Όσο πιο εξελιγμένος είναι ένας γαλαξίας, τόσο πιο χαοτικές είναι οι τροχιές των πολλών αστεριών του, δείχνει νέα έρευνα, απαντώντας σε μια σημαντική λεπτομέρεια για το πώς γερνούν οι γαλαξίες.
Ο ήλιος μας περιφέρεται γύρω από το κέντρο του Γαλαξίας μία φορά κάθε 225 εκατομμύρια χρόνια, με μέση ταχύτητα 514.495 μίλια την ώρα (828.000 km/h). Οι αστρονόμοι το αποκαλούν «γαλαξιακό έτος». Το μονοπάτι του ήλιου γύρω από το γαλαξίας είναι σχεδόν κυκλικό, αλλά κινείται ελαφρώς πάνω-κάτω σε σχέση με το επίπεδο του γαλαξία.
Σε άλλους γαλαξίες όμως οι κινήσεις των αστέρια έχουν υψηλότερο βαθμό τυχαιότητας επειδή οι τροχιές τους υποθέτουν μια ποικιλία ταχυτήτων και γωνιών σε σχέση με το επίπεδο του γαλαξία τους. Σε Ελλειπτικοί γαλαξίες, αυτό είναι συχνά εύκολο να εξηγηθεί: είναι το αποτέλεσμα μιας μεγάλης συγχώνευσης γαλαξιών που σχημάτισε τον ελλειπτικό γαλαξία και ανασήκωσε όλα τα αστέρια σαν τη φωλιά του σφήκα. Αλλά αυτές οι τυχαίες κινήσεις μπορούν επίσης να κυριαρχούν σε γαλαξίες δίσκων. Αυτό είναι περίεργο αφού αστέρια σε α Δίσκος γαλαξίας σχηματίζονται σε ένα στενό, πλούσιο σε αέριο επίπεδο που ονομάζεται «λεπτός δίσκος». Στην πραγματικότητα, ο Γαλαξίας μας έχει έναν λεπτό δίσκο που περιέχει τον Ήλιο μας και τα περισσότερα αστέρια ορατά με γυμνό μάτι στον νυχτερινό ουρανό. Είναι η κίνηση αυτών των άστρων και των νεφών αερίων που δημιουργεί τη φαινομενική περιστροφή ενός γαλαξία.
Σχετίζεται με: Milky Way: Όλα όσα πρέπει να ξέρετε για την κοσμική γειτονιά μας
Τα αστέρια στον λεπτό δίσκο ακολουθούν μια περισσότερο ή λιγότερο κυκλική διαδρομή γύρω από έναν γαλαξία, κινούμενοι με τάξη λόγω των συγκρούσεων μεταξύ των μοριακών νεφών αερίων από τα οποία σχηματίστηκαν αυτά τα αστέρια. Αυτό θολώνει τυχόν ακραίες κινήσεις και μειώνει τη λεγόμενη «διασπορά ταχύτητας», η οποία περιγράφει τη διαφορά μεταξύ της ταχύτερης και της πιο αργής τροχιακής ταχύτητας. Η σκέδαση χαμηλής ταχύτητας θα πρέπει να έχει τα περισσότερα αστέρια σε κυκλικές τροχιές, ενώ η σκέδαση υψηλής ταχύτητας οδηγεί σε πιο τυχαίες τροχιές.
Προηγούμενες μελέτες έχουν βρει ότι τόσο η μάζα ενός γαλαξία όσο και η πυκνότητα του περιβάλλοντός του με γειτονικούς γαλαξίες θα μπορούσαν να παίξουν ρόλο στον έλεγχο της τάσης για τυχαία κίνηση των αστεριών. Ωστόσο, νέα έρευνα από Αυστραλούς αστρονόμους καταλήγει στο συμπέρασμα ότι η μάζα και το περιβάλλον δεν είναι η άμεση αιτία των τυχαίων κινήσεων και ότι η πραγματική αιτία είναι κάτι πιο ύπουλο: η ηλικία.
Η «ηλικία» ενός γαλαξία δεν περιγράφει απαραίτητα πόσο καιρό υπάρχει αυτός ο γαλαξίας. Όλοι οι γαλαξίες πιστεύεται ότι σχηματίστηκαν περίπου την ίδια εποχή, περίπου πριν από 13 δισεκατομμύρια χρόνια. Μάλλον, η ηλικία σε αυτή την περίπτωση είναι μια κατάσταση που σχετίζεται άμεσα με τη δραστηριότητα σχηματισμού άστρων ενός γαλαξία. Ένας γαλαξίας που εξακολουθεί να παράγει νέα αστέρια θεωρείται «νεότερος», ενώ ένας γαλαξίας όπου ο σχηματισμός των αστεριών έχει σταματήσει περιγράφεται ως «παλαιός».
«Όταν κάναμε την ανάλυση, διαπιστώσαμε ότι η ηλικία… είναι πάντα η πιο σημαντική παράμετρος», δήλωσε ο Scott Croom από το Πανεπιστήμιο του Σίδνεϊ, ο οποίος ηγήθηκε της έρευνας. δελτίο τύπου. «Αφού λάβετε υπόψη την ηλικία, ουσιαστικά δεν υπάρχει περιβαλλοντική τάση, και αυτό ισχύει και για τις μάζες. Αν βρείτε έναν νεαρό γαλαξία, θα περιστρέφεται ανεξάρτητα από το περιβάλλον στο οποίο βρίσκεται, και αν βρείτε έναν παλιό γαλαξία, θα έχει περισσότερες τυχαίες τροχιές, είτε σε πυκνό περιβάλλον είτε σε κενό.
Ωστόσο, η ηλικία και το περιβάλλον – καθώς και το περιβάλλον και η μάζα των γαλαξιών – συνδέονται. Για παράδειγμα, οι γαλαξίες σε ένα πιο πυκνό περιβάλλον τείνουν να έχουν πιο συχνές συγκρούσεις και συγχωνεύσεις με άλλους γαλαξίες, με αποτέλεσμα η μάζα τους να αυξάνεται πιο γρήγορα.
Επιπλέον, «γνωρίζουμε ότι η ηλικία επηρεάζεται από το περιβάλλον», είπε το μέλος της ομάδας Jesse van de Sande, επίσης από το Πανεπιστήμιο του Σίδνεϊ. «Όταν ένας γαλαξίας πέφτει σε ένα πυκνό περιβάλλον, τείνει να σταματήσει το σχηματισμό άστρων. Επομένως, οι γαλαξίες σε πυκνότερα περιβάλλοντα είναι, κατά μέσο όρο, παλαιότεροι».
Σχετίζεται με: Γαλαξίες: Συγκρούσεις, τύποι και πώς σχηματίζονται
Υπάρχουν δύο τρόποι για να σταματήσετε το σχηματισμό άστρων μέσα σε έναν γαλαξία. Πρώτον, μέσω ενός φαινομένου που είναι γνωστό ως απογύμνωση πίεσης ram – το παχύ, καυτό αέριο που κατοικεί σε σμήνη γαλαξιών είναι ικανό να θερμάνει το αέριο ενός γαλαξία καθώς βυθίζεται στο σμήνος. Αυτό απομακρύνει το αέριο από τον γαλαξία, αφήνοντάς τον χωρίς υλικό για να σχηματίσει νέα αστέρια.
Σε πυκνά περιβάλλοντα, οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μεταξύ κοντινών γαλαξιών μπορούν επίσης να ανακινήσουν το αέριο ενός γαλαξία, προκαλώντας τον ξέφρενο σχηματισμό άστρων που ονομάζεται «αστρική έκρηξη». Ανάδραση με τη μορφή ακτινοβολίας από καυτά, νεογέννητα αστέρια σε μια αστρική έκρηξη ή από πίδακες που προέρχονται από ένα ενεργό αστέρι υπερμεγέθη μαύρη τρύπα Το σύστημα, που ενεργοποιείται χάρη σε μια μεγάλη ποσότητα ύλης που διοχετεύεται στο στόμα του μέσω των αλληλεπιδράσεων, μπορεί να θερμάνει το αέριο σε έναν γαλαξία και να το εκτοξεύσει στον διαγαλαξιακό χώρο, εμποδίζοντάς το να σχηματίσει αστέρια.
ΠΑΡΟΜΟΙΕΣ ΑΝΑΡΤΗΣΕΙΣ:
— Πώς ξέρουμε πώς μοιάζει ο Γαλαξίας;
– Νέος χάρτης του Γαλαξία μας αποκαλύπτει την υπέροχη αταξία του γαλαξία μας
— Ο Γαλαξίας μπορεί να έχει διαφορετικό σχήμα από αυτό που πιστεύαμε
Η ομάδα με επικεφαλής τους Croom και van de Sande καταλήγει στο συμπέρασμα ότι η αιτία των τυχαίων κινήσεων των αστεριών σε παλαιότερους γαλαξίες οφείλεται σαφώς σε έναν συνδυασμό επιπτώσεων που σχετίζονται με την ηλικία. Ένα από αυτά είναι τα αστέρια, τα οποία γεννιούνται πιο “καυτά” νωρίς στη ζωή ενός γαλαξία (που σημαίνει ότι είναι πολύ ενεργητικά για να καταλάβουν βαρετές κυκλικές τροχιές), ακολουθούμενα από ανατροφοδότηση από αυτά που χρησιμεύουν για την επιτάχυνση κάθε περαιτέρω καταστολής σχηματισμού άστρων πριν ο γαλαξίας αποκτήσει ευκαιρία να δημιουργηθεί ένας λεπτός δίσκος αστεριών με χαμηλότερη διασπορά ταχύτητας.
Ο Γαλαξίας μας ήταν προφανώς ένας από τους τυχερούς. Ο λεπτός δίσκος του υπολογίζεται ότι είναι 8,8 δισεκατομμυρίων ετών. Αυτός ο λεπτός δίσκος, βάθους περίπου 350 ετών φωτός, είναι ενσωματωμένος σε έναν «παχύ δίσκο», ο οποίος είναι ένας πολύ παλαιότερος τόρος αρχαίων αστεριών. Αυτά τα αστέρια γεννήθηκαν πιο ζεστά και με πιο τυχαίες κινήσεις, γεγονός που συμβάλλει στο να έχει βάθος 1.000 έτη φωτός ο παχύς δίσκος, επειδή αυτές οι τυχαίες κινήσεις βρίσκονται σε πιο απότομη γωνία με το γαλαξιακό επίπεδο.
Τα συμπεράσματα της ομάδας του Croom και του van de Sande βασίζονται σε παρατηρήσεις 3.000 γαλαξιών διαφορετικών ηλικιών, μαζών και διαφορετικών περιβαλλόντων, όλα από την SAMI (Sydney-AAO Multi-object Integral field spectrograph) Galaxy Survey, η οποία διεξάγεται επί του παρόντος από την Αγγλο-αυστραλιανό τηλεσκόπιο στο Παρατηρητήριο Siding Spring στην Αυστραλία. Τα αποτελέσματα δημοσιεύτηκαν στις 3 Απριλίου στο Μηνιαίες Ανακοινώσεις της Βασιλικής Αστρονομικής Εταιρείας.