Πώς σχηματίζονται οι γαλαξίες;
Εισαγωγή

Άρθρο των Carlton Baugh και Carlos Frenk, από την σελίδα του Physics World

Περιεχόμενα Άρθρου:

1. Εισαγωγή
2. Είσοδος στην εποχή της μεγάλης μετατόπισης προς το ερυθρό
3. Η Φυσική του σχηματισμού των γαλαξιών
4. Το κοσμολογικό στάδιο
5. Προσομοιώσεις υπολογιστών του σχηματισμού γαλαξιών
6. Η κατάσταση του παιχνιδιού
7. Τα επόμενα βήματα

Οι γαλαξίες έχουν διαμορφωθεί από τότε που το σύμπαν ήταν μικρότερο από το 10% της παρούσας ηλικίας του ­ όπως προβλέπουν οι προσομοιώσεις υπερυπολογιστών και έχουν επιβεβαιώσει οι παρατηρήσεις.

Από τη δεκαετία του '30 όταν επιβεβαιώθηκαν οι γαλαξίες ως θεμελιώδεις δομικές μονάδες του σύμπαντος, η προέλευση και η εξέλιξή τους έχουν παραμείνει στο κέντρο της φυσικής κοσμολογίας. Η φημολογία για τη φύση των γαλαξιών χρονολογείται από το 18ο αιώνα και την εργασία των φιλοσόφων όπως ο Thomas Wright Durham και ο Immanuel Kant. Σήμερα, οι επικρατούσες θεωρητικές ιδέες, περιστρέφονται γύρω από μια εικοσαετή πρόταση ότι η προέλευση των γαλαξιών πρέπει να ειδωθεί στις κβαντικές διακυμάνσεις που έγιναν κατά την διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης. Όπως με όλα τα προβλήματα στη φυσική, η λύση στο μυστήριο του σχηματισμού γαλαξιών απαιτεί την αλληλεπίδραση μεταξύ των θεωρητικών ιδεών και των πειραματικών στοιχείων. Σε αυτήν την περίπτωση τα στοιχεία,  είναι παρατηρήσεις των γαλαξιών που περιστρέφονται γύρω από την ιστορία του σύμπαντος.

Όταν παρατηρούμε ένα γαλαξία, στην πραγματικότητα βλέπουμε το σύμπαν όπως ήταν κάποια στιγμή στο παρελθόν. Για παράδειγμα, όταν παρατηρούμε ένα γαλαξία με μετατόπιση προς το ερυθρό z = 2, βλέπουμε πως αυτός εμφανίζεται όταν το σύμπαν ήταν μόνο το 20% της σημερινής του ηλικίας. Η ακριβής σχέση μεταξύ του z και του χρόνου εξαρτάται από την τιμή της σταθεράς του Hubble, H₀, την πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν, r, και την τιμή της κοσμολογικής σταθεράς, l. Η πυκνότητα της ύλης συνήθως εκφράζεται σαν W=r/r_κρ, όπου r_κρ είναι η κρίσημη πυκνότητα της ύλης, που είναι αναγκαία για να σταματήσει τελικά η διαστολή του σύμπαντος. Η μπλε καμπύλη δείχνει τη μεταβολή της ηλικίας συναρτήσει της μετατόπισης προς το ερυθρό (redshift) σε ένα σύμπαν με H₀ = 65 km s^­1 Mpc^­1, W = 1 (ρ=r_κρ) και λ = 0. Στο μοντέλο αυτό το σύμπαν είναι 10 δισεκατομμύρια έτη. Η κόκκινη καμπύλη είναι για ένα σύμπαν με την ίδια τιμή για τη σταθερά του Hubble H₀, W = 0.3 και l/H²₀ = 0.7. Στο μοντέλο αυτό, το σύμπαν είναι 14.5 δισεκατομμυρίων ετών. Αμφότερα τα μοντέλα του σύμπαντος έχουν επίπεδη γεωμετρία.

Ο σύμπαν είναι πιθανόν μεταξύ 10 και 15 δισεκατομμυρίων ετών. Η πραγματική ηλικία του εξαρτάται από τη σταθερά του Hubble, την πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν και την τιμή της κοσμολογικής σταθεράς (λ). Η διαστολή του σύμπαντος σημαίνει ότι το φως που εκπέμπεται από τους απόμακρους γαλαξίες είναι μετατοπισμένο προς το ερυθρό, δηλαδή προς τα πιό μικρά μήκη κύματος, στο ταξίδι που κάνει προς τη Γη: l_{παρατηρηθέν} = (1 + z )l_{εκπεμπόμενο} όπου λ είναι το μήκος κύματος και z είναι η μετατόπιση προς το ερυθρό. Από την μετατόπιση προς το ερυθρό, μπορούμε να υπολογίσουμε και την απόσταση έως το γαλαξία και πόσο χρόνο χρειάστηκε το φως να ταξιδεψει προς μας (σχήμα 1). Όσο ψηλότερη είναι  η μετατόπιση προς το ερυθρό, z, τόσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση έως το γαλαξία και τόσο περισσότερο το φως έχει ταξιδεψει για να φτάσει ως εμάς. Για μετατόπιση προς το ερυθρό z = 1, σημαίνει ότι το φως έχει ταξιδεψει για χρόνο περίπου το 60% της ηλικίας του σύμπαντος: επομένως, παρατηρούμε το γαλαξία όπως ήταν τότε που το σύμπαν ήταν μόνο το 40% της παρούσας ηλικίας του. Για μετατόπιση προς το ερυθρό z = 2, σημαίνει ότι βλέπουμε έναν γαλαξία όπως ήταν τότε που το ο σύμπαν ήταν μόνο το 20% περίπου της σημερινής του ηλικίας.

Μέχρι περίπου το τέλος της δεκαετίας του '80, οι αστρονόμοι ήταν ικανοί να μετρήσουν μόνο τις ιδιότητες των γαλαξιών για μέτριες τιμές των z (ερυθρών μετατοπίσεων, όταν ο σύμπαν είχε ηλικία περίπου το 75% της παρούσας ηλικίας του. Τέτοιες μελέτες καθόρισαν ότι υπάρχει ιδιαίτερη μεταβολή στη φωτεινότητα, το χρώμα και τη χημική σύνθεση διαφορετικών γαλαξιών. Αυτές πάλι καθιέρωσαν την ύπαρξη δύο βασικών μορφών των γαλαξιών: Τους ελλειπτικούς, οι οποίοι βρίσκονται πρώτιστα σε περιοχές πλούσιους σε σμήνη, και τους σπειροειδείς γαλαξίες, όπως ο Γαλαξίας μας.

Απαιτήθηκαν ηρωικές προσπάθειες, που συχνά εκτείνονται σε πολλά έτη προσεκτικών παρατηρήσεων, για να λάβουν  στατιστικά χρήσιμα δείγματα μεγαλύτερων ερυθρών μετατοπίσεων z. Δύο τέτοιες μελέτες ­ η μια που καθοδηγήθηκε από Τον Simon Lilly τότε που ήταν στο Πανεπιστήμιο της Χαβάης, και η άλλη που καθοδηγήθηκε από τον Richard Ellis τότε στο Πανεπιστήμιο Durham στην Μεγάλη Βρετανία ­ επέκτειναν τη μελέτη των βασικών ιδιοτήτων των γαλαξιών σε z » 1, η οποία αντιστοιχεί στη μισή σχεδόν ηλικία του σύμπαντος. Αυτές οι μελέτες παρείχαν τις πρώτες, ευρέως γνωστές, ενδείξεις των ουσιαστικών εξελικτικών αλλαγών στις ιδιότητες των γαλαξιών. Παραδείγματος χάριν, ο αριθμός των γαλαξιών, με μια δεδομένη φωτεινότητα, άλλαζε σαν μια συνάρτηση της ερυθρής μετατόπισης και, ως εκ τούτου, ως συνάρτηση του χρόνου.

Οι συγγραφείς του άρθρου, Carlton Baugh και Carlos Frenk ανήκουν στο Τμήμα της Φυσικής, στο Πανεπιστήμιο του  Durham, South Road, Durham, DH1 3LE, Μεγάλη Βρεττανία.

Αναφορές

C M Baugh et al. 1998 The epoch of galaxy formation Astrophys. J. 498 504

G Efstathiou et al. (ed) 1999 Large-scale structure in the universe Phil. Trans. Roy. Soc. 357 1­198

J Glanz 1998 Cosmos in a computer Science 280 1522­1523

C Steidel et al. 1999 Galaxy clustering at z ~ 3 in Efstathiou et al.

M S Turner 1996 Cosmology: beyond the big bang Physics World September pp31­39