Vznik a vývoj galaxií

	Kozmológia
	Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru Skorý vesmír Expanzia vesmíru Vznik štruktúry Tvar vesmíru ; Vznik štruktúry ; Reionizácia ; Vznik a vývoj galaxií ; Veľká skupina kvazarov ; Pozorovateľný vesmír ; Vlákna galaxií ; Budúcnosť vesmíru Komponenty História kozmologických teórií Experimenty Vedci Sociálny dopad
	z • d • u

Výskum vzniku a vývoja galaxií sa zaoberá procesmi, ktoré formovali vznik heterogénneho vesmíru z homogénneho začiatku. Vznikom prvých galaxií, spôsobom, akým sa galaxie časom menia a procesmi, vďaka ktorým vznikli rozličné štruktúry pozorované v neďalekých galaxiách. Táto oblasť výskumu je jednou z najaktívnejších v astrofyzike.

Predpokladá sa, že formovanie galaxií, podľa teórií vzniku štruktúr, je výsledkom drobných kvantových fluktuácií po Veľkom tresku. Najjednoduchším modelom, ktorý sa zhoduje s pozorovaniami je Λ-CDM kozmológia. Tá hovorí, že zhlukovanie a spájanie je spôsob akým galaxie naberajú na hmotnosti a môže tiež ovplyvniť ich tvar a štruktúru.

Vznik prvých galaxií upraviť

Nejaký čas po Veľkom tresku bol vesmír pozoruhodne homogénny, čo môžeme pozorovať na reliktnom žiarení alebo CMB. (Fluktuácie nie sú väčšie ako 1 stotisícina). V tom čase neexistovala žiadna štruktúra vo vesmíre, čiže ani žiadne galaxie. Preto musíme skúmať ako z vesmíru s rovnomerne rozptýlenou hmotou, ako vidíme na CMB, vznikol vesmír, ktorý vidíme dnes.

Najviac prijímanou teóriou vzniku týchto štruktúr je, že veľké štruktúry vesmíru, ktoré dnes pozorujeme, vznikli ako následok rastu prvotných fluktuácií, čo sú malé zmeny v hustote vesmíru v uzavretom regióne. Počas ochladzovania vesmíru sa začali kondenzovať zhluky tmavej hmoty, v ktorých sa začal kondenzovať plyn. Prvotné fluktuácie gravitačne priťahovali plyn a tmavú hmotu do oblastí s vyššou hustotou a tak vznikli zárodky, z ktorých neskôr vznikli galaxie. V tomto čase vesmír takmer výlučne obsahoval len vodík, hélium a tmavú hmotu. Onedlho potom vznikli prvé proto-galaxie a plyn v nich začal kondenzovať a vznikli prvé hviezdy. Potom vznikli prvé galaxie. Tým z Kalifornského technologického inštitútu v roku 2007 pomocou Keckovho teleskopu objavil šesť galaxií, v ktorých vznikali hviezdy, vzdialených zhruba 13,2 miliardy svetelných rokov a ktorá vznikla len 500 miliónov rokov po vzniku vesmíru.^[1] Objav galaxie staršej ako 13 miliárd rokov, ktorá existovala len 480 miliónov rokov po Veľkom tresku, bol oznámení v januári 2011.

Viac ako sto najplodnejších galaxií, v ktorých sa tvoria hviezdy odfotených Atacama Large Millimeter Array

V raných dobách bol vesmír veľmi intenzívnym miestom a galaxie rástli rýchlo. Výsledky tohoto procesu zostali zachované v rozmiestnení galaxií v blízkom vesmíre. Galaxie nie sú objekty izolované v priestore, skôr sú rozmiestnené v obrovskej kozmickej pavučine vlákien naprieč vesmírom. Miesta, kde sa tieto vlákna križujú, sú kopy galaxií s vysokou hustotou, ktoré na začiatku boli len malými fluktuáciami v ranom vesmíre. Preto rozmiestnenie galaxií úzko súvisí s fyzikou raného vesmíru.

Napriek mnohým úspechom táto teória nie je dostačujúca na vysvetlenie rozdielnosť štruktúr, ktoré v galaxiách vidíme. Galaxie majú mnoho tvarov od eliptických galaxií po tenké špirálové galaxie.

Bežne pozorované vlastnosti galaxií upraviť

NGC 891, galaxia s veľmi tenkým diskom.

Hubblova sekvencia, diagram galaktickej morfológie

Niektoré dôležité pozorované vlastnosti galaktickej štruktúry (vrátane našej galaxie), ktoré by astronómovia radi vysvetlili pomocou teórií vzniku zahŕňajú aj tieto:

Špirálové galaxie a galaktické disky sú celkom tenké, husté a rotujú relatívne rýchlo.
Väčšina hmoty v galaxiách je tvorená tmavou hmotou, ktorú nemôžeme priamo pozorovať a prejavuje sa pravdepodobne iba prostredníctvom gravitácie.
Hviezde v hale galaxie sú zvyčajne omnoho staršie a majú omnoho nižšiu metalicitu ako hviezdy v disku galaxie.
Mnoho galaxií má nafúknutý vonkajší disk tvorený starými hviezdami.
Guľové hviezdokopy sú zvyčajne staré a chudobné na kov, ale je v nich niekoľko mladých hviezd s vysokou metalicitou.
Oblaky neutrálneho vodíka s vysokou rýchlosťou pršia na galaxie pravdepodobne od počiatku.
Galaxie existujú v rozmanitých tvaroch a veľkostiach od obrovských beztvarých zoskupení starých hviezd po tenké disky s plynom a hviezdami usporiadanými v presných špirálach.
Väčšina obrovských galaxií má vo svojom strede supermasívnu čiernu dieru s hmotnosťou od miliónov po miliardy hmotností Slnka. Hmotnosť čiernej diery závisí od vlastností jej domovskej galaxie.
Mnoho vlastností galaxií naznačuje, že existujú dva základné typy galaxií. Modré galaxie, kde vznikajú nové hviezdy a sú podobné špirálovým galaxiám a červené galaxie, v ktorých nevznikajú nové hviezdy a podobajú sa na eliptické galaxie.

Vznik disku galaxií upraviť

Špirálová galaxia, ESO 510-G13, je ohnutá následkom kolízie s inou galaxiou. Po úplnom pohltení galaxie toto poškodenie zmizne. Tento proces zvyčajne trvá milióny ak nie miliardy rokov.

Kľúčovými vlastnosťami disku galaxií, ktoré sa nazývajú špirálové galaxie, sú, že sú veľmi tenké, rotujú rýchlo a často majú špirálovú štruktúru. Veľkou výzvou je aj veľký počet galaxií s tenkým diskom v našom okolí. Problémom je, že tieto disky sú veľmi krehké a počas splývania s inými galaxiami ich môže ľahko zničiť.

V roku 1962 Olin Eggen, Donald Lynden-Bell a Allan Sandage^[2] navrhli teóriu, že galaktické disky vznikajú jednoliatym kolapsom obrovského plynového mraku. Počas kolapsu sa plyn vytvaruje do rýchlo rotujúceho disku. Tento scenár, nazývaný zhora-dole, je celkom jednoduchý, avšak nie je široko prijímaný, pretože pozorovania raného vesmíru jasne naznačujú, že objekty rastú zdola-hore (tzn. menšie objekty spájaním vytvárajú väčšie). Tento spôsob formácie, že galaxie vznikajú zlučovaním menších predchodcov, prestavili Leonard Searle a Robert Zinn.^[3]

Súčasné teórie zahŕňajú do tohoto procesu aj zhlukovanie tmavej hmoty. V ranom vesmíre pozostávali galaxie v podstate len z plynu a tmavej hmoty a preto existovalo menej hviezd. Počas toho, ako galaxia získavala viac hmoty (akréciou menších galaxií), sa tmava hmota zachovala väčšinou vo vonkajších častiach galaxie, pretože tmavá hmota interaguje len prostredníctvom gravitácie, tak sa nerozptýli. Ale plyn sa sťahuje rýchlo a tak rotuje rýchlo a výsledkom toho procesu je veľmi tenký a rýchlo rotujúci disk.

Astronómovia v súčasnosti nevedia čo zastaví proces kontrakcie a teórie vzniku galaktického disku nevyprodukujú správne rotačné rýchlosti a veľkosti galaktických diskov. Predpokladá sa, že radiácia z jasných mladých hviezd alebo aktívnych galaktických jadier môže spomaliť kontrakciu, a tiež že tmavá hmota môže gravitačným vplyvom zastaviť proces kontrakcie.

V súčasnosti sa výskum zameriava najmä na porozumenie úlohe splývania galaxií v ich vývoji. Naša galaxia má malú satelitnú galaxiu (Trpasličia eliptická galaxia Strelec), ktorá bude postupne roztrhaná a pohltená Mliečnou cestou. Tieto udalosti sú vývoji galaxií považované za bežné. Trpasličia eliptická galaxia Strelec obieha okolo našej galaxie takmer v pravom uhle k disku našej galaxie. Momentálne prechádza diskom a pri každom prechode sa z nej vytrhávajú hviezdy a zostávajú v hale našej galaxie. Existujú aj iné príklady takýchto menších akrečných udalostí. Takéto splývanie poskytuje galaxii zásoby plynu, hviezdy a tmavú hmotu. Dôkazy týchto procesov sú často viditeľné ako zakrivenia alebo prúdy hviezd pochádzajúce z pohlcovanej galaxie.

Lambda-CDM model vzniku galaxií predpovedá nižší počet galaxií s tenkým diskom.^[4] Z dôvodu, že tieto modely predpokladajú veľký počet zrážok galaxií. Ak sa galaktický disk zrazí s inou galaxiou s porovnateľnou hmotnosťou (aspoň 15% hmotnosti), tak táto zrážka pravdepodobne zničí alebo prinajmenšom veľmi poškodí galaktický disk a vzniknutá galaxia pravdepodobne nebude galaxia s diskom. Aj keď tento problém nie je vyriešený, neznamená to, že Lambda-CDM model je úplne nesprávny. Skôr potrebuje ďalšie spresnenia, aby presne reprodukoval rozmiestnenie galaxií vo vesmíre.

Zrážky galaxií a vznik eliptických galaxií upraviť

ESO 325-G004, typická eliptická galaxia.

Obrázok NGC 4676 predstavuje príklad prebiehajúcej zrážky.

Najväčšie galaxie vo vesmíre sú obrovské eliptické galaxie. Hviezdy v nich obiehajú po rôznych dráhach (tzn. neobiehajú v galaktickom disku). Tvoria ich zväčša staré hviezdy a neobsahujú žiadny alebo len veľmi málo prachu. Všetky doteraz pozorované eliptické galaxie obsahujú v strede supermasívnu čiernu dieru a hmotnosť tejto čiernej diery zodpovedá veľkosti galaxie a tiež vlastnosti nazývanej sigma, ktorá vyjadruje rýchlosť hviezd na najvzdialenejšom konci galaxie. Eliptické galaxie neobsahujú disk. Najčastejšie sa vyskytujú vo viac osídlených oblastiach vesmíru ako napríklad kopy galaxií.

Astronómovia považujú eliptické galaxie za jedny z najviac vyvinutých systémov vo vesmíre. Myšlienka, že hlavnou hnacou silou vzniku eliptických galaxií sú zrážky s menšími galaxiami, je široko prijímaná. Tieto zrážky sú extrémne intenzívne a divoké, galaxie často kolidujú rýchlosťou 500 km/s.

Vo vesmíre je mnoho galaxií navzájom gravitačne previazaných, vďaka čomu nikdy neuniknú gravitácií inej galaxie. Ak sú galaxie zhruba rovnako veľké, tak výsledná galaxia bude vyzerať úplne inak, vznikne z nich eliptická galaxia.^[5] Obrázok prebiehajúcej zrážky zhruba rovnako veľkých galaxií je naľavo.

V miestnej kope galaxií sú gravitačne previazané galaxie M31 (galaxia Andromeda) a naša Mliečna cesta a momentálne sa približujú obrovskou rýchlosťou. Pri zrážke dvoch galaxií gravitácia vážne poškodí obe a do medzigalaktického priestoru sa rozptýli plyn, prach a hviezdy. Galaxie budú pokračovať svojím smerom, spomalia a potom ich gravitácia stiahne naspäť a opäť sa zrazia. Nakoniec obe galaxie úplne splynú a prúdy plynu a prachu budú obiehať novovzniknutú eliptickú galaxiu. Tvar disku M31 je už porušený, okraje sú ohnuté.

V našej epoche stále vznikajú veľké koncentrácie galaxií (kopy a superkopy).

Pozri aj upraviť

Referencie upraviť

↑ "New Scientist" 14th July 2007
↑ EGGEN, O.J., Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed. The Astrophysical Journal, 1962, s. 748. DOI: 10.1086/147433.
↑ SEARLE, L., Zinn, R. Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo. The Astrophysical Journal, 1978, s. 357–379. DOI: 10.1086/156499.
↑ STEINMETZ, M., Navarro, J.F. The hierarchical origin of galaxy morphologies. New Astronomy, 2002, s. 155–160. DOI: 10.1016/S1384-1076(02)00102-1.
↑ Barnes,J. Nature, vol. 338, March 9, 1989, p. 123-126