Evoluce galaxií

Evoluce galaxií je proces formování galaxií , stejně jako změny jejich parametrů v průběhu času: tvar, velikost, chemické složení a hvězdná populace. Vznik galaxií začal před 12-13 miliardami let, a přestože vývoj každé galaxie probíhá svým vlastním způsobem, je známo mnoho společných mechanismů, které mohou ovlivnit vývoj každé galaxie. Mohou to být prudké procesy, jako jsou slučování galaxií , nebo například postupně probíhající formace hvězd , při které se spotřebovává galaktický plyn a zvyšuje se metalicita galaxie. Pro usnadnění se rozlišují tři typy evoluce: dynamická, spektrofotometrická a chemická, které jsou nejčastěji zvažovány odděleně, stejně jako mechanismy, které je vytvářejí.

Pozorování mnoha galaxií o nich poskytlo mnoho informací, včetně jejich parametrů v minulosti, protože světlo ze vzdálených galaxií přichází k pozorovatelům po velmi dlouhé době. V současnosti však neexistuje jediný scénář, který by přirozeně zapadal do teorie a přesto vysvětloval výsledky pozorování. Existují dvě konkurenční teorie: hierarchický koncept, který je teoreticky výhodnější, ale není plně v souladu s pozorováními, a soubor empirických scénářů, které pozorování dobře popisují, ale ne vždy souhlasí s existující teorií. První kroky ve studiu vývoje galaxií učinil Edwin Hubble ve 20. letech 20. století a teorie jsou stále aktivně rozvíjeny a revidovány.

Pozorování evoluce

Díky jasnosti galaxií a pronikavé síle moderních dalekohledů je mnoho takových objektů k dispozici astronomům k pozorování. V důsledku toho existují dva přístupy ke studiu vývoje galaxií. První přístup využívá skutečnosti, že nejbližší galaxie byly velmi dobře prozkoumány, což umožňuje sestavení a testování teoretických modelů. V ideálním případě by modely měly vysvětlovat vznik přesně takových galaxií, které jsou pozorovány [1] [2] .

Druhý přístup se opírá o studium galaxií s velkými rudými posuvy . Takové galaxie jsou daleko a světlo z nich putuje k pozorovatelům miliardy let, což je srovnatelné se stářím Vesmíru – například s parametrem rudého posuvu je galaxie pozorována jako před zhruba 8 miliardami let. Pozorování velkého počtu vzdálených galaxií s různými rudými posuvy dává představu o tom, jak se galaxie v průběhu času měnily – galaxie s vysokým rudým posuvem mají jiné vlastnosti než ty, které se nacházejí poblíž [1] [2] [3] . $z=1$

Problémem prvního přístupu je však to, že při modelování stále potřebujete vědět, jaké mechanismy evoluce se mohly odehrát v dávné minulosti. Nevýhodou druhého přístupu je, že se s jeho pomocí pozorují různé galaxie a nelze sledovat změny v konkrétní galaxii a stále je nutné modelování. Nejlepších výsledků tedy dosáhne kombinace obou přístupů [1] [2] .

Mechanismy evoluce

Evoluční změny v galaxiích se projevují různými způsoby a probíhají u každé galaxie svým vlastním způsobem, byť pod vlivem různých obecných mechanismů. Existují tři projevy evoluce: dynamická evoluce - změna v pohybu složek galaxie, spektrofotometrická - změna barvy , svítivosti a spektra galaxie, chemická - změna jejího chemického složení. Obvykle se při numerickém modelování vlastností galaxií pro usnadnění studuje jedna z nich [4] [5] .

Vznik galaxií

Protogalaktický kolaps, při kterém dochází ke vzniku galaxií, se stal možným, když se vesmír dostatečně roztáhl, ochladil a záření přestalo neustále ionizovat hmotu. K zahájení formování se musí vytvořit fluktuace hustoty , která vede ke gravitační nestabilitě a stlačení protogalaktického mraku . Tento proces je podobný těm, ke kterým dochází při formování hvězd , ale ve větším měřítku, s rozptylem energie v důsledku srážek plynových mračen. Poté se plyn ochladí, kolabující oblasti se fragmentují, což má za následek vznik hvězd [6] [7] .

K hromadnému formování galaxií došlo v první miliardě let po Velkém třesku a vzniklé galaxie byly tlusté disky obsahující hodně plynu [3] [8] [9] .

Podle současných modelů došlo k protogalaktickému kolapsu za účasti elektricky neutrální temné hmoty , která neinteraguje se zářením: její fluktuace vytvořily temná hala krátce po velkém třesku a baryonová hmota se začala koncentrovat vlivem gravitace temná svatozář [10] . V nepřítomnosti temné hmoty by kolísání hustoty baryonské hmoty narůstalo velmi pomalu v důsledku expanze vesmíru a galaxie by již neměly čas se zformovat [11] [12] .

Dynamická evoluce

Změna dynamických vlastností subsystémů galaxie je dynamický vývoj. Zpočátku se věřilo, že k němu dochází hlavně při formování galaxie, poté se stává dynamicky stabilní a mění se nepatrně. Později se však ukázalo, že galaxie během svého života procházejí neméně závažnými dynamickými změnami než během formování [13] [14] .

Mechanismy dynamické evoluce jsou rozděleny podle dvou kritérií. Prvním znakem je charakteristická doba mechanismu: hranice je doba jedné rotace galaxie, což je v průměru o něco méně než miliarda let. Procesy s kratší charakteristickou dobou se nazývají „rychlé“, procesy s delší charakteristickou dobou „pomalé“ nebo „sekulární“. Druhý atribut rozděluje mechanismy na „vnitřní“ mechanismy, které fungují bez ohledu na prostředí galaxie, a „vnější“ mechanismy, které fungují pod vlivem vnějších sil [15] [16] .

Dynamický vývoj úzce souvisí se změnou struktury galaxie, protože dynamika subsystémů galaxie určuje její tvar - eliptický nebo diskový , symetrický nebo nepravidelný [15] .

Vnitřní rychlý vývoj

Procesy vnitřní rychlé evoluce zahrnují pouze protogalaktický kolaps, při kterém vzniká galaxie (viz výše ) [17] .

Vnitřní sekulární evoluce

Vnitřní sekulární evoluce zahrnuje mnoho různých procesů. Některé z nich jsou způsobeny neosově symetrickými poruchami v galaxii - především příčky , ale mohou to být například i spirální větve nebo asymetrická tmavá halo . Za přítomnosti takové poruchy mohou být mračna plynu a hvězdy přerozděleny v disku galaxie a vyměňovat si úhlovou hybnost. Díky tomu mohou například nastat takové změny, jako je výskyt prstenců, kde se koncentruje plyn a aktivuje se tvorba hvězd, růst vyboulenin nebo zvýšení rozptylu rychlosti hvězd v disku . Samotná lišta se zase může objevovat a mizet bez jakýchkoliv vnějších vlivů [18] [19] .

Vnitřní sekulární evoluce může mít i jiné příčiny. Například mladé hmotné hvězdy vytvářejí silný hvězdný vítr , který urychluje plyn na vysoké rychlosti, a když tyto hvězdy vzplanou jako supernovy , plyn se ohřívá v důsledku záření. Záření z aktivního galaktického jádra může také zahřívat plyn . Při vysoké teplotě plynu se tvorba hvězd dočasně zastaví a při příliš vysokých rychlostech plynu se vytvoří galaktický vítr a plyn začne opouštět galaxii – tento efekt se nazývá negativní zpětná vazba . Na druhou stranu může být zpětná vazba i pozitivní ( eng. positive feedback ): výbuch supernovy může vést ke stlačení blízkých plynových mračen, což v nich způsobí vznik hvězd [18] [20] [21] .

Vnější sekulární evoluce

Mechanismy vnější sekulární evoluce jsou spojeny se vzájemnou interakcí galaxií. Při blízkých průchodech galaxií s nízkou relativní rychlostí vznikají a dlouhodobě působí slapové síly , které způsobují různé efekty v discích: natahují se směrem k rušivé galaxii, tvoří se v nich „ohony“ a další struktury z plynu a hvězd, a může se také vytvořit příčka , která stimuluje vnitřní sekulární evoluci (viz výše ) a také urychluje rychlost tvorby hvězd [3] [22] [23] .

Dalším činitelem evoluce je slučování galaxií – slučování. Do sekulární evoluce patří pouze tzv. malé slučování, ke kterému dochází, když je hmotnostní poměr splývajících galaxií větší než 5 ku 1. Malým sloučením se větší galaxii podaří udržet svůj disk, i když se v ní zvětší rozptyl rychlostí . Ačkoli k jedinému sloučení dochází poměrně rychle, malé slučovací procesy jsou považovány za sekulární evoluci, protože galaxie má obvykle mnoho malých satelitů a k takovým událostem dochází mnohokrát za dlouhou dobu [22] [23] .

A konečně, vnější sekulární evoluce zahrnuje také přísun plynu do galaxie zvenčí – tzv. plynulá akrece . Nebylo možné to detekovat přímo, ale je třeba poznamenat, že ve spirálních galaxiích se za posledních několik miliard let množství plynu nezměnilo, ačkoli celou tu dobu probíhala tvorba hvězd, na kterou měl být plyn vynaložen. . Navíc pozorovaný chemický vývoj (viz níže ) také nelze vysvětlit bez předpokladu hladké akrece [23] .

Externí rychlý vývoj

Za prvé, procesy vnější rychlé evoluce zahrnují srážky galaxií s následným sloučením a hmotnosti galaxií by se neměly lišit o více než pětkrát - jedná se o takzvané velké slučování. V tomto případě výsledná galaxie již nemá disk, její celkový moment hybnosti je velmi malý, ale rozptyl rychlosti se zvyšuje a galaxie nabývá sférického tvaru. Pokud byl v galaxiích plyn, pak se sloučení nazývá "mokré" a dochází k rozptylu energie. Většina plynu se shromažďuje ve středu galaxie, kde dochází ke krátkému, ale silnému výbuchu hvězdy a zbývající plyn opouští galaxii. Pokud v galaxiích nebyl žádný plyn, sloučení se nazývá „suché“, ale v každém případě vznikne galaxie bez plynu, v ní se zastaví tvorba hvězd a stane se typickou eliptickou galaxií [24] [25] [26 ] .

Také rychlé změny v galaxii nastávají, pokud prochází kupou galaxií . Mezigalaktické prostředí kup obsahuje velké množství horkého plynu a když přes něj prolétne galaxie, tento plyn „odfoukne“ plyn, který galaxii předtím obklopoval – tento jev se nazývá frontální tlak.( anglický tlak berana ). Galaxie ztrácí zdroj plynu pro disk a tvorba hvězd, ačkoliv vlivem zvýšeného tlaku krátkodobě zesílí, následně pohasne. Pokud galaxie prolétá vysokou rychlostí středem kupy, kde je obzvlášť vysoká hustota plynu, ztrácí plyn i z disku, kde zároveň probíhá tvorba hvězd, a samotný disk je ohnut. V některých případech jsou účinky frontálního tlaku pozorovány přímo, ale obvykle se projevují tím, že v kupách galaxií je méně vodíku než v jiných galaxiích [27] [28] .

Spektrofotometrická evoluce

Studium jednotlivých hvězd je možné pouze v nejbližších galaxiích, zatímco u ostatních galaxií je k dispozici pouze pozorování integrálních charakteristik - například barvy nebo svítivosti celé galaxie nebo jejích částí. Přestože tyto charakteristiky přímo souvisejí se složením hvězdné populace galaxie, které se v čase mění, přímý výběr rozložení hvězd podle spektrálních tříd a tříd svítivosti selhává kvůli nejednoznačnosti výsledku [29] [30] .

Z tohoto důvodu se používá tzv. metoda evoluční syntézy: tato metoda spočívá ve výběru rozložení hvězd podle věku a hmotnosti. Formálně je tato metoda popsána následujícím vzorcem [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

Zde je svítivost celé galaxie na vlnové délce , je to věk galaxie a nejstarších hvězd v ní a jsou to maximální a minimální hmotnosti hvězd, které se tvoří (hodnoty se berou libovolně, protože, obecně nemají vliv na výsledek). je svítivost hvězdy o hmotnosti a stáří při vlnové délce . je hodnota počáteční hmotnostní funkce pro hmotnost , je rychlost tvorby hvězd v okamžiku po vzniku galaxie, tj . Součin a udává počet hvězd o hmotnosti a stáří [31] [32] . ${\displaystyle L_{\lambda ,~gal))$ $\lambda$ ${\displaystyle t_{gal))$ $M_{max}$ $M_{min}$ $L_{\lambda ,*}(M,t)$ $M$ $t$ $\lambda$ ${\text{IMF}}(M)$ $M$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $\tau$ $\tau =t_{gal}-t$ ${\text{IMF}}(M)$ ${\text{SFR}}(\tau )$ $M$ $t$

Jinými slovy, příspěvek hvězd určité hmotnosti a stáří k celkovému výkonu záření závisí na svítivosti a barvě jedné takové hvězdy a na jejich počtu v galaxii. Podle teorie hvězdné evoluce jsou barva a svítivost hvězdy určeny její počáteční hmotností a stářím a také jejím chemickým složením. Počet hvězd určité hmotnosti a stáří v galaxii závisí na rychlosti vzniku hvězd v době vzniku hvězd tohoto věku a také na podílu hvězd, které mají při narození přesně tuto hmotnost. Zlomek hvězd o této hmotnosti je popsán počáteční hmotnostní funkcí , klesající mocninnou funkcí , kde je parametr modelu. A konečně, rychlost tvorby hvězd v nejjednodušším případě podle Kennicutt-Schmidtova zákona závisí na množství plynu zbývajícího v galaxii, které se spotřebuje na tvorbu hvězd, proto je jako funkce času reprezentována jako , kde je charakteristická doba rozpadu hvězdotvorby. Důležitější však není funkce, která parametrizuje rychlost tvorby hvězd, ale poměr aktuální rychlosti k průměrné rychlosti za celou historii galaxie [31] [32] . ${\text{IMF}}(M)=M^{\alpha }$ $\alpha$ ${\text{SFR}}(\tau )=\exp(-\tau /\tau _{0})$ $\tau_{0}$

Pozorované parametry různých galaxií jsou dobře popsány stejným stářím pro všechny rovné 12 miliardám let, ale různou dobou rozpadu : pro eliptické a čočkovité galaxie je to asi jedna miliarda let a pro galaxie pozdějších typů - Sa, Sb, Sc - 3, 5 a 10 miliard let. To znamená, že zpočátku v galaxiích raného typu byla tvorba hvězd intenzivní, ale rychle zmizela, zatímco ve spirálních galaxiích se její rychlost během života příliš neměnila [34] [35] . Ve skutečnosti jsou nejstarší hvězdy ve většině galaxií starší než 10 miliard let a maximální rychlosti tvorby hvězd v nich bylo dosaženo miliardu let po začátku vzniku hvězd. Pouze v malém počtu trpasličích galaxií se v poslední době začaly rodit hvězdy a samotné galaxie mají velmi nízkou metalicitu a obsahují hodně plynu [3] [9] . ${\displaystyle t_{gal))$ $\tau_{0}$

Spektrofotometrickou evoluci lze kvalitativně uvažovat v nejjednodušším případě, kdy se většina hvězd v galaxii vytvoří ve velmi krátké době, jak se to děje v eliptických galaxiích. Při současném zrození mnoha hvězd budou k záření nejvíce přispívat nejhmotnější a nejjasnější hvězdy spektrálních tříd O a B, což znamená, že samotná galaxie by měla mít stejnou modrou barvu jako tyto hvězdy. Nejhmotnější hvězdy se však vyvíjejí rychle a žijí nejkratší dobu, v důsledku čehož po 10 milionech let zmizí v galaxii hvězdy hmotnější než 10 M ⊙ a po 100 milionech už nebudou hmotnější než 3 M ⊙ . Galaxie tedy po dokončení tvorby hvězd začíná blednout a červenat se, i když postupem času pomaleji – tento proces se nazývá pasivní evoluce [24] [36] .

Jedním z problémů metody evoluční syntézy zůstává vztah mezi barvou hvězdy nejen se stářím, ale také s metalicitou . Například kulové hvězdokupy se skládají ze starých hvězd starších než 10 miliard let a galaxie Sc obsahují mnoho mladých hvězd, ale v průměru se barvy B−V a U−B těchto objektů prakticky neliší: metalicita galaxií je srovnatelná. k slunečnímu, zatímco kulové hvězdokupy jsou o dva řády menší. Abychom tyto efekty oddělili, musíme porovnat charakteristiky, které jsou citlivější buď na změnu metalicity, nebo na změnu stáří: lze například porovnat efektivní šířky spektrálních čar atomů železa a vodíku [ 37] [38 ] .

Chemická evoluce

Po primární nukleosyntéze , ke které došlo v prvních 20 minutách po Velkém třesku , byla většina chemických prvků ve vesmíru vodík a helium s hmotností asi 75 % a 25 % jeho baryonové hmoty. Také deuterium , lithium a berylium [39] [40] [41] se tvořily ve velmi malých množstvích .

Těžší prvky vznikají především ve hvězdách během termonukleární fúze . Po smrti některých hvězd přecházejí do mezihvězdného prostředí a jsou v něm distribuovány, takže další generace hvězd jsou bohatší na těžké prvky a celková metalicita by se tak měla s časem zvyšovat. Ale například v Mléčné dráze hvězdy na tenkém disku , které se vytvořily za posledních 8 miliard let, nemají žádnou korelaci mezi stářím a metalicitou. To je způsobeno neustálým přílivem plynu zvenčí: je prostý těžkých prvků a „ředí“ jimi obohacený plyn v disku galaxie, což má za následek vznik hvězd se stejnou metalicitou [41] [42 ] [43] .

Průběh vzniku hvězd však neovlivňuje pouze celkovou metalicitu: studium hojnosti jednotlivých prvků umožňuje poznat i historii vzniku hvězd v galaxii. Různé prvky vstupují do mezihvězdného prostředí z různých hvězd: například prvky vzniklé během procesu alfa , až po titan , jsou vyvrženy během explozí supernov typu II , které generují hvězdy hmotnější než 10 M ⊙ s životností menší než 10 milionů let. Hlavním zdrojem železa jsou naopak výbuchy supernov typu Ia - to jsou bílí trpaslíci v binárních systémech , kteří na sebe stáhli hmotu druhé hvězdy a explodovali. Z bílých trpaslíků se zase stávají hvězdy s počáteční hmotností menší než 8 M ⊙ , a protože existuje více hvězd s nízkou hmotností než těch hmotných, průměrná doba mezi vznikem hvězdy a jejím výbuchem jako supernovy typu Ia je 2–3 miliardy let. Jiné prvky mohou mít přechodná data pro návrat do mezihvězdného média: například pro dusík je toto období asi 100 milionů let [43] [44] .

Relativní množství například hořčíku a železa nám tedy umožňuje vyvodit závěr o době trvání aktivní tvorby hvězd v galaxii. Pokud vzplanutí tvorby hvězd netrvalo dlouho, pak první hvězdy vzniklé během záblesku měly čas obohatit mezihvězdné médium o hořčík, ale ne o železo, než skončil. Obsah železa v tomto případě bude snížen oproti hořčíku, což je skutečně pozorováno např. v eliptických galaxiích [43] [44] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Pokud je možné v galaxii pozorovat jednotlivé hvězdy, lze vyvodit podrobnější závěry: například v naší galaxii dochází k prudkému přechodu mezi tenkým a tlustým diskem . To naznačuje, že tlustý disk vznikl v poměrně krátkém časovém období, poté se 1–2 miliardy let netvořila hvězda a poté se začaly tvořit hvězdy na tenkém disku [45] . ${\ce {[Mg/Fe]}}$

Samotné chemické složení zase ovlivňuje další parametry galaxií. Určuje svítivost a barvu hvězd a v důsledku toho i celé galaxie. Kromě toho jsou částice kosmického prachu složeny z těžkých prvků , které způsobují mezihvězdnou absorpci světla a mohou snížit pozorovanou svítivost galaxie [41] .

Historie vývoje evoluční teorie

Obecná zobrazení

Edwin Hubble , který prokázal existenci galaxií mimo Mléčnou dráhu , také navrhl jejich morfologickou klasifikaci v roce 1926 . V něm rozdělil galaxie na eliptické , lentikulární a spirální galaxie s příčkou a bez ní . Hubble sestrojil sekvenci galaxií , později po něm pojmenovanou, kterou interpretoval jako evoluční: věřil, že galaxie se nejprve vytvoří s kulovým tvarem bez detailů a poté se zploští a rozvine další složky [46] . Evoluční interpretace této sekvence byla následně zamítnuta: ukázalo se například, že hmotnostní rozsah eliptických galaxií je mnohem větší než hmotnostní rozsah spirálních galaxií. Také první z nich nemají prakticky žádný úhlový moment hybnosti, zatímco druhé mají spíše velký - tato a další pozorování jasně ukázala, že eliptické galaxie se nemohou neustále měnit ve spirální. Přesto v moderní terminologii zůstává stopa po takové interpretaci: eliptické galaxie se nazývají galaxie raného typu a spirální galaxie se nazývají galaxie pozdního typu [47] [48] .

Pak se v 70. letech rozšířila myšlenka, že galaxie nemohou změnit typ a že všechny vznikají za jiných počátečních podmínek. Později se od toho ale upustilo: v 90. letech se věřilo, že galaxie se stále vyvíjejí postupně, ale v opačném směru, než jak to navrhoval Hubble: nejprve ve spirálních galaxiích rostou vybouleniny a stávají se galaxiemi stále dřívějších typů, a poté, v důsledku sloučení se mění v eliptické galaxie [49] .

Představy o mechanismech evoluce

Zároveň byly studovány i mechanismy, které přímo ovlivňují vývoj galaxií. Změnil se například úhel pohledu na protogalaktický kolaps: nejprve v roce 1962 Olin Eggen , Donald Linden-Bell a Alan Sandage navrhli model monolitického kolapsu protogalaktického mraku [50] [51] a později tato myšlenka byl vyvinut a různé možnosti kolapsu. Jako nejúspěšnější se ukázaly dva modely: nedisipativní kolaps navržený Richardem Gottem v roce 1973 [52] a disipativní kolaps navržený Richardem Larsonem v roce 1969 [53] . Gott předpokládal, že k přeměně plynu na hvězdy dochází ještě před kontrakcí protogalaxie, takže systém je bezkolizní. Larsonův model takový předpoklad nevyužil, takže předpokládal pravidelné srážky plynových mračen při kolapsu a jejich ztrátu energie – ve výsledku se tento model ukázal jako úspěšnější [17] .

Zpočátku se pomocí obou modelů snažili vysvětlit vznik eliptických galaxií. V roce 1976 však Larson navrhl podobný scénář pro diskové galaxie [54] a v roce 1979 spolu s Beatrice Tinsleyovou publikoval článek upřednostňující slučování galaxií před protogalaktickým kolapsem jako hlavním mechanismem pro vznik eliptických galaxií [55] . Později se ukázalo, že temná hmota přispívá k hmotě Vesmíru mnohem více než baryonická hmota a právě její role začala být považována za rozhodující při formování galaxií – to znamenalo vznik hierarchického konceptu (viz níže ) [56] [57] . Také se začalo objevovat stále více důkazů ve prospěch skutečnosti, že slučování galaxií probíhá pravidelně a ovlivňuje jejich vývoj i v moderním vesmíru [3] .

Současný stav evoluční teorie

V tuto chvíli neexistuje žádná obecně uznávaná teorie vývoje galaxií, která by byla z teoretického hlediska přirozená a zároveň by dobře vysvětlovala všechna pozorovací fakta. Teorie jsou aktivně rozvíjeny a revidovány, což je spojeno s rychlým růstem schopností pozorovací techniky [58] .

Hierarchický koncept

Nejuznávanější a nejkonzistentnější s modelovým scénářem ΛCDM pro vznik a vývoj galaxií je takzvaný hierarchický koncept. Zvažuje vývoj všech galaxií najednou, a nikoli odděleně, takže jedním z jeho hlavních úspěchů je poměrně dobré vysvětlení moderního rozložení galaxií podle různých parametrů. Má však značné problémy s reprodukcí pozorovaného vývoje galaxií (viz níže ), které dosud nebyly vyřešeny [59] .

Podle hierarchického konceptu začal vznik galaxií zhutňováním fluktuací studené temné hmoty . Zpočátku měly fluktuace v jeho hustotě kontrast maximálně 10 −5 , ale vlivem gravitace se v průběhu času zhušťovaly a kombinovaly, rostly na hmotnosti a velikosti – proto dostal koncept svůj název. 0,5 miliardy let po Velkém třesku se vytvořila tmavá hala o hmotnosti 10 7 -10 8 M ⊙ a po 2 miliardách let - 10 10 M ⊙ . V tuto chvíli by hmotnost takových halo měla být 10 14 —10 15 M ⊙ , což odpovídá hmotnosti kup galaxií . Plyn, jehož hmotnost je 6krát menší než hmotnost temné hmoty, je v tomto scénáři pouze tažen za temná hala a směřuje k jejich středům. Plyn ohřátý během kolapsu se shromažďuje v halo a ochlazuje se v disku, kde začíná tvorba hvězd . Plně disková galaxie vzniká bez sféroidní složky – tedy spirální galaxie pozdního typu nebo nepravidelná galaxie [10] [59] .

Při slučování tmavých hal se mohou galaxie v nich obsažené po nějaké době také srazit, ale také se stává, že jedno halo obsahuje více galaxií - například velkou galaxii se satelity. Když se diskové galaxie spojí, měly by tvořit eliptické galaxie , ale plyn usazující se z halo vytvoří disk - takže se eliptická galaxie stane vybouleninou vytvořené spirální galaxie raného typu. Pokud je plyn v halo vyčerpán, což se nejčastěji stává v moderním vesmíru nebo nedávné minulosti, pak eliptická galaxie zůstává stejná, jako byla [59] [60] .

Problémy hierarchického konceptu

Hierarchický koncept je nedokonalý a má řadu rozporů s pozorovacími údaji. I když se v průběhu času upravuje a mnohé rozpory jsou vyřešeny, některé z nich zůstávají nevyřešeny. Níže je několik příkladů [61] :

Eliptické galaxie vykazují korelaci mezi hmotností a metalicitou. V hierarchickém pojetí je to celkem pochopitelné, pokud každé sloučení doprovází výbuch hvězdotvorby. Čím více splynutí galaxie zažila, tím větší byla její hmotnost a tím více těžkých prvků se v ní vytvořilo. V eliptických galaxiích však mělo k poslednímu sloučení dojít poměrně nedávno – před 2–4 miliardami let a průměrné stáří hvězd by mělo být 3–5 miliard let, zatímco u pozorovatelných eliptických galaxií je to více než 8 miliard let. Navíc ve skutečnosti existuje korelace mezi hmotností galaxie a stářím její hvězdné populace: čím hmotnější je galaxie, tím starší jsou její hvězdy [61] . Lze vycházet z opačného směru – předpokládat, že velké eliptické galaxie vznikly z trpasličích eliptických galaxií , ve kterých před 11-12 miliardami let probíhala intenzivní tvorba hvězd. Předpokládá se, že ve stejnou dobu se plyn zahřál a opustil galaxie a během jejich splynutí nedošlo k žádnému výbuchu hvězd. To vysvětluje starý věk hvězd v takových galaxiích, ale nevysvětluje to korelaci mezi hmotností a metalicitou [62] .
Pozorování ukazují, že počet velkých eliptických a spirálních galaxií se za posledních 6-7 miliard let nezměnil. Hierarchický koncept předpovídá, že sloučení menších galaxií by mělo zvýšit počet větších [62] .
Hierarchický koncept dobře popisuje rozložení moderních galaxií podle svítivosti, ale dává chybné výsledky pro galaxie v minulosti: předpovídá větší počet trpasličích galaxií a menší počet velkých [63] .
Přítomnost Tully-Fisherovy závislosti je dobře vysvětlena hierarchickým konceptem , ale je zde problém s jejím nulovým bodem: simulované galaxie rotují několikrát rychleji než galaxie pozorované při stejné svítivosti [64] .
Radiální rozložení temné hmoty podle hierarchického konceptu se liší od pozorovaného: teorie předpovídá rychlý nárůst hustoty směrem ke středu tmavého halo, což je v rozporu s pozorováními a je známé jako problém vrcholu [65] .

Empirické scénáře

Nedokonalost hierarchické teorie vedla k aktivnímu vývoji evolučních scénářů, které jsou založeny přímo na pozorovacích datech. Tyto scénáře podle své definice dobře popisují pozorovaný vývoj galaxií a jsou vzájemně konzistentní, ale nebyla pro ně podrobně vyvinuta teorie, která by vysvětlovala, proč evoluce probíhala přesně podle takových scénářů [66] .

Hlavní rozdíl mezi empirickými scénáři a hierarchickým konceptem spočívá v tom, že formování galaxií podle nich probíhalo „od velkých k malým“. Největší galaxie a hvězdy v nich vznikly jako první a za posledních 8 miliard let se prakticky nezměnil ani jejich počet, ani složení [67] .

Rychlé zastavení tvorby hvězd v masivních galaxiích lze vysvětlit dvěma efekty. Za prvé, v určitém okamžiku může část plynu jít do středu a aktivovat jádro , a to zase ohřeje plyn v disku, což způsobí, že opustí galaxii a hvězdy se přestanou tvořit. . To také vysvětluje velký počet kvasarů s červeným posuvem , které odpovídají době před 10 miliardami let. Masivnější galaxie mají hmotnější jádra, která mohou zářit jasněji a rychleji zastavit tvorbu hvězd. Naopak v trpasličích galaxiích je intenzita tvorby hvězd nedostatečná pro únik plynu z galaxie a trvá to dodnes [67] . $z=2$

Dalším vysvětlením je, že galaxie přijímají plyn akrecí zvenčí, konkrétně z kosmologických vláken , takže masivní galaxie byly první, které shromáždily veškerý plyn a spotřebovaly ho. To nám umožňuje vysvětlit některá pozorovaná fakta. Za prvé, pokud bude rychlost tvorby hvězd zachována ve všech spirálních galaxiích, bude tam dostatek plynu na dvě miliardy let, ačkoliv tvorba hvězd v nich probíhá víceméně konstantní rychlostí po dobu 8–10 miliard let. Myšlenka, že všechny spirální galaxie dokončí tvorbu hvězd ve stejnou dobu, se zdá nepravděpodobná, takže se předpokládá, že akrece neustále podporuje tvorbu hvězd. Zadruhé, stejné chemické složení hvězd tenkého disku Mléčné dráhy je vysvětleno akrecí (viz výše ), i když kdyby nedocházelo k žádné akreci, mladé hvězdy by měly větší metalicitu než staré. Čočkovité galaxie jsou také napájeny plynem, ale zdá se, že narůstání na nich jde jinými směry než na spirálních galaxiích. To vede k tomu, že plyn je přítomen v lentikulárních galaxiích, ale často se jeho kinematika liší od kinematiky hvězd a jejich interakce narušují vznik hvězd [68] .

Evoluce eliptických galaxií probíhala ve dvou fázích. Během prvních dvou miliard let po Velkém třesku se vytvořily kompaktní eliptické galaxie , poté s nimi došlo především k malým sloučením. To vysvětluje rychlý nárůst velikosti eliptických galaxií s malou změnou hmotnosti za posledních 10-11 miliard let [69] .

Poznámky

↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , str. 15-21.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , str. 312-313.
↑ 1 2 3 4 5 Galaxie – Vývoj galaxií a kvasarů . Encyklopedie Britannica . Datum přístupu: 19. ledna 2021.
↑ Silchenko, 2017 , str. 11-15.
↑ Surdin, 2017 , str. 305.
↑ Silchenko, 2017 , str. 27-36, 143.
↑ Mo a kol., 2010 , pp. 8-9.
↑ Silchenko O. K. Evoluce galaxií . Velká ruská encyklopedie . Staženo: 20. ledna 2021. (neurčitý)
↑ 1 2 Surdin, 2017 , str. 306-307.
↑ 12 Miláčku D. Vznik galaxie . Internetová encyklopedie vědy . Datum přístupu: 19. ledna 2021. (neurčitý)
↑ Silchenko, 2017 , str. 36-39.
↑ Surdin, 2017 , str. 322-323.
↑ Silchenko, 2017 , str. 11-12.
↑ Mo a kol., 2010 , str. 12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 55-56.
↑ Surdin, 2017 , str. 320.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 27-36.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 67-72.
↑ Surdin, 2017 , str. 323-325.
↑ Surdin, 2017 , str. 325.
↑ Mo a kol., 2010 , pp. 9-10.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 65-67.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , str. 325-328.
↑ 1 2 Evoluce galaxií | COSMOS . astronomie.swin.edu.au . Datum přístupu: 19. ledna 2021. (neurčitý)
↑ Silchenko, 2017 , str. 63-66, 212.
↑ Surdin, 2017 , str. 328-329.
↑ Silchenko, 2017 , str. 72-75.
↑ Surdin, 2017 , str. 329-332.
↑ Silchenko, 2017 , str. 76.
↑ Surdin, 2017 , str. 341.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , str. 77-80.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , str. 342-345.
↑ Mo a kol., 2010 , str. 13.
↑ Silchenko, 2017 , str. 81-83.
↑ Surdin, 2017 , str. 345-346.
↑ Silchenko, 2017 , str. 85-86.
↑ Silchenko, 2017 , str. 91-93.
↑ Surdin, 2017 , str. 346-347.
↑ Silchenko, 2017 , str. 106-116.
↑ Surdin, 2017 , str. 335.
↑ 1 2 3 Mo a kol., 2010 , pp. 12-13.
↑ Silchenko, 2017 , str. 125.
↑ 1 2 3 Surdin, 2017 , str. 335-341.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 117-123.
↑ Silchenko, 2017 , str. 124-130.
↑ Extragalaktické mlhoviny Hubble EP . // The Astrophysical Journal. - 12.12.1926. - T. 64 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/143018 .
↑ Silchenko, 2017 , str. 6-8.
↑ Surdin, 2017 , str. 313-314.
↑ Silchenko, 2017 , str. osm.
↑ Silchenko, 2017 , str. 142-143.
↑ Eggen OJ, Lynden-Bell D., Sandage AR Důkazy z pohybů starých hvězd, že se Galaxie zhroutila. // The Astrophysical Journal. — 11. 11. 1962. - T. 136 . - S. 748 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/147433 .
↑ Gott, Richard J., III. Dynamika rotujících hvězdných systémů: Kolaps a násilná relaxace // The Astrophysical Journal. - 12.12.1973. - T. 186 . - S. 481-500 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152514 .
↑ Larson RB Model pro vznik sférické galaxie // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. - 1969. - T. 145 . - S. 405 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/145.4.405 .
↑ Larson RB Modely pro formování diskových galaxií // 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 Hvězdné populační exploze v protoeliptických galaxiích // 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 Hierarchický původ morfologií galaxií // Nová astronomie. - 2002-06-01. - T. 7 . - S. 155-160 . — ISSN 1384-1076 . - doi : 10.1016/S1384-1076(02)00102-1 .
↑ Silchenko, 2017 , str. 27-38.
↑ Silchenko, 2017 , str. 4-6.
↑ 1 2 3 Silchenko, 2017 , str. 38-42.
↑ Mo a kol., 2010 , pp. 10-12.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 42-50.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 42-45.
↑ Silchenko, 2017 , str. 45.
↑ Silchenko, 2017 , str. 45-46.
↑ Silchenko, 2017 , str. 48-49.
↑ Silchenko, 2017 , str. 201.
↑ 1 2 Silchenko, 2017 , str. 204-206.
↑ Silchenko, 2017 , str. 206-215.
↑ Silchenko, 2017 , str. 202-204.

Literatura

Silchenko O. K. Vznik a vývoj galaxií / edited by V. G. Surdin . - Fryazino: Century 2, 2017. - 224 s. - 1500 výtisků. - ISBN 978-5-85099-196-8 .
Galaxie Surdin V. G. — 2., opraveno a doplněno. — M .: Fizmatlit , 2017. — 432 s. — ISBN 978-5-9221-1726-5 .
Mo H., van den Bosch F., White S. Vznik a evoluce galaxie . - Cambridge University Press , 2010. - 842 s. — ISBN 978-0-511-72962-1 .

V bibliografických katalozích	J9U : 987007561008905171 , 987007555548805171 LCCN : sh94008658 , sh85052765

galaxií
Druhy	eliptické (E) spirála (S) vločkovitý S uspořádanou strukturou spirála s příčkou (SB) Lentikulární (S0) Špatně (Irr) trpaslík (d) Trpasličí nepravidelný (dI) trpasličí eliptický tvar (dE) Trpasličí sféroidní (dSph) Ultra kompaktní trpaslík (UCD) Ultradifuzní prstencový S polárním kroužkem anemický
Struktura	Supermasivní černá díra Boule Bar Disk Jádro Objektiv (galaxie) spirálová větev galaktická rovina Svatozář polární prsten Protogalaxie mlhoviny
Aktivní jádra	Relativistický tryskáč Seyfertova galaxie rádiová galaxie Lacertida Quasar Quazag
Interakce	interagujících galaxií "Hořící" galaxie Satelit skupina galaxií místní skupina Cluster nadkupa Neplatné hvězdný proud
Jevy a procesy	Vznik a evoluce Gravitační čočka zvláštní galaxie Galaktický rok Metagalaxie Galaktické vlákno Velká zeď ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Skvělý atraktor
Seznamy	Atlas zvláštních galaxií Nejbližší Satelity Mléčné dráhy Nejvzdálenější

Kosmologie
Základní pojmy a objekty	Vesmír pozorovatelný vesmír Červený posuv kosmologické CMB záření Gravitační vlny Expanze vesmíru zrychlený skrytá hmota Temná hmota temná energie
Historie vesmíru	Velký třesk velký odskok Chronologie velkého třesku Inflace Primární nukleosyntéza Rekombinace Evoluce galaxií Věk vesmíru Budoucnost vesmíru
Struktura vesmíru	Struktura vesmíru ve velkém měřítku Nadkupa galaxií Velká skupina kvasarů Galaktické vlákno Neplatné Hubbleova bublina Tvar Vesmíru
Teoretické pojmy	Historie vývoje představ o vesmíru Hubbleův zákon Gravitační nestabilita Kosmologický princip Kosmologické modely Kosmologická singularita Model De Sitter model horkého vesmíru Friedmanův vesmír Vzdálenost společníka Kritická hustota Friedmanova rovnice Kosmologická stavová rovnice Model lambda-CDM
Experimenty	Pozorovací kosmologie 2dF 6dF Bumerang COBE SDSS WMAP Planck DES
Portál: Astronomie