Ką mes sužinojome apie galaktikų evoliuciją per pastaruosius 20 metų • Maratas Mussinas • Mokslo naujienos apie "Elementus" • Astronomija, evoliucija galaktikų

Ką mes sužinojome apie galaktikų evoliuciją per pastaruosius 20 metų

Pav. 1. Susidūrusios spiralės galaktikos NGC 2207 ir IC 2163. Galaktikų susidūrimai ir sujungimas yra vienas iš labai veiksmingų galaktikų žvaigždžių formavimo mechanizmų. Nuotrauka iš hubblesite.org

Pirmieji straipsniai apie žvaigždžių formavimosi istoriją visatoje buvo paskelbti daugiau nei prieš 20 metų, o šimtai mokslininkų visame pasaulyje vis dar aktyviai ieško bendrų galaktikų formavimo ir evoliucijos modelių per pastaruosius 10 milijardų metų. Dabar mes žinome, kad galaktikų istoriją galima laikyti nuosekliu procesu, kuriame kiekviena sėkminga epocha logiška iš ankstesniojo ir niekas išlieka nepakitęs. Siūlome apžvelgti dabartinę situaciją šioje astrofizikos srityje.

"Žvaigždžių formavimo visame pasaulyje istorija"

Mes vis dar daug nežinome apie galaktiką, bet jau galime tvirtai pasakyti: jie vystosi. Pradedant tamsiosios medžiagos debesyje, jie eina per kelis etapus (nebūtinai tokia tvarka): pradinių dujų tankio padidėjimas ir aušinimas, jo suskaidymas į mažesnius debesus, iš kurių atsiranda pirmosios žvaigždės, aktyvaus žvaigždinio formavimo etapas, supermasyvios juodosios skylės atsiradimas centre , nykštukų kompanioninių galaktikų absorbcija,medžiagų išsekimas naujų žvaigždžių formavimui, morfologijos pasikeitimas dėl laipsniškos evoliucijos ar susidūrimų su kitomis masyviomis galaktikomis (1 pav.).

Galaktikų evoliucija eina be sustingimo milijardus metų: jie gauna masę, keičia dydį ir tankį, užsidega naujos žvaigždės, miršta senųjų, o visa tai daro įtaką galaktikų matomoms spalvoms. Neįmanoma stebėti šių pokyčių: mes už tai gyvename per mažai. Tačiau pastaraisiais dešimtmečiais, remiantis pastebimais, astrofizikai sugebėjo sukurti evoliucinį galaktikų modelį.

Galaktika yra labai sudėtinga struktūra. Išsamiai apibūdinant, aprašydamas kiekvieną komponentą atskirai, nebėra lengva užduotis, o skaičiuojant galaktikus iki milijonų ar net milijardų yra visiškai neįmanoma. Todėl, kalbant apie Visatos Visatoje išsklaidytų galaktikų bendrąsias savybes, mokslininkai paprastai apsiriboja keletu svarbiausių parametrų: masės (matuojamos saulės masės), dydžio (kilopareciuose), atstumo iki mūsų (paprastai išreiškiamos be matmenų redshift vienetai). z), naujų žvaigždžių, rodomų šioje galaktikoje (žvaigždžių formavimo greitis), skaičius, metalizmas (elementų, kurie yra sunkesni už vandenilį ir heliumą), skaičiusdulkių, dujų ir tamsiosios medžiagos kiekis ir, galiausiai, morfologija (galaktikos gali būti disko, sferinės, lęšiukinės arba nereguliarios).

Tai yra visi teoriškai. Tikrovėje žinios apie galaktiką yra neišsamios arba jos tikslumas yra labai mažas. Jei paprašysite astrofizikos pasirinkti tik tris parametrus, pagal kuriuos turės studijuoti galaktikas, jis sakys: "Duok man masę, raudoną poslinkį ir žvaigždžių formavimo greitį". Šie parametrai yra pakankami, kad kompiuterio modelyje būtų galima nustatyti tam tikros garsiosios galaktikos duomenis ir, pradedant nuo labai pirminio tamsiosios medžiagos debesies, kuris tarnauja kaip vandenilio gravitacinė gaudyklė, patenka per milijardus metų (pagal galaktikos laiko schemą kompiuteris atlieka šios operacijos per kelias minutes) galaktika, labai panaši į tą, kurią mes stebime.

Jei vienos galaktikos evoliucija apibūdina visų jo elementų gyvenimo istoriją, kas atsitiks, jei mes stengsimės ištirti visų galaktikų evoliuciją, kurią mums gali pasiekti visata? Atskiros galaktikos gali gimti, susidurti ir mirti, tačiau įdomu, ar jie turėjo analogiją su žmonijos istorija, savo senovės pasauliu, viduramžiais, naujuoju laiku? Ar tai galima pasakyti, kadNepaisant to, kad atskirai kiekvienos galaktikos formavimosi ir evoliucijos stochastiniame procese atsiranda epochos, kai dauguma galaktikų turi specifines savybes – būtent tokios, bet ne skirtingos – ir tai mums žinoma? Pasirodo, kad taip.

1996 m. Astrofizikas Simon Lilly savo straipsnyje "Kanados ir Prancūzijos" Redshift Survey: Unlimited to z ~ 1 "iškėlė idėją ištirti visų galaktikų kaitą laikui bėgant kaip vieną procesą." Šis trumpas – tik keturi puslapiai – straipsnis buvo labai svarbus.

Jo idėja buvo išardyti visas turimas galaktikas toli nuo mūsų. Dėl šviesos greičio ribotumo tai reiškia, kad rūšiuoti iki to laiko, kai šviesa atsirado: mes matome netoliese esančias galaktikas, kaip dabar, galaktikos, esančios raudoname posūkyje z = 1, – kaip jie buvo prieš 8 milijardus metų (redshift z = 1 maždaug atitinka 8 milijardų šviesos metų atstumą; išsamią informaciją žr. diagramoje). Galaktikos buvo suskirstytos į grupes: galaktikai, kurie yra ne arčiau kaip milijardas šviesmečių nuo mūsų; galaktika, esanti nuo vieno iki dviejų milijardų šviesmečių, ir tt Apskaičiuodama žvaigždžių susidarymo greitį galaktikuose saulės masei per metus ir padalijant ją sferinio sluoksnio tūriu,jis gavo žvaigždžių formacijos tankis galaktikuose tam tikroje epochoje (2 pav.). Kitas jau yra technologijos dalykas: tuos taškus reikia įtraukti į tankio priklausomybės nuo laiko grafiką, ir tada jūs galite sužinoti, kaip vidutinis žvaigždės formacijos tankis visame pasaulyje pasikeitė.

Pav. 2 1996 m. Simono Lilio straipsnio sąrašas – mokslininkai jį vadina "žvaigždės formavimosi istorijoje visatoje" (Visatos žvaigždyno formavimo istorija). Taškai diagramoje parodykite žvaigždės formavimo greitį, priklausomai nuo raudonojo poslinkio. Nulis ant horizontalios ašies atitinka dabartinį laiką – 4 kartų po vienerių milijardų metų po Didžiojo sprogimo ženklas

Nuo žvaigždės formavimo iki masės nėra sunku, idėja yra tokia. Jei per metus naujojoje galaktikoje susiformuos vidutiniškai 100 saulės masės žvaigždžių, tuomet, supaprastintai suskaičiuosime, kad po tūkstančio metų bus šimtas tūkstančių žvaigždžių, o jo masė gali būti 105 saulėtas. Sudėtingesnių sistemų atveju, vietoj sumavimo, naudojamas žvaigždžių formavimo greitis integruojamas laikui bėgant. Taigi visada įmanoma nustatyti žvaigždžių susidarymo greitį pagal bendrą galaktikos masę, o tai reiškia, kad pastatyti grafiką apie vidutinio žvaigždės tankio augimą visatoje visą laiką, kurį galima stebėti.Fantastiškai gražus darbas, kuriame visos Visatos istorija yra paslėpta keliuose taškuose ir kreiviose!

Masės yra skirtingos

Čia reikia nufotografuoti, kad išsiaiškintume, kokią masę mes išmatuojame. Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, yra dviejų rūšių masės – tamsiosios materijos, kurių dalelės dar nebuvo rasta, ir apie kurių prigimtis galime tik spekuliuoti, ir įprastą baryono masę, įskaitant protonus ir neutronus. Įvairių barikinių medžiagų komponentų sudėtis ir procentinė dalis yra atskira ir sudėtinga tema, tačiau Schulle, Smith ir Danforth 2012 straipsnis pateikia tokį santykį, kuris, nepaisant leistinų klaidų, lygus 50 proc., Yra visuotinai pripažintas mokslininkų bendruomenėje:

  • 57% baryono masės yra karšta plazma ir vadinama karšta karšta tarpgalaktikos terpė (karšta karšta tarpgalaktinė terpė). Ši medžiaga gravitaciniu požiūriu nesusijusi su galaktikais ir, greičiausiai, niekada nebuvo jų dalis, ir ji yra per karta kondensuotis ir pradeda formuotis žvaigždes veikiant savęs gravitacijai.
  • 5% yra labai retentuotas dalykas, kuris gravitaciniu požiūriu yra susijęs su galaktikų grupėmis, bet taip pat nepriklauso jokiai galaktikai atskirai.
  • 7% yra dujos (įskaitant molekulines dujas), kurios gravitaciniu požiūriu yra susijusios su kai kuria galaktika. Tai yra arba naujų žvaigždžių statybinė medžiaga, arba medžiaga, kuri jau išmetama iš savo gelmių supernovos sprogimu.
  • 0,1% yra dulkės. Atrodo, kad ji yra labai maža, bet labiausiai "žalinga" Visatos esmės dalis: paslėpdama daugybę galaktikų detalių ir iškreipdama spalvas, ji trukdo astronomams, nepriklausomai nuo to, ką jie daro (nebent jie išmoksta dulkes). Dulkių įtaka yra universali, nes važiuojant dulkėtoje kelio vietoje mes pastebime dar blogesnę, todėl teleskopai "kankinami". Mokslininkai, siekdami įveikti dulkių poveikį, kuria infraraudonųjų spindulių teleskopus, tačiau apie tai pasikalbėsime šiek tiek vėliau.
  • 0,01% yra visų didžiųjų juodųjų skylių galaktika masė.
  • 6% yra žvaigždės. Tai yra būtent tai svoris, kurį išmatavo Simonas Lilly. Tik 6%, bet tai mums labiausiai svarbu. Iš tikrųjų pagal apibrėžimą galaktika yra gravitacinė žvaigždžių sistema!

Atidus skaitytojas pastebės, kad, jei pridėti visus procentus, tada kažkas bus praleistas. Ir mes nekalbu apie planetų, kometų ir astroidų – jų bendra masė yra mažesnė nei tūkstančio visos barikinės masės. Ši masė buvo matuojama kelių kosminių misijų (pavyzdžiui, WMAP ir Plancko) rezultatais, siekiant ištirti foninės spinduliuotės homogeniškumą – šiluminį triukšmą, kurio temperatūra yra 2,725 K.Buvo parodyta, kad CMB spinduliuotė iš tiesų yra vienoda su aukštu tikslumu, tai yra "Didžiojo sprogimo" "išvestis", išsaugota Visatoje. Maži nehomogeniškumai, kuriuos galima matyti žemėlapyje, yra efektas Сюняева-Зельдовича, kuriame regionai su daugybe baryonų šilumos relikvinių fotonų šiek tiek virš bendrosios fone.

Šių nehomogeniškumo tyrimas ir apribojimai, kuriuos nustatė pirminio matematikos formavimosi teorijos iškart po Didžiojo sprogimo, mokslininkams suteikė idėją apie visą baryoninę masę Visatoje. Ir paaiškėjo, kad apie 25% masės egzistuoja mums dar nežinomos formos (dar kartą pabrėžiame, kad kalbame apie barijoninę masę, o ne apie tamsią materiją). Neseniai, kaip mokslininkai pradėjo ją vadinti, "nerasta baryoninė masė" (žr. Trūkstamą bariono problemą) buvo rasta naudojant rentgeno teleskopus ir yra karštos plazmos, kuri tęsiasi tarp dviejų galaktikų porų, formos galaktikos hanteliai (žr. Naujienas Astrofizika per futbolas: GR patikrinimas galaktikos skalėse ir trūkstama barioninė medžiaga, "Elements", 2012-02-07, ir straipsnis A. de Graaff ir kt., 2017.Trūkstami baryonai kosminėje žiniatinklyje atskleidė efektas Саняева-Зельдовича).

Taigi, reikia sutikti, kad kai mes ir toliau kalbame apie galaktikų masę, mes turime omenyje žvaigždžių masę, tai yra galaktikų masę, esančią visose jo žvaigždėse, ir mes tai išreikšti saulės masei (pavyzdžiui, mūsų paukščių žvyrkelio masė maždaug 60 milijardų saulės, Andromedos galaktikų -103 milijardai saulės).

Galaktikų masės nustatymas

Dabar, kai mes žinome, kokia masė mums reikia, pabandykime ją nustatyti. Vienintelė iš galaktikų gaunama informacija yra lengva. Šviesos į masę vertimas yra ne trivialus uždavinys, kuriame taip pat yra daugybę subtilumų. Pradėkime nuo vienos žvaigždės šviesos. Garsus Hertzsprung-Russell diagrama leidžia mums rasti kiekvienai žvaigždute (beveik) unikalią poziciją spalvų spinduliavimo grafike, kuri taip pat gali būti interpretuojama kaip masės ir temperatūros santykis. Taigi, nustatę žvaigždės spalvą, galima vienareikšmiškai atpažinti jo masę, temperatūrą ir daugeliu atvejų amžių. Pav. 3, horizontali ašis rodo žvaigždės spalvą neįprastuose vienetuose. B – V – žvaigždučių žvaigždutė, gaunama filtru B, kuris eina mėlyna, ir filtru V, kuris eina žalia, geltona ir oranžinė.Žvaigždė, kuri yra vienodai šviesi abiejuose filtruose (ir, kaip matoma grafoje, šimtas kartų ryškesnė už Saulę), atitinka šią ašį nuliui, o tolynioje ašies pusėje teigiamame regione yra žvaigždutė, o raudona ji yra. Jei astronomai suranda daiktų grupę, kurios B – V = 0, o šviesumas viršija saulės energiją ne vieną šimtą kartų, kaip tikėtasi, bet šimtą tūkstančių, tai bus labai jaunas klasteris, kuriame yra tik tūkstantis žvaigždžių, kurių kiekviena yra šviesesnė už Saulę. 100 kartų

Pav. 3 Hertzsprungas – Russelio diagrama. Vaizdas iš ru.wikipedia.org

Su galaktikais viskas yra sudėtingesnė. Pirma, bet kurioje galaktikoje yra įvairių masių žvaigždės, šviesos ir amžius – nuo naujai atsiradusių iki senų, pasiruošę įveikti kaip supernovą. Ir dauguma teleskopo galaktikų nėra išspręstos – ir mėlynos, ir geltonos, ir raudonos, o apskritai visos žvaigždės susilieja į vieną vietą. Ir dvi geltonos žvaigždės gali duoti apie tą pačią spalvą kaip viena mėlyna ir viena raudona.

Antra, kai kuriose diagramos dalyse yra degeneracija – ta pati spalva (pvz., B – V = 1,3) gali būti žvaigždėje, kuri yra 10 kartų saulės šviesos (taigi ir lengvesnė), ir žvaigždėje kuris yra 100 kartų ryškesnis, o tai reiškia, kad jis yra daug didesnis. Tai reiškia, kad galaktika gali būti raudona, neskad daugumoje žvaigždžių yra mažos masės raudonųjų nykštukų ir galbūt dėl ​​to, kad paskutiniame savo gyvenimo etape yra daug trumpalaikių masyvių žvaigždžių (kurios yra šimtus kartų sunkesnės už Saulę). Apskritai, viena spalva čia neatsivers.

Norėdami pašalinti degeneraciją pagal spalvą, turite rasti kokį nors kitą parametrą, nurodantį, kurios žvaigždės duoda raudoną spalvą. Ir tai tik infraraudonoji spinduliuotė (kurią, žinoma, užfiksuoja infraraudonieji teleskopai!). Jis gaunamas iš karštų dulkių, kurios, nors vis dar yra labai daug astronomų, tačiau taip pat šiek tiek padeda šiai situacijai: ji veikia kaip žvaigždės formavimo galaktikoje ženklas.

Pasirodo tokia logiška grandinė. Jei galaktikoje yra daug karštų dulkių, tai reiškia, kad yra daug vandenilio (jie eina kartu) ir kažkas aktyviai šildo šias dulkes. Vandenilis yra žvaigždžių statybinė medžiaga, kuri, užsidegus, tiesiog sušilti vandenilio ir dulkių debesis aplink juos. Atsirandančios naujos žvaigždės turi visas įmanomas mases ir dydžius, tačiau tai yra labiausiai masyvi ir ryški, kurie ypač aktyviai šildo dulkes. Tačiau tokios žvaigždės gyvena mažiausiai, o tai reiškia, kad jos atsirado gana neseniai, o galaktikoje, greičiausiai vis dar yra naujų žvaigždžių – tai yra aktyvus žvaigždžių formavimas.

Jei infraraudonoji spinduliuotė iš galaktikos yra silpna, tai reiškia, kad čia ilgą laiką nebuvo žvaigždžių formavimosi, o visi raudoni gigantai jau seniai pasenę, o visa raudona galaktikos spalva gali būti tik mažos masės raudonųjų nykštukų.

IR teleskopų naudojimas iš tiesų labai išplėtojo astrofiziką nuo paskutinio 20-ojo amžiaus dešimtmečio. Tai taip pat yra todėl, kad jis uždarė vieną iš paskutinių elektromagnetinio spektro langų, kuris mokslininkams buvo nepasiekiamas, leidžiant jiems "susieti" radijo juostą su optiniu. Be to, kad pašalinti žvaigždžių spalvos degeneraciją, ji padėjo atskirti įnašą į žvaigždžių sudarytų galaktikų bendrą spinduliavimą (naudinga studijuoti žvaigždės formavimosi visatoje istoriją) iš aktyvaus galaktikos branduolių šviesos – spinduliuotės iš juodųjų skylių zonos, kuri kartais imituoja įprastą spinduliavimą. galaktikos.

Taigi pirmasis galaktikos masės matavimo etapas yra jo šviesumo matavimas keliuose skirtinguose filtruose ir pageidautina, kad kai kurie iš jų atitiktų IR intervalą. Po to jūs galite sukurti spektrinį energijos paskirstymą (spektrinis energijos paskirstymas, SED) – jis taip pat vadinamas "spektru vargšams", nes vietoje nuolatinės spektro linijoskurį galima gauti ilgalaikiu vieno objekto stebėjimu, mes gauname tik keletą taškų, kurie apytikriai pasakoja apie galaktikos ypatybes.

Kitas etapas vadinamas SED įrengimu (kuris gali būti išverstas kaip "šabloninių spektrų skaičiavimas"), – galutinis realus energijos paskirstymas galaktikai yra lyginamas su daugybe sintetinių spektrų, gautų kompiuteriu naudojant daugelį modelių, mūsų supratimą apie galaktikų evoliuciją ir realius stebėjimus.

Svarbus veiksnys, ribojantis mokslininkus, yra absoliuti galutinių rezultatų priklausomybė nuo modelių, kuriuos mes nustatome prie įėjimo. Bet galaktika yra pernelyg sudėtinga, kad visiškai imituoti visą savo ankstesnį gyvenimą, todėl supaprastinti modeliai būtų pakeisti visais skaičiavimo etapais. Pavyzdžiui, žvaigždės formavimo istorijos studijose labai dažnai skaičiavimuose daroma prielaida, kad visos žvaigždės galaktikoje pasirodė vienu metu arba, atvirkščiai, kad žvaigždžių formavimas tęsiasi tuo pačiu greičiu per visą galaktikos gyvenimą arba šiek tiek sudėtingesnius santykius, tokius kaip eksponentinis mažėja žvaigždžių formavimo greitis laikui bėgant.

Tikrovėje, žinoma, bet kurioje galaktikoje yra daug sudėtingesnė žvaigždžių formavimosi istorija, kurią neįmanoma pritaikyti prie bet kokios "sklandžios" funkcijos. Tas pats su kitais parametrais: pradinis žvaigždžių pasiskirstymas pagal masę (pradinės masės funkcija); metalizmas, įskaitant įtaką šalto vandenilio debesies suspaudimo greičiui, nuo kurio vėliau atsiras nauja žvaigždė; dulkių kiekis, sugeria kai kurią spinduliuotę ir iškraipo matomą galaktikos spalvą. Visi šie parametrai yra nustatomi remiantis artimiausiomis galaktikomis ir gali neatitikti to, kas vyksta dideliais atstumais, arba jie iš esmės buvo teoriškai išvedami remiantis bendromis sąvokomis.

Net SED montavimo metodo pagrindas – atskirų žvaigždžių, kurie sudaro galaktikos spektrą, sintetinių spektrų rinkinys, yra periodiškai ištobulintas. Neseniai žurnalas Mėnesiniai pranešimai apie Karališkosios astronomijos draugiją paskelbtas Anglijos ir Naujosios Zelandijos astrofizikų straipsnis, kuriame patikslinamas kai kurių galaktikų ir klasterių amžius, naudojant tikslesnes teorines spektras. Straipsnyje, be kita ko, kalbama apiekad visos esamos programos apskaičiuoja žvaigždžių kaip savarankiškų objektų evoliuciją, o maždaug pusė galaktikų žvaigždžių yra gravitacinėse susietose sistemose, o kai kurios iš jų keičiasi. Žvaigždui priklausanti medžiaga daro ją didžiulę ir atjaunina, nes ji yra tokia: ji turi daugiau medžiagų, kad palaikytų termobranduolinę reakciją. Šis darbas dar kartą rodo, kad aktyviai ieškoma naujų ir tikslesnių sprendimų, susijusių su žvaigždžių formavimu.

Nuo Didžiojo sprogimo iki kosminio pietų

Naudodamas šiuolaikinius modelius ir naujus teleskopus, Simon Lilly su pasekėjais – Piero Madau, Mark Dickinson, Simon Vairuotoju, Leonidas Mustakais ir kitais astrofizikais – per pastaruosius 20 metų gerokai patobulino pradinį grafiką, tik septynis taškus, ir dabar jis atrodo taip kaip parodyta fig. 4

Pav. 4 Kairėje: Šiuolaikinė žvaigždžių formavimo greičio visatoje grafika (dešimtųjų logaritmų skaičius naujų žvaigždžių per metus kubiniame megaparkseje). Teisingai: vidutinio žvaigždžių masės tankio pokytis. Įvairios spalvos atitinka skirtingus skirtingų mokslininkų grupių duomenis.Giliau į Visatos praeitį, į kurią mes žiūrime (tai yra, tuo didesnė raudonoji poslinkis grafike), tuo mažiau duomenų ir tuo didesnį duomenų platinimą. Grafika iš P. Madau, M. Dickinson, 2014. Cosmic Star-Formation History

Šie grafikai išardomi pagal daugelio mokslininkų grupių kaulus, ir jie vis dar tobulinami, ginčijami ir suprantami, tačiau juose yra du svarbiausi dalykai.

1. Visatos žvaigždinė masė nuolatos auga visą laiką, kurią mes galime stebėti: astrofizikai nežino apie vieną galaktiką, kuri laikui bėgant praranda savo žvaigždžių masę (skirtingai nuo dujų masės arba dulkių masės, kurių laikui bėgant gali išdžiūti).

2. Visatos istorijoje atsirado "kosminė popietė" – didžiausias žvaigždžių formavimo greitis, kai galaktikų masės augo ypač sparčiai. Jis prasidėjo prieš 11 milijardų metų ir truko apie du milijardus metų. Visos mūsų žinios apie Visatą sako, kad niekada tokios žvaigždinės formacijos niekada nebus – tiesiog nėra tokio kiekio laisvo vandenilio!

Ką dar galima padaryti naudojant šiuos grafikus? Pavyzdžiui, galaktikos skirstomos į dvi grupes pagal spalvą: mėlyna, tai yra šviesesnė, dažniausiai spiralinė galaktika, kurioje vyksta aktyvus žvaigždžių formavimas, o raudonos, raudonos ir mirštančios, kaip jos vadinamos, yra senosios elipsės galaktikos, kuriose beveik nėra naujų žvaigždžių. .Astronomijos spalva, kaip mes jau sužinojome, yra ryškumo tarp dviejų filtrų skirtumas. 2003 m. Ericas Bellas ir jo kolegos ištyrė šių dviejų grupių masių evoliuciją laikui bėgant ir įgavo iš pirmo žvilgsnio prieštaringų rezultatų: vidutinis galaktikų tankis, kuriame kasmet gimė dešimtys naujų žvaigždžių, išliko toks pats, o senųjų elipsių tankis Galaktikos, kuriose nėra naujų žvaigždžių, išaugo tik (EF Bell ir kt., 2003 m. Galaktikos optinės ir artimosios infraraudonosios spinduliuotės I. Šviesumas ir žvaigždžių masės funkcijos).

Tariamas prieštaravimas gali būti pašalintas, jei atsižvelgiame į tai, kad galaktikų raida yra ne tik žvaigždžių masės padidėjimas. Kai galaktikos dujų atsargos pasibaigs, jo žvaigždžių susidarymas sustoja, ryškiausios mėlynos žvaigždės išnyksta per kelis milijonus metų ir joje liko tik ilgaamžiai raudonos žvaigždės. Jei arti galaktika skrido ar net susidūrė, tai veda prie dujų maišymo ir pradeda naują žvaigždžių formavimo bangą, bet tuo pat metu sunaikina spiralines rankas, todėl galaktika tampa vieningesnė. Galiausiai galaktikoje nebėra šalto vandenilio, jokių spiralinių rankų ar arti nykštukių galaktikų, galinčių jį maitinti – ji keičia savo spalvą ir tampa mirusia raudona elipsine galaktika.

Būtent tai parodo ryžiai. 5, kur pateikiami paskutiniai šių dviejų grupių galaktikų evoliucijos tyrimo rezultatai. Galaksės yra suskirstytos pagal svorį į keturias kategorijas. Galima matyti, kaip didėja "mirusių" galaktikų tankis (laiko grafikų srautas iš dešinės į kairę), o žvaigždės formuojančių galaktikų tankis išlieka nepakitęs arba net mažėja.

Pav. 5 Galaktikų tankio pasikeitimas santykinai nedideliais atstumais nuo mūsų. Masė pateikiama galaktikos masės santykio su Saulės masės dešimtainiu logaritmu vienetais (pvz., Pirmasis pogrupis atitinka 10 masės galaktikas9,5-1010 saulės energija). Juodieji taškai žymi vidutinį visų galaktikų tankį, mėlynas – jaunos žvaigždės formuojančios galaktikos, raudona – ramios "mirusios" galaktikos, matuojamos dešimtainio logaritmo vienetais kubinių megaparksių (pavyzdžiui, vertė -3 reiškia, kad vidutiniškai vienas tūkstantis galaktikų patenka į vieną kubinį megapasę). Diagrama iš J. Mustako, 2013 m.. PRIMUS: Sutrikusios žvaigždžių masės funkcijos Nuo z = 0-1

Per 22 metus, praėjusius nuo Lilly straipsnio paskelbimo, daugiau nei dešimt mokslinių grupių atliko savo studijas, siekdama išsiaiškinti parametrus, kuriais siekiama didinti visatos žvaigždžių masės tankį.Kai kurie iš jų naudojo plačius dangaus tyrimus (pvz., Sloano skaitmeninį tyrimą), kuriuose sugriuvo šimtai tūkstančių galaktikų, tačiau šią sumą reikėjo sumokėti už kokybę: tik tokios peržiūros matomos tik artimiausioms ar ryškiausioms galaktikoms. Kitoje dalyje buvo naudojami giluminio dangaus tyrimai, tokie kaip garsus Hablo Ultra Deep Field, kuris užima tik vieną dvidešimt šešis millinus viso dangaus ploto, bet kuriame teleskopo Habble matė daugiau nei dešimt tūkstančių galaktikų (6 pav.).

Pav. 6 Hablo "Ultra Deep Field" – dangaus dalis, kurioje yra tik 2,4 kampinės minutės (maždaug dešimtosios kampo Mėnulio formos) pusės, kurios vaizdavo tūkstančius galaktikų. Tęstinis šios srities stebėjimo laikas yra 11 dienų, tačiau dėl technologinių apribojimų per keletą mėnesių buvo imtasi vaizdų, iš kurių šis vaizdas buvo galutinai gautas. Nuotrauka iš ru.wikipedia.org

Danguje yra labai mažai tokių gerai ištirtų sričių (ir jos sudaro nedidelę viso dangaus sferos plotą), tačiau tik tokios gilios apžvalgos gali mums suteikti informacijos apie jaunosios Visatos galaktikas. Visi taškai fig. 4, kurie rodo žvaigždžių tankį raudonais poslinkiais z ~ 1, gautas būtent su šių skyrių pagalba. Be to, gauti galaktikų duomenys yra analizuojami ir ekstrapoliuojami į visą dangaus skliautą. Tai gali sukelti didelių klaidų, jei manome, kad galaktikų pasiskirstymas nėra vienodas: niekas negali garantuoti, kad atsitiktinai pasirinkta dangaus dalis yra vidurkis visų galaktikų skaičius visais raudonais poslinkiais. Todėl astrofiziologai iš viso pasaulio laukia naujos kartos instrumentų – teleskopų "James Webb", WFIRST, LSST – paleidimo, taip pat aktyviai naudos neseniai prieinamus "Pan-STARRS" teleskopas, kuris sujungia didelį matomumo kampą su geru jautrumu.

Maratas Musinas


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: