Az Andromeda egy galaxis, más néven M31 és NGC224. Ez egy spirális képződmény, amely körülbelül 780 kp (2,5 millió) távolságra található a Földtől.
Az Andromeda a Tejútrendszerhez legközelebb eső galaxis. Nevét az azonos nevű mitikus hercegnőről kapta. A 2006-os megfigyelések arra a következtetésre jutottak, hogy körülbelül ezermilliárd csillag található itt - legalább kétszer annyi, mint a Tejútrendszerben, ahol körülbelül 200-400 milliárd van. A tudósok úgy vélik, hogy a Tejútrendszer és az Androméda galaxis ütközése körülbelül 3,75 milliárd éven belül megtörténik, és végül egy óriási elliptikus vagy koronggalaxis fog kialakulni. De erről majd később. Először is nézzük meg, hogyan néz ki egy "mitikus hercegnő".
A képen Androméda látható. A galaxis fehér és kék csíkokkal rendelkezik. Gyűrűket alkotnak körülötte, és forró, vörösen izzó óriáscsillagokat takarnak. A sötétkék-szürke sávok éles kontrasztot alkotnak ezekkel a fényes gyűrűkkel, és olyan területeket mutatnak be, ahol a csillagkeletkezés még csak most kezdődik a sűrű felhőgubókban. A spektrum látható részén megfigyelve az Androméda gyűrűi inkább spirálkarokhoz hasonlítanak. Az ultraibolya tartományban ezek a képződmények inkább gyűrűs szerkezetek. Korábban a NASA teleszkópja fedezte fel őket. A csillagászok úgy vélik, hogy ezek a gyűrűk egy galaxis kialakulását jelzik a szomszédos galaxissal több mint 200 millió évvel ezelőtti ütközés eredményeként.
Androméda holdjai
A Tejútrendszerhez hasonlóan az Andromedának is van számos törpe műholdja, amelyek közül 14-et már felfedeztek. A leghíresebbek az M32 és az M110. Természetesen nem valószínű, hogy az egyes galaxisok csillagai ütköznek egymással, mivel a köztük lévő távolságok nagyon nagyok. A tudósoknak még mindig meglehetősen homályos elképzeléseik vannak arról, hogy mi fog történni valójában. De már kitaláltak egy nevet a leendő újszülöttnek. Mamut – így hívják a tudósok a meg nem született óriásgalaxist.
Csillagok ütközései
Az Andromeda egy galaxis 1 billió csillaggal (10 12), a Tejút pedig 1 milliárddal (3 * 10 11). Az égitestek ütközésének esélye azonban elhanyagolható, hiszen óriási távolság van közöttük. Például a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 4,2 fényévnyire (4*10 13 km), vagyis 30 millióra (3*10 7) van a Nap átmérőjétől. Képzelje el, hogy a mi világítótestünk egy asztaliteniszlabda. Ezután a Proxima Centauri borsónak fog kinézni, amely 1100 km-re található tőle, és maga a Tejút 30 millió km széles lesz. Még a csillagok is a galaxis középpontjában (ahol leginkább koncentrálódnak) 160 milliárd (1,6 * 10 11) km távolságra helyezkednek el. Ez olyan, mint egy asztalitenisz labda 3,2 km-enként. Ezért rendkívül kicsi annak az esélye, hogy bármely két csillag összeütközik a galaxisok egyesülése során.
Fekete lyuk ütközés
Az Androméda-galaxisnak és a Tejútnak van egy központi Nyilas A (3,6*10 6 naptömeg) és egy objektuma a Galaktikus Mag P2-halmazában. Ezek a fekete lyukak az újonnan kialakult galaxis középpontja közelében fognak összefolyni, és a keringési energiát átadják a csillagoknak, amelyek végül magasabb pályákra mozdulnak el. A fenti folyamat több millió évig is eltarthat. Amikor a fekete lyukak egy fényévnyire kerülnek egymáshoz, gravitációs hullámokat kezdenek kibocsátani. Az orbitális energia még erősebbé válik, amíg az egyesülés be nem fejeződik. A 2006-ban végzett modellezési adatok alapján a Föld először majdnem az újonnan kialakult galaxis középpontjába kerülhet, majd elhaladhat az egyik fekete lyuk közelében, és kilökődik a Tejútrendszeren túlra.
Az elmélet megerősítése
Az Androméda-galaxis megközelítőleg 110 km/s sebességgel közelít felénk. 2012-ig nem lehetett tudni, hogy bekövetkezik-e ütközés vagy sem. A Hubble Űrteleszkóp segítségével a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy ez szinte elkerülhetetlen. Az Androméda 2002 és 2010 közötti mozgásának nyomon követése után arra a következtetésre jutottak, hogy az ütközés körülbelül 4 milliárd év múlva következik be.
Hasonló jelenségek széles körben elterjedtek az űrben. Például úgy vélik, hogy az Androméda legalább egy galaxissal kapcsolatba került a múltban. Néhány törpegalaxis, például a SagDEG, továbbra is ütközik a Tejútrendszerrel, egyetlen formációt hozva létre.
A kutatások azt is sugallják, hogy az M33, vagyis a Triangulum Galaxy, a Helyi Csoport harmadik legnagyobb és legfényesebb tagja is részt vesz ezen az eseményen. Legvalószínűbb sorsa az egyesülés után létrejött objektum pályára lépése, a távoli jövőben pedig a végső egyesülés lesz. Kizárt azonban az M33 ütközése a Tejútrendszerrel, mielőtt az Androméda közeledne, vagy a Naprendszerünk kikerülne a Helyi Csoportból.
A Naprendszer sorsa
A harvardi tudósok azt állítják, hogy a galaxisok egyesülésének időpontja az Androméda érintőleges sebességétől függ. A számítások alapján arra a következtetésre jutottunk, hogy 50%-os esély van arra, hogy az egyesülés során a Naprendszer a Tejútrendszer középpontjának jelenlegi távolságának háromszorosára kerül vissza. Nem tudni pontosan, hogyan fog viselkedni az Androméda galaxis. A Föld bolygó is veszélyben van. A tudósok szerint 12% az esélye annak, hogy az ütközés után valamivel az egykori „otthonunkon” kívülre kerülünk. Ennek az eseménynek azonban nagy valószínűséggel nem lesz jelentős káros hatása a Naprendszerre, és az égitestek sem pusztulnak el.
Ha kizárjuk a bolygótervezést, akkor idővel a Föld felszíne nagyon felforrósodik, és nem marad rajta folyékony víz, így élet sem.
Lehetséges mellékhatások
Amikor két spirálgalaxis egyesül, a korongjaikban lévő hidrogén összenyomódik. Megkezdődik az új csillagok intenzív képződése. Például ez megfigyelhető az NGC 4039 kölcsönhatásban lévő galaxisban, más néven Antenna galaxisban. Ha az Androméda és a Tejút egyesül, úgy vélik, hogy kevés gáz marad a korongjaikon. A csillagkeletkezés nem lesz olyan intenzív, bár valószínű egy kvazár születése.
Az egyesülés eredménye
A tudósok feltételesen Milcomedának nevezik az egyesülés során kialakult galaxist. A szimuláció eredménye azt mutatja, hogy a kapott objektum ellipszis alakú lesz. Középpontjában kisebb csillagsűrűség lesz, mint a modern elliptikus galaxisokban. De lemezes forma is lehetséges. Sok múlik azon, hogy mennyi gáz marad a Tejútrendszerben és az Andromédában. A közeljövőben a megmaradtak egy objektummá egyesülnek, és ez egy új evolúciós szakasz kezdetét jelenti.
Tények Andromedáról
- Az Andromeda a helyi csoport legnagyobb galaxisa. De valószínűleg nem a legmasszívabb. A tudósok azt sugallják, hogy a Tejútrendszerben koncentráltabb, és ez teszi galaxisunkat tömegesebbé.
- A tudósok azért kutatják az Andromédát, hogy megértsék a hozzá hasonló képződmények eredetét és fejlődését, mivel ez a hozzánk legközelebb eső spirálgalaxis.
- Az Androméda csodálatosan néz ki a Földről. Sokaknak sikerül lefényképezni is.
- Az Andromédának nagyon sűrű galaktikus magja van. Nemcsak hatalmas csillagok helyezkednek el a közepén, hanem legalább egy szupermasszív fekete lyuk is rejtőzik a magjában.
- Spirálkarjai két szomszédos galaxissal, az M32-vel és az M110-nel való gravitációs kölcsönhatás eredményeként hajlottak meg.
- Az Androméda belsejében legalább 450 gömb alakú csillaghalmaz kering. Köztük van néhány a legsűrűbb, amit felfedeztek.
- Az Androméda-galaxis a legtávolabbi objektum, amely szabad szemmel is látható. Jó kilátópontra és minimális erős fényre lesz szüksége.
Befejezésül azt szeretném tanácsolni az olvasóknak, hogy gyakrabban nézzenek fel a csillagos égre. Rengeteg új és ismeretlen dolgot tárol. Keressen egy kis szabadidőt a tér megfigyelésére hétvégén. Az Androméda-galaxis az égen lenyűgöző látvány.
TejútÉs Androméda köd- a legnagyobb a helyi csoportunkat alkotó 40 páratlan galaxis közül.
A galaxisok helyi csoportját a gravitációs erők egyesítik, ezért nem oszlanak szét, hanem fokozatosan egyesülnek.
A Tejútrendszer és az Androméda galaxis egyesülése (átvitt értelemben)
A csillagászok megállapították, hogy 4,7 milliárd évvel ezelőtt, amikor Napunk éppen kialakult, az Andromédát és a Tejútrendszert 4,2 millió fényév távolság választotta el egymástól, és mára 2,5-2,6 millió fényévre csökkent, és a sebesség megközelítése folyamatosan növekszik.
Vesto Slifer amerikai csillagász még 1912-ben a csillagok spektrumvonalainak Doppler-eltolódásának elemzése alapján megállapította, hogy az Androméda körülbelül 300 km/s sebességgel halad a Nap felé.
A 20. század közepére világossá vált, hogy az Androméda Naprendszerhez való közeledésének nagy sebessége főként magának a Naprendszernek a Galaxis közepe körüli, körülbelül 225 km/s sebességű keringési mozgásával függ össze. körülbelül az Androméda felé irányul.
A frissített becslések szerint maguk a galaxisok - a Tejútrendszer és az Androméda - konvergenciája 110-120 km/s. Ezenkívül a 2002-2010 közötti időszakban. A Hubble Űrteleszkóppal végzett mérések kimutatták, hogy az Androméda szinte egyenes vonalban közelít felénk, és a galaxisok „ütközése” szinte elkerülhetetlen.
Amikor azt mondjuk, hogy „ütközés”, meg kell értenünk, hogy a tárgyak, például a csillagok fizikai ütközése nem valószínű a galaxisok alacsony anyagkoncentrációja és az objektumok egymástól való rendkívüli távolsága miatt.
Például a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri körülbelül 4,22 fényévre van a Földtől, ami 270 000-szerese a Föld és a Nap távolságának. Összehasonlításképpen: ha a Nap akkora lenne, mint egy 2,5 centiméter átmérőjű érme, akkor a legközelebbi érme/csillag 718 kilométerre lenne tőle.
A tudósok azt jósolják, hogy 4 milliárd év múlva a galaxisok glóriái először keresztezik egymást, ami erősíti a kölcsönös gravitációs vonzásukat, majd további 2-3 milliárd év elteltével ez a két csillagrendszer végül egyetlen konglomerátummá egyesül, amelyet már el is neveztek. „Milkomeda”, amelyet galaxisunk általános nevéből – a Tejútrendszer és az Androméda – állított össze.
Számítások alapján az Androméda-galaxis csillagai és gázai körülbelül hárommilliárd év múlva válnak szabad szemmel láthatóvá a Földről.
"Ma az Androméda-galaxis úgy néz ki, mint egy kis, homályos objektum a Földről. A csillagászok több mint ezer éve nézték meg először" - mondja Roland van der Marel, a baltimore-i Űrteleszkóp Tudományos Intézet munkatársa. "Kevés dolog foglalkoztatja jobban az embereket, mint az űrrel kapcsolatos kérdések. És megjósolhatjuk, hogy ez a kis homályos objektum egy napon felfalhatja a Napunkat és az egész naprendszert" - teszi hozzá a csillagász.
A galaxisok egyesülésének eredményeként egy gigantikus csillaghalmaz jön létre, amely kaotikusan nyüzsög egy közös középpont körül. A központban két szupermasszív fekete lyuk rendszere fog kialakulni, amelyekbe két galaxis egykori középpontja alakul át. Egyre aktívabbak lesznek az anyagok elnyelésében, amelyek a fekete lyukak közelében felgyorsulva erőteljes gamma-sugarakat kezdenek kibocsátani. Ezen túlmenően a fekete lyukak közelében erős fúvókák képződnek – a pólusaikból kilökődő relativisztikus anyagsugarak. Azokon a helyeken, ahol a fúvókák, valamint a gáz- és porfelhők ütköznek, fiatal hatalmas csillagok fényes halmazai jelennek meg.
Milyen sors vár a Naprendszerre a galaxisok egyesülése során?
A tudósok becslése szerint 12 százalék annak a valószínűsége, hogy ez az egyesülés a Napunkat a csillagközi térbe löki. De az is lehet, hogy a Naprendszert teljesen befogja az Androméda-köd – ennek három százalék a valószínűsége.
A legvalószínűbb forgatókönyv azonban a következő: a Naprendszer az új galaxis perifériájára, az őt körülvevő diffúz gázfelhő – a halo – tartományába kerül. Ugyanakkor meglehetősen biztonságos távolságra - legalább 100 ezer fényévre - lesz a galaktikus központtól.
Ugyanakkor szem előtt kell tartani, hogy mire a galaxis egyesülése befejeződik
A fent említett összes forgatókönyvnél sokkal fontosabb a földi élet szempontjából Napunk evolúciója, majd 5-6 milliárd éven belül vörös óriássá való átalakulása.
A tudósok megfigyelések alapján azt sugallják, hogy az Andromeda kis műholdja, a Triangulum Galaxy (M33) is részt vesz az egyesülési folyamatban. 3-4 milliárd évvel az Androméda és a Tejút egyesülése után az M33 galaxis egy új formációval ("Milcomeda") ütközik, és valószínűleg ugyanazon forgatókönyv szerint egyesül vele.
Hogy minden így fog történni vagy nem egészen így, esetleg egyáltalán nem így, nehéz ezt ma megbízhatóan megítélni, évmilliárdokat a jövőbe tekintve... . Mert.
Spirálgalaxis Whirlpool (M51, NGC 5194/95). Kifejezett spirális szerkezete a kisebbik NGC 5195 (jobbra) gravitációs hatásának köszönhető, amelynek fényét részben eltakarja a por az M51 spirálkarjának végén.
Számunkra a galaxisok teljesen változatlan és stabil objektumoknak tűnnek, de valójában életük tele van mozgással. Az univerzum olyan, mint egy óriási kereszteződés, ahol lekapcsolták a közlekedési lámpákat. Igaz, itt a galaktikus objektumok számos ütközése nem pusztítja el őket, hanem csak hozzájárul a galaxisok fejlődéséhez.
A galaxisok tanulmányozása, ahogy általában lenni szokott, azzal kezdődött, hogy megpróbálták rendszerezni őket megjelenés alapján. Így keletkezett a híres Hubble-osztályozás, amelyről később lesz szó. Ám amikor a múlt század 50-es éveiben a csillagászok közelről kezdtek tanulmányozni az egymáshoz közel elhelyezkedő galaxisokat, kiderült, hogy sok közülük nagyon szokatlan, vagy ahogy mondják, különös megjelenésű. Néha, még ha egyedülállóak is, annyira „bemutatóhatatlannak” tűnnek, hogy lehetetlen őket egy minden szempontból megfelelő Hubble-sorozat bármely helyéhez rögzíteni. Gyakran úgy tűnik, hogy vékony csillaghidakat nyújtanak egymásnak, vagy ellentétes irányban kihajítják a hosszú göndör farkukat. Az ilyen galaxisokat kölcsönhatásban lévő galaxisoknak kezdték nevezni. Igaz, abban az időben a normál objektumok számának legfeljebb 5% -ánál figyelték meg őket, és ezért a ritkán előforduló korcsok sokáig nem keltették fel a figyelmet.
Az egyik első, aki komolyan tanulmányozta őket, B.A. Voroncov-Velyaminov. Könnyű kezével az NGC 4676 egyik legszokatlanabb párját először Playing Mice-nek, majd egyszerűen Egereknek nevezték el. Ezen a becenéven most komoly tudományos cikkekben szerepel. Vannak más érdekes példák is különleges tárgyakra, amelyek jobban ismertek „bulibecenevükön”, mint az Antennas (NGC 4038/39), A Világ Atomja (NGC 7252), Whirlpool (M 51 vagy NGC 5194/) katalógusok útlevéladatai alapján. 95).
Azt, hogy a gravitáció hogyan befolyásolja a galaxisok megjelenését, a legkönnyebben megérthető, ha megvizsgáljuk azokat az objektumokat, amelyeknek farka és sávja van. Emlékezzünk arra, hogyan „duzzad fel” a Hold két ellentétes oldaláról a Föld óceánjai. A bolygó forgásának köszönhetően ezek az árapályhullámok a Föld felszínén terjednek. Ugyanígy, amikor egy koronggalaxis egy másik galaxishoz közeledik, árapály-púpok jelennek meg, amelyek mind a zavaró irányába, mind az ellenkező irányba megnyúlnak. Később ezek a púpok csillagok és gázok hosszú farkává csavaródnak a differenciális forgás következtében: a csillagok keringési periódusa a galaxis közepe körül a középponttól való távolság növekedésével nő. Hasonló képet reprodukáltak a számítógépes kísérletek, amikor a csillagászok megkezdték a galaxisok gravitációs kölcsönhatásának numerikus modellezését.
Az első modellek szinte játékszerűek voltak. Náluk egy masszív pont körül körpályán eloszló tesztrészecskék mozgását egy másik, elrepülő hatalmas pont zavarta meg. Ilyen modellek segítségével 1972-ben Alar és Juri Toomre testvérek átfogóan tanulmányozták, hogyan függ az árapály-struktúrák kialakulása a galaxisütközések paramétereitől. Például kiderült, hogy a galaxisokat összekötő csillaghidak jól reprodukálódnak, ha egy objektum kölcsönhatásba lép egy kis tömegű galaxissal, és a farok jól reprodukálódik, ha egy korongrendszer ütközik egy hasonló tömegű galaxissal. Egy másik érdekes eredmény született, amikor egy zavaró test elrepült egy spirálgalaxis korongja mellett, a forgási irányával megegyező irányban. A relatív mozgási sebesség a következmények kicsiny, spirális galaxisának bizonyult. A Thumre fivérek számos ismert kölcsönhatásban lévő rendszer modelljét építettek, köztük az Egereket, az Antennákat és a Whirlpoolt, és kifejezték azt a döntő gondolatot, hogy a galaxisok ütközésének eredménye csillagrendszereik teljes egyesülése – egyesülése – lehet.
De a játékmodellek még ezt az elképzelést sem tudták illusztrálni, és nem lehetett kísérletezni galaxisokkal. A csillagászok csak fejlődésük különböző szakaszait figyelhetik meg, szétszórt láncszemekből fokozatosan rekonstruálják a teljes, több százmillió, sőt milliárd éven át tartó eseményláncot. Valamikor Herschel nagyon pontosan fogalmazta meg a csillagászatnak ezt a sajátosságát: „[Az égbolt] most egy csodálatos kertnek tűnik, amelyben rengeteg a legkülönfélébb növény található, különböző ágyásokba és különböző szakaszokban. a fejlesztés; Ebből az állapotból legalább egy előnyt meríthetünk: tapasztalatunk hosszú időn keresztül bővülhet. Végül is, valóban mindegy, hogy egymás után jelen vagyunk a növények születésénél, virágzásakor, levelezésekor, megtermékenyítésénél, hervadásánál és végül a végső elpusztulásnál, vagy egyidejűleg sok, különböző fejlődési szakaszban vett mintát figyelünk meg, amelyen keresztül a növény elmúlik élete során? »
Alar Thumre 11 szokatlan összeolvadó galaxist készített, amelyek egy bizonyos sorrendbe rendezve a kölcsönhatás különböző szakaszait tükrözték – az első közeli elrepüléstől és a farok kibontásától a későbbi egyesülésig egyetlen objektummá bajuszokkal, hurkokkal és füstfelhők szállnak ki belőle.
Galaxisok az egyesülés különböző szakaszaiban a Thumre sorozatból
De az igazi áttörést a kutatásban a Hubble Űrteleszkóp hozta meg. Az egyik rajta végrehajtott kutatási program az égbolt északi és déli féltekén két kis égboltterület hosszú távú (akár 10 napig tartó) megfigyeléséből állt. Ezeket a képeket Hubble mélymezőknek nevezik. Rengeteg távoli galaxist mutatnak be. Némelyikük több mint 10 milliárd fényévnyire van, ami azt jelenti, hogy ugyanannyi évvel fiatalabbak, mint Galaxisunk legközelebbi szomszédai. A távoli galaxisok megjelenésével vagy, ahogy mondják, morfológiájával kapcsolatos tanulmányok eredménye lenyűgöző volt. Ha Hubble-nak csak a Mélymezők galaxisairól készült képei lennének kéznél, nem valószínű, hogy megépítette volna híres „hangvillát”. Az Univerzumnál körülbelül fele életkorú galaxisok között az objektumok csaknem 40%-a nem fér bele a szabványos besorolásba. A gravitációs kölcsönhatás nyilvánvaló nyomait mutató galaxisok aránya lényegesen nagyobbnak bizonyult, ami azt jelenti, hogy a normál galaxisok fiatal korukban bizonyára átmentek a furcsaság szakaszán. A korai Univerzum sűrűbb környezetében az ütközések és egyesülések bizonyultak a galaxisok evolúciójának legfontosabb tényezőjének.
De ahhoz, hogy megértsük ezeket a folyamatokat, a galaxis-kölcsönhatás első játékmodelljei már nem voltak elegendőek. Elsősorban azért, mert nem reprodukálták a csillagrendszerek dinamikus súrlódásának hatásait, ami végső soron az orbitális mozgási energia elvesztéséhez és a galaxisok egyesüléséhez vezet. Meg kellett tanulni, hogyan lehet teljesen kiszámítani az egymást vonzó csillagok milliárdjaiból álló rendszerek viselkedését.
Hubble hangvilla
Edwin Hubble 1936-ban javasolta a galaxisok osztályozását morfológiájuk alapján. Ennek a sorozatnak a bal végén ellipszis alakú galaxisok és különböző fokú ellapultságú gömbrendszerek találhatók. Ezután eléri a lapos spirálgalaxisokat, amelyek spirálkarjaik csavarodásának csökkenő foka és gömb alakú alrendszerük tömege szerint vannak elrendezve - a dudor. Külön kiemelkednek a szabálytalan galaxisok, mint például a Tejútrendszer két legláthatóbb műholdja, amelyek a déli félteke égboltján láthatók, a Nagy és Kis Magellán-felhő. A spirálgalaxisok felé haladva a Hubble-sorozat kettéágazik, így a spirálgalaxisok független ága jön létre hidakkal vagy sávokkal, a galaktikus magot keresztező óriáscsillagképződményekkel, amelyeknek a végeiből spirálágak nyúlnak ki. Még azt is feltételezik, hogy ez nem csak az osztályozás független ága, hanem szinte a fő, mivel a spirálgalaxisok fele-kétharmada rúddal rendelkezik. Bifurkációja miatt ezt a besorolást gyakran „Hubble hangvillának” nevezik.
A fizikában N-test problémának nevezik azt a problémát, hogy az egyetemes gravitáció törvénye szerint kölcsönhatásba lépő nagyszámú pont mozgását előre jelezzük. Csak numerikus szimulációval lehet megoldani. Miután meghatároztuk a testek tömegét és helyzetét a kezdeti pillanatban, a gravitációs törvény segítségével kiszámítható a rájuk ható erők. Feltételezve, hogy ezek az erők rövid ideig állandóak maradnak, könnyen kiszámítható az összes test új helyzete az egyenletesen gyorsított mozgás képletével. Ezt az eljárást ezer és milliószor megismételve pedig szimulálható az egész rendszer fejlődése.
Több mint százmilliárd csillag van egy olyan galaxisban, mint a miénk. Még a modern szuperszámítógépek sem tudják közvetlenül kiszámítani a kölcsönhatásukat. Különféle egyszerűsítésekhez és trükkökhöz kell folyamodnunk. Például egy galaxist nem a csillagok tényleges számával ábrázolhat, hanem a számítógép által kezelhető számmal. Az 1970-es években galaxisonként csak 200 500 pontot szereztek. De az ilyen rendszerek fejlődésének kiszámítása irreális eredményekhez vezetett. Ezért ezekben az években a holttestek számának növeléséért folytatott küzdelem folyt. Manapság általában több millió csillagot vesznek fel galaxisonként, bár egyes esetekben akár tízmilliárd pontot is felhasználnak az Univerzum első struktúráinak születésének szimulálásakor.
Egy másik egyszerűsítés a testek kölcsönös vonzásának közelítő számításából áll. Mivel a gravitációs erő a távolsággal gyorsan csökken, nem kell minden távoli csillag vonzását nagyon pontosan kiszámítani. A távoli objektumok úgy csoportosíthatók, hogy egyetlen teljes tömegponttal helyettesítik őket. Ezt a technikát TREE CODE-nak hívják (az angol fa fából, mivel a csillagcsoportok összetett hierarchikus struktúrába állnak össze). Most ez a legnépszerűbb megközelítés, amely sokszorosára gyorsítja a számításokat.
De a csillagászok ebben sem nyugszanak meg. Kifejlesztettek egy speciális GRAPE processzort is, ami nem tud mást, mint N test kölcsönös gravitációs vonzását kiszámítani, de ezzel a feladattal rendkívül gyorsan megbirkózik!Az N-test probléma numerikus megoldása megerősítette Thumre azon elképzelését, miszerint két spirálgalaxis egy elliptikus galaxishoz nagyon hasonló objektumba ütközhet. Érdekes módon nem sokkal az eredmény elérése előtt a híres csillagász, Gerard de Vaucouleurs szkeptikusan kijelentette a Nemzetközi Csillagászati Unió szimpóziumán: „Ütközés után egy összeroncsolt autót kap, nem egy új típusú autót.” De a kölcsönhatásban lévő galaxisok világában furcsa módon két egymásnak ütköző autó limuzinná változik.
A galaxisok egyesülésének következményei még szembetűnőbbek, ha figyelembe vesszük a gázkomponens jelenlétét. A csillagkomponenssel ellentétben a gáz kinetikus energiát veszíthet: hővé, majd sugárzássá alakul. Amikor két spirálgalaxis egyesül, ez a gáz „áramlását” okozza az egyesülési termék, az egyesülés középpontja felé. Ennek a gáznak egy része nagyon gyorsan fiatal csillagokká alakul, ami az ultrafényes infravörös források jelenségéhez vezet.
Érdekes egy kis „műhold” és egy nagy spirálgalaxis ütközésének hatása is. Ez utóbbi végül megnöveli csillagkorongjának vastagságát. A megfigyelési adatok statisztikái megerősítik a numerikus kísérletek eredményeit: a kölcsönható rendszerek részét képező spirálgalaxisok átlagosan 1,52-szer vastagabbak, mint az egyes galaxisok. Ha egy kis galaxisnak sikerül szó szerint „behajtania” egy nagy spirális homlokába, merőlegesen a síkjára, akkor a korongban széttartó gyűrű alakú sűrűségű hullámok gerjesztődnek, mintha egy tóba dobott kőből származnának. A hullámhegyek közötti spirális ágak töredékeivel együtt a galaxis olyan lesz, mint egy szekérkerék. Pontosan így hívják a galaxisok világának egyik furcsaságát. A frontális ütközések nagyon ritkák, ezért még meglepőbb, hogy két ilyen hullámot fedeztek fel a csendes Androméda galaxisban. Erről 2006 októberében számolt be egy csillagászcsoport, akik a Spitzer űrteleszkóp megfigyeléseit dolgozták fel. A gyűrűk jól láthatóak az infravörösben azon a területen, ahol a gázkoronghoz kapcsolódó por kibocsát. A számítógépes modellezés kimutatta, hogy legközelebbi szomszédunk szokatlan morfológiájának oka az M32 műholdgalaxissal való ütközés, amely körülbelül 200 millió évvel ezelőtt fúródott át rajta.Maguk a galaxisműholdak sorsa szomorúbb. Az árapály-erők végül szó szerint elkenik őket pályájukon. 1994-ben a Nyilas csillagképben fedezték fel a Tejútrendszer egy szokatlan kinézetű törpe műholdját. Galaxisunk árapály-ereje által részben elpusztult, hosszú szalaggá nyúlt ki, amely mozgó csillagcsoportokból állt, amelyek körülbelül 70 fokos, vagyis 100 ezer fényév szögben húzódnak végig az égen! Egyébként a Nyilasban lévő törpegalaxist mára galaxisunk legközelebbi műholdjaként tartják számon, elveszve ezt a címet a Magellán-felhőktől. Csak körülbelül 50 ezer fényévnyire van. Egy másik óriási csillaghurkot fedeztek fel 1998-ban az NGC 5907 spirálgalaxis körül. A numerikus kísérletek nagyon jól reprodukálják az ilyen szerkezeteket.
Spirálgalaxisok ütközésének modellje. A harmadik képkocka nagyon emlékeztet az Egér galaxisra (T idő évmilliókban)
Sötét anyagra vadászni
Még az 1970-es évek elején komoly bizonyítékok merültek fel arra vonatkozóan, hogy a galaxisok a csillagokon és a gázokon kívül úgynevezett sötét fényudvarokat is tartalmaznak. Az elméleti érvek a spirálgalaxisok csillagkorongjainak stabilitásának megfontolásaiból, a megfigyelési érvek a galaktikus korongok távoli perifériáján a gázok nagy, nem csökkenő forgási sebességeiből következtek (már szinte nincsenek csillagok, így a forgás is). sebességét gáz megfigyelések alapján határozzuk meg). Ha a galaxis teljes tömegét elsősorban csillagok foglalnák el, akkor a csillagkorongon kívüli gázfelhők keringési sebessége a távolsággal egyre kisebb lenne. Pontosan ezt figyelik meg a Naprendszer bolygóinál, ahol a tömeg főként a Napban koncentrálódik. A galaxisokban ez gyakran nem így van, ami valamilyen további, masszív, és ami a legfontosabb, kiterjesztett komponens jelenlétét jelzi, amelynek gravitációs mezőjében a gázfelhők nagy sebességet vesznek fel.
A csillagkorongok numerikus modelljei is hoztak meglepetéseket. A korongok nagyon „törékeny” képződményeknek bizonyultak, gyorsan és néha katasztrofálisan megváltoztatták szerkezetüket, spontán módon lapos és kerek süteményből cipóvá, tudományosan rúddal összehajtva. A helyzet részben világosabbá vált, amikor a galaxis matematikai modelljébe egy hatalmas, sötét glóriát vittek be, amely nem járul hozzá a teljes fényességhez, és csak a csillagok alrendszerére gyakorolt gravitációs hatáson keresztül nyilvánul meg. A sötét fényudvarok szerkezetét, tömegét és egyéb paramétereit csak közvetett bizonyítékok alapján tudjuk megítélni.
A sötét fényudvarok szerkezetére vonatkozó információk megszerzésének egyik módja a galaxisokban kölcsönhatásuk során kialakuló kiterjedt struktúrák tanulmányozása. Például néha egy közeli elrepülés során az egyik galaxis „ellopja” a gáz egy részét a másiktól, „tekerve” maga köré egy kiterjesztett gyűrű formájában. Ha szerencséd van, és a gyűrűről kiderül, hogy merőleges a galaxis forgási síkjára, akkor egy ilyen szerkezetű poláris gyűrű elég hosszú ideig létezhet anélkül, hogy összeomlana. De az ilyen részletek kialakulásának folyamata erősen függ a tömeg eloszlásától a galaxis középpontjától nagy távolságra, ahol szinte nincsenek csillagok. Például a kiterjesztett poláris gyűrűk létezése csak akkor magyarázható, ha a sötét fényudvarok tömege megközelítőleg kétszerese a galaxis világítóanyagának tömegének.Az árapály-farok megbízható indikátorként is szolgál a sötét anyag jelenlétére vonatkozóan a galaxisok perifériás vidékein. Hőmérőknek nevezhetők „visszafelé”: minél nagyobb a sötét anyag tömege, annál rövidebb a „higanyoszlop”, amelyet az árapály-farok játszik le.
Az extragalaktikus csillagászat két figyelemre méltó felfedezését - a sötét anyag létezését és a galaxisok egyesülését - a kozmológusok azonnal elfogadták, különösen mivel számos kozmológiai megfigyelési teszt is azt mutatta, hogy a természetben körülbelül egy nagyságrenddel több sötét anyag található, mint a közönséges anyagban. . Talán 1933-ban szerezték meg az első bizonyítékot a rejtett tömeg létezésére, amikor F. Zwicky észrevette, hogy a Coma-halmaz galaxisai a vártnál gyorsabban mozognak, ami azt jelenti, hogy valamiféle láthatatlan tömegnek kell lennie, ami megakadályozza, hogy szétrepüljenek. A sötét anyag természete továbbra is ismeretlen, ezért általában valamilyen absztrakt hideg sötét anyagról (CDM) beszélnek, amely a közönséges anyaggal csak gravitációsan lép kölcsönhatásba. De nagy tömegének köszönhetően éppen ez az aktív háttér, amely előtt az Univerzum struktúráinak keletkezésének és növekedésének minden forgatókönyve lezajlik. A közönséges anyag csak passzívan követi a javasolt forgatókönyvet.
Ezek az elképzelések képezték az úgynevezett hierarchikus zsúfoltság forgatókönyvének alapját. Eszerint a sötét anyag sűrűségének elsődleges zavarai a gravitációs instabilitás miatt keletkeznek a fiatal Univerzumban, majd megsokszorozódnak, összeolvadnak egymással. Ennek eredményeként sok gravitációsan kötött sötét fényudvar képződik, amelyek tömegükben és szögben (forgási) impulzusban különböznek egymástól. A gáz begördül a sötét fényudvarok gravitációs gödreibe (ezt a folyamatot akkréciónak nevezik), ami galaxisok megjelenéséhez vezet. Az egyes sötétanyag-csomók egyesülésének és felhalmozódásának története nagymértékben meghatározza a benne megszülető galaxis típusát.
A hierarchikus zsúfoltsági forgatókönyv vonzereje, hogy nagyon jól leírja a galaxisok nagy léptékű eloszlását. A forgatókönyv szerint végrehajtott leglenyűgözőbb numerikus kísérlet a Millenium Simulation. A csillagászok 2005-ben számoltak be eredményeiről. A kísérlet 10 milliárd (!) részecske N-test problémáját oldotta meg egy 1,5 milliárd parszek szélű kockában. Ennek eredményeként nyomon lehetett követni a sötét anyag sűrűségében bekövetkezett változások alakulását attól a pillanattól kezdve, amikor az Univerzum mindössze 120 millió éves volt, napjainkig. Ezalatt a sötét anyag csaknem fele különböző méretű sötét halókba gyűlt össze, amelyekből körülbelül 18 millió darab volt. És bár nem sikerült teljes és feltétlen egyetértésre jutni a nagyméretű szerkezetű megfigyelések eredményeivel, még mindig van hátra.
Az eltűnt törpék után kutatva
A hierarchikus zsúfoltság forgatókönyve azt jósolja, hogy a miénkhez hasonló nagy spirálgalaxisok glóriájában több száz „mini gödörnek” kell lennie, amelyek a törpe műholdgalaxisok magjaként szolgálnak. A sok kis műhold hiánya nehézségeket okoz a standard kozmológiában. Lehetséges azonban, hogy az egész egyszerűen a törpegalaxisok valós számának alulbecslése. Ezért olyan fontos a célzott keresésük. A speciális elektronikus archívumokban tárolt és mindenki számára elérhető nagy digitális égboltfelvételek megjelenésével a csillagászok egyre gyakrabban végeznek ilyen keresést nem az égbolton, hanem a monitor képernyőjén.
2002-ben a Beth Wilman vezette kutatócsoport a Tejút ismeretlen műholdait kezdte kutatni a Sloan Digital Sky Survey-ben. Mivel felszíni fényességük várhatóan nagyon alacsony volt – több százszor gyengébb, mint a légkör éjszakai fénye –, úgy döntöttek, hogy olyan területeket keresnek az égbolton, ahol statisztikailag szignifikánsan több a távoli vörös óriás – a fényes csillagok az életük utolsó szakaszában. evolúció. Az első sikert 2005 márciusában érte el. Egy törpe szferoid galaxist fedeztek fel tőlünk 300 ezer fényévnyire a Nagy Ursa csillagképben. A Tejútrendszer tizenharmadik műholdja lett, és rekordalacsony fényerővel együtt minden csillaga egyetlen szuperóriásként bocsát ki, például Deneb a Cygnus csillagkép legfényesebb csillaga. Ezt a galaxist a módszer lehetőségeinek határán sikerült felfedezni. A 2006-os év rendkívül gyümölcsözőnek bizonyult Galaxisunk műholdai számára, amikor két másik kutatócsoport hét törpe gömbgalaxist fedezett fel a Tejútrendszer körül. És úgy tűnik, ez nem a határ.
Tehát a galaxisok kis rendszerekből nőnek ki, amelyek többszörös egyesülések révén nagyokat alkotnak. Az egyesülési folyamattal egyidejűleg a gáz- és kisméretű műholdgalaxisok nagy galaxisokra „üledéke” (akréciója) következik be. Még nem teljesen világos, hogy mindkét folyamat milyen mértékben határozza meg a galaxisok modern felnőtt formáját – a Hubble típusokat.
De még felnőtté válásuk után is a galaxisok továbbra is változnak. A változásokat egyrészt a köztük lévő gravitációs kölcsönhatások okozzák, amelyek akár a galaxis típusának megváltozásához is vezethetnek, másrészt a már teljesen kialakult objektumok dinamikus evolúciójának lassú folyamatai. Például a spirálgalaxisok csillagkorongjai különféle típusú instabilitásoknak vannak kitéve. Spontán módon „jumper” rudak alakulhatnak ki bennük, amelyeken keresztül a gáz hatékonyan „vezetődik” a galaxisok központi tartományaiba, ami az anyag újraeloszlásához vezet a rendszerben. Maguk a rudak is lassan fejlődnek, hosszuk és szélességük is nő. Maga a galaxis spirális szerkezete pedig az instabilitás eredménye.
Hubble egykor a következőképpen osztotta fel a galaxisokat. Az elliptikusak a korai típusok közé, a spirálvonal pedig az egyre újabb és újabb típusok közé sorolódott. Talán emiatt kapott evolúciós jelentést a „Hubble hangvilla”. A galaxisok dinamikus evolúciója azonban inkább az ellenkező irányba halad - a késői típusoktól a koraiak felé, a központi szferoid alrendszer - a kidudorodás - lassú növekedése felé. De így vagy úgy, mindhárom folyamat – az egyesülés, a felszaporodás és a lassú szekuláris evolúció – felelős a galaxisok megjelenéséért. Ezen a képen már sok mindent megértünk, de még többet kell tanulnunk és megértenünk.
Natalya Sotnikova, a fizikai és matematikai tudományok kandidátusa
Az Andromeda M31 és NGC224 néven is népszerű galaxis. Ez egy spirális képződmény, amely körülbelül 780 kp (2,5 millió fényév) távolságra található a Földtől.
Az Andromeda a Tejútrendszerhez legközelebb eső galaxis. Nevét az azonos nevű mitikus hercegnőről kapta. A 2006-os megfigyelések arra a következtetésre jutottak, hogy körülbelül ezermilliárd csillag található itt - legalább kétszer annyi, mint a Tejútrendszerben, ahol körülbelül 200-400 milliárd van. A tudósok úgy vélik, hogy a Tejútrendszer és az Androméda galaxis ütközése körülbelül 3,75 milliárd éven belül megtörténik, és végül egy hatalmas elliptikus vagy koronggalaxis fog kialakulni. De erről majd később. Először is nézzük meg, hogyan néz ki egy „mitikus hercegnő”.
A képen Androméda látható. A galaxis fehér és kék csíkokkal rendelkezik. Gyűrűket alkotnak körülötte, és beborítják a forró, vörösen izzó hatalmas csillagokat. A sötétkék-szürke sávok éles kontrasztot alkotnak ezekkel a fényes gyűrűkkel, és olyan területeket mutatnak be, ahol a csillagkeletkezés még csak most kezdődik a sűrű felhőgubókban. A spektrum látható részén megfigyelve az Androméda gyűrűi inkább spirálkarokhoz hasonlítanak. Az ultraibolya spektrumban ezek a képződmények inkább gyűrűs szerkezetekre hasonlítanak. Korábban a NASA teleszkópja fedezte fel őket. Az asztrológusok úgy vélik, hogy ezek a gyűrűk egy galaxis kialakulását jelzik a szomszédos galaxissal több mint 200 millió évvel ezelőtti ütközés eredményeként.
A Tejútrendszerhez hasonlóan az Andromedának is van számos miniatűr műholdja, amelyek közül 14-et már felfedeztek. A leghíresebbek az M32 és az M110. Természetesen nem valószínű, hogy az egyes galaxisok csillagai egymásnak ütköznek, mivel a köztük lévő távolságok nagyon nagyok. A tudósoknak még mindig meglehetősen homályos elképzeléseik vannak arról, hogy mi fog történni a valóságban. De már kitaláltak egy nevet a leendő újszülöttnek. Mamut – így hívják a tudósok a még meg nem született hatalmas galaxist.
Csillagok ütközései
Az Androméda egy galaxis 1 billió csillaggal (1012), a Tejútrendszerben pedig 1 milliárd (3*1011). Az égitestek ütközésének esélye azonban elhanyagolható, hiszen óriási távolság van közöttük. Például a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri a Naptól 4,2 fényév (4*1013 km), vagyis 30 millió (3*107) átmérőjű távolságra található. Képzelje el, hogy a mi világítótestünk egy asztaliteniszlabda. Ezután a Proxima Centauri borsónak fog kinézni, amely 1100 km-re található tőle, és maga a Tejút 30 millió km széles lesz. Még a galaxis közepén lévő csillagok is (és különösen ott a legnagyobb halmazuk) 160 milliárd (1,6 * 1011) km távolságra helyezkednek el. Ez olyan, mint egy asztalitenisz labda 3,2 km-enként. Ezért rendkívül kicsi annak az esélye, hogy bármely két csillag összeütközik a galaxisok egyesülése során.
Fekete lyuk ütközés
Az Androméda-galaxisban és a Tejútrendszerben központi szupermasszív fekete lyukak találhatók: a Sagittarius A (3,6 * 106 naptömeg) és egy objektum a Galaktikus Mag P2-halmazában. Ezek a fekete lyukak az újonnan kialakult galaxis középpontja közelében egy ponton konvergálnak, és a keringési energiát adják át a csillagoknak, amelyek végül magasabb pályákra mozdulnak el. A fenti folyamat több millió évig is eltarthat. Amikor a fekete lyukak egy fényévnyire kerülnek egymáshoz, gravitációs hullámokat kezdenek kibocsátani. Az orbitális energia még erősebbé válik, amíg az egyesülés be nem fejeződik. A 2006-ban végzett modellezési adatok alapján a Föld először majdnem az újonnan kialakult galaxis középpontjába kerülhet, majd elhaladhat az egyik fekete lyuk közelében, és kilökődik a Tejútrendszer határain túl.
Az elmélet megerősítése
Az Androméda-galaxis megközelítőleg 110 km/s sebességgel közelít felénk. Egészen 2012-ig nem lehetett tudni, hogy bekövetkezik-e ütközés vagy sem. A Hubble Űrteleszkóp segítségével a tudósok arra a következtetésre jutottak, hogy ez szinte elkerülhetetlen. Az Androméda 2002 és 2010 közötti mozgásának nyomon követése után arra a következtetésre jutottak, hogy az ütközés körülbelül 4 milliárd év múlva következik be.
Hasonló jelenségek széles körben elterjedtek az űrben. Például úgy vélik, hogy az Androméda legalább egy galaxissal kapcsolatba került a múltban. Néhány törpegalaxis, például a SagDEG, továbbra is ütközik a Tejútrendszerrel, egyetlen formációt hozva létre.
A kutatások azt is mutatják, hogy az M33, vagyis a Triangulum Galaxy, a Helyi Csoport harmadik legnagyobb és legfényesebb tagja is részt vesz ezen az eseményen. Legvalószínűbb sorsa az egyesülés után létrejött objektum pályára lépése, a távoli jövőben pedig a végső egyesülés lesz. Azonban az M33 ütközése a Tejútrendszerrel, mielőtt az Androméda közeledne, vagy a Naprendszerünk a Helyi Csoport határain túlra kerülne, kizárt.
A Naprendszer sorsa
A harvardi tudósok azt állítják, hogy a galaxisok egyesülésének időpontja az Androméda érintőleges sebességétől függ. A számítások alapján arra a következtetésre jutottak, hogy 50%-os esély van arra, hogy az egyesülés során a Naprendszer a jelenleginél háromszor nagyobb távolságra kerül vissza a Tejútrendszer középpontjába. Nem világos, hogy pontosan hogyan fog viselkedni az Androméda-galaxis. A Föld bolygó is veszélyben van. A tudósok szerint 12% az esélye annak, hogy az ütközés után valamivel visszakerülünk egykori „otthonunk” határain túlra. Ennek az eseménynek azonban nagy valószínűséggel nem lesz jelentős káros hatása a Naprendszerre, és az égitestek sem pusztulnak el.
Ha kizárjuk a bolygótervezést, akkor mire a galaxisok összeütköznek, a Föld felszíne nagyon felforrósodik és nem marad rajta víz vizes állapotban, így élet sem.
Lehetséges mellékhatások
Amikor két spirálgalaxis egyesül, a korongjaikban lévő hidrogén összenyomódik. Megkezdődik az új csillagok intenzív képződése. Például ez megfigyelhető az NGC 4039 kölcsönhatásban lévő galaxisban, más néven Antenna galaxisban. Ha az Androméda és a Tejút egyesül, úgy vélik, hogy kevés gáz marad a korongjaikon. A csillagképződés nem lesz olyan intenzív, bár egy kvazár születése teljesen lehetséges.
Az egyesülés eredménye
A tudósok feltételesen Milcomedának nevezik az egyesülés során kialakult galaxist. A szimuláció eredménye azt mutatja, hogy a kapott objektum ellipszis alakú lesz. Középpontjában kisebb csillagsűrűség lesz, mint a modern elliptikus galaxisokban. De lemezes forma is lehetséges. Sok múlik azon, hogy mennyi gáz marad a Tejútrendszerben és az Andromédában. A közeljövőben a Helyi Csoport megmaradt galaxisai egyetlen objektummá egyesülnek, és ez egy új evolúciós szakasz kezdetét jelenti.
Tények Andromedáról
Az Andromeda a helyi csoport legnagyobb galaxisa. De talán nem a legmasszívabb. A tudósok azt sugallják, hogy a Tejútrendszerben több sötét anyag koncentrálódik, és ez teszi galaxisunkat tömegesebbé. A tudósok tanulmányozni fogják az Andromédát, hogy megértsék a hozzá hasonló képződmények eredetét és fejlődését, mivel ez a hozzánk legközelebb eső spirálgalaxis. Az Androméda csodálatosan néz ki a Földről. Sokaknak sikerül lefényképezni is. Az Andromédának nagyon sűrű galaktikus magja van. Nemcsak hatalmas csillagok helyezkednek el a közepén, hanem legalább egy szupermasszív fekete lyuk is rejtőzik a magjában. Spirálkarjai két szomszédos galaxissal, az M32-vel és az M110-nel való gravitációs kölcsönhatás eredményeként hajlottak meg. Az Androméda belsejében legalább 450 gömb alakú csillaghalmaz kering. Köztük van néhány a legsűrűbb, amit felfedeztek. Az Androméda-galaxis a legtávolabbi objektum, amely szabad szemmel is látható. Jó kilátópontra és minimális erős fényre lesz szüksége.
Befejezésül azt szeretném tanácsolni az olvasóknak, hogy gyakrabban emeljék tekintetüket a csillagos égre. Rengeteg új és ismeretlen dolgot tárol. Keressen egy kis szabadidőt a tér megfigyelésére hétvégén. Az Androméda-galaxis az égen lenyűgöző látvány.
Képernyőkép az alkalmazásból
Tér, végtelen és fenséges tér... Hány rejtély lappang a mélyében? Valószínűleg egy személy soha nem fogja megoldani a felét sem. Naprendszerünk csak egy részecske a végtelen számú csillaghalmazban – galaxisokban, csillagok bölcsőjében és bolygórendszerekben. Lassan lebegnek az Univerzum végtelen kiterjedésein. Néha megtörténik, hogy a galaxisok útjai keresztezik egymást. Ekkor valóban grandiózus méretű összecsapások következnek be.
Amikor galaxisok ütköznek, akkora energiakibocsátás lép fel, amelyet nehéz felfogni. Az ilyen események hatására az eggyé olvadt Galaxisok még nagyobb intenzitással kezdenek izzani.
A galaxisok ütközése hihetetlenül hosszú folyamat, tekintve ezeknek a kozmikus objektumoknak a méretét. Ez több millió vagy akár több milliárd évig is eltarthat. Természetesen a tudósok soha nem fogják tudni megfigyelni a folyamatot az elejétől a végéig. Ezért a számítástechnika a csillagászok segítségére jön. A modern számítógépek lehetővé teszik az ezerszer és ezerszer gyorsított folyamat újraalkotását.
Galaktikus ütközések a monitor képernyőjén
Két galaxis interaktív 3D-s ütközése lehetővé teszi mindannyiunk számára, hogy megnézzük az ütközési folyamatot.
Nézheti két galaxis ütközését. Ugyanakkor a gravitáció magához vonzza a magokat, amelyek legtöbbször fekete lyukak, és megkezdik kozmikus táncukat. Ugyanakkor néhány csillagrendszert kidobnak a régióból, és megkezdik magányos utazásukat az űrben. A programban a csillagrendszereket színes pontok ábrázolják.
Hogyan kell használni
Az egeret a programban való navigálásra használják. Az alkalmazás ablakban történő mozgatása megváltoztatja a szöget, a kerék forgatásával pedig módosíthatja a léptéket. Az egérgombra kattintva visszaállítja a szimulációt. A folyamat újra kezdődik.
Ez a kis program elgondolkodtat, mi lesz a világunkkal, amikor hárommilliárd év múlva a Tejút és az Androméda-köd egymás felé rohanva keresztezi egymást? Vajon az Univerzum peremére kerülünk, mint egy magányosan vándorló Naprendszer? Vagy új csillagokkal világít az égboltunk? És egyáltalán lesznek-e addig a Földünkön emberek, akik ezt észreveszik?