezent, nu există o teorie general acceptată a evoluției galaxiilor, care ar fi firească din punct de vedere teoretic și, în același timp, ar explica bine toate faptele observaționale. Teoriile sunt dezvoltate și revizuite în mod activ, ceea ce este asociat cu creșterea rapidă a capacităților tehnologiei de observație [58] .

Concept ierarhic

Cel mai recunoscut și în concordanță cu scenariul modelului ΛCDM pentru formarea și evoluția galaxiilor este așa-numitul concept ierarhic. Ea ia în considerare evoluția tuturor galaxiilor simultan, și nu luată separat, așa că una dintre principalele sale realizări este o explicație destul de bună a distribuției moderne a galaxiilor în funcție de diverși parametri. Cu toate acestea, are probleme semnificative cu reproducerea evoluției observate a galaxiilor (vezi mai jos ), care nu au fost încă rezolvate [59] .

Conform conceptului ierarhic, formarea galaxiilor a început odată cu compactarea fluctuațiilor materiei întunecate reci . Inițial, fluctuațiile densității sale au avut un contrast de cel mult 10 −5 , dar sub influența gravitației, ele s-au condensat și s-au combinat în timp, crescând în masă și dimensiune - de aceea conceptul și-a primit numele. La 0,5 miliarde de ani după Big Bang, s-au format halouri întunecate cu o masă de 10 7 -10 8 M ⊙ , iar după 2 miliarde de ani - 10 10 M ⊙ . În acest moment, masa unor astfel de halouri ar trebui să fie 10 14 —10 15 M ⊙ , ceea ce corespunde masei clusterelor de galaxii . Gazul, a cărui masă este de 6 ori mai mică decât masa materiei întunecate, în acest scenariu este doar târât în spatele halourilor întunecate, tinzând spre centrele acestora. Gazul încălzit în timpul prăbușirii este colectat într-un halou și, răcindu-se, se instalează într-un disc, unde începe formarea stelelor . O galaxie complet disc este formată fără o componentă sferoidă - adică o galaxie spirală de tip târziu sau o galaxie neregulată [10] [59] .

În timpul fuziunilor de halouri întunecate, galaxiile conținute în ele se pot ciocni și ele după ceva timp, dar se întâmplă și ca un halo să conțină mai multe galaxii - de exemplu, o galaxie mare cu sateliți. Când galaxiile de disc se îmbină, ar trebui să formeze galaxii eliptice , dar gazul care se depune din halou creează un disc - astfel, galaxia eliptică devine bombarea galaxiei spirale de tip timpuriu formată. Dacă gazul din halou este epuizat, ceea ce se întâmplă cel mai adesea în Universul modern sau în trecutul recent, atunci galaxia eliptică rămâne aceeași ca a fost [59] [60] .

Probleme ale conceptului ierarhic

Conceptul ierarhic este imperfect și are o serie de contradicții cu datele observaționale. Deși se modifică în timp și se rezolvă multe contradicții, unele dintre ele rămân nerezolvate. Mai jos sunt câteva exemple [61] :

Galaxiile eliptice prezintă o corelație între masă și metalitate. În conceptul ierarhic, acest lucru este destul de înțeles dacă fiecare fuziune este însoțită de o explozie de formare de stele. Apoi, cu cât galaxia a experimentat mai multe fuziuni, cu atât masa sa mai mare și cu atât s-au format mai multe elemente grele în ea. Cu toate acestea, în galaxiile eliptice, ultima fuziune ar fi trebuit să aibă loc destul de recent - acum 2-4 miliarde de ani, iar vârsta medie a stelelor ar trebui să fie de 3-5 miliarde de ani, în timp ce în galaxiile eliptice observabile este de peste 8 miliarde de ani. Mai mult, în realitate există o corelație între masa unei galaxii și vârsta populației sale stelare: cu cât galaxia este mai masivă, cu atât stelele sale sunt mai vechi [61] . Se poate merge din contra - să presupunem că marile galaxii eliptice s-au format din galaxii eliptice pitice , în care formarea intensă a stelelor a avut loc acum 11-12 miliarde de ani. Se presupune că, în același timp, gazul s-a încălzit și a părăsit galaxiile și nu au avut loc explozii de formare de stele în timpul fuziunii lor. Aceasta explică bătrânețea stelelor din astfel de galaxii, dar nu explică corelația dintre masă și metalitate [62] .
Observațiile arată că numărul marilor galaxii eliptice și spirale nu s-a schimbat în ultimele 6-7 miliarde de ani. Conceptul ierarhic prezice că fuziunile galaxiilor mai mici ar trebui să crească numărul celor mai mari [62] .
Conceptul ierarhic descrie bine distribuția galaxiilor moderne după luminozitate, dar dă rezultate eronate pentru galaxiile din trecut: prezice un număr mai mare de galaxii pitice și un număr mai mic de galaxii mari [63] .
Prezența dependenței Tully-Fisher este bine explicată de conceptul ierarhic , dar există o problemă cu punctul lui zero: galaxiile simulate se rotesc de câteva ori mai repede decât cele observate la aceeași luminozitate [64] .
Distribuția radială a materiei întunecate după conceptul ierarhic diferă de cea observată: teoria prezice o creștere rapidă a densității spre centrul halouului întunecat, ceea ce contrazice observațiile și este cunoscută sub numele de problema cuspidului [65] .

Scenarii empirice

Imperfecțiunea teoriei ierarhice a dus la dezvoltarea activă a scenariilor evolutive care se bazează direct pe date observaționale. Aceste scenarii, prin definiția lor, descriu bine evoluția observată a galaxiilor și sunt în concordanță între ele, dar nu a fost dezvoltată o teorie pentru ele în detaliu, care să explice de ce evoluția a decurs exact conform unor astfel de scenarii [66] .

Principala diferență dintre scenariile empirice și conceptul ierarhic este că formarea galaxiilor, conform acestora, a decurs „de la mare la mic”. Cele mai mari galaxii și stele din ele au fost primele care s-au format, iar în ultimele 8 miliarde de ani, nici numărul, nici compoziția lor nu s-au schimbat practic [67] .

Încetarea rapidă a formării stelelor în galaxiile masive poate fi explicată prin două efecte. În primul rând, la un moment dat, o parte din gaz poate merge în centru și face nucleul activ , iar acesta, la rândul său, va încălzi gazul din disc, ceea ce îl va face să părăsească galaxia și stelele nu se vor mai forma. . Acest lucru explică, de asemenea, numărul mare de quasari deplasați spre roșu , care corespunde unui timp de acum 10 miliarde de ani. Galaxiile mai masive au nuclee mai masive care pot străluci mai puternic și pot opri formarea stelelor mai repede. În schimb, în galaxiile pitice, intensitatea formării stelelor este insuficientă pentru ca gazul să scape din galaxie și continuă până în zilele noastre [67] . $z=2$

O altă explicație este că galaxiile primesc gaz prin acumulare din exterior, și anume din filamente cosmologice , astfel încât galaxiile masive au fost primele care au colectat tot gazul și l-au consumat. Acest lucru ne permite să explicăm unele dintre faptele observate. În primul rând, dacă rata de formare a stelelor se menține în toate galaxiile spirale, va exista suficient gaz pentru două miliarde de ani, deși formarea stelelor se desfășoară în ele într-un ritm mai mult sau mai puțin constant timp de 8-10 miliarde de ani. Ideea că toate galaxiile spirale vor finaliza formarea stelelor în același timp pare puțin probabilă, așa că se presupune că acreția alimentează constant formarea stelelor. În al doilea rând, aceeași compoziție chimică a stelelor discului subțire al Căii Lactee se explică prin acreție (vezi mai sus ), deși dacă nu ar exista acreție, stelele tinere ar avea o metalitate mai mare decât cele vechi. Galaxiile lenticulare sunt, de asemenea, alimentate cu gaz, dar, aparent, acumularea pe ele merge în direcții diferite decât în galaxiile spirale. Acest lucru duce la faptul că gazul este prezent în galaxiile lenticulare, dar adesea cinematica acestuia diferă de cinematica stelelor, iar interacțiunile lor interferează cu formarea stelelor [68] .

Evoluția galaxiilor eliptice a avut loc în două etape. În primele două miliarde de ani după Big Bang , s- au format galaxii eliptice compacte , după care, în primul rând, au avut loc mici fuziuni cu ele. Aceasta explică creșterea rapidă a dimensiunii galaxiilor eliptice cu o mică modificare a masei în ultimii 10-11 miliarde de ani [69] .

Note

↑ 1 2 3 Silcenko, 2017 , p. 15-21.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 312-313.
↑ 1 2 3 4 5 Galaxie - Evoluția galaxiilor și a quasarelor . Enciclopedia Britannica . Data accesului: 19 ianuarie 2021.
↑ Silcenko, 2017 , p. 11-15.
↑ Surdin, 2017 , p. 305.
↑ Silcenko, 2017 , p. 27-36, 143.
↑ Mo și colab., 2010 , pp. 8-9.
↑ Silchenko O. K. Evoluția galaxiilor . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat: 20 ianuarie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 Surdin, 2017 , p. 306-307.
↑ 12 Darling D. Formarea galaxiei . Internet Enciclopedia Științei . Data accesului: 19 ianuarie 2021. (nedefinit)
↑ Silcenko, 2017 , p. 36-39.
↑ Surdin, 2017 , p. 322-323.
↑ Silcenko, 2017 , p. 11-12.
↑ Mo și colab., 2010 , p. 12.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 55-56.
↑ Surdin, 2017 , p. 320.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 27-36.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 67-72.
↑ Surdin, 2017 , p. 323-325.
↑ Surdin, 2017 , p. 325.
↑ Mo și colab., 2010 , pp. 9-10.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 65-67.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 325-328.
↑ 1 2 Evoluția Galaxiilor | COSMOS . astronomy.swin.edu.au . Data accesului: 19 ianuarie 2021. (nedefinit)
↑ Silcenko, 2017 , p. 63-66, 212.
↑ Surdin, 2017 , p. 328-329.
↑ Silcenko, 2017 , p. 72-75.
↑ Surdin, 2017 , p. 329-332.
↑ Silcenko, 2017 , p. 76.
↑ Surdin, 2017 , p. 341.
↑ 1 2 3 Silcenko, 2017 , p. 77-80.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 342-345.
↑ Mo și colab., 2010 , p. 13.
↑ Silcenko, 2017 , p. 81-83.
↑ Surdin, 2017 , p. 345-346.
↑ Silcenko, 2017 , p. 85-86.
↑ Silcenko, 2017 , p. 91-93.
↑ Surdin, 2017 , p. 346-347.
↑ Silcenko, 2017 , p. 106-116.
↑ Surdin, 2017 , p. 335.
↑ 1 2 3 Mo și colab., 2010 , pp. 12-13.
↑ Silcenko, 2017 , p. 125.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , p. 335-341.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 117-123.
↑ Silcenko, 2017 , p. 124-130.
↑ Hubble EP Nebuloase extragalactice. // Jurnalul de astrofizică. - 1926-12-01. - T. 64 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143018 .
↑ Silcenko, 2017 , p. 6-8.
↑ Surdin, 2017 , p. 313-314.
↑ Silcenko, 2017 , p. opt.
↑ Silcenko, 2017 , p. 142-143.
↑ Eggen OJ, Lynden-Bell D., Sandage AR Dovezi din mișcările vechilor stele că galaxia s-a prăbușit. // Jurnalul de astrofizică. — 1962-11-01. - T. 136 . - S. 748 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/147433 .
↑ Gott, Richard J., III. Dinamica sistemelor stelare rotative: colaps și relaxare violentă // The Astrophysical Journal. - 1973-12-01. - T. 186 . - S. 481-500 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152514 .
↑ Larson RB Un model pentru formarea unei galaxii sferice // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1969. - T. 145 . - S. 405 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.4.405 .
↑ Larson RB Models for the formation of disc galaxies // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1976-07-01. - T. 176 . - S. 31-52 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/176.1.31 .
↑ Tinsley BM, Larson RB Explozii de populație stelare în galaxii proto-eliptice // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1979-02-01. - T. 186 . - S. 503-517 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/186.3.503 .
↑ Steinmetz M., Navarro JF Originea ierarhică a morfologiilor galaxiilor // New Astronomy. - 01-06-2002. - T. 7 . - S. 155-160 . — ISSN 1384-1076 . - doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 .
↑ Silcenko, 2017 , p. 27-38.
↑ Silcenko, 2017 , p. 4-6.
↑ 1 2 3 Silcenko, 2017 , p. 38-42.
↑ Mo și colab., 2010 , pp. 10-12.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 42-50.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 42-45.
↑ Silcenko, 2017 , p. 45.
↑ Silcenko, 2017 , p. 45-46.
↑ Silcenko, 2017 , p. 48-49.
↑ Silcenko, 2017 , p. 201.
↑ 1 2 Silcenko, 2017 , p. 204-206.
↑ Silcenko, 2017 , p. 206-215.
↑ Silcenko, 2017 , p. 202-204.

Literatură

Silchenko O. K. Originea și evoluția galaxiilor / editat de V. G. Surdin . - Fryazino: Secolul 2, 2017. - 224 p. - 1500 de exemplare. - ISBN 978-5-85099-196-8 .
Surdin V. G. Galaxii. — al 2-lea, corectat și completat. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 p. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Mo H., van den Bosch F., White S. Formarea și evoluția galaxiei . - Cambridge University Press , 2010. - 842 p. — ISBN 978-0-511-72962-1 .

În cataloagele bibliografice	J9U : 987007561008905171 , 987007555548805171 LCCN : sh94008658 , sh85052765

galaxii
feluri	eliptică (E) Spirala (S) floculant Cu o structură ordonată Spirală barată (SB) lenticular (S0) Greșit (Ir) Pitic (d) Pitic neregulat (dI) Pitic eliptic (dE) Pitic sferoidal (dSph) Pitic ultra compact (UCD) Ultradifuză inelar Cu inel polar anemic
Structura	Gaura neagra supermasiva Bulge Bar Disc Nucleu Lentila (galaxii) ramură spirală plan galactic Aura inel polar Protogalaxie Nebuloase
Miezuri active	Jet relativist galaxia Seyfert galaxie radio Lacertida Quasar Quazag
Interacţiune	galaxii care interacționează Galaxy „Arde”. Satelit grup de galaxii grup local Cluster supercluster Vidul flux de stele
Fenomene și procese	Origine și evoluție Lentila gravitațională galaxie particulară Anul galactic Metagalaxie Fir galactic Marele Zid ( Sloan , CfA2 , Hercules - Coroana de Nord ) Mare atractor
Liste	Atlas de galaxii deosebite Cel mai apropiat Sateliții Căii Lactee Cel mai îndepărtat

Cosmologie
Concepte și obiecte de bază	Univers univers observabil Tura roșie cosmologic radiația CMB Valuri gravitationale Expansiunea universului accelerat masă ascunsă Materie întunecată energie întunecată
Istoria Universului	Marea explozie mare revenire Cronologia Big Bang-ului Inflația Nucleosinteză primară Recombinare Evoluția galaxiilor Epoca Universului Viitorul Universului
Structura Universului	Structura la scară largă a Universului Supercluster de galaxii Grup mare de quasari Fir galactic Vidul Bubble Hubble Forma Universului
Concepte teoretice	Istoria dezvoltării ideilor despre univers Legea Hubble Instabilitatea gravitațională Principiul cosmologic Modele cosmologice Singularitatea cosmologică Modelul De Sitter modelul universului fierbinte Universul Friedman Distanța de însoțitor Densitatea critică Ecuația lui Friedman Ecuația cosmologică de stare Model Lambda-CDM
Experimente	Cosmologie observațională 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomie