Evolution av galaxer

Utvecklingen av galaxer är processen för bildandet av galaxer , såväl som förändringar i deras parametrar över tiden: form, storlek, kemisk sammansättning och stjärnpopulation. Bildandet av galaxer började för 12-13 miljarder år sedan, och även om utvecklingen av varje galax fortskrider på sitt eget sätt, är många vanliga mekanismer kända som kan påverka utvecklingen av varje galax. Det kan vara våldsamma processer, som sammanslagningar av galaxer , eller kanske till exempel gradvis pågående stjärnbildning , där galaktisk gas förbrukas och galaxens metallicitet ökar. För enkelhetens skull särskiljs tre typer av evolution: dynamisk, spektrofotometrisk och kemisk, som oftast betraktas separat, såväl som de mekanismer som genererar dem.

Observationer av många galaxer har gett mycket information om dem, inklusive deras parametrar tidigare, eftersom ljus från avlägsna galaxer kommer till observatörer efter en mycket lång tid. Men för närvarande finns det inget enskilt scenario som passar naturligt in i teorin och som fortfarande förklarar resultaten av observationerna. Det finns två konkurrerande teorier: det hierarkiska konceptet, som är teoretiskt att föredra men inte helt överensstämmer med observationer, och en uppsättning empiriska scenarier som beskriver observationer väl men som inte alltid stämmer överens med befintlig teori. De första stegen i att studera galaxernas utveckling togs av Edwin Hubble på 1920-talet, och teorier utvecklas och revideras fortfarande aktivt.

Observation av evolution

Tack vare galaxernas ljusstyrka och moderna teleskops penetrerande kraft är många sådana objekt tillgängliga för astronomer för observation. Som ett resultat finns det två metoder för att studera galaxernas utveckling. Det första tillvägagångssättet använder det faktum att de närmaste galaxerna har studerats mycket väl, och detta gör det möjligt att bygga och testa teoretiska modeller. Helst borde modeller förklara bildandet av just sådana galaxer, som observeras [1] [2] .

Den andra metoden bygger på studier av galaxer med stora rödförskjutningar . Sådana galaxer är långt borta och ljuset från dem färdas till observatörer i miljarder år, vilket är jämförbart med universums ålder – till exempel med rödförskjutningsparametern observeras galaxen som den var för cirka 8 miljarder år sedan. Observation av ett stort antal avlägsna galaxer vid olika rödförskjutningar ger en uppfattning om hur galaxer har förändrats över tiden - galaxer vid höga rödförskjutningar har andra egenskaper än de som finns i närheten [1] [2] [3] . $z=1$

Problemet med det första tillvägagångssättet är dock att när du modellerar behöver du fortfarande veta vilka evolutionsmekanismer som kunde ha ägt rum i det avlägsna förflutna. Nackdelen med det andra tillvägagångssättet är att olika galaxer observeras med dess hjälp, och det är omöjligt att spåra förändringarna i en viss galax, och modellering är fortfarande nödvändig. Därför erhålls de bästa resultaten genom en kombination av båda metoderna [1] [2] .

Evolutionsmekanismer

Evolutionära förändringar i galaxer visar sig på olika sätt och fortskrider på sitt eget sätt för varje galax, om än under påverkan av olika allmänna mekanismer. Det finns tre manifestationer av evolution: dynamisk evolution - en förändring i rörelsen av komponenterna i galaxen, spektrofotometrisk - en förändring i galaxens färg , ljusstyrka och spektrum , kemisk - en förändring i dess kemiska sammansättning. Vanligtvis, i numerisk modellering av egenskaperna hos galaxer, för bekvämlighets skull, studeras en av dem [4] [5] .

Bildandet av galaxer

Den protogalaktiska kollapsen, där bildandet av galaxer sker, blev möjlig när universum expanderade tillräckligt, kyldes ner och strålningen upphörde att ständigt jonisera materia. För att börja bildas måste en densitetsfluktuation bildas , vilket leder till gravitationsinstabilitet och komprimering av det protogalatiska molnet . Denna process liknar de som inträffar under bildandet av stjärnor , men i större skala, med energiförlust på grund av kollisioner av gasmoln. Sedan kyls gasen, de kollapsande områdena splittras, vilket resulterar i stjärnbildning [6] [7] .

Massbildningen av galaxer ägde rum under den första miljarden år efter Big Bang , och de bildade galaxerna var tjocka skivor som innehöll mycket gas [3] [8] [9] .

Enligt nuvarande modeller inträffade den protogalatiska kollapsen med deltagande av elektriskt neutral mörk materia , som inte interagerar med strålning: dess fluktuationer bildade mörka glorier strax efter Big Bang, och den baryoniska materien började koncentreras under påverkan av gravitationen av mörka glorier [10] . I frånvaro av mörk materia skulle fluktuationer i tätheten av baryonisk materia öka mycket långsamt på grund av universums expansion , och galaxer skulle inte ha hunnit bildas vid det här laget [11] [12] .

Dynamisk utveckling

Att ändra de dynamiska egenskaperna hos delsystem i galaxen är en dynamisk utveckling. Till en början trodde man att det uppstår främst under bildandet av en galax, varefter det blir dynamiskt stabilt och förändras obetydligt. Senare visade det sig dock att galaxer genomgår inte mindre allvarliga dynamiska förändringar under sin livstid än under bildandet [13] [14] .

Mekanismerna för dynamisk evolution är uppdelade enligt två kriterier. Det första tecknet är den karakteristiska tiden för mekanismen: gränsen är tiden för en rotation av galaxen, som i genomsnitt är något mindre än en miljard år. Processer med kortare karakteristisk tid kallas "snabb", de med längre karakteristisk tid kallas "långsam" eller "sekulär". Det andra attributet delar in mekanismer i "inre" mekanismer som fungerar oavsett omgivningen i galaxen, och "externa" mekanismer som verkar under påverkan av yttre krafter [15] [16] .

Dynamisk evolution är nära relaterad till förändringen i galaxens struktur, eftersom dynamiken i galaxens delsystem bestämmer dess form - elliptisk eller skiva , symmetrisk eller oregelbunden [15] .

Intern snabb utveckling

Processerna för intern snabb evolution inkluderar endast protogalctic kollaps, där galaxen bildas (se ovan ) [17] .

Intern sekulär evolution

Den inre sekulära evolutionen innefattar många olika processer. En del av dem orsakas av icke-axisymmetriska störningar i galaxen - främst staplar , men de kan också vara till exempel spiralgrenar eller asymmetriska mörka glorier . I närvaro av en sådan störning kan gasmoln och stjärnor omfördelas i galaxens skiva och utbyta rörelsemängd. På grund av detta, till exempel, kan sådana förändringar inträffa som utseendet av ringar, där gas koncentreras och stjärnbildning aktiveras, utbuktningstillväxt eller en ökning av hastighetsspridningen av stjärnor i skivan . Själva stapeln kan i sin tur dyka upp och försvinna utan någon yttre påverkan [18] [19] .

Den interna sekulära evolutionen kan också ha andra orsaker. Till exempel skapar unga massiva stjärnor en kraftfull stjärnvind , som accelererar gasen till höga hastigheter, och när dessa stjärnor blossar upp som supernovor värms gasen upp på grund av strålning. Strålningen från den aktiva galaktiska kärnan kan också värma upp gasen . Vid en hög gastemperatur upphör stjärnbildningen tillfälligt, och vid för höga gashastigheter bildas en galaktisk vind och gasen börjar lämna galaxen - denna effekt kallas negativ återkoppling . Å andra sidan kan återkopplingen också vara positiv ( eng. positiv feedback ): en supernovaexplosion kan leda till komprimering av närliggande gasmoln, vilket kommer att orsaka stjärnbildning i dem [18] [20] [21] .

Extern sekulär evolution

Mekanismerna för extern sekulär evolution är förknippade med interaktionen mellan galaxer och varandra. Med nära passager av galaxer med låg relativ hastighet uppstår och verkar tidvattenkrafter under lång tid , vilket orsakar olika effekter i skivorna: de sträcker sig mot den störande galaxen, "svansar" och andra strukturer från gas och stjärnor bildas i dem, och en stapel kan också bildas som stimulerar intern sekulär evolution (se ovan ) och även accelererar stjärnbildningshastigheten [3] [22] [23] .

En annan agent för evolutionen är sammansmältningen av galaxer - sammansmältning. Till den sekulära evolutionen hör bara den så kallade lilla sammansmältningen, som uppstår när massförhållandet mellan sammanslagna galaxer är större än 5 till 1. Med en liten sammanslagning lyckas en större galax behålla sin skiva, även om hastighetsspridningen i den ökar . Även om en enda sammanslagning sker ganska snabbt, betraktas små sammanslagningsprocesser som sekulär evolution, eftersom galaxen vanligtvis har många små satelliter, och sådana händelser inträffar många gånger under en lång tid [22] [23] .

Slutligen inkluderar den externa sekulära evolutionen även tillförsel av gas till galaxen från utsidan - den så kallade jämna ansamlingen . Det var inte möjligt att upptäcka det direkt, men det noteras att i spiralgalaxer under de senaste miljarderna åren har mängden gas inte förändrats, även om stjärnbildning har ägt rum hela denna tid, för vilken gasen borde ha använts . Dessutom kan den observerade kemiska utvecklingen (se nedan ) inte heller förklaras utan antagandet om jämn ackretion [23] .

Extern Rapid Evolution

Först och främst inkluderar processerna för extern snabb evolution kollisioner av galaxer med efterföljande sammanslagningar , och massorna av galaxer bör inte skilja sig mer än fem gånger - detta är den så kallade stora sammansmältningen. I det här fallet har den resulterande galaxen inte längre en skiva, dess totala rörelsemängd blir mycket liten, men hastighetsspridningen ökar och galaxen antar en sfärisk form. Om det fanns gas i galaxerna kallas sammanslagningen "våt" och sker med energiförlust. Det mesta av gasen samlas i mitten av galaxen, där en kort men kraftfull utbrott av stjärnbildning inträffar , och den återstående gasen lämnar galaxen. Om det inte fanns någon gas i galaxerna kallas sammanslagningen "torr", men i alla fall bildas en galax utan gas, stjärnbildningen upphör i den och den blir en typisk elliptisk galax [24] [25] [26 ] .

Snabba förändringar i en galax inträffar också om den passerar genom ett kluster av galaxer . Den intergalaktiska miljön av kluster innehåller en stor mängd het gas, och när en galax flyger genom den "blåser" denna gas av gasen som omgav galaxen tidigare - detta fenomen kallas frontaltryck.( Engelskt ramtryck ). Galaxen förlorar en gaskälla för skivan och stjärnbildningen, även om den intensifieras under en kort tid på grund av ökat tryck, bleknar därefter. Om galaxen flyger med hög hastighet genom mitten av klustret, där gasdensiteten är särskilt hög, förlorar den sin gas även från skivan, där stjärnbildning pågår samtidigt, och själva skivan böjs. I vissa fall observeras effekterna av frontaltrycket direkt, men oftast visar de sig i att det finns mindre väte i klustergalaxer än i andra galaxer [27] [28] .

Spektrofotometrisk evolution

Studiet av enskilda stjärnor är endast möjligt i de närmaste galaxerna, medan för andra galaxer endast observation av integralegenskaper är tillgänglig - till exempel färgen eller ljusstyrkan för en hel galax eller dess delar. Även om dessa egenskaper är direkt relaterade till sammansättningen av galaxens stjärnpopulation, som förändras över tid, misslyckas ett direkt urval av fördelningen av stjärnor efter spektralklasser och ljusstyrkaklasser på grund av resultatets tvetydighet [29] [30] .

Av denna anledning används den så kallade metoden för evolutionär syntes: denna metod består i att välja fördelningen av stjärnor efter ålder och massa. Formellt beskrivs denna metod med följande formel [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

Här är ljusstyrkan för hela galaxen vid en våglängd , är åldern på galaxen och de äldsta stjärnorna i den, och är, respektive, de maximala och minsta massorna av stjärnor som bildas (värdena tas godtyckligt, eftersom, i allmänhet påverkar de inte resultatet). är ljusstyrkan hos en stjärna med massa och ålder vid våglängden . är värdet av den initiala massfunktionen för massan , är stjärnbildningshastigheten i ögonblicket efter bildandet av galaxen, dvs. Produkten av och ger antalet stjärnor med massa och ålder [31] [32] . ${\displaystyle L_{\lambda ,~gal))$ $\lambda$ ${\displaystyle t_{gal))$ $M_{max}$ $M_{min}$ $L_{\lambda ,*}(M,t)$ $M$ $t$ $\lambda$ ${\text{IMF}}(M)$ $M$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $\tau$ $\tau =t_{gal}-t$ ${\text{IMF}}(M)$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $M$ $t$

Med andra ord, bidraget från stjärnor med en viss massa och ålder till den totala strålningseffekten beror på ljusstyrkan och färgen hos en sådan stjärna och deras antal i galaxen. Enligt teorin om stjärnutveckling bestäms färgen och ljusstyrkan hos en stjärna av dess initiala massa och ålder, såväl som dess kemiska sammansättning. Antalet stjärnor med en viss massa och ålder i en galax beror på stjärnbildningshastigheten vid tidpunkten för bildandet av stjärnor i denna ålder, såväl som på andelen stjärnor som har exakt denna massa vid födseln. Bråkdelen av stjärnor av denna massa beskrivs av den initiala massfunktionen , en minskande maktfunktion , där är en modellparameter. Slutligen, stjärnbildningshastigheten i det enklaste fallet, enligt Kennicutt-Schmidt-lagen , beror på mängden gas som finns kvar i galaxen, som spenderas på stjärnbildning, därför, som en funktion av tiden, representeras den som , var är den karakteristiska sönderfallstiden för stjärnbildning. Vad som är viktigare är dock inte funktionen som parametriserar stjärnbildningshastigheten, utan förhållandet mellan den aktuella hastigheten och medelhastigheten under hela galaxens historia [31] [32] . ${\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }$ $\alfa$ ${\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})$ $\tau_{0}$

De observerade parametrarna för olika galaxer är väl beskrivna av samma ålder för alla lika med 12 miljarder år, men olika förfallstid : för elliptiska och linsformade galaxer är det cirka en miljard år, och för galaxer av senare typer - Sa, Sb, Sc - 3, 5 respektive 10 miljarder år. Detta betyder att till en början, i galaxer av tidig typ, var stjärnbildningen intensiv, men bleknade snabbt, medan dess hastighet i spiralgalaxer inte förändrades mycket under livet [34] [35] . Faktum är att de äldsta stjärnorna i de flesta galaxer är äldre än 10 miljarder år, och den maximala takten för stjärnbildning i dem nåddes en miljard år efter stjärnbildningens början. Endast i ett litet antal dvärggalaxer har stjärnor börjat födas nyligen, och själva galaxerna har en mycket låg metallicitet och innehåller mycket gas [3] [9] . ${\displaystyle t_{gal))$ $\tau_{0}$

Man kan kvalitativt betrakta den spektrofotometriska utvecklingen i det enklaste fallet, när de flesta stjärnorna i galaxen bildas inom en mycket kort tid, vilket sker i elliptiska galaxer. Med den samtidiga födelsen av många stjärnor kommer de mest massiva och ljusstarkaste stjärnorna i spektralklasserna O och B att ge det största bidraget till strålningen, vilket innebär att själva galaxen bör ha samma blå färg som dessa stjärnor. Men de mest massiva stjärnorna utvecklas snabbt och lever kortast, och som ett resultat, efter 10 miljoner år, kommer stjärnor som är mer massiva än 10 M ⊙ att försvinna i galaxen , och efter 100 miljoner kommer det inte att finnas mer massiva än 3 M ⊙ . Således börjar galaxen, efter att stjärnbildningen är klar, att blekna och bli mer röd, även om den går långsammare med tiden - denna process kallas passiv evolution [24] [36] .

Ett av problemen med den evolutionära syntesmetoden förblir förhållandet mellan färgen på en stjärna, inte bara med ålder utan också med metallicitet . Till exempel består klotformade stjärnhopar av gamla stjärnor äldre än 10 miljarder år, och Sc-galaxer innehåller många unga stjärnor, men i genomsnitt skiljer sig B−V- och U−B- färgerna för dessa objekt praktiskt taget inte: galaxernas metallicitet är jämförbar. till solens, medan den för klothopar är två storleksordningar mindre. För att separera dessa effekter måste man jämföra egenskaper som är mer känsliga antingen för en förändring i metallicitet eller för en förändring i ålder: man kan till exempel jämföra de effektiva bredderna av spektrallinjerna för järn- och väteatomer [ 37] [38 ] .

Kemisk utveckling

Efter primär nukleosyntes , som ägde rum under de första 20 minuterna efter Big Bang , var de flesta av de kemiska grundämnena i universum väte och helium med en massa på cirka 75% respektive 25% av dess baryoniska material. Dessutom bildades deuterium , litium och beryllium [39] [40] [41] i mycket små mängder .

Tyngre grundämnen produceras främst i stjärnor under termonukleär fusion . Efter några av stjärnornas död passerar de in i det interstellära mediet och fördelas i det, så att nästa generationer stjärnor visar sig vara rikare på tunga grundämnen, och den totala metalliciteten bör alltså öka med tiden. Men, till exempel, i Vintergatan , har tunnskivor som har bildats under de senaste 8 miljarder åren ingen korrelation mellan ålder och metallicitet. Detta beror på det konstanta inflödet av gas utifrån: den saknar tunga grundämnen och "späder ut" gasen som är berikad med dem i galaxens skiva, vilket resulterar i bildandet av stjärnor med samma metallicitet [41] [42 ] [43] .

Men förloppet av stjärnbildning påverkar inte bara den övergripande metalliciteten: studiet av överflöd av enskilda element låter dig också lära dig om historien om stjärnbildningen i galaxen. Olika element kommer in i det interstellära mediet från olika stjärnor: till exempel, element som bildas under alfaprocessen , upp till titan , stöts ut under supernovaexplosioner av typ II , som genereras av stjärnor som är mer massiva än 10 M ⊙ med en livslängd på mindre än 10 miljoner år. Den huvudsakliga källan till järn , tvärtom, är supernovaexplosioner av typ Ia - dessa är vita dvärgar i binära system som drog den andra stjärnan på sig själva och exploderade. Vita dvärgar blir i sin tur stjärnor med en initial massa på mindre än 8 M ⊙ , och eftersom det finns fler lågmassa stjärnor än massiva, är den genomsnittliga tiden mellan bildandet av en stjärna och dess utbrott som en supernova av typ Ia. 2–3 miljarder år. Andra element kan ha mellanliggande datum för att återvända till det interstellära mediet: till exempel för kväve är denna period cirka 100 miljoner år [43] [44] .

Det relativa överflödet av till exempel magnesium och järn gör att vi kan dra en slutsats om varaktigheten av aktiv stjärnbildning i galaxen. Om utbrottet av stjärnbildning inte varade länge, så hann de första stjärnorna som bildades under blixten berika det interstellära mediet med magnesium, men inte med järn, innan det tog slut. Innehållet av järn kommer i detta fall att minska i förhållande till magnesium, som faktiskt observeras till exempel i elliptiska galaxer [43] [44] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Om det är möjligt att observera enskilda stjärnor i en galax kan mer detaljerade slutsatser dras: till exempel i vår galax sker en abrupt övergång mellan en tunn och tjock skiva . Detta tyder på att den tjocka skivan bildades på ganska kort tid, varefter stjärnbildning inte skedde på 1–2 miljarder år, och sedan började tunna skivstjärnor att bildas [45] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Den kemiska sammansättningen i sig påverkar i sin tur andra parametrar för galaxer. Det bestämmer ljusstyrkan och färgen på stjärnorna, och, som ett resultat, hela galaxen. Dessutom är kosmiska dammpartiklar sammansatta av tunga element , som orsakar interstellär absorption av ljus och kan minska den observerade ljusstyrkan i galaxen [41] .

Historien om utvecklingen av evolutionsteorin

Allmänna representationer

Edwin Hubble , som bevisade förekomsten av galaxer utanför Vintergatan , föreslog också deras morfologiska klassificering 1926 . I den delade han galaxer i elliptiska , linsformade och spiralformade galaxer med och utan en bom . Hubble byggde en sekvens av galaxer , senare uppkallad efter honom, som han tolkade som evolutionär: han trodde att galaxen först bildas med en sfärisk form utan detaljer, och sedan plattar den till och utvecklar andra komponenter [46] . Den evolutionära tolkningen av denna sekvens avvisades senare: det visade sig till exempel att massområdet för elliptiska galaxer är mycket större än massområdet för spiralgalaxer. Dessutom har de förra praktiskt taget ingen rörelsemängd, medan de senare har en ganska stor - dessa och andra observationer indikerade tydligt att elliptiska galaxer inte ständigt kan förvandlas till spiralgalaxer. Ändå finns det i modern terminologi ett spår av en sådan tolkning: elliptiska galaxer kallas galaxer av tidig typ, och spiralgalaxer kallas galaxer av sen typ [47] [48] .

Sedan, på 1970-talet, spreds tanken att galaxer inte kan byta typ och att de alla bildas under olika initiala förhållanden. Men det övergavs senare: på 1990-talet trodde man att galaxer fortfarande utvecklas sekventiellt, men i motsatt riktning mot den som Hubble föreslog: för det första växer utbuktningar i spiralgalaxer och de blir galaxer av allt tidigare typer, och sedan, som ett resultat av sammanslagningar förvandlas de till elliptiska galaxer [49] .

Idéer om evolutionens mekanismer

Samtidigt studerades också mekanismer som direkt påverkar galaxernas utveckling. Till exempel förändrades synen på den protogalatiska kollapsen: först, 1962, föreslog Olin Eggen , Donald Linden-Bell och Alan Sandage en modell av en monolitisk kollaps av det protogalactic molnet [50] [51] , och senare denna idé utvecklades och olika kollapsalternativ. Två modeller visade sig vara de mest framgångsrika: icke-dissipativ kollaps som föreslogs av Richard Gott 1973 [52] , och dissipativ kollaps föreslagen av Richard Larson 1969 [53] . Gott antog att omvandlingen av gas till stjärnor sker redan före sammandragningen av protogalaxen, så systemet är kollisionsfritt. Larsons modell använde inte ett sådant antagande, så den antog regelbundna kollisioner av gasmoln under kollapsen och deras förlust av energi - som ett resultat visade sig denna modell vara mer framgångsrik [17] .

Till en början, med hjälp av båda modellerna, försökte de förklara uppkomsten av elliptiska galaxer. Men 1976 föreslog Larson ett liknande scenario för skivgalaxer [54] och publicerade 1979, tillsammans med Beatrice Tinsley , ett dokument som gynnar galaxsammanslagningar framför protogalactic kollaps som huvudmekanismen för bildandet av elliptiska galaxer [55] . Senare visade det sig att mörk materia ger ett mycket större bidrag till universums massa än baryonisk materia, och det var dess roll som började anses vara avgörande för bildandet av galaxer - detta markerade uppkomsten av ett hierarkiskt koncept (se nedan) ) [56] [57] . Dessutom började fler och fler bevis dyka upp för det faktum att sammanslagningar av galaxer sker regelbundet och påverkar deras utveckling även i det moderna universum [3] .

Det aktuella tillståndet för evolutionsteorin

För närvarande finns det ingen allmänt accepterad teori om galaxernas evolution, vilket skulle vara naturligt ur en teoretisk synvinkel och samtidigt väl förklara alla observationsfakta. Teorier utvecklas och revideras aktivt, vilket är förknippat med den snabba tillväxten av observationsteknologins förmåga [58] .

Hierarkiskt koncept

Det mest erkända och överensstämmande med ΛCDM-modellscenariot för bildandet och utvecklingen av galaxer är det så kallade hierarkiska konceptet. Den överväger utvecklingen av alla galaxer på en gång och inte separat, så en av dess främsta prestationer är en ganska bra förklaring av den moderna fördelningen av galaxer enligt olika parametrar. Den har dock betydande problem med att reproducera den observerade utvecklingen av galaxer (se nedan ), som ännu inte har lösts [59] .

Enligt det hierarkiska konceptet började bildandet av galaxer med komprimeringen av fluktuationer av kall mörk materia . Ursprungligen hade fluktuationer i dess densitet en kontrast på högst 10 −5 , men under påverkan av gravitationen kondenserade de och kombinerades med tiden, ökade i massa och storlek - det är därför konceptet fick sitt namn. 0,5 miljarder år efter Big Bang bildades mörka glorier med en massa på 10 7 -10 8 M ⊙ , och efter 2 miljarder år - 10 10 M ⊙ . För tillfället bör massan av sådana halos vara 10 14 —10 15 M ⊙ , vilket motsvarar massan av galaxhopar . Gasen, vars massa är 6 gånger mindre än massan av mörk materia, dras i detta scenario bara bakom de mörka gloriorna och tenderar till deras centra. Gasen som värms upp under kollapsen samlas i en halo och, kylande, lägger sig i en skiva, där stjärnbildningen börjar . En helskivgalax bildas utan en sfäroidal komponent - det vill säga en spiralgalax av sen typ eller en oregelbunden galax [10] [59] .

Under sammanslagningar av mörka glorier kan galaxerna som finns i dem också kollidera efter en tid, men det händer också att en halo innehåller flera galaxer - till exempel en stor galax med satelliter. När skivgalaxer smälter samman bör de bilda elliptiska galaxer , men gasen som sedimenterar från halo skapar en skiva - alltså blir den elliptiska galaxen utbuktningen av den bildade spiralgalaxen av tidig typ. Om gasen i halon är slut, vilket oftast sker i det moderna universum eller det senaste förflutna, så förblir den elliptiska galaxen densamma som den var [59] [60] .

Problem med det hierarkiska konceptet

Det hierarkiska konceptet är ofullkomligt och har ett antal motsägelser med observationsdata. Även om det modifieras med tiden och många motsättningar har lösts, förblir vissa av dem olösta. Nedan följer några exempel [61] :

Elliptiska galaxer uppvisar en korrelation mellan massa och metallicitet. I det hierarkiska konceptet är detta ganska förståeligt om varje sammanslagning åtföljs av en explosion av stjärnbildning. Sedan, ju fler sammanslagningar galaxen upplevde, desto större massa och desto fler tunga element bildades i den. Men i elliptiska galaxer borde den senaste sammanslagningen ha skett ganska nyligen - för 2-4 miljarder år sedan, och stjärnornas medelålder bör vara 3-5 miljarder år, medan den i observerbara elliptiska galaxer är mer än 8 miljarder år. Dessutom finns det i verkligheten ett samband mellan massan av en galax och åldern på dess stjärnpopulation: ju mer massiv galaxen är, desto äldre är dess stjärnor [61] . Man kan gå från motsatsen - att anta att stora elliptiska galaxer bildades från dvärg -elliptiska galaxer , där intensiv stjärnbildning ägde rum för 11-12 miljarder år sedan. Det antas att gasen samtidigt värmdes upp och lämnade galaxerna, och inga stjärnbildningssprängningar inträffade under deras sammanslagning. Detta förklarar ålderdomen för stjärnor i sådana galaxer, men förklarar inte korrelationen mellan massa och metallicitet [62] .
Observationer visar att antalet stora elliptiska galaxer och spiralgalaxer inte har förändrats under de senaste 6-7 miljarder åren. Det hierarkiska konceptet förutspår att sammanslagningar av mindre galaxer bör öka antalet större [62] .
Det hierarkiska konceptet beskriver väl fördelningen av moderna galaxer efter ljusstyrka, men ger felaktiga resultat för galaxer i det förflutna: det förutsäger ett större antal dvärggalaxer och ett mindre antal stora [63] .
Närvaron av Tully-Fisher-beroendet förklaras väl av det hierarkiska konceptet , men det finns ett problem med dess nollpunkt: simulerade galaxer roterar flera gånger snabbare än de som observeras vid samma ljusstyrka [64] .
Den radiella fördelningen av mörk materia enligt det hierarkiska konceptet skiljer sig från det observerade: teorin förutspår en snabb ökning av densiteten mot mitten av den mörka halo, vilket motsäger observationer och är känt som cusp-problemet [65] .

Empiriska scenarier

Den hierarkiska teorins ofullkomlighet har lett till den aktiva utvecklingen av evolutionära scenarier som är baserade direkt på observationsdata. Dessa scenarier, enligt deras definition, beskriver väl den observerade utvecklingen av galaxer och överensstämmer med varandra, men en teori har inte utvecklats för dem i detalj, som förklarar varför utvecklingen fortsatte exakt enligt sådana scenarier [66] .

Huvudskillnaden mellan de empiriska scenarierna och det hierarkiska konceptet är att bildandet av galaxer, enligt dem, gick "från stor till liten". De största galaxerna och stjärnorna i dem var de första som bildades, och under de senaste 8 miljarderna åren har varken deras antal eller sammansättning praktiskt taget förändrats [67] .

Det snabba upphörandet av stjärnbildning i massiva galaxer kan förklaras av två effekter. För det första, någon gång kan en del av gasen gå till centrum och göra kärnan aktiv , och den kommer i sin tur att värma upp gasen i skivan, vilket gör att den lämnar galaxen och stjärnorna kommer att sluta bildas . Detta förklarar också det stora antalet rödskiftande kvasarer , vilket motsvarar en tid för 10 miljarder år sedan. Mer massiva galaxer har mer massiva kärnor som kan lysa starkare och stoppa stjärnbildning snabbare. Omvänt, i dvärggalaxer är stjärnbildningens intensitet otillräcklig för att gas ska kunna fly från galaxen, och den fortsätter till denna dag [67] . $z=2$

En annan förklaring är att galaxer tar emot gas genom ackretion utifrån, nämligen från kosmologiska filament , så massiva galaxer var de första som samlade all gas och använde den. Detta gör att vi kan förklara några av de observerade fakta. För det första, om takten för stjärnbildningen bibehålls i alla spiralgalaxer, kommer det att finnas tillräckligt med gas i två miljarder år, även om stjärnbildning har pågått i dem i en mer eller mindre konstant hastighet i 8–10 miljarder år. Tanken att alla spiralgalaxer kommer att slutföra stjärnbildningen samtidigt verkar osannolik, så det antas att ackretion ständigt underblåser stjärnbildningen. För det andra förklaras samma kemiska sammansättning av stjärnorna på Vintergatans tunna skiva av ackretion (se ovan ), även om det inte fanns någon ackretion skulle unga stjärnor ha en större metallicitet än gamla. Linsformiga galaxer matas också av gas, men uppenbarligen går ansamlingen på dem i andra riktningar än på spiralgalaxer. Detta leder till det faktum att gas finns i linsformiga galaxer, men ofta skiljer sig dess kinematik från stjärnornas kinematik, och deras interaktioner stör stjärnbildningen [68] .

Utvecklingen av elliptiska galaxer skedde i två steg. Under de första två miljarderna åren efter Big Bang bildades kompakta elliptiska galaxer , varefter det först och främst skedde små sammanslagningar med dem. Detta förklarar den snabba ökningen av storleken på elliptiska galaxer med en liten förändring i massa under de senaste 10-11 miljarder åren [69] .

Anteckningar

↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , sid. 15-21.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , sid. 312-313.
↑ 1 2 3 4 5 Galax - Utveckling av galaxer och kvasarer . Encyclopedia Britannica . Tillträdesdatum: 19 januari 2021.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 11-15.
↑ Surdin, 2017 , sid. 305.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 27-36, 143.
↑ Mo et al., 2010 , s. 8-9.
↑ Silchenko O. K. Galaxernas evolution . Stora ryska encyklopedin . Hämtad: 20 januari 2021. (obestämd)
↑ 1 2 Surdin, 2017 , sid. 306-307.
↑ 12 Älskling D. Galaxbildning . Internet Encyclopedia of Science . Tillträdesdatum: 19 januari 2021. (obestämd)
↑ Silchenko, 2017 , sid. 36-39.
↑ Surdin, 2017 , sid. 322-323.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 11-12.
↑ Mo et al., 2010 , sid. 12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 55-56.
↑ Surdin, 2017 , sid. 320.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 27-36.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 67-72.
↑ Surdin, 2017 , sid. 323-325.
↑ Surdin, 2017 , sid. 325.
↑ Mo et al., 2010 , s. 9-10.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 65-67.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , sid. 325-328.
↑ 1 2 Evolution Of Galaxies | KOSMOS . astronomi.swin.edu.au . Tillträdesdatum: 19 januari 2021. (obestämd)
↑ Silchenko, 2017 , sid. 63-66, 212.
↑ Surdin, 2017 , sid. 328-329.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 72-75.
↑ Surdin, 2017 , sid. 329-332.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 76.
↑ Surdin, 2017 , sid. 341.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , sid. 77-80.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , sid. 342-345.
↑ Mo et al., 2010 , sid. 13.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 81-83.
↑ Surdin, 2017 , sid. 345-346.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 85-86.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 91-93.
↑ Surdin, 2017 , sid. 346-347.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 106-116.
↑ Surdin, 2017 , sid. 335.
↑ 1 2 3 Mo et al., 2010 , s. 12-13.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 125.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , sid. 335-341.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 117-123.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 124-130.
↑ Hubble EP Extragalaktiska nebulosor. // The Astrophysical Journal. - 1926-12-01. - T. 64 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143018 .
↑ Silchenko, 2017 , sid. 6-8.
↑ Surdin, 2017 , sid. 313-314.
↑ Silchenko, 2017 , sid. åtta.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 142-143.
↑ Eggen OJ, Lynden-Bell D., Sandage AR Bevis från gamla stjärnors rörelser att galaxen kollapsade. // The Astrophysical Journal. — 1962-11-01. - T. 136 . - S. 748 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/147433 .
↑ Gott, Richard J., III. Dynamics of Rotating Stellar Systems: Collapse and Violent Relaxation // The Astrophysical Journal. - 1973-12-01. - T. 186 . - S. 481-500 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152514 .
↑ Larson RB En modell för bildandet av en sfärisk galax // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1969. - T. 145 . - S. 405 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.4.405 .
↑ Larson RB Modeller för bildandet av skivgalaxer // Månatliga meddelanden från 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 Stjärnbefolkningsexplosioner i proto-elliptiska galaxer // Månatliga meddelanden från 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 Det hierarkiska ursprunget för galaxmorfologier // New Astronomy. - 2002-06-01. - T. 7 . - S. 155-160 . — ISSN 1384-1076 . - doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 .
↑ Silchenko, 2017 , sid. 27-38.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 4-6.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , sid. 38-42.
↑ Mo et al., 2010 , s. 10-12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 42-50.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 42-45.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 45.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 45-46.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 48-49.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 201.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , sid. 204-206.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 206-215.
↑ Silchenko, 2017 , sid. 202-204.

Litteratur

Silchenko O. K. Galaxernas ursprung och evolution / redigerad av V. G. Surdin . - Fryazino: Century 2, 2017. - 224 sid. - 1500 exemplar. - ISBN 978-5-85099-196-8 .
Surdin V. G. Galaxer. — 2:a, rättad och kompletterad. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 sid. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Mo H., van den Bosch F., White S. Galaxbildning och evolution . - Cambridge University Press , 2010. - 842 sid. — ISBN 978-0-511-72962-1 .

I bibliografiska kataloger	J9U : 987007561008905171 , 987007555548805171 LCCN : sh94008658 , sh85052765

galaxer
Typer	Elliptisk (E) Spiral (S) flockig Med en ordnad struktur Barred Spiral (SB) Lentikulär (S0) Fel (Irr) Dvärg (d) Dvärg oregelbunden (dI) Dvärg elliptisk (dE) Dvärg sfäroidal (dSph) Ultrakompakt dvärg (UCD) Ultradiffus ringformig Med polarring anemisk
Strukturera	Supermassivt svart hål Utbuktning Bar Disk Kärna Lins (galaxer) spiralgren galaktiskt plan Halo polarring Protogalaxi Nebulosor
Aktiva kärnor	Relativistisk jet Seyfert galaxen radiogalax Lacertida kvasar Quazag
Samspel	interagerande galaxer "Brännande" Galaxy Satellit grupp av galaxer lokal grupp Klunga superkluster Tomhet stjärnström
Fenomen och processer	Ursprung och evolution Gravity lins märklig galax Galaktiskt år Metagalaxi Galaktisk tråd Great Wall ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Stor attraktion
Listor	Atlas över märkliga galaxer Den närmaste Vintergatans satelliter Den mest avlägsna

Kosmologi
Grundläggande begrepp och objekt	Universum observerbart universum Rödförskjutning kosmologiska CMB-strålning Gravitationsvågor Universums expansion accelererad dold massa Mörk materia mörk energi
Universums historia	Big Bang stor rekyl Kronologi av Big Bang Inflation Primär nukleosyntes Rekombination Evolution av galaxer Universums ålder Universums framtid
Universums struktur	Universums struktur i stor skala Superkluster av galaxer Stor grupp av kvasarer Galaktisk tråd Tomhet Hubble bubbla Universums form
Teoretiska begrepp	Historien om utvecklingen av idéer om universum Hubble lag Gravitationsinstabilitet Kosmologisk princip Kosmologiska modeller Kosmologisk singularitet De Sitter modell het universum modell Friedmans universum Ledsagaravstånd Kritisk densitet Friedmans ekvation Kosmologisk tillståndsekvation Lambda-CDM-modell
Experiment	Observationskosmologi 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portal: Astronomi