Πώς σχηματίζονται οι γαλαξίες;
Η Φυσική του σχηματισμού των γαλαξιών

Άρθρο, 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

Η Φυσική του σχηματισμού των γαλαξιών

Πρόσφατες μελέτες της δυναμικής των γαλαξιών επιβεβαιώνουν ένα θεμελιώδες συμπέρασμα που έχει βγεί εδώ και 25 έτη,  από τις μελέτες της κινηματικής των αστεριών μέσα στους γαλαξίες: σε κλίμακες μεγαλύτερες από τους γαλαξιακούς πυρήνες, η κυρίαρχη φυσική αλληλεπίδραση είναι η βαρύτητα.

Επιπλέον, έχει  τώρα επιβεβαιωθεί αρκετά ότι η κυρίαρχη πηγή βαρύτητας είναι η ύλη που δεν εκπέμπει την ανιχνεύσιμη ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Αυτή η "σκοτεινή ύλη" συνήθως τώρα "παρατηρείται" μέσω του φαινομένου του βαρυτικού φακού ­ τη σχετιστική εκτροπή του φωτός από απόμακρους γαλαξίες, καθώς το φως περνά κοντά από έναν μεγάλο σμήνος γαλαξιών, επηρεάζοντας την πορεία του.

Η σκοτεινή ύλη συμπεριφέρεται πολύ διαφορετικά από ό,τι η συνηθισμένη ύλη. Ειδικότερα, αλληλεπιδρά μόνο με άλλη ύλη μέσω της βαρύτητας. Μια συνέπεια αυτού είναι ότι τα σωματίδια της σκοτεινής ύλη τείνουν να μην συγκρούονται με άλλα σωματίδια (σκοτεινά ή άλλα). Αυτή η ιδιότητα, που συνδυάζεται με το γεγονός ότι δεν εκπέμπει φωτόνια, σημαίνει ότι η σκοτεινή ύλη δεν χάνει την ενέργεια πολύ εύκολα ­ μια βασική εκτίμηση στα μοντέλα του σχηματισμού των γαλαξιών.

Η κυριαρχία της βαρύτητας οδηγεί άμεσα σε ένα γενικό σχέδιο για το σχηματισμό γαλαξιών, που υπολογίστηκε πρώτα από τους Lev Landau και Evgenii Lifshitz του Ιδρύματος Φυσικών Προβλημάτων στη Μόσχα στη δεκαετία του '50 και που αναπτύχθηκε σοβαρά από τον Jim Peebles του Πανεπιστημίου Princeton στις ΗΠΑ κατά τη διάρκεια της δεκαετίας του '60 και της δεκαετίας του '70.

Η έννοια --κλειδί-- είναι η αστάθεια που συναντάται στις μικρές περιοχές με τις υψηλότερες-από τη μέση πυκνότητα της ύλης, στο διαστελλόμενο σύμπαν. Οι μικρές διακυμάνσεις στην πυκνότητα της ύλης, που ήταν παρούσες στις πρώτες στιγμές του σύμπαντος, αυξάνονται με το χρόνο και τελικά κατάρρευσαν για να διαμορφώσουν ένα αυτο-βαρυτικό αντικείμενο ­ με άλλα λόγια ένα αντικείμενο που διατηρείται η συνοχή του λόγω της βαρύτητας. Για μια ευρεία συλλογή αρχικών όρων, το πλήθος τέτοιων αντικειμένων σαν μια συνάρτηση του χρόνου, μπορεί να υπολογιστεί χρησιμοποιώντας μια απλή και εκπληκτικά ακριβής ιδέα, που προτάθηκε το 1974 από τον Bill Pressl και Paul Schechter στο Πανεπιστήμιο του Χάρβαρντ στις ΗΠΑ.

Η διαδικασία της βαρυτικής αστάθειας θέτει λοιπόν το σκηνικό για το σχηματισμό των γαλαξιών. Αν και οι ακριβείς λεπτομέρειες εξαρτώνται από την ταυτότητα της σκοτεινής ύλης, κάτω από αρκετά γενικούς όρους, αναμένουμε σχηματισμό γαλαξιών για να προχωρήσουμε με τον τρόπο που περιγράφηκε αρχικά το 1978 από τους Simon White και Martin Rees στο Πανεπιστήμιο Καίμπριτζ του Ηνωμένου Βασιλείου.

Πρώτα, η βαρυτική αστάθεια ενεργώντας στη σκοτεινή ύλη οδηγεί στο σχηματισμό των αυτο-βαρυτικών σαν φωτοστέφανα (halos) σκοτεινής ύλης. Αυτά τα φωτοστέφανα (halos) είναι μη σφαιρικές κατανομές της ύλης με μια μέγιστη πυκνότητα στο κέντρο τους. Το αέριο, που υποτίθεται ότι αρχικά αναμίχθηκε πλήρως με τη σκοτεινή ύλη, συμμετέχει επίσης στην κατάρρευση και θερμαίνεται από κλονισμούς στη θερμική θερμοκρασία της σκοτεινής ύλης.

Ακριβώς πριν από τη βαρυτική κατάρρευση, εντούτοις, οι βαρυτικές ροπές που ασκούνται από τις γειτονικές μάζες της ύλης παρέχουν στροφορμή και στο αέριο και στη σκοτεινή ύλη, όπως προτεινόταν από τον Fred Hoyle στο Καίμπριτζ το 1948. Αυτό σημαίνει ότι η αρχική κατάρρευση θα οδηγήσει γενικά στο σχηματισμό ενός περιστρεφόμενου αεριώδους δίσκου. Αυτοί οι δίσκοι θα γίνουν γαλαξίες.

Πριν από αυτό, εντούτοις, το θερμό αέριο πρέπει να ψυχθεί  ακτινοβολώντας λόγω ακτινοβολίας πέδησης, επανασυνδυασμού και άλλων διαδικασιών της ατομικής φυσικής. Το ποσοστό ψύξης εξαρτάται από την πυκνότητα και τη θερμοκρασία του αερίου, και ήταν η αποδοτικότερη υψηλή ερυθρή μετατόπιση, όταν το σύμπαν ήταν πυκνότερο. Μόλις στον δίσκο αρχίζει η φυγόκεντρος δύναμη, το υλικό σε αυτόν αρχίζει να τεμαχίζεται σε αστέρια, με διαδικασίες που είναι ακόμα ανεπαρκώς κατανοητές. Με αυτήν την απλουστευμένη εικόνα, τα σφαιροειδή συστατικά των γαλαξιών μπορούν να διαμορφωθούν μόνο από τις συγχωνεύσεις των γαλαξιακών δίσκων.

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.