חיי הגלקסיות ותולדות המחקר שלהן

2024 מְחַבֵּר: Seth Attwood | [email protected]. שונה לאחרונה: 2023-12-16 16:05

ההיסטוריה של חקר כוכבי לכת וכוכבים נמדדת באלפי שנים, השמש, שביטים, אסטרואידים ומטאוריטים - במאות שנים. אבל גלקסיות, הפזורות ברחבי היקום, צבירי כוכבים, חלקיקי גז ואבק קוסמיים, הפכו למושא מחקר מדעי רק בשנות ה-20.

גלקסיות נצפו מאז ומעולם. אדם עם ראייה חדה יכול להבחין בנקודות אור בשמי הלילה, בדומה לטיפות חלב. במאה ה-10, האסטרונום הפרסי עבד-אל-ראמאן אל-סופי הזכיר בספר הכוכבים הקבועים שלו שני נקודות דומות, הידועים כיום כענן מגלן הגדול והגלקסיה M31, הלא היא אנדרומדה.

עם הופעת הטלסקופים, אסטרונומים צפו ביותר ויותר עצמים אלה, הנקראים ערפיליות. אם האסטרונום האנגלי אדמונד האלי מנה רק שש ערפיליות ב-1716, הרי שהקטלוג שפורסם ב-1784 על ידי האסטרונום הימי הצרפתי צ'ארלס מסייר כבר הכיל 110 - וביניהן ארבע תריסר גלקסיות אמיתיות (כולל M31).

ב-1802 פרסם ויליאם הרשל רשימה של 2,500 ערפיליות, ובנו ג'ון פרסם קטלוג של יותר מ-5,000 ערפיליות ב-1864.

שכנתנו הקרובה ביותר, גלקסיית אנדרומדה (M31), היא אחד מהאובייקטים השמימיים האהובים על תצפיות וצילום אסטרונומיים חובבים.

טבעם של חפצים אלה חמק מזמן מהבנה. באמצע המאה ה-18, כמה מוחות בעלי אבחנה ראו בהם מערכות כוכבים הדומות לשביל החלב, אך טלסקופים באותה תקופה לא סיפקו הזדמנות לבדוק השערה זו.

מאה שנה לאחר מכן, רווחה הדעה שכל ערפילית היא ענן גז המואר מבפנים בכוכב צעיר. מאוחר יותר, אסטרונומים היו משוכנעים שכמה ערפיליות, כולל אנדרומדה, מכילות כוכבים רבים, אבל במשך זמן רב לא היה ברור אם הן ממוקמות בגלקסיה שלנו או מעבר לכך.

רק בשנים 1923-1924 קבע אדווין האבל שהמרחק מכדור הארץ לאנדרומדה היה לפחות פי שלושה מקוטר שביל החלב (למעשה, בערך פי 20) וש-M33, ערפילית נוספת מקטלוג מסייר, לא הייתה. פחות רחוק מאיתנו.מרחק. תוצאות אלו סימנו את תחילתה של דיסציפלינה מדעית חדשה - אסטרונומיה גלקטית.

בשנת 1926, האסטרונום האמריקני המפורסם אדווין פאוול האבל הציע (וב-1936 ביצע מודרניזציה) את סיווג הגלקסיות שלו לפי המורפולוגיה שלהן. בגלל צורתו האופיינית, סיווג זה נקרא גם "מזלג הכוונון האבל".

על "גבעול" המזלג ישנן גלקסיות אליפטיות, על שיניו של המזלג - גלקסיות עדשים ללא שרוולים וגלקסיות ספירליות ללא גשר בר ועם סרגל. גלקסיות שלא ניתן לסווג כאחת מהמעמדות הרשומים נקראות לא סדירות, או לא סדירות.

גמדים וענקים

היקום מלא בגלקסיות בגדלים ובמסות שונות. מספרם ידוע בערך בקירוב. בשנת 2004 גילה הטלסקופ המקיף האבל כ-10,000 גלקסיות בשלושה חודשים וחצי, וסרק בקבוצת הכוכבים הדרומית Fornax אזור בשמיים הקטן פי מאה משטח דיסקת הירח.

אם נניח שגלקסיות מפוזרות על פני הכדור השמימי באותה צפיפות, מסתבר שיש 200 מיליארד במרחב הנצפה. עם זאת, אומדן זה מוזל מאוד, שכן הטלסקופ לא הצליח להבחין בהרבה מאוד גלקסיות חלשות מאוד.

צורה ותוכן

גלקסיות שונות גם במורפולוגיה (כלומר, בצורתן). באופן כללי, הם מחולקים לשלוש מחלקות עיקריות - בצורת דיסק, אליפטי ובלתי סדירים (לא סדירים). זה סיווג כללי, יש הרבה יותר מפורטים.

גלקסיות אינן מופצות כלל באקראי בחלל החיצון. גלקסיות מסיביות מוקפות לרוב בגלקסיות לווייניות קטנות. גם לשביל החלב שלנו וגם לאנדרומדה השכנה יש לפחות 14 לוויינים, וסביר להניח שיש הרבה יותר. גלקסיות אוהבות להתאחד בזוגות, שלישיות וקבוצות גדולות יותר של עשרות בני זוג הקשורים לכבידה.

האסוציאציות הגדולות יותר, צבירים גלקטיים, מכילים מאות ואלפי גלקסיות (הראשון מבין צבירים כאלה התגלה על ידי מסייר). לעתים, נצפית גלקסיית ענק בהירה במיוחד במרכז הצביר, שלפי ההערכה נוצרה במהלך התמזגותן של גלקסיות קטנות יותר.

ולבסוף, ישנם גם צבירי-על, הכוללים גם צבירים וקבוצות גלקטיות, וגם גלקסיות בודדות. בדרך כלל מדובר במבנים מוארכים באורך של עד מאות מגה-פרסקים. הם מופרדים על ידי חללי חלל נטולי גלקסיות כמעט לחלוטין באותו גודל.

צבירי-על אינם מאורגנים עוד במבנים מסדר גבוה יותר והם מפוזרים ברחבי הקוסמוס בצורה אקראית. מסיבה זו, בקנה מידה של כמה מאות מגה-פרסקים, היקום שלנו הוא הומוגני ואיזוטרופי.

גלקסיה בצורת דיסק היא פנקייק כוכבי המסתובב סביב ציר העובר במרכז הגיאומטרי שלה. בדרך כלל משני צידי האזור המרכזי של הפנקייק יש בליטה אובלית (מהבליטה האנגלית). הבליטה גם מסתובבת, אבל עם מהירות זוויתית נמוכה יותר מהדיסק. במישור הדיסק, נצפים לעתים קרובות ענפי ספירלה, השופעים מאורות בהירים צעירים יחסית. עם זאת, יש דיסקים גלקטיים ללא מבנה ספירלי, שבהם יש הרבה פחות כוכבים כאלה.

ניתן לחתוך את האזור המרכזי של גלקסיה בצורת דיסק על ידי סרגל כוכבים - סרגל. החלל בתוך הדיסק מלא בתווך גז ואבק - חומר המקור לכוכבים חדשים ומערכות פלנטריות. לגלקסיה שתי דיסקות: כוכבית וגזית.

הם מוקפים בהילה גלקטית - ענן כדורי של גז חם מודח וחומר אפל, אשר תורם את התרומה העיקרית למסה הכוללת של הגלקסיה. ההילה מכילה גם כוכבים ישנים בודדים וצבירי כוכבים כדוריים (צבירים כדוריים) בני עד 13 מיליארד שנים. במרכזה של כמעט כל גלקסיה בצורת דיסק, עם או בלי בליטה, יש חור שחור סופר מסיבי. הגלקסיות הגדולות ביותר מסוג זה מכילות 500 מיליארד כוכבים כל אחת.

שביל החלב

השמש סובבת סביב מרכזה של גלקסיה ספירלית די רגילה, הכוללת 200-400 מיליארד כוכבים. קוטרו הוא כ-28 קילופרסק (מעט יותר מ-90 שנות אור). רדיוס המסלול התוך-גלקטי של השמש הוא 8.5 קילופרסקים (כך שהכוכב שלנו נעקר לקצה החיצוני של הדיסק הגלקטי), הזמן של מהפכה שלמה סביב מרכז הגלקסיה הוא כ-250 מיליון שנה.

הבליטה של שביל החלב היא אליפטית בצורתה ויש לה בר שהתגלה לאחרונה. במרכז הבליטה יש ליבה קומפקטית מלאה בכוכבים בגילאים שונים - מכמה מיליוני שנים ועד מיליארד ומעלה. בתוך הליבה, מאחורי עננים מאובקים צפופים, מסתתר חור שחור צנוע למדי בסטנדרטים גלקטיים - רק 3.7 מיליון מסות שמש.

הגלקסי שלנו מתהדר בדיסק כוכבים כפול. הדיסק הפנימי, בעל לא יותר מ-500 פרסקים אנכית, מהווה 95% מהכוכבים באזור הדיסק, כולל כל הכוכבים הבהירים הצעירים. הוא מוקף בדיסקה חיצונית בעובי 1,500 פרסק, שבה חיים כוכבים מבוגרים. העובי הגזי (ליתר דיוק, גז-אבק) של שביל החלב הוא לפחות 3.5 קילופרסק. ארבע הזרועות הספירליות של הדיסק הן אזורים בעלי צפיפות מוגברת של תווך הגז-אבק ומכילים את רוב הכוכבים המסיביים ביותר.

קוטר הילה של שביל החלב הוא לפחות פי שניים מקוטר הדיסק. כ-150 צבירים כדוריים התגלו שם, וככל הנראה, כחמישים נוספים טרם התגלו.הצבירים העתיקים ביותר הם בני למעלה מ-13 מיליארד שנים. ההילה מלאה בחומר אפל בעל מבנה גבשושי.

עד לאחרונה האמינו שההילה היא כמעט כדורית, אולם על פי הנתונים העדכניים ביותר ניתן לשטח אותה באופן משמעותי. המסה הכוללת של הגלקסיה יכולה להיות עד 3 טריליון מסות שמש, כאשר החומר האפל מהווה 90-95%. מסת הכוכבים בשביל החלב מוערכת פי 90-100 מיליארד ממסת השמש.

גלקסיה אליפטית, כפי ששמה מרמז, היא אליפסואידית. הוא אינו מסתובב כמכלול ולכן אין לו סימטריה צירית. כוכביו, שרובם מסתם נמוכה יחסית וגילם ניכר, סובבים סביב המרכז הגלקטי במישורים שונים ולעיתים לא בנפרד, אלא בשרשראות מוארכות מאוד.

גופי תאורה חדשים בגלקסיות אליפטיות נדלקות רק לעתים רחוקות בגלל מחסור בחומרי גלם - מימן מולקולרי.

כמו בני אדם, גלקסיות מקובצות יחד. הקבוצה המקומית שלנו כוללת את שתי הגלקסיות הגדולות ביותר בסביבה של כ-3 מגה-פארסק - שביל החלב ואנדרומדה (M31), גלקסיית המשולש, כמו גם את הלוויינים שלהן - העננים המגלן הגדולים והקטנים, גלקסיות ננסיות בקניס מייג'ור, פגסוס, קארינה, סקסטנט, פניקס ועוד רבים אחרים - בסך הכל כחמישים. הקבוצה המקומית, בתורה, היא חברה בצביר העל המקומי בתולה.

הן הגלקסיות הגדולות והן הקטנות ביותר הן מהסוג האליפטי. חלקם הכולל של נציגיו באוכלוסייה הגלקטית של היקום הוא רק כ-20%. גלקסיות אלו (למעט אולי הקטנות והחלשות שבהן) מסתירות גם חורים שחורים סופר-מסיביים באזורים המרכזיים שלהן. גם לגלקסיות אליפטיות יש הילות, אבל לא ברורות כמו אלה של דמויות דיסק.

כל שאר הגלקסיות נחשבות לא סדירות. הם מכילים הרבה אבק וגז ומייצרים באופן פעיל כוכבים צעירים. יש מעט גלקסיות כאלה במרחקים מתונים משביל החלב, רק 3%.

עם זאת, בקרב עצמים בעלי הסטה גדולה לאדום, שאורו נפלט לא יאוחר מ-3 מיליארד שנים לאחר המפץ הגדול, חלקם גדל בחדות. ככל הנראה, כל מערכות הכוכבים של הדור הראשון היו קטנות ובעלות קווי מתאר לא סדירים, וגלקסיות גדולות בצורת דיסק ואליפטי התעוררו הרבה יותר מאוחר.

לידת גלקסיות

גלקסיות נולדו זמן קצר אחרי כוכבים. מאמינים שהמאורות הראשונים הבהבו לא יאוחר מ-150 מיליון שנה לאחר המפץ הגדול. בינואר 2011, צוות אסטרונומים שעיבד מידע מטלסקופ החלל האבל דיווח על תצפית אפשרית בגלקסיה שאורה נכנס לחלל 480 מיליון שנים לאחר המפץ הגדול.

באפריל, צוות מחקר אחר גילה גלקסיה שככל הנראה כבר נוצרה במלואה כשהיקום הצעיר היה בן כ-200 מיליון שנה.

התנאים להולדת כוכבים וגלקסיות התעוררו הרבה לפני שהחלה. כשהיקום עבר את רף 400,000 השנים, הפלזמה בחלל החיצון הוחלפה בתערובת של הליום ניטרלי ומימן. גז זה היה עדיין חם מכדי להתלכד בעננים המולקולריים המולידים כוכבים.

עם זאת, הוא היה צמוד לחלקיקים של חומר אפל, בתחילה מופץ בחלל לא ממש שווה - שם הוא קצת יותר צפוף, שם הוא נדיר יותר. הם לא יצרו אינטראקציה עם הגז הבריוני ולכן, תחת פעולת משיכה הדדית, קרסו בחופשיות לאזורים בעלי צפיפות מוגברת.

לפי חישובי המודל, בתוך מאה מיליון שנים לאחר המפץ הגדול, נוצרו בחלל ענני חומר אפל בגודל של מערכת השמש הנוכחית. הם השתלבו למבנים גדולים יותר, למרות הרחבת החלל. כך נוצרו צבירי ענני החומר האפל, ולאחר מכן צבירי הצבירים הללו. הם שאבו פנימה גז חלל, ואפשרו לו להתעבות ולהתמוטט.

בדרך זו הופיעו הכוכבים העל-מסיביים הראשונים, שהתפוצצו במהירות לסופרנובות והותירו אחריהם חורים שחורים. פיצוצים אלו העשירו את החלל ביסודות כבדים יותר מהליום, מה שעזר לקרר את ענני הגז הקורסים ולכן אפשרו הופעתם של כוכבי דור שני פחות מסיביים.

כוכבים כאלה יכלו להתקיים כבר מיליארדי שנים ולכן היו מסוגלים ליצור (שוב בעזרת החומר האפל) מערכות הקשורות בכבידה. כך קמו גלקסיות ארוכות חיים, כולל שלנו.

"רבים מהפרטים של הגלקטוגנזה עדיין חבויים בערפל", אומר ג'ון קורמנדי. - בפרט, זה חל על התפקיד של חורים שחורים. המסות שלהם נעות בין עשרות אלפי מסות שמש לשיא המוחלט הנוכחי של 6.6 מיליארד מסות שמש, השייכות לחור שחור מליבת הגלקסיה האליפטית M87, הממוקמת במרחק של 53.5 מיליון שנות אור מהשמש.

חורים במרכזי גלקסיות אליפטיות מוקפים בדרך כלל בבליטות המורכבות מכוכבים ישנים. ייתכן שלגלקסיות ספירליות אין בליטות כלל או שיש להן קווי דמיון שטוחים שלהן, בליטות פסאודו. המסה של חור שחור היא בדרך כלל פחותה בשלושה סדרי גודל ממסת הבליטה - באופן טבעי, אם היא קיימת. דפוס זה מאושש על ידי תצפיות המכסות חורים במסה של מיליון עד מיליארד מסות שמש.

לדברי פרופסור קורמנדי, חורים שחורים גלקטיים צוברים מסה בשתי דרכים. החור, מוקף בליטה מלאה, גדל עקב ספיגת הגז המגיע אל הבליטה מהאזור החיצוני של הגלקסיה. במהלך מיזוג הגלקסיות, עוצמת הזרימה של גז זה עולה בחדות, מה שמתחיל התפרצויות של קוואזרים.

כתוצאה מכך, בליטות וחורים מתפתחים במקביל, מה שמסביר את המתאם בין המסות שלהם (עם זאת, מנגנונים אחרים, שטרם ידועים, עשויים לעבוד גם הם).

חוקרים מאוניברסיטת פיטסבורג, UC Irvine ואוניברסיטת אטלנטיק של פלורידה דגמו את ההתנגשות של שביל החלב וקודמתה של גלקסיית קשת גמד אליפטי (SagDEG) במזל קשת.

הם ניתחו שתי אפשרויות להתנגשויות - עם קל (3x10¹⁰מסות שמש) וכבדות (10¹¹ מסות שמש) SagDEG. האיור מציג את התוצאות של 2.7 מיליארד שנות אבולוציה של שביל החלב ללא אינטראקציה עם גלקסיה ננסית ועם אינטראקציה עם הגרסה הקלה והכבדה של SagDEG.

גלקסיות נטולות קרחות וגלקסיות עם פסאודו בליטות הן עניין אחר. מסת החורים שלהם בדרך כלל לא עולה על 104-106 מסות שמש. לדברי פרופסור קורמנדי, הם ניזונים בגז עקב תהליכים אקראיים המתרחשים ליד החור, ואינם משתרעים על פני הגלקסיה כולה. חור כזה צומח ללא קשר לאבולוציה של הגלקסיה או לבליטה הפסאודו-בליטה שלה, מה שמסביר את חוסר המתאם בין המסות שלהם.

גלקסיות גדלות

גלקסיות יכולות לגדול גם בגודל וגם במסה. "בעבר הרחוק, גלקסיות עשו זאת ביעילות רבה יותר מאשר בתקופות הקוסמולוגיות האחרונות", מסביר גארת' אילינגוורת', פרופסור לאסטרונומיה ואסטרופיזיקה באוניברסיטת קליפורניה, סנטה קרוז. - קצב הלידה של כוכבים חדשים מוערך במונחים של ייצור שנתי של יחידת מסה של חומר כוכבי (ביכולת זו, מסת השמש) ליחידת נפח של החלל החיצון (בדרך כלל מגה-פארסק מעוקב).

בזמן היווצרות הגלקסיות הראשונות, נתון זה היה קטן מאוד, ולאחר מכן החל לצמוח במהירות, מה שנמשך עד שהיקום היה בן 2 מיליארד שנים. במשך 3 מיליארד שנים נוספות, היא הייתה קבועה יחסית, ואז החלה לרדת כמעט ביחס לזמן, והירידה הזו נמשכת עד היום. אז לפני 7-8 מיליארד שנים, קצב היווצרות הכוכבים הממוצע היה גבוה פי 10-20 מזה הנוכחי. רוב הגלקסיות הנצפות כבר נוצרו במלואן באותה תקופה רחוקה.

האיור מציג את תוצאות האבולוציה בזמנים שונים - התצורה הראשונית (א), לאחר 0, 9 (ב), 1, 8 © ו-2, 65 מיליארד שנים (ד). על פי חישובי המודל, הבר והזרועות הספירליות של שביל החלב יכלו להיווצר כתוצאה מהתנגשויות עם SagDEG, אשר משכה בתחילה 50-100 מיליארד מסות שמש.

פעמיים הוא עבר דרך הדיסק של הגלקסיה שלנו ואיבד חלק מהחומר שלו (רגיל וגם אפל), מה שגרם להפרעות במבנה שלו. המסה הנוכחית של SagDEG אינה עולה על עשרות מיליוני מסות שמש, וההתנגשות הבאה, שצפויה לא יאוחר מ-100 מיליון שנים מאוחר יותר, תהיה ככל הנראה האחרונה עבורה.

באופן כללי, מגמה זו מובנת. גלקסיות גדלות בשתי דרכים עיקריות. ראשית, הם משיגים חומר פרץ כוכבים טרי על ידי שאיבת חלקיקי גז ואבק מהחלל שמסביב. במשך כמה מיליארדי שנים לאחר המפץ הגדול, המנגנון הזה פעל כראוי פשוט כי היה מספיק חומר גלם כוכבי בחלל לכולם.

ואז, כאשר הרזרבות התרוקנו, ירד שיעור לידות הכוכבים. עם זאת, גלקסיות מצאו את היכולת להגדיל אותה באמצעות התנגשויות ומיזוגים. נכון, כדי שהאופציה הזו תתממש, לגלקסיות המתנגשות צריכה להיות אספקה סבירה של מימן בין כוכבי. עבור גלקסיות אליפטיות גדולות, שבהן היא כמעט נעלמה, מיזוג לא עוזר, אבל בגלקסיות דיסקואידיות ולא סדירות זה עובד.

מסלול התנגשות

בוא נראה מה קורה כששתי גלקסיות זהות בערך מסוג דיסק מתמזגות. הכוכבים שלהם כמעט ולא מתנגשים - המרחקים ביניהם גדולים מדי. עם זאת, הדיסק הגזי של כל גלקסיה חווה כוחות גאות ושפל בשל כוח המשיכה של שכנתה. החומר הבריוני של הדיסק מאבד חלק מהתנופה הזוויתית ועובר למרכז הגלקסיה, שם נוצרים תנאים לצמיחה נפיצה בקצב היווצרות הכוכבים.

חלק מהחומר הזה נספג על ידי חורים שחורים, שגם צוברים מסה. בשלב האחרון של איחוד הגלקסיות, חורים שחורים מתמזגים, ודיסקות הכוכבים של שתי הגלקסיות מאבדות את המבנה הקודם שלהן ומפוזרות בחלל. כתוצאה מכך נוצר אליפטי אחד מזוג גלקסיות ספירליות. אבל זו בכלל לא התמונה השלמה. קרינה מכוכבים צעירים בהירים יכולה לפוצץ חלק מהמימן מהגלקסיה שזה עתה נולדו.

במקביל, הצטברות הגז הפעילה אל החור השחור מאלצת את האחרון מדי פעם לירות סילונים של חלקיקי אנרגיה עצומים לחלל, לחמם גז בכל הגלקסיה ובכך למנוע היווצרות של כוכבים חדשים. הגלקסיה נרגעת בהדרגה - ככל הנראה לנצח.

גלקסיות בגדלים שונים מתנגשות בצורה שונה. גלקסיה גדולה מסוגלת לבלוע גלקסיה ננסית (בבת אחת או במספר שלבים) ובמקביל לשמר את המבנה שלה. קניבליזם גלקטי זה יכול גם לעורר היווצרות כוכבים.

הגלקסיה הננסית נהרסה לחלוטין, ומותירה אחריה שרשראות של כוכבים וסילוני גז קוסמי, הנצפים הן בגלקסיה שלנו והן באנדרומדה השכנה. אם אחת הגלקסיות המתנגשות אינה עדיפה מדי על השנייה, יתכנו השפעות מעניינות עוד יותר.

מחכה לסופר טלסקופ

האסטרונומיה הגלקטית שרדה כמעט מאה שנה. היא התחילה כמעט מאפס והשיגה הרבה. עם זאת, מספר הבעיות הבלתי פתורות גדול מאוד. מדענים מצפים להרבה מהטלסקופ המקיף אינפרא אדום של ג'יימס ווב, שהיה אמור להשתגר ב-2021.