Dimenzió #20

Csillagnézők

(csillagászattörténet, csillagászat, űrkutatás, fizika, asztrofizika)

                           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.
Google
 
Web iqdepo.hu
    © Copyright 1996-2021
    iqdepo / intelligence quotient designing power - digitális kultúrmisszió 1996 óta
    All rights reserved. Minden jog fenntartva.