Астрономија

Кратка историја на универзумот: создавање и еволуција на структурите

Планетите, ѕвездите, маглините, галаксиите и сите останати небесни тела коишто можеме да ги набљудуваме на ноќното небо се производ на 13,8 милијарди години космичка еволуција. Во првиот дел дадовме краток преглед на првите 400 000 години од настанокот на универзумот коишто се недостапни за набљудување. Од крајот на оваа епоха ни доаѓа космичкото позадинско зрачење (КПЗ) кое е најраната фаза на универзумот којашто можеме да ја набљудуваме и ни кажува дека материјата е речиси хомогено распределена со екстремно мали (во сооднос еден спрема 100 000) флуктуации во густината. Во оваа статија ќе се осврнеме на останатот дел од космичката историја: како овие мали флуктуации во инаку хомогениот универзум ќе ги произведат галаксиите и ѕвездите и ќе опишеме како изгледа универзумот на големи размери.

Гравитациона нестабилност

Универзумот е во фаза на константно ширење уште од самиот почеток. Да го замислиме раниот универзум [1] како еден хомоген флуид со многу мали флуктуации во густината во различни региони. Поради ширењето на просторот растојанието меѓу честичките расте, а густината на флуидот опаѓа. Доколку не би влијаеле никакви сили помеѓу честичките до денешен ден, густината во универзумот би опаднала поради ширењето до вредност од околу еден атом во кубен метар; малите флуктуации од еден спрема 100 000 сè уште би постоеле. Меѓутоа, помеѓу честичките дејствува силата на гравитацијата која игра најголема улога во еволуцијата на космичкиот флуид. Така, структурата на универзумот е обликувана од динамичната игра меѓу гравитацијата и ширењето.

На почетокот сите региони во универзумот растат во димензии поради ширењето. Во погустите региони привлечното гравитационото заемодејство е посилно од оние со помала густина, па така нивните димензии растат побавно од димензиите на поретките региони. Како последица на ова нееднакво растење, густината во поретките региони опаѓа многу побрзо. Така, со текот на времето разликата во густините се зголемува и ова се нарекува гравитациона нестабилност.

Погустите региони најпрво растат во димензии сè до одреден момент кога гравитационото привлекување завладува и започнува колапс. Ова одвојување од ширењето на универзумот се случува кога регионите ќе достигнат одредена густина и потоа тие колапсираат во компактни хала од материја. Со ова колапсирање материјата си ја зголемува густината и температурата. Колапсот продолжува сè додека температурата не достигне точка во којашто термалното движење на честичките на материјата (притисок) се спротистави на гравитационото привлекување и се воспостави рамнотежа. Материјата е мешавина од околу 15% обична и 85% темна материја [2]. Темната материја (како што е општоприфатено) дејствува единствено гравитационо и претставува бунар од потенцијална енергија во којшто обичната материја може да продолжи да колапсира.

Првите ѕвезди и галаксии

Со обичната материја во овие услови се случуваат процеси како радијативно зрачење и запирно зрачење (бремштралунг) при што од материјата се зрачи енергија, се лади и дополнително колапсира под гравитационото дејство на вкупната (вклучително и темната) материја. При овој колапс целокупниот гас од обична материја се фрагментира во голем број на помали облаци. Ладењето и гравитациониот колапс на овие облаци се случуваат се додека температурата и густината не достигнат точка во којашто започнуваат термонуклеарни реакции со што се раѓа ѕвезда. Ова е начинот на којшто се создаваат првите галаксии и ѕвезди од обичната материја.

Видео 1. Компјутерска симулација на формирање на галаксија слична на нашиот Млечен пат. ИЗВОР: M. Volonteri 2012, IAP

Хало од темна материја

Темната материја останува во хидростатичка рамнотежа во форма на хало. Халата од темна материја имаат 10–1000 пати поголеми димензии и маси од галаксиите. Халата содржат една или повеќе галаксии во нив, па така еволуцијата на галаксиите е тесно поврзана со својствата на халото од темна материја во коешто живеат. Овој модел на хало од темна материја во коешто галаксија (една или неколку) се формира и „живее“ е еден од најдобро воспоставените модели на формирање на структури во универзумот и исклучително добро се согласува со набљудувањата. Предизвик е изучувањето на својствата на халата од темна материја бидејќи не можеме директно да ја набљудуваме како галаксиите (бидејќи не зрачат никаква светлина). Меѓутоа, постојат добро воспоставени методи на индиректно тестирање на нивните својства, најчесто преку нивното гравитационо дејство врз видливата материја, но ова заслужува да биде тема на некоја следна статија.

Слика 1. Уметничка илустрација на галаксијa во хало од темна материја. ИЗВОР: ESO\L
Слика 1. Уметничка илустрација на галаксијa во хало од темна материја. ИЗВОР: ESO\L

Космичка мрежа

При почетниот гравитационен колапс вкупната материја колапсира на таков начин што халата од темна материја формираат суперструктура наречена космичка мрежа. Халата од темна материја (заедно со галаксиите) се распоредени така што тие формираат тенки и долги „филаменти“ коишто се соединуваат во „јазли“ коишто претставуваат густи јата и суперјата на хала. Помеѓу филаментите се наоѓаат големи празнини во коишто не се наоѓаат галаксии. На Слика 2 претставена е космичката мрежа на различни размери набљудувана во компјутерска симулација на којашто можат да се забележат овие филаменти, јазли и празнини.

Слика 2. Космичката мрежа на различни размери набљудувана во една од најголемите компјутерски симулации на универзумот. ИЗВОР: Millennium Simulation Project
Слика 2. Космичката мрежа на различни размери набљудувана во една од најголемите компјутерски симулации на универзумот. ИЗВОР: Millennium Simulation Project

Соединување и растење на галаксии

Со текот на времето галаксиите заедно со халото од темна материја растат (во маса и димензии). Најзначителен удел во растот на халата и галаксиите играат соединувањата помеѓу две или повеќе хала. Соединувањето на халата низ космичката историја се случува по хиерархија: најмалите хала најпрво се соединуваат во поголеми кои подоцна се соединуваат во уште поголеми, итн. При соединување на две или повеќе хала од темна материја галаксиите во нив можат исто така да се соединат во поголема, но можат и да останат како две или повеќе галаксии (најчесто една централна, а останатите сателити) во едно хало.

Освен соединувањето, друг мошне значаен процес за растење на галаксиите е акрецијата на (ладна) материја од околината (најчесто како проток низ космичките филаменти). Зголеменото количество на материја во галаксиите на овие два начини (соединување и акреција) придонесува во формирањето на нови ѕвезди. На Видеото 1 исто така прикажан е воодушевувачкиот гравитационен танц на галаксии во соединување.

Зоолошка од галаксии

Во процесите коишто ги прикажавме се создаваат галаксии коишто имаат најразлични облици и големини. Некои се елипсоидни, други се спирални, а некои сосема неправилни. Спиралните пак можат да имаат две или повеќе спирални ракави, а некои имаат и пречка која поминува низ центарот (Слика 3). Галаксиите можат да бидат населени и од различни популации на ѕвезди. Кај спиралните галаксии, на пример, преовладуваат популации од млади, масивни и сини ѕвезди, додека пак постарите и црвени ѕвезди преовладуваат кај елипсоидните. Некои галаксии се големи раѓалишта на нови ѕвезди, а други се мирни и тивки. Сите овие различни видови на галаксии сведочат за комплексните процеси коишто се одвиваат за време на нивната еволуција. Целта на екстрагалактичката астрономија е да ги осознае процесите на формирање и еволуција преку на набљудување на што поголем број на галаксии од најразлични видови.

Слика 3. Галаксии со различни облици и големини коишто припаѓаат на различни морфолошки класи.
Слика 3. Галаксии со различни облици и големини коишто припаѓаат на различни морфолошки класи.

Епилог: универзумот денес

Универзумот денес е во состојба на ширење дефинирана со Хабловата константа: брзината на ширење на две точки одалечени околу 3 милиони светлосни години изнесува 70 километри во секунда. Може да се каже дека големината на универзумот е околу 400 илјади милијарди кубни светлосни години. Со енергетскиот состав на универзумот доминира темната енергија (околу 70%) која предизвикува забрзано ширење. Останатите 30% енергија се во вид на материја: околу 25% е темна материја во којашто се сместени останатите 5% обична материја во вид на галаксии, ѕвезди, гас и прав.

Структурата на универзумот на големи размери е во налик на (космичка) мрежа. Оваа космичка мрежа ја прават халата од темна материја во коишто живеат галаксиите. Галаксиите се формирани во овие хала во најразлични облици коишто можат да бидат класифицирани како спирални, елиптични и неправилни, коишто пак се составени од ѕвезди и меѓуѕвезден гас и прав. Сепак поголем дел од обичната материја (околу 90%) се наоѓа надвор од галаксиите во т.н. меѓугалактичен медиум.

На Видеото 2 претставена е компјутерска симулација на еволуцијата на универзумот. Симулацијата почнува од релативно хомогениот универзум околу 50 милиони години после Големиот прасок и го прикажува формирањето на структурите во универзумот: преку гравитационата нестабилност, формирањето на космичката мрежа, халата од темна материја до формирањето и динамиката на големите галактички јата. Фасцинирачки е тоа колку една компјутерска симулација во којашто се внесуваат познатите закони на физиката може да ја репродуцира еволуцијата на универзумот во којшто живееме.

Видео 2. Формирање на структури во универзумот на големи размери. Видеото е симулација на еволуцијата на одреден волумен од универзумот . ИЗВОР: Millennium Simulation Project

  1. Раниот универзум го нарекуваме оној веднаш после космичкото позадинско зрачење (КПЗ).  ↩
  2. „Обична материја“ ја нарекуваме сета материја којашто можеме да ја набљудуваме директно (сите атоми и елементарни честички на материјата) и за којашто добро ги знаеме физичките закони. Темната материја единствено можеме да ја набљудуваме индиректно единствено преку нејзините гравитациони ефекти врз обичната материја.  ↩
Претходен напис
Епигенетско наследување?
Следен напис
Бејзовата теорема, во 15 минути

Напишете коментар

Вашата адреса за е-пошта нема да биде објавена. Задолжителните полиња се означени со *

Пополнете го ова поле
Пополнете го ова поле
Ве молам, внесете валидна адреса за е-пошта.

Мени

Споделете со пријателите