ดาราศาสตร์

กาแลคซี่เปลี่ยนรูปร่างและขนาดเมื่อเวลาผ่านไปหรือไม่?

กาแลคซี่เปลี่ยนรูปร่างและขนาดเมื่อเวลาผ่านไปหรือไม่?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

กาแล็กซีมีรูปร่างและขนาดต่างกัน ปัจจัยใดบ้างที่เป็นตัวกำหนดรูปร่างและขนาดของกาแลคซี และสิ่งเหล่านี้จะเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาได้อย่างไร


ขนาดของดาราจักรขึ้นอยู่กับการกระจายตัวของสสารในเอกภพยุคแรก และการยุบตัวภายใต้แรงโน้มถ่วงของมันเองเพื่อสร้างกระจุกของสสาร (มืด) ที่ดาราจักรจะก่อตัวขึ้นรอบๆ

ดาราจักรแรกสุดมีลักษณะไม่ปกติ แต่เมื่อสสารตกเข้าหาพวกเขา และพวกมันได้พัฒนาทิศทางการโคจรที่สม่ำเสมอ พวกมันก่อตัวเป็นแผ่นดิสก์ คลื่นแรงโน้มถ่วงในแผ่นดิสก์จะปรากฏเป็นแขนเกลียว ดาราจักรขนาดใหญ่ที่ก่อตัวดาวอย่างแข็งขันมักจะมีโครงสร้างนี้ กาแล็กซีขนาดเล็กอาจไม่ถึงจุดที่ก่อตัวเป็นจานและยังคงไม่สม่ำเสมอ

เมื่อดาราจักรชนกันและมีปฏิสัมพันธ์กัน โคจรของดาวฤกษ์จะหยุดชะงัก ผลของการรวมตัวของดาราจักรก้นหอยขนาดใหญ่สองกาแล็กซีมักเป็นดาราจักรที่ดาวโคจรรอบทิศทางทั้งหมด ซึ่งดูเหมือนดาราจักรวงรี การก่อตัวดาวในดาราจักรวงรีมักจะต่ำมาก ดาราจักรวงรีเป็นรูปแบบดาราจักรที่มีวิวัฒนาการมากที่สุด

ช่วงเวลาของวิวัฒนาการนี้ช้า กาแลคซีต้องใช้เวลาหลายพันล้านปีในการวิวัฒนาการจากรูปแบบหนึ่งไปอีกรูปแบบหนึ่ง

รายละเอียดของกระบวนการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักรยังไม่แน่นอน ลักษณะที่แน่นอนของสสารมืดจะมีความสำคัญในการทำความเข้าใจว่ากาแลคซีก่อตัวอย่างไร บทบาท (ถ้ามี) ที่หลุมดำเล่นในการก่อตัวของดาราจักรนั้นไม่แน่นอน


ได้แน่นอน.

ดาราจักรเติบโตผ่านการรวมตัวกันของสสารอย่างราบรื่น (ทั้งความมืดและแบริออน) และผ่านการควบรวมกิจการกับดาราจักรอื่น การควบรวมเล็กน้อย (เช่น เมื่อดาราจักรหนึ่งมีขนาดใหญ่กว่าอีกดวงหนึ่งมาก) จะทำลายดาราจักรที่มีขนาดเล็กกว่าโดยไม่เปลี่ยนรูปร่างของดาราจักรที่ใหญ่กว่า (แต่อาจเพิ่มอัตราการก่อตัวดาวได้ชั่วขณะหนึ่ง) การควบรวมกิจการครั้งใหญ่ โดยที่ดาราจักรมีขนาดใกล้เคียงกัน สามารถ "ทำลาย" ดาราจักรได้อย่างสมบูรณ์ หากดาราจักรที่รวมตัวกันเป็นดาราจักรก้นหอย บางครั้งพวกมันก็สามารถปักหลักเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยที่ใหญ่ขึ้นได้ แต่บางครั้ง พวกมันก็กลายเป็นวงรีแทน

เนื่องจากจักรวาลกำลังขยายตัว ดาราจักรในอดีตจึงอยู่ใกล้กันมากขึ้น ด้วยเหตุนี้การเติบโตส่วนใหญ่จึงเกิดขึ้นแล้ว

ดาราจักรขนาดเล็กที่ก่อตัวดาวฤกษ์อย่างเข้มข้น อาจระเบิดก๊าซออกมาเนื่องจากการสะท้อนกลับของดาว ด้วยวิธีนี้จะกำจัดก๊าซส่วนใหญ่และด้วยเหตุนี้ เดอพับขนาดเล็กน้อยและ "ดับ" ตัวเอง

ดาราจักรมีต้นกำเนิดมาจากกระจุกในซุปก๊าซและสสารมืด (และการแผ่รังสี) ในยุคดึกดำบรรพ์ที่เกือบจะราบรื่น กระจุกเหล่านี้มีการกระจายขนาด - the ฟังก์ชั่นมวลรัศมี - ซึ่งเป็นกฎกำลังที่มีมวลน้อยและมีการตัดทอนแบบเอกซ์โพเนนเชียลที่มวลมาก ดังนั้นขนาดของกาแล็กซีจึงมีการกระจายแบบเดียวกัน

ตัวเลขบน ซ้าย ด้านล่าง (สร้างด้วยเครื่องมือนี้) แสดงการกระจายของสสารมืดฮาโล เช่น จำนวนต่อปริมาตรที่มวลที่กำหนด วันนี้ (redshift $z=0$ เส้นทึบ) และเมื่อจักรวาลมีอายุเพียงสองพันล้านปี ($z=3$ เส้นประ) คุณจะเห็นได้ว่าในช่วงแรกๆ รัศมีขนาดใหญ่ยังไม่ก่อตัวขึ้น

ตัวเลขบน ขวา (จากการจำลองจักรวาลวิทยาของฉันเอง) แสดงให้เห็นว่ามีดาวกี่ดวงในรัศมีสสารมืด (จำลอง) ของมวลที่กำหนด คุณจะเห็นว่ามันเป็นไปตามกฎกำลังโดยประมาณ แต่มีการกระจายอยู่บ้าง


กาแล็กซีเปลี่ยนไปตามกาลเวลา แปลงร่างเป็นรูปร่างต่างๆ

นักวิทยาศาสตร์กล่าวว่าพวกเขาต้องผ่านการเปลี่ยนแปลงของจักรวาลและเปลี่ยนกายวิภาคของพวกมัน

นักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยคาร์ดิฟฟ์อธิบายว่าสิ่งนี้แสดงให้เห็นว่าเอกภพได้เปลี่ยนแปลงไปอย่างมากตั้งแต่เริ่มมีการติดตามบิ๊กแบงเมื่อเกือบ 14 พันล้านปีก่อน

บันทึกว่ากาแล็กซีเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาอย่างไร

ในการสืบสวน ทีมงานของมหาวิทยาลัยคาร์ดิฟฟ์ได้ศึกษากาแล็กซีใกล้เคียงประมาณ 10,000 แห่ง ซึ่งปัจจุบันมีประชากรอยู่ในจักรวาลและจำแนกตามรูปร่างของพวกมัน

พวกเขาระบุกาแลคซีบางแห่งว่าเป็นดาราจักรแบน หมุน มีรูปร่างเหมือนจาน คล้ายกับทางช้างเผือกของเรา และดาราจักรอื่นๆ มีขนาดใหญ่ เป็นทรงกลม และดาวของพวกมันจัดเรียงในรูปแบบที่ค่อนข้างไม่เป็นระเบียบ

จากนั้น นักดาราศาสตร์ก็ใช้กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลและเฮอร์เชลเพื่อแอบดูเอกภพต่อไป ดังนั้น ย้อนเวลากลับไป และพิจารณาว่ากาแลคซีใดที่ดูเหมือนเมื่อ 8 พันล้านปีก่อน ไม่นานหลังจากบิ๊กแบง

พวกเขาค้นพบว่าในช่วงแรก ๆ ของจักรวาล มีดาวประมาณ 83% อยู่ในดาราจักรรูปดิสก์ อย่างไรก็ตาม ปัจจุบันนี้มีเพียง 49% เท่านั้นที่เป็นส่วนหนึ่งของดาราจักรดังกล่าว และยังมีอีกหลายแห่งที่พบในดาราจักรทรงกลม

ทีมงานของมหาวิทยาลัยคาร์ดิฟฟ์กล่าวว่าสิ่งนี้บ่งชี้ว่า กาแล็กซีรูปดิสก์ของจักรวาลจำนวนมากได้ก่อตัวขึ้นภายหลังจากบิกแบง

&ldquoกาแล็กซีส่วนใหญ่ผ่าน &lsquometamorphosis&rsquo ใหญ่ตั้งแต่เริ่มก่อตัวหลังบิ๊กแบง&rdquo นักวิจัยเขียนในรายงานที่มีรายละเอียดเกี่ยวกับงานของพวกเขา

&ldquoหลายคนเคยอ้างมาก่อนว่าการเปลี่ยนแปลงนี้เกิดขึ้น แต่การรวม Herschel และ Hubble เข้าด้วยกัน ทำให้เราสามารถวัดขอบเขตของการเปลี่ยนแปลงนี้ได้อย่างแม่นยำเป็นครั้งแรก &rdquo หัวหน้าทีมวิจัยกล่าวเพิ่ม Steve Eales

การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เกิดขึ้นได้อย่างไร?

ทีมงานของมหาวิทยาลัยคาร์ดิฟฟ์อาจพบหลักฐานว่ากาแล็กซีเปลี่ยนแปลงและเปลี่ยนแปลงลักษณะที่ปรากฏเมื่อเวลาผ่านไป แต่ก็ยังไม่สามารถอธิบายได้เต็มที่ว่าการเปลี่ยนแปลงดังกล่าวเกิดขึ้นได้อย่างไร

ทฤษฎีหนึ่งคือ พวกมันเกิดขึ้นเมื่อดาราจักรรูปจานสองกาแล็กซี่เข้าใกล้กันมากเกินไป และแรงดึงดูดของพวกมันบังคับให้พวกมันรวมเข้าด้วยกัน ผลลัพธ์ที่ได้คือกลุ่มดาวจำนวนมาก

จากนั้น อาจเป็นได้ว่าดาราจักรรูปจานสามารถกลายเป็นดาราจักรทรงกลมได้ทั้งหมดเมื่อดาวฤกษ์เริ่มเคลื่อนเข้าหาแกนกลางและในที่สุดก็ก่อตัวเป็นก้อนคล้ายทรงกลม


เผยโฉมหน้าที่แท้จริงของกาแล็กซี

ในการศึกษานี้ เราคำนวณทั้งอายุและรูปร่างของดาราจักรโดยใช้เทคนิคต่างๆ

การกำหนดอายุให้กับกาแลคซีเป็นเรื่องยาก พวกเขาไม่มีวันเกิดเมื่อจู่ๆ ก็ปรากฏตัวขึ้น

เราประเมินอายุเฉลี่ยของดวงดาวในดาราจักรโดยเป็นตัววัดอายุของดาราจักร ดาราจักรอายุน้อยมีกลุ่มดาวสีน้ำเงินร้อนที่เพิ่งก่อตัวขึ้นจำนวนมาก ในขณะที่ดาราจักรเก่าส่วนใหญ่ประกอบด้วยดาวสีแดงที่เย็นกว่าซึ่งก่อตัวขึ้นหลังจากบิกแบงไม่นาน

สเปกโทรสโกปี—แยกแสงจากดาราจักรเป็นสีต่างๆ มากมาย—ช่วยให้เราวัดอายุเฉลี่ยของดาวในดาราจักรได้ เทคนิคนี้ให้ความแม่นยำสูงกว่าการใช้ภาพสีน้ำเงินหรือสีแดงตามปกติ

ในการวัดรูปร่างสามมิติและการวงรีที่แท้จริงของดาราจักร คุณต้องวัดว่าดาวของมันเคลื่อนที่ไปอย่างไร

วงรีเป็นเพียงการวัดว่ากาแลคซีถูกบีบอัดอย่างไรเมื่อเทียบกับทรงกลมที่สมบูรณ์แบบ วงรีเป็นศูนย์หมายความว่ากาแล็กซีเป็นทรงกลมที่สมบูรณ์แบบเหมือนลูกฟุตบอล แต่เมื่อวงรีที่วัดได้เพิ่มขึ้นจากศูนย์เป็นหนึ่ง กาแลคซีก็ถูกบีบอัดมากขึ้นเรื่อยๆ จากรูปทรงฟักทองทรงกลมไปจนถึงดิสก์บางๆ อย่างแพนเค้ก

เราเห็นกาแลคซีเป็นภาพสองมิติที่ฉายบนท้องฟ้า แต่นั่นไม่ได้บอกเราว่าจริงๆ แล้วเป็นอย่างไรในสามมิติ หากเราสามารถวัดได้ว่าดาวในดาราจักรเคลื่อนที่อย่างไร เราก็สามารถสรุปรูปร่างสามมิติที่แท้จริงของพวกมันได้

สเปกโทรสโกปีทำให้เราทำได้ผ่านเอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ เราสามารถวัดการเปลี่ยนแปลงของความยาวคลื่นของแสงที่ดาวปล่อยออกมาได้ ซึ่งขึ้นอยู่กับว่าดาวเหล่านั้นกำลังเคลื่อนที่เข้าหาเราหรืออยู่ห่างจากเรา ดังนั้นการวัดการเคลื่อนที่ของดาวเหล่านั้น

เราทำสิ่งนี้โดยใช้ SAMI, Sydney-Australian-Astronomical-Observatory Multi-object Integral-Field Spectrograph บนกล้องโทรทรรศน์แองโกล-ออสเตรเลียขนาด 3.9 เมตรที่หอดูดาว Siding Spring เครื่องมือ SAMI มีหน่วยใยแก้วนำแสง 13 ยูนิตที่สามารถ "ผ่า" กาแลคซีโดยใช้สเปกโทรสโกปี โดยให้ข้อมูล 3 มิติที่ไม่เหมือนใคร

ในช่วงสองสามปีที่ผ่านมา ทีมสำรวจ SAMI Galaxy ได้รวบรวมการวัด 3 มิติสำหรับกาแลคซีทุกประเภทมากกว่าหนึ่งพันแห่งและมีช่วงมวลเป็นร้อยเท่า


ดาราจักรวงรี

ดาราจักรวงรีประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุมากเกือบทั้งหมด และมีรูปร่างที่เป็นทรงกลมหรือทรงรี (ทรงกลมที่ค่อนข้างบีบ) (รูป (PageIndex<4>)) พวกเขาไม่มีร่องรอยของแขนเกลียว แสงของพวกมันถูกครอบงำโดยดาวสีแดงที่มีอายุมากกว่า (ดาวประชากร II ที่กล่าวถึงในกาแล็กซีทางช้างเผือก) ในวงรีขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง สามารถระบุกระจุกทรงกลมจำนวนมากได้ เนบิวลาฝุ่นและการปล่อยก๊าซนั้นไม่เด่นชัดในดาราจักรวงรี แต่หลายแห่งก็มีสสารระหว่างดวงดาวอยู่เล็กน้อย

รูป (PageIndex<4>) ดาราจักรวงรี (ก) ESO 325-G004 เป็นดาราจักรวงรีขนาดยักษ์ ดาราจักรวงรีอื่นๆ สามารถเห็นได้รอบๆ ขอบของภาพนี้ (b) ดาราจักรวงรีนี้น่าจะเกิดจากการชนกันของดาราจักรก้นหอยสองดาราจักร

ดาราจักรวงรีแสดงระดับความแบนราบหลายระดับ ตั้งแต่ระบบที่มีลักษณะทรงกลมโดยประมาณไปจนถึงดาราจักรที่เข้าใกล้ความเรียบของก้นหอย วงรียักษ์หายาก (เช่น ESO 325-G004 ในรูป (PageIndex<4>)) ถึงความสว่างของ (10^<11>) (L_< ext>) มวลในวงรีขนาดยักษ์อาจมีขนาดใหญ่เท่ากับ (10^<13>) (M_< ext>) เส้นผ่านศูนย์กลางของดาราจักรขนาดใหญ่เหล่านี้ขยายออกไปหลายแสนปีแสงและใหญ่กว่าดาราจักรก้นหอยที่ใหญ่ที่สุดอย่างมาก แม้ว่าดาวแต่ละดวงจะโคจรรอบศูนย์กลางของดาราจักรวงรี แต่วงโคจรก็ไม่ได้ไปในทิศทางเดียวกันทั้งหมด ดังที่เกิดขึ้นในลักษณะก้นหอย ดังนั้นรูปวงรีจึงไม่หมุนอย่างเป็นระบบ ทำให้ยากต่อการประมาณว่าสสารมืดมีสสารมืดมากน้อยเพียงใด

เราพบว่าดาราจักรวงรีมีตั้งแต่ดาราจักรขนาดยักษ์ จนถึงดาวแคระ ซึ่งอาจเป็นดาราจักรชนิดที่พบได้ทั่วไป วงรีแคระ (บางครั้งเรียกว่า dwarf spheroidals) รอดพ้นจากการสังเกตของเราเป็นเวลานาน เพราะพวกมันจางมากและมองเห็นได้ยาก ตัวอย่างของดาราจักรรูปวงรีแคระคือดาราจักร Leo I Dwarf Spheroidal ที่แสดงในรูป (PageIndex<5>) ความส่องสว่างของดาวแคระทั่วไปนี้มีค่าเท่ากับความสว่างของกระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุด

ดาราจักรวงรีวงรีขนาดยักษ์และดาราจักรแคระคือระบบต่างๆ เช่น M32 และ M110 ซึ่งเป็นดาวบริวารทั้งสองของดาราจักรแอนโดรเมดา แม้ว่าพวกมันมักถูกเรียกว่าวงรีแคระ แต่ดาราจักรเหล่านี้มีขนาดใหญ่กว่าดาราจักรอย่าง Leo I อย่างมีนัยสำคัญ

รูป (PageIndex<5>) ดาราจักรวงรีแคระ M32 ดาราจักรรูปวงรีแคระ และเป็นหนึ่งในดาราจักรแอนโดรเมดาขนาดยักษ์ M31 M32 เป็นดาวแคระตามมาตรฐานทางช้างเผือก เนื่องจากมีความกว้างเพียง 2,400 ปีแสงเท่านั้น


แรงโน้มถ่วงเป็นพลังอันทรงพลังที่ยึดจักรวาลของเราไว้ด้วยกัน แรงโน้มถ่วงช่วยสร้างระบบสุริยะ ดาวเคราะห์ และดวงดาวของเรา มันถือดาวเคราะห์ในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ในวงโคจรรอบดาวเคราะห์ แรงดึงดูดของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ทำให้เกิดกระแสน้ำบนโลก

แรงโน้มถ่วงเทียมสามารถสร้างขึ้นได้โดยใช้แรงสู่ศูนย์กลาง แรงสู่ศูนย์กลางที่มุ่งสู่ศูนย์กลางของทางเลี้ยวเป็นสิ่งจำเป็นสำหรับวัตถุใดๆ ที่จะเคลื่อนที่เป็นวงกลม ในบริบทของสถานีอวกาศที่กำลังหมุนอยู่ แรงตั้งฉากที่จัดหาโดยตัวเรือของยานอวกาศซึ่งทำหน้าที่เป็นแรงสู่ศูนย์กลาง


นักดาราศาสตร์สามารถทำนายได้ว่าการก่อตัวของดาวในกาแล็กซี่ 8217 จะสิ้นสุดลงเมื่อใดโดยพิจารณาจากรูปร่างและขนาดของดิสก์

ธุรกิจหลักของกาแล็กซี่คือการกำเนิดดาว และเมื่อพวกเขายังเด็ก เหมือนเด็กทุกที่ พวกเขายุ่งอยู่กับมัน แต่ดาราจักรมีอายุ วิวัฒนาการ และประสบกับอัตราการก่อตัวดาวฤกษ์ที่ช้าลง ในที่สุด ดาราจักรหยุดก่อตัวดาวดวงใหม่โดยสิ้นเชิง และนักดาราศาสตร์เรียกสิ่งนี้ว่าการดับ พวกเขาศึกษาเรื่องการดับไฟมาหลายสิบปีแล้ว แต่เรื่องราวมากมายเกี่ยวกับเรื่องนี้ยังคงเป็นปริศนา

การศึกษาใหม่จากการจำลอง IllustrisTNG ได้พบความเชื่อมโยงระหว่างการดับของดาราจักรกับขนาดของดาวฤกษ์

ประมาณ 10 พันล้านปีก่อน จักรวาลอยู่ในสิ่งที่นักจักรวาลวิทยาเรียกว่า “Cosmic Noon.” นั่นคือช่วงเวลาที่การก่อตัวดาวในกาแลคซี่ถึงจุดสูงสุด กาแล็กซีหยุดก่อตัวดาวตั้งแต่นั้นเป็นต้นมาได้อย่างไรและทำไมจึงเป็นเรื่องลึกลับ

ในบทความใหม่ชื่อ “MOSEL and IllustrisTNG: Massive Extended Galaxies at z = 2 Quench Later Than Than Normal-size Galaxies,” ทีมนักวิจัยต้องการตรวจสอบการดับ ผู้เขียนนำของการศึกษานี้คือ Dr. Anshu Gupta จากศูนย์ความเป็นเลิศ ARC ของออสเตรเลียใน All Sky Astrophysics ใน 3 มิติ (ASTRO 3D) บทความนี้จะตีพิมพ์ใน The Astrophysical Journal

“ มีช่วงเวลาหนึ่งในชีวิตของจักรวาลที่เรียกว่า 'เที่ยงจักรวาล' ซึ่งเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 10 พันล้านปีก่อน ” ดร. คุปตะกล่าวในการแถลงข่าว “นั่นคือช่วงที่การก่อตัวดาวในดาราจักรมวลมากอยู่ที่จุดสูงสุด หลังจากนั้น ก๊าซในกาแลคซีส่วนใหญ่ก็ร้อนขึ้น ส่วนหนึ่งเป็นเพราะหลุมดำที่อยู่ตรงกลางของพวกมัน และพวกมันก็หยุดก่อตัวดาวฤกษ์”

เครดิตรูปภาพ: Gupta et al, 2021

เที่ยงวันของจักรวาลยังเห็นกาแลคซีพัฒนาลักษณะเฉพาะที่เราเห็นในปัจจุบัน เช่น จานหมุนปกติและส่วนนูน เป็นต้น นั่นคือเมื่อประชากรของดาราจักรที่ตายแล้วหรือดาราจักรดับแล้วเริ่มปรากฏขึ้น มีบางอย่างเกิดขึ้น

เที่ยงวันของจักรวาลไม่ได้เป็นเพียงช่วงเวลาของการก่อตัวดาวฤกษ์สูงสุดเท่านั้น ยังเป็นช่วงที่มีการสะสมของหลุมดำสูงสุดอีกด้วย ในขณะที่หลุมดำที่ใจกลางกาแลคซีมีมวลมากขึ้น พวกมันดึงก๊าซของดาราจักรเข้าหาพวกมัน บีบอัดและทำให้ก๊าซร้อน แต่ดาวต้องการก๊าซเย็นเพื่อก่อตัวเป็นก๊าซร้อนที่ไม่ยอมรวมตัวกันและยุบตัวเป็นดาวฤกษ์

แต่เอฟเฟกต์การบีบอัดและความร้อนนี้ไม่ได้ครอบงำกาแลคซีทั้งหมด สำหรับกาแล็กซีที่มีความหนาแน่นน้อยกว่าและมีช่องว่างระหว่างดาวฤกษ์มากกว่า หลุมดำไม่ได้ให้ผลแบบเดียวกัน พวกมันไม่สามารถไปถึงก๊าซมากพอที่จะดับการก่อตัวดาวฤกษ์

“ในกาแลคซี่ที่ยืดออกไปจริงๆ อย่างไรก็ตาม เราพบว่าสิ่งต่าง ๆ ไม่ได้ร้อนขึ้นมากนักและหลุมดำไม่ได้ส่งอิทธิพลมากขนาดนั้น ดังนั้นดวงดาวจึงถูกสร้างขึ้นมาเป็นระยะเวลานานขึ้น 8221

ทีมนักวิจัยมุ่งเน้นไปที่สิ่งที่เรียกว่าจานกาแล็กซี่ ดิสก์ดาราจักรเป็นบริเวณวงกลมแบนรอบนิวเคลียส ประกอบด้วยดาว ก๊าซ และฝุ่น หากดิสก์นั้นกระจายออกไปแทนที่จะยุบตัว การก่อตัวดาวก็จะยังคงอยู่ และการดับจะล่าช้า

“ ที่ซึ่งดาวในดิสก์มีการกระจายอย่างกว้างขวาง - คุณสามารถเรียกมันว่า 'อ้วน' - ก๊าซยังคงเย็นกว่า ดังนั้นยังคงรวมตัวกันภายใต้แรงโน้มถ่วงและก่อตัวเป็นดาวดวงใหม่” ดร. คุปตะกล่าว “ในกาแลคซี่ที่มีคอมแพคดิสก์มากขึ้น แก๊สจะร้อนขึ้นอย่างรวดเร็วและมีพลังเกินกว่าจะหลอมรวมกันได้ในไม่ช้า ดังนั้นการก่อตัวของดาวจะสิ้นสุดภายในเวลาเที่ยงของจักรวาล แผ่นพัฟยาวกว่ามาก เช่น น้ำชายามบ่ายของจักรวาล”

ตัวเลขจากการศึกษานี้ช่วยอธิบายผลลัพธ์ได้ ทางด้านซ้ายเป็นดาราจักรมวลสูงปกติ ทางขวาเป็นดาราจักรขยาย หรือ “อ้วน” ในการจำลอง TNG ตามที่ระบุไว้ในแถบด้านบน ดาราจักรมวลสูงปกติไม่เห็นการเปลี่ยนแปลงของขนาดดาวฤกษ์มัธยฐานจนกระทั่งประมาณ z

2.5. แต่กาแล็กซีมวลมหึมาที่ขยายออกไปนั้นมีขนาดเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องระหว่าง z

2 ถึง 4 เครดิตรูปภาพ: Gupta et al, 2021

การศึกษาของพวกเขาพบว่าโดย z=1 มีเพียง 36% ของดาราจักรมวลสูงที่ขยายออกไปเท่านั้นที่ดับลง ขณะที่ 69% ของดาราจักรมวลมากขนาดปกติก็ดับลง เมื่อ z=2 ถึง 4 ดาราจักรพบว่า “…ดาราจักรมวลสูงปกติสร้างมวลดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางโดยไม่เพิ่มขนาดดาวของพวกมันอย่างมีนัยสำคัญ” แต่สำหรับดาราจักรมวลมหึมาที่ขยายออกไป มวลดาวของพวกมันก็เพิ่มขึ้นเกือบสองเท่า

งานวิจัยนี้อาศัยทั้งการสังเกตและการจำลอง

การจำลอง IllustrisTNG เป็นความพยายามอันทะเยอทะยานที่เกี่ยวข้องกับนักวิทยาศาสตร์ชาวเยอรมันและชาวอเมริกันเป็นส่วนใหญ่ เว็บไซต์ IllustrisTNG อธิบายความพยายามได้ดีที่สุด: “ การจำลองแต่ละครั้งใน IllustrisTNG วิวัฒนาการแนวกว้างของจักรวาลจำลองตั้งแต่ไม่นานหลังจาก Big-Bang จนถึงปัจจุบัน โดยคำนึงถึงกระบวนการทางกายภาพที่หลากหลายที่ขับเคลื่อนการก่อตัวดาราจักร การจำลองสามารถใช้เพื่อศึกษาหัวข้อต่างๆ มากมายเกี่ยวกับวิวัฒนาการของเอกภพและกาแล็กซีภายในจักรวาลเมื่อเวลาผ่านไป”

แล้วผลลัพธ์เหล่านี้หมายความว่าอย่างไร? “ผลลัพธ์หมายความว่าเป็นครั้งแรกที่เราสามารถสร้างความสัมพันธ์ระหว่างขนาดดิสก์และการสร้างดาวได้ ดังนั้นตอนนี้นักดาราศาสตร์จะสามารถมองดูกาแล็กซี่ใดๆ ในจักรวาลและคาดเดาได้อย่างแม่นยำว่าจะหยุดสร้างดาวเมื่อใด หลังอาหารกลางวันหรือในช่วงบ่ายของจักรวาล

ทางช้างเผือกเป็นบ้านของมนุษย์ กาแล็กซี่ของเราพอดีกับทั้งหมดนี้ที่ไหน? ทางช้างเผือกกำลังบานปลายอย่างที่เห็น มันอยู่ที่นี่ตอนเที่ยงของจักรวาล แต่ก็ยังเล็กมากและไม่ใหญ่โตอย่างแน่นอน ณ เวลานั้น มันมีมวลดาวเพียงหนึ่งในสิบของมวลดาวที่มีอยู่ในขณะนี้ มันเติบโตขึ้นอย่างมากเมื่อเวลาผ่านไป ต้องขอบคุณการควบรวมกิจการ ตอนนี้มันเป็นกาแล็กซี่ขนาดใหญ่ แต่ก็ยังสร้างดาวได้

ยืนอยู่ข้างทางช้างเผือก เครดิต: P. Horálek/ESO

ตอนนี้เราอยู่ที่ไหนในนาฬิกาจับเวลาวันจักรวาล - กาแล็กซี่? “คอสมิกเที่ยงผ่านไปนานมากแล้ว” ดร.คุปตะกล่าว “ฉันจะบอกว่าตอนนี้จักรวาลมาถึงตอนเย็นของจักรวาลแล้ว ยังไม่ถึงเวลากลางคืน แต่สิ่งต่างๆ ได้ชะลอตัวลงอย่างแน่นอน”


อนาคตของกาแล็กซี่ของเรา

วันนี้เราอยู่ในขั้นตอนที่เงียบสงบในประวัติศาสตร์ของทางช้างเผือก หลังจากช่วงที่รุนแรงซึ่งการรวมตัวของสสารมืดและดาราจักรโปรโตเข้าด้วยกันทำให้มวลของดาราจักรเพิ่มขึ้นอย่างมาก กว่าครึ่งของประวัติศาสตร์จักรวาล ตัวขับเคลื่อนหลักของวิวัฒนาการกาแลคซีของเราคือกระบวนการไดนามิกภายใน มันจะเป็นเช่นนี้ไปอีกสองสามพันล้านปี อย่างไรก็ตาม แอนโดรเมดา ซึ่งเป็นดาราจักรที่ใกล้เคียงที่สุดของเรา (ซึ่งปรากฏแก่ดวงตาเป็นหยดคล้ายดาวที่ไม่มีนัยสำคัญ) เคลื่อนตัวเข้าใกล้ทางช้างเผือก 110 กม. ทุกวินาที และถูกกำหนดให้ชนกับกาแลคซีของเราโดยตรงในอีกสี่พันล้านปี (Van der Marel et al., 2012). การควบรวมกิจการครั้งสำคัญนี้จะใช้เวลาสองพันล้านปีจึงจะเสร็จสมบูรณ์ ในระหว่างนั้น ตัวตนของดาราจักรก้นหอยสองดาราจักรจะสูญหายไปและจะเกิดเศษเหลือรูปวงรีอันตระการตา


ไดอะแกรม 'ส้อมเสียง' ที่มีชื่อเสียงซึ่งพัฒนาโดย Edwin Hubble ในปี 1936 ซึ่งอธิบายการจำแนกประเภทของกาแลคซี กาแล็กซีถูกจำแนกเป็นวงรี (E0 ถึง E7) เลนติเคิล (S0) และรูปก้นหอย (S หรือ SB หากมีแถบตรงกลาง)
ได้รับความอนุเคราะห์จากสถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ

26.2 ประเภทของดาราจักร

เมื่อสร้างการมีอยู่ของดาราจักรอื่นแล้ว ฮับเบิลและคนอื่นๆ ก็เริ่มสังเกตพวกมันอย่างใกล้ชิดมากขึ้น—สังเกตรูปร่าง เนื้อหา และคุณสมบัติอื่น ๆ มากมายเท่าที่จะวัดได้ นี่เป็นงานที่น่ากลัวในปี 1920 เมื่อได้รับภาพถ่ายเดียวหรือสเปกตรัมของกาแลคซีสามารถใช้เวลาเต็มคืนในการสังเกตอย่างไม่รู้จักเหน็ดเหนื่อย ทุกวันนี้ กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่และเครื่องตรวจจับอิเล็กทรอนิกส์ได้ทำให้งานนี้ยากน้อยลง แม้ว่าการสังเกตกาแลคซีที่ห่างไกลที่สุด (ซึ่งแสดงให้เราเห็นจักรวาลในช่วงแรกสุด) ยังคงต้องใช้ความพยายามอย่างมาก

ขั้นตอนแรกในการพยายามทำความเข้าใจกับวัตถุประเภทใหม่มักจะเป็นการอธิบายง่ายๆ โปรดจำไว้ว่า ขั้นตอนแรกในการทำความเข้าใจสเปกตรัมของดาวฤกษ์คือการจัดเรียงตามลักษณะที่ปรากฏ (ดู การวิเคราะห์แสงดาว) ปรากฏว่าดาราจักรที่ใหญ่ที่สุดและสว่างไสวที่สุดมาในหนึ่งในสองรูปร่างพื้นฐาน: ดาราจักรเหล่านี้แบนราบกว่าและมีแขนกังหัน เหมือนดาราจักรของเรา หรือมีรูปร่างเป็นวงรี (เรือเหาะหรือรูปซิการ์) ในทางตรงกันข้าม ดาราจักรขนาดเล็กจำนวนมากมีรูปร่างผิดปกติ

ดาราจักรเกลียว

ดาราจักรของเราและดาราจักรแอนโดรเมดาเป็นดาราจักรชนิดก้นหอยขนาดใหญ่ทั่วไป (ดู [ลิงก์]) ประกอบด้วยส่วนนูนตรงกลาง, รัศมี, ดิสก์และแขนเกลียว สสารระหว่างดวงดาวมักจะกระจายไปทั่วจานของดาราจักรชนิดก้นหอย มีเนบิวลาเปล่งแสงจ้าและดาวอายุน้อยที่ร้อนอยู่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในแขนกังหัน แสดงให้เห็นว่าการก่อตัวดาวฤกษ์ใหม่ยังคงเกิดขึ้น ดิสก์มักจะเต็มไปด้วยฝุ่น ซึ่งจะเห็นได้ชัดเจนเป็นพิเศษในระบบที่เรามองว่าเกือบเป็นขอบ (รูปที่ 1)

ดาราจักรเกลียว

รูปที่ 1. (a) แขนกังหันของ M100 แสดงไว้ที่นี่ มีสีฟ้ากว่าดาราจักรอื่น ๆ ซึ่งบ่งชี้ถึงดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงและพื้นที่ก่อตัวดาว (b) เราดูดาราจักรชนิดก้นหอยนี้ NGC 4565 เกือบจะชิดขอบ และจากมุมนี้ เราจะเห็นฝุ่นในระนาบของดาราจักรที่ดูเหมือนมืดเพราะดูดแสงจากดาวในดาราจักร (เครดิต a: การปรับเปลี่ยนงานโดย Hubble Legacy Archive, NASA, ESA และ Judy Schmidt เครดิต b: การปรับเปลี่ยนงานโดย "Jschulman555"/ Wikimedia)

ในดาราจักรที่เราเห็นใบหน้า ดาวที่สว่างไสวและเนบิวลาการแผ่รังสีทำให้แขนของกังหันดูโดดเด่นราวกับกังหันหมุนในวันที่ 4 กรกฎาคม กระจุกดาวเปิดสามารถมองเห็นได้ในอ้อมแขนของก้นหอยที่อยู่ใกล้กว่า และกระจุกดาวทรงกลมมักจะมองเห็นได้ในรัศมีของกระจุกดาว ดาราจักรเกลียวประกอบด้วยดาวอายุน้อยและดาวอายุมากผสมกัน เช่นเดียวกับทางช้างเผือก เกลียวทั้งหมดหมุนไป และทิศทางของการหมุนของพวกมันนั้นทำให้แขนดูเหมือนลากไปเหมือนการแล่นเรือ

ประมาณสองในสามของดาราจักรชนิดก้นหอยที่อยู่ใกล้เคียงมีแถบดาวคล้ายกล่องหรือรูปถั่วลิสงวิ่งผ่านจุดศูนย์กลาง (รูปที่ 2) นักดาราศาสตร์เรียกกาแล็กซีเหล่านี้ว่าก้นหอยที่มีคานขวาง

กาแล็กซี่เกลียวคาน.

รูปที่ 2 NGC 1300 ที่แสดงที่นี่ เป็นดาราจักรชนิดก้นหอยชนิดมีคาน โปรดทราบว่าแขนเกลียวเริ่มต้นที่ปลายแท่ง (เครดิต: NASA, ESA และทีม Hubble Heritage (STScI/AURA))

ดังที่เราได้กล่าวไว้ในบทของกาแล็กซีทางช้างเผือก กาแล็กซี่ของเราก็มีแถบที่พอประมาณเช่นกัน (ดู [ลิงก์]) แขนเกลียวมักจะเริ่มจากปลายแท่ง ความจริงที่ว่าแท่งแท่งเป็นเรื่องธรรมดามากแสดงให้เห็นว่าพวกมันมีอายุยืนยาว อาจเป็นเพราะดาราจักรก้นหอยส่วนใหญ่ก่อตัวเป็นแท่งในช่วงเวลาหนึ่งระหว่างวิวัฒนาการ

ในดาราจักรก้นหอยทั้งแบบมีคานและไม่มีคาน เราสังเกตรูปร่างต่างๆ มากมาย ในส่วนสุดขั้ว ส่วนที่นูนตรงกลางมีขนาดใหญ่และสว่าง แขนจะจางและขดแน่น ส่วนเนบิวลาการแผ่รังสีที่สว่างและดาวฤกษ์ยักษ์นั้นไม่เด่นชัด ฮับเบิลผู้พัฒนาระบบการจำแนกกาแลคซีตามรูปร่าง ได้กำหนดให้กาแลคซีเหล่านี้มีชื่อว่า Sa กาแลคซี่สุดขั้วนี้อาจไม่มีโครงสร้างแขนกังหันที่ชัดเจน ส่งผลให้มีลักษณะเหมือนเลนส์ (บางครั้งเรียกว่ากาแลคซีเลนติคูลาร์) ดาราจักรเหล่านี้ดูเหมือนจะมีคุณสมบัติร่วมกับดาราจักรวงรีมากเท่ากับดาราจักรชนิดก้นหอย

อีกด้านหนึ่ง ส่วนนูนตรงกลางมีขนาดเล็กและแขนเป็นแผลหลวม ในดาราจักร Sc เหล่านี้ ดาวเรืองแสงและเนบิวลาการแผ่รังสีมีความโดดเด่นมาก กาแล็กซีของเราและดาราจักรแอนโดรเมดาอยู่ตรงกลางระหว่างสุดขั้วทั้งสอง ภาพถ่ายของดาราจักรชนิดก้นหอย แสดงประเภทต่าง ๆ แสดงในรูปที่ 3 พร้อมกับดาราจักรวงรีเพื่อการเปรียบเทียบ

การจำแนกกาแลคซี่ของฮับเบิล

รูปที่ 3 รูปนี้แสดงการจำแนกกาแลคซีดั้งเดิมของ Edwin Hubble ดาราจักรวงรีอยู่ทางด้านซ้าย ทางด้านขวา คุณจะเห็นรูปก้นหอยพื้นฐานที่แสดงไว้ ควบคู่ไปกับรูปภาพของก้นหอยทั้งแบบมีคานและไม่มีคาน (เครดิต: การปรับเปลี่ยนงานโดย NASA, ESA)

ส่วนที่ส่องสว่างของดาราจักรชนิดก้นหอยมีเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ประมาณ 20,000 ถึงมากกว่า 100,000 ปีแสง การศึกษาเมื่อเร็ว ๆ นี้พบว่าอาจมีวัสดุทางช้างเผือกจำนวนมากที่ขยายออกไปได้ดีกว่าขอบที่มองเห็นได้ของกาแลคซี สารนี้ดูเหมือนจะเป็นก๊าซเย็นบางๆ ซึ่งยากต่อการตรวจจับในการสังเกตส่วนใหญ่

จากข้อมูลการสังเกตการณ์ที่มีอยู่ มวลของส่วนที่มองเห็นได้ของดาราจักรชนิดก้นหอยจะอยู่ในช่วงตั้งแต่ 1 พันล้านถึง 1 ล้านล้านดวงอาทิตย์ (10 9 ถึง 10 12 เอ็มอา). ความส่องสว่างทั้งหมดของก้นหอยส่วนใหญ่อยู่ในช่วง 100 ล้านถึง 100 พันล้านเท่าของความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ของเรา (10 8 ถึง 10 11 หลี่อา). กาแล็กซี่และ M31 ของเรามีขนาดค่อนข้างใหญ่และมโหฬาร มีสสารมืดจำนวนมากในและรอบดาราจักร เช่นเดียวกับที่มีอยู่ในทางช้างเผือก เราสรุปการมีอยู่ของมันจากความเร็วของดาวฤกษ์ในส่วนนอกของดาราจักรที่เคลื่อนที่ในวงโคจรของพวกมัน

ดาราจักรวงรี

ดาราจักรวงรี ประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุมากเกือบทั้งหมดและมีรูปร่างเป็นทรงกลมหรือทรงรี (ทรงกลมที่ค่อนข้างบีบ) (รูปที่ 4) พวกเขาไม่มีร่องรอยของแขนเกลียว แสงของพวกมันถูกครอบงำโดยดาวสีแดงที่มีอายุมากกว่า (ดาวประชากร II ที่กล่าวถึงในกาแล็กซีทางช้างเผือก) ในวงรีขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้เคียง สามารถระบุกระจุกทรงกลมจำนวนมากได้ เนบิวลาฝุ่นและการปล่อยก๊าซนั้นไม่เด่นชัดในดาราจักรวงรี แต่หลายแห่งก็มีสสารระหว่างดวงดาวอยู่เล็กน้อย

ดาราจักรวงรี

รูปที่ 4 (ก) ESO 325-G004 เป็นดาราจักรวงรีขนาดยักษ์ ดาราจักรวงรีอื่นๆ สามารถเห็นได้รอบๆ ขอบของภาพนี้ (b) ดาราจักรวงรีนี้น่าจะเกิดจากการชนกันของดาราจักรก้นหอยสองดาราจักร (เครดิต a: การดัดแปลงงานโดย NASA, ESA และ The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) credit b: การดัดแปลงงานโดย ESA/Hubble, NASA)

ดาราจักรวงรีแสดงระดับความแบนราบหลายระดับ ตั้งแต่ระบบที่มีลักษณะทรงกลมโดยประมาณไปจนถึงดาราจักรที่เข้าใกล้ความเรียบของก้นหอย เครื่องเดินวงรียักษ์ที่หายาก (เช่น ESO 325-G004 ในรูปที่ 4) มีความสว่างถึง 10 11 หลี่อา. มวลในวงรีขนาดยักษ์อาจมีขนาดใหญ่ถึง 10 13 เอ็มอา. เส้นผ่านศูนย์กลางของดาราจักรขนาดใหญ่เหล่านี้ขยายออกไปหลายแสนปีแสงและใหญ่กว่าดาราจักรก้นหอยที่ใหญ่ที่สุดอย่างมาก แม้ว่าดาวแต่ละดวงจะโคจรรอบศูนย์กลางของดาราจักรวงรี แต่วงโคจรก็ไม่ได้ไปในทิศทางเดียวกันทั้งหมด ดังที่เกิดขึ้นในลักษณะก้นหอย ดังนั้นรูปวงรีจึงไม่หมุนอย่างเป็นระบบ ทำให้ยากต่อการประมาณว่ามีสสารมืดอยู่มากน้อยเพียงใด

เราพบว่าดาราจักรวงรีมีตั้งแต่ดาราจักรขนาดยักษ์ จนถึงดาวแคระ ซึ่งอาจเป็นดาราจักรชนิดที่พบได้ทั่วไป วงรีแคระ (บางครั้งเรียกว่า dwarf spheroidals) รอดพ้นจากการสังเกตของเราเป็นเวลานาน เพราะพวกมันจางมากและมองเห็นได้ยาก ตัวอย่างของดาราจักรรูปวงรีแคระคือดาราจักรลีโอ I Dwarf Spheroidal แสดงในรูปที่ 5 ความส่องสว่างของดาวแคระทั่วไปนี้มีค่าเท่ากับความส่องสว่างของกระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุด

ดาราจักรวงรีวงรีขนาดยักษ์และดาราจักรแคระคือระบบต่างๆ เช่น M32 และ M110 ซึ่งเป็นดาวบริวารทั้งสองของดาราจักรแอนโดรเมดา แม้ว่าพวกมันมักถูกเรียกว่าวงรีแคระ แต่ดาราจักรเหล่านี้มีขนาดใหญ่กว่าดาราจักรอย่าง Leo I อย่างมีนัยสำคัญ

ดาราจักรวงรีแคระ

รูปที่ 5 M32 ดาราจักรรูปวงรีแคระ และเป็นหนึ่งในดาราจักรแอนโดรเมดาขนาดยักษ์ M31 M32 เป็นดาวแคระตามมาตรฐานทางช้างเผือก เนื่องจากมีความกว้างเพียง 2,400 ปีแสงเท่านั้น (เครดิต: NOAO/AURA/NSF)

กาแล็กซี่ที่ไม่สม่ำเสมอ

ดาราจักรแยกประเภทจากฮับเบิลที่ไม่มีรูปร่างปกติที่เกี่ยวข้องกับหมวดหมู่ที่เราเพิ่งอธิบายไว้ในถังขยะที่รับทั้งหมดของดาราจักรที่ไม่ปกติ และเรายังคงใช้คำศัพท์ของเขาต่อไป โดยทั่วไป ดาราจักรไม่ปกติจะมีมวลและความส่องสว่างน้อยกว่าดาราจักรชนิดก้นหอย ดาราจักรที่ไม่สม่ำเสมอมักจะดูไม่เป็นระเบียบ และดาราจักรจำนวนมากกำลังเกิดกิจกรรมการก่อตัวดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างรุนแรง พวกมันมีทั้งดาวฤกษ์อายุน้อย I ดาวและดาวฤกษ์กลุ่มเก่า II

ดาราจักรไม่ปกติที่รู้จักกันดีสองแห่งคือ เมฆแมคเจลแลนใหญ่ และ เมฆแมเจลแลนเล็ก (รูปที่ 6) ซึ่งอยู่ห่างออกไป 160,000 ปีแสงเล็กน้อย และอยู่ในหมู่เพื่อนบ้านนอกดาราจักรที่ใกล้ที่สุดของเรา ชื่อของพวกเขาสะท้อนความจริงที่ว่า Ferdinand Magellan และลูกเรือของเขาเดินทางรอบโลกเป็นนักเดินทางชาวยุโรปกลุ่มแรกที่สังเกตเห็นพวกเขา แม้ว่าจะมองไม่เห็นจากสหรัฐอเมริกาและยุโรป แต่ระบบทั้งสองนี้มีความโดดเด่นจากซีกโลกใต้ ที่ซึ่งพวกมันดูเหมือนเมฆเล็ก ๆ ในท้องฟ้ายามค่ำคืน เนื่องจากพวกมันอยู่ห่างจากดาราจักรแอนโดรเมดาเพียงหนึ่งในสิบเท่านั้น พวกมันจึงเป็นโอกาสอันยอดเยี่ยมสำหรับนักดาราศาสตร์ในการศึกษาเนบิวลา กระจุกดาว ดาวแปรผัน และวัตถุสำคัญอื่นๆ ในการตั้งค่าของดาราจักรอื่น ตัวอย่างเช่น เมฆแมคเจลแลนใหญ่ประกอบด้วยกลุ่มซ้อน 30 Doradus (หรือที่รู้จักในชื่อ Tarantula Nebula) ซึ่งเป็นกลุ่มดาวยักษ์ที่ใหญ่และสว่างที่สุดกลุ่มหนึ่งซึ่งเป็นที่รู้จักในดาราจักรใดๆ

กล้องโทรทรรศน์ 4 เมตรที่หอดูดาว Cerro Tololo Inter-American Silhouetted กับท้องฟ้าทางใต้

รูปที่ 6 ทางช้างเผือกอยู่ทางขวาของโดม และมองเห็นเมฆแมคเจลแลนใหญ่และเล็กทางซ้าย (เครดิต: Roger Smith/NOAO/AURA/NSF)

เมฆแมคเจลแลนเล็กมีมวลน้อยกว่าเมฆแมคเจลแลนใหญ่มาก และยาวกว่าเมฆมากหกเท่า วัสดุชิ้นเล็กชิ้นน้อยนี้ชี้ตรงไปยังกาแล็กซี่ของเราเหมือนลูกศร เมฆแมคเจลแลนเล็กมีแนวโน้มมากที่สุดที่จะบิดเบี้ยวเป็นรูปร่างปัจจุบันผ่านการปฏิสัมพันธ์โน้มถ่วงกับทางช้างเผือก เศษซากขนาดใหญ่จากการปฏิสัมพันธ์ระหว่างทางช้างเผือกกับเมฆแมเจลแลนเล็กกระจายไปทั่วท้องฟ้าและถูกมองว่าเป็นชุดของเมฆก๊าซที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงผิดปกติที่เรียกว่ากระแสแมเจลแลน เราจะเห็นว่าปฏิกิริยาระหว่างดาราจักรประเภทนี้จะช่วยอธิบายรูปร่างที่ไม่ปกติของดาราจักรขนาดเล็กทั้งหมวดนี้

Galaxy Evolution Galaxy

ได้รับการสนับสนุนจากความสำเร็จของแผนภาพ H-R สำหรับดาว (ดู การวิเคราะห์แสงดาว) นักดาราศาสตร์ที่ศึกษากาแลคซีหวังว่าจะพบรูปแบบที่คล้ายคลึงกัน ซึ่งความแตกต่างของรูปลักษณ์อาจเชื่อมโยงกับขั้นตอนวิวัฒนาการต่างๆ ในชีวิตของกาแลคซี คงจะดีไม่น้อยถ้าดาราจักรวงรีทุกดวงวิวัฒนาการเป็นวงก้นหอย เช่นเดียวกับดาวฤกษ์ในลำดับหลักทุกดวงที่วิวัฒนาการเป็นดาวยักษ์แดง แนวคิดง่ายๆ ประเภทนี้ถูกทดลองโดยฮับเบิลเอง แต่ไม่มีใครทดสอบเวลา (และการสังเกต)

เนื่องจากไม่มีรูปแบบง่ายๆ ในการวิวัฒนาการดาราจักรประเภทหนึ่งไปสู่อีกประเภทหนึ่ง นักดาราศาสตร์จึงมุ่งไปที่มุมมองที่ตรงกันข้าม ในช่วงเวลาหนึ่ง นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่คิดว่าดาราจักรทั้งหมดก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของประวัติศาสตร์จักรวาล และความแตกต่างระหว่างดาราจักรเหล่านี้เกี่ยวข้องกับอัตราการก่อตัวดาวฤกษ์ วงรีเป็นดาราจักรเหล่านั้นที่สสารในดวงดาวทั้งหมดถูกแปลงเป็นดาวอย่างรวดเร็ว เกลียวเป็นดาราจักรที่การก่อตัวดาวฤกษ์เกิดขึ้นอย่างช้าๆ ตลอดอายุขัยของดาราจักร ความคิดนี้กลับกลายเป็นว่าง่ายเกินไปเช่นกัน

วันนี้ เราเข้าใจดีว่าอย่างน้อยกาแล็กซีบางประเภทก็ได้เปลี่ยนแปลงประเภทไปเป็นเวลาหลายพันล้านปีนับตั้งแต่จักรวาลเริ่มต้นขึ้น ดังที่เราจะได้เห็นในบทต่อๆ ไป การชนกันและการควบรวมกิจการระหว่างดาราจักรอาจเปลี่ยนดาราจักรชนิดก้นหอยเป็นดาราจักรวงรีอย่างมาก แม้แต่เกลียวแยก (ที่ไม่มีกาแล็กซีข้างเคียงอยู่ในสายตา) ก็สามารถเปลี่ยนลักษณะที่ปรากฏได้ตลอดเวลา ขณะที่พวกมันกินแก๊ส อัตราการก่อตัวดาวจะช้าลง และแขนกังหันจะค่อยๆ มองเห็นได้ชัดเจนน้อยลง ในช่วงเวลาที่ยาวนาน เกลียวจึงเริ่มดูเหมือนดาราจักรที่อยู่ตรงกลางของรูปที่ 3 มากขึ้น (ซึ่งนักดาราศาสตร์เรียกว่าประเภท S0)

ในช่วงหลายทศวรรษที่ผ่านมา การศึกษาว่ากาแล็กซีวิวัฒนาการไปตลอดอายุขัยของเอกภพได้อย่างไร ได้กลายเป็นหนึ่งในสาขาวิชาวิจัยทางดาราศาสตร์ที่มีความเคลื่อนไหวมากที่สุด เราจะหารือเกี่ยวกับวิวัฒนาการของกาแลคซีในรายละเอียดเพิ่มเติมใน The Evolution and Distribution of Galaxies แต่ก่อนอื่น เรามาดูรายละเอียดเพิ่มเติมเล็กน้อยว่ากาแล็กซีต่างๆ เป็นอย่างไร

แนวคิดหลักและบทสรุป

The majority of bright galaxies are either spirals or ellipticals. Spiral galaxies contain both old and young stars, as well as interstellar matter, and have typical masses in the range of 10 9 to 10 12 เอ็มอา. Our own Galaxy is a large spiral. Ellipticals are spheroidal or slightly elongated systems that consist almost entirely of old stars, with very little interstellar matter. Elliptical galaxies range in size from giants, more massive than any spiral, down to dwarfs, with masses of only about 10 6 เอ็มอา. Dwarf ellipticals are probably the most common type of galaxy in the nearby universe. A small percentage of galaxies with more disorganized shapes are classified as irregulars. Galaxies may change their appearance over time due to collisions with other galaxies or by a change in the rate of star formation.


1. how do galaxies change over time? 2. how are galaxies created? 3. how was hubble important to our understanding of galaxies? 4. how does the milky way compare with other galaxies within the universe? 5. how do gravity and dark matter shape the galaxies and affect their environment?

1. Galaxies are constantly evolving with time, and one manner that they do this is that they change their rotation. This is apparent from the knowledge we have of initially formed galaxies which are spiral like in the beginning, but over time transform into what seems like smooth, barren disks. Another difference is that some galaxies are younger than others, and the age difference is observed with younger galaxies having a higher number of stars that are also comparatively brighter, which makes these galaxies look blue. Older galaxies contain older stars, and older stars are seen to give off red light, which is why these galaxies seem red. Galaxies also undergo various physical and chemical changes, and older galaxies are more structured.

2. Galaxies are brought into formation with the major factor being gravity. The force of gravity is responsible for attracting various stars, collapsing gas, dust clouds and other dark matter into a structured body. Over time the organization becomes more defined. So basically, a galaxy starts off as clouds of dust and stars in space, which come into proximity with other similar clouds, and their subsequent interactions shape the structure of the galaxy.

3. Edwin Hubble, also known as the 'pioneer of distant stars', has contributed to out understanding of galaxies in that he was the first person to prove the existence of galaxies other than the Milky Way, through his studies on spiral nebulae (which were formerly thought to be clouds of dust and gas, but were actually galaxies). He also established the relationship of red shift of a galaxy (recession velocity) and the distance of the galaxy from the Earth - a directly proportional relationship, which is known as the Hubble's Law.

4. The Milky Way is found to be considerably larger, about ten times, than the average dwarf galaxy being 100,000 light years across in diameter. The Milky Way is home to 200 billion stars, and with the capacity (dust and gas) to give rise to billions more. The Milky Way is the biggest galaxy in the Virgo Supercluster, and is relatively old in comparison with most other galaxies within the universe.

5. Dark matter and gravity play a role in determining the structure of the galaxy and influences the environment over time. Dark matter contributes to the mass of the galaxy, and this affects the spin of the galaxy. The more the mass of a galaxy (or more massive a galaxy) the greater would be its rotation. Gravity is the acting force that holds the components of galaxy in place, such as the dust clouds, colonies of star, gas and dark matter. Gravity influences the structure in that it exerts and inward pull on the stars, resulting in the spiral arm structure of a galaxy, which over time tends to be more eclipse like.


แนวคิดหลักและบทสรุป

The majority of bright galaxies are either spirals or ellipticals. Spiral galaxies contain both old and young stars, as well as interstellar matter, and have typical masses in the range of 10 9 to 10 12 เอ็มอา. Our own Galaxy is a large spiral. Ellipticals are spheroidal or slightly elongated systems that consist almost entirely of old stars, with very little interstellar matter. Elliptical galaxies range in size from giants, more massive than any spiral, down to dwarfs, with masses of only about 10 6 เอ็มอา. Dwarf ellipticals are probably the most common type of galaxy in the nearby universe. A small percentage of galaxies with more disorganized shapes are classified as irregulars. Galaxies may change their appearance over time due to collisions with other galaxies or by a change in the rate of star formation.