iqdepo // A galaxisok keletkezése (Dimenzió #20)

A GALAXISOK KELETKEZÉSE

A Világegyetem nagyléptékű alakzatainak kialakulását magyarázó
elméleteket két nagy csoportba lehet sorolni. Az egyik szerint a galaxisok
voltak az elsőként kialakult anyagcsomók. Ezek a későbbiekben egymásra
kifejtett gravitációs vonzásuk hatására egyre nagyobb csoportokba,
halmazokba tömörültek. A másik csoportba tartozó elméletek szerint a
folyamat fordított sorrendben játszódott le. Először a legnagyobb alakzatok
jöttek létre, majd a továbbiakban ezek összehúzódásával, darabolódásával
keletkeztek az egyre kisebb képződmények, végül az egyes galaxisok. Jelen
pillanatban a második elgondolás látszik valószínűbbnek. Az utóbbi években
felfedezett szuperhalmazok ugyanis olyan hatalmas szerkezetek, melyek nem
jöhettek volna létre véletlenül szétszórt galaxisok összerendeződésével
annyi idő alatt, ami a Világegyetem keletkezése óta eltelt.

A galaxisok keletkezésével kapcsolatos legkomolyabb probléma az, hogy
megfigyeléseink szerint az ősrobbanás után már 2-3 milliárd évvel léteztek
galaxisok és azokon belül csillagok. Ahhoz viszont, hogy az anyag ilyen
"gyorsan" csoportokba rendeződjön, valamilyen ősi, kezdeti inhomogenitásnak
már nem sokkal az ősrobbanás után is léteznie kellett. Az anyag, miután
elvált a sugárzástól, ezeknél a csomóknál kezdett sűrűsödni, és ezeken a
helyeken alakultak ki a szuperhalmazok, galaxishalmazok. Az elgondolás
problematikája, hogy a Világegyetem kezdeti idejéből ránk maradt kozmikus
háttérsugárzás rendkívül egyenletes. Ha léteztek volna ilyen anyagcsomók,
azoknak a háttérsugárzásban nyomot kellett volna hagyniuk apró
egyenetlenségek formájában.

Az ilyen apró sűrűségingadozások kimutatása nehéz feladat. 1989
novemberében állították Föld körüli pályára a COBE (Cosmic Background
Explorer) űrszondát, melynek feladata a kozmikus háttérsugárzás
feltérképezése volt. Az első év eredményeinek feldolgozása után találtak
néhány olyan jelet, melyek a keresett hőmérséklet ingadozások létére
utaltak. Ezek mindössze 30 milliomod fokkal tértek el az átlagos
hőmérséklettől, így a megfigyelések további megerősítésre szorulnak.

A probléma egyik lehetséges megoldását emellett a láthatatlan tömeg
adhatja. Amennyiben a Világegyetem tömegének nagyrészét rendkívül gyengén
kölcsönható részecskék alkotják, ezek segítségünkre lehetnek a galaxisok
keletkezésénél. Mivel a láthatatlan tömegnek rendkívül gyenge a
kölcsönhatása a "normál" anyaggal, már jóval a kozmikus háttérsugárzás
kialakulása előtt lecsatolódhatott, elválhatott a "normál" (barionikus)
anyagtól - és megkezdhette különböző formációkba tömörülését. Gyenge
kölcsönható képessége révén már a Világegyetem korai időszakában önálló
életet tudott élni, csomókba rendeződhetett, és ugyancsak emiatt nem hagyott
nyomot a kozmikus háttérsugárzás hőmérséklet-eloszlásában. Mire a
Világegyetem annyira lehűlt, hogy az atomok kialakulhattak, a láthatatlan
anyag csomói sűrűsödési gócokként szolgálhattak a további
anyagtömörüléseknek.

Az anyag hatalmas fonalak, lapok mentén kezdett sűrűsödni. Eközben
természetesen tágult a Világegyetem, így eleinte ezek az anyagcsomók is
részt vettek az általános tágulásban. Azonban ezt az őket elválasztó ritkább
régióknál lassabban tették - gyenge gravitációs terük ugyanis ebben némileg
visszatartotta őket. Gravitációs terük révén lassan, fokozatosan egyre több
anyagot vonzottak magukhoz, ami egyre inkább lassította tágulásukat. Egyre
sűrűbbek lettek környezetüknél és egyre nagyobb lett a tömegük. Végül
gravitációs erejük legyőzte a tágulást, és anyaguk elkezdett összehúzódni. A
zsugorodás során kisebb felhőkre darabolódtak szét, amelyek szintén tovább
aprózódtak. A szuperhalmazok összehúzódásával kialakultak a galaxishalmazok,
ezek összehúzódásával a mai galaxisok ősei. A zsugorodás során az egyes
anyagcsomók esetleges mozgása, forgása felgyorsulhatott, a felhők egymásra
kifejtett kölcsönhatása ugyancsak pörgést eredményezhetett. Elképzelhető,
hogy az ősi felhők összehúzódása előtt is keletkeztek csillagok, de amíg a
sűrűség el nem érte a 10^-22 g/cm3 körüli értéket, csak kis számban.

Az előbb említett felhők összehúzódása a Világegyetem első évmilliárdja
során kezdődhetett meg. Az összehúzódó felhő gázanyaga sugárzás révén
energiát veszíthet: atomjai egymással ütközve mozgási energiájuk egy részét
sugárzás formájában leadhatják. Ha ez a sugárzás szabadon eltávozhat a
felhőből, csökkenhet annak hőmérséklete, ami elősegíti a további
zsugorodást. Egy ilyen anyagcsomó összehúzódása természetesen a
középpontjában a leggyorsabb, így először ott alakul ki anyagtömörülés,
amelyből létrejön a galaxis magja. Amint növekedett az anyagsűrűség, heves
csillagkeletkezés indult meg az egész felhőben. Ekkor sok nagytömegű csillag
jött létre, melyek szupernóvarobbanások formájában elkezdték feldúsítani az
intersztelláris anyagot nehéz elemekkel. Az ilyen heves csillagkeletkezés
egyébként csak az első néhány évmilliárdra jellemző, amint a felhő
összehúzódása véget ér, a csillagkeletkezés is alábbhagy.

Elképzelhető, hogy a napjainkban megfigyelhető kvazárok az elsőként
kialakult galaxisok magjai. A kvazár kifejezés egy rövidítés, amely quasi
stellar radio source-ot jelent, azaz csillagszerű rádióforrást. Az elnevezés
onnan származik, hogy az objektumokat a rádiótartományban fedezték fel, és
pontszerű, azaz csillagszerű megjelenéssel rendelkeznek. Ha vöröseltolódásuk
nagy távolságukból adódik, akkor ezek a Világegyetem ma ismert legtávolabbi
és legfiatalabb objektumai. Hatalmas távolságuk ellenére azért tudjuk őket
megfigyelni, mert óriási energiakibocsátással rendelkeznek. A kvazárokat az
ún. Seyfert-galaxisok látszanak összekapcsolni a jelenlegi galaxisokkal,
melyek magja egy kvazárra emlékeztet, körülötte azonban csillagokból álló
galaxis figyelhető meg.

Az, hogy egy összesűrűsödő anyagfelhőből milyen galaxis jön létre,
valószínűleg a kezdeti körülményektől függ. Amennyiben a zsugorodás során
lassan keletkeznek csillagok, a gázanyag önmagával erős kölcsönhatásban tud
maradni. Hűlni képes, és mozgását a súrlódás is befolyásolhatja. Azonban ha
az anyag elég gyorsan alakul csillagokká, már más a helyzet. A csillagok a
galaxisok méretéhez képest kis objektumok, elhanyagolhatóan ritkán ütköznek
- azaz a galaxis csillagokká alakult anyaga már nem tud önmagával
kölcsönhatni. Az utóbbi esetben feltehetőleg egy elliptikus galaxis
keletkezik: a felhőből gyorsan alakulnak ki csillagok, amelyek mozgása
kaotikus lesz. A galaxis anyagának nagy része egy korai, rendkívül heves
csillagkeletkezési epizód során csillagokba tömörül. Alig marad "alapanyag"
a következő csillaggenerációk részére - ezért az elliptikusokban azóta is
csak elvétve keletkeznek csillagok. (A megfigyelések arra utalnak, hogy
teljes anyaguk nem alakult csillagokká, egy részük kilökődött vagy kívül
maradt a galaxison. Itt a későbbiekben sem keletkeztek csillagok, ennek a
forró gáznak észleljük röntgensugárzását napjainkban.)

Amennyiben a csillagkeletkezés lassú a protogalaxis összehúzódásához
képest, a gázanyag kölcsön tud hatni önmagával, és az ütközések révén
energiát veszíthet. A perdülettel rendelkező felhő forgása az összehúzódás
során felgyorsul. A forgássíkban lévő anyag egyre nagyobb sebességgel fog
keringeni, és egy idő után nagy keringési sebessége folytán megáll
összehúzódása. A folyamat eredményeként a forgássíkban egy stabil
anyagkorong alakul ki. Itt ezután nem növekszik tovább az anyagsűrűség, nem
lesz olyan heves a csillagkeletkezés, és így jelentős gázanyag marad hátra a
további csillaggenerációk számára. Valószínűleg ilyen folyamatok
eredményeképpen alakultak ki a spirális és lentikuláris galaxisok. A pörgés
létrejöhet az összehúzódás apróbb szabálytalanságai révén, illetve
kiválthatja az ősi gázfelhők egymás közötti kölcsönhatása is. A szabálytalan
galaxisok valószínűleg a galaxiskeletkezés melléktermékei, "selejtjei".

Jelenlegi megfigyeléseink szerint a legtávolabbi és ezért legkorábbi
galaxisoknál elég gyakori a kék szín. Ez sok nagytömegű, rövid életű csillag
létére utal - ez pedig heves csillagkeletkezésre. A képek tanúsága szerint a
csillagkeletkezésben fontos szerepe van a galaxisok közötti ütközéseknek,
kölcsönhatásoknak, akkoriban ugyanis a galaxisok nagy része kölcsönható
rendszer volt. A felvételek még egy érdekes jelenségre rámutattak: régebben
a galaxisok között kb. kétszer annyi volt a spirális szerkezetű, mint
napjainkban. Fel kell tételeznünk tehát, hogy mára valamilyen folyamat révén
csökkent mennyiségük. Erre több lehetőség is adódik: elképzelhető, hogy
egyes spirálisok öregedésükkel párhuzamosan fokozatosan elhalványodtak, és
nagyrészük észrevehetetlenné vált. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy a heves
kölcsönhatások során egy részük összeolvadt, és elliptikus galaxisokat
alkotott. Erre utal egyébként néhány elliptikus galaxis körül megfigyelhető
többszörös koncentrikus héj, melyek anyaga az ütközések során lökődhetett
ki.

Dimenzió #20

Csillagnézők

(csillagászattörténet, csillagászat, űrkutatás, fizika, asztrofizika)

Legnépszerűbb számunk

Legnépszerűbb cikkünk

Dimenziók