Прогнозираното сливане на Млечния път и Андромеда и бъдещата съдба на галактиките в разширяващата се Вселена
Всички галактики се променят непрекъснато през космическото време: те растат чрез сливане, постепенно се променят под въздействието на вътрешни процеси и понякога неизбежно се приближават към сблъсъци с близки галактики. Млечният път, в който живеем, не е изключение: той се движи в средата на Местната група галактики (МГ), а наблюденията показват, че се движи към сблъсък с най-големия си спътник – галактиката Андромеда (M31). Това впечатляващо сливане, наричано още „Милкомеда“, ще промени съществено нашия местен космос след няколко милиарда години. Но дори и след това събитие, бързото разширяване на Вселената ще определи по-широката история на изолация на галактиките и техния окончателен край. В тази статия ще разгледаме защо и как Млечният път ще се сблъска с Андромеда, възможните последици от сливането за двете галактики и по-широкото дългосрочно бъдеще на галактиките в контекста на разширяващата се Вселена.
1. Предстоящото сливане: Млечният път и Андромеда
1.1 Доказателства за траекторията на сблъсъка
Точните измервания на движението на Андромеда спрямо Млечния път показват, че тя е в състояние на синьо изместване – приближава се към нас с около 110 км/с. Ранните изследвания на радиалната скорост показваха възможен бъдещ сблъсък, но напречната скорост на Андромеда дълго време не беше ясна. Данните от Космическия телескоп Хъбъл и по-късните уточнения (включително наблюденията на Gaia) позволиха да се определи собственото движение на Андромеда, потвърждавайки, че след около 4–5 милиарда години тя трябва да се сблъска с нашия Млечен път [1,2].
1.2 Контекст на Местната група галактики
Андромеда (M31) и Млечният път са двете най-големи галактики в Местната група галактики – малка група галактики с диаметър около 3 милиона светлинни години. Галактиката Триъгълник (M33), която се движи близо до Андромеда, също може да бъде включена в бъдещия сблъсък. Различни джуджеви галактики (например Магелановите облаци, други спътници) разположени по ръбовете на МГ също могат да изпитат приливни смущения или да станат спътници на слизащата система.
1.3 Периоди и динамика на сблъсъка
Симулациите показват, че първият сблъсък между Андромеда и Млечния път ще се случи след около 4–5 млрд. години, вероятно с няколко близки преминавания преди окончателната коалесценция около 6–7 млрд. години в бъдещето. По време на тези приближения:
- Приливните сили ще разтегнат дисковата структура, може да се образуват приливни опашки или пръстеновидни образувания.
- Звездообразуването временно ще се усили в регионите, където газовите облаци се припокриват.
- „Храненето“ на черната дупка може да се засили в ядрените области, ако газът тече към центъра.
В крайна сметка тази галактика вероятно ще се слее в масивна елиптична или лещовидна галактика, наречена „Милкомеда“, в която звездите на двете спирали ще се смесят [3].
2. Възможен резултат от сливането на „Милкомеда“
2.1 Елиптична или масивна сфероидна останка
Основните сливания, особено на две спирали с подобна маса, обикновено разрушават дисковите структури и формират налягано поддържано сфероид, характерен за елиптичните галактики. Крайният вид на „Милкомеда“ вероятно ще зависи от:
- Геометрия на орбитите – ако взаимодействието е централно симетрично, може да се образува типична елиптична структура.
- Оставащото количество газ – ако все още има неизползван или неразпръснат газ, може да се образува лещовидна (S0) галактика с малка диск или пръстенова структура.
- Хало от тъмна материя – общото хало на Млечния път и Андромеда ще създаде гравитационна среда, която определя как звездите ще се разпределят.
Модели, изследващи спирални галактики с голямо количество газ, показват силни изблици на звездообразуване при сливане, но след 4–5 млрд. години запасите от газ в Млечния път ще бъдат по-скромни, така че звездообразуването по време на сливането може да бъде по-малко интензивно отколкото в ранната Вселена [4].
2.2 Централно взаимодействие на SMJS
Черната дупка на Млечния път (Sgr A*) и по-голямата черна дупка на Андромеда с времето, под въздействието на динамично триене, могат да се слеят. В последните моменти на сливането могат да се отделят силни гравитационни вълни (макар и с по-малка интензивност в космологичен мащаб в сравнение с други по-масивни или по-отдалечени системи). Слятите черни дупки ще останат в центъра на новата елиптична галактика, може би излъчвайки като AGN за известно време, ако има достатъчно газ.
2.3 Съдбата на Слънчевата система
По време на сливането Слънцето ще бъде на приблизително същата възраст, както сега – на Вселената, приближаваща се към края на късното горене на водорода. Светлината на Слънцето ще се увеличи, правейки Земята негостоприемна за живот, въпреки галактическото сблъскване. Динамично, Слънчевата система най-вероятно ще остане в орбита около центъра на новата галактика (или по-нататък на ръба на хало), но е малко вероятно да бъде изхвърлена или погълната от черната дупка [5].
3. Други галактики от Локалната група и развитие на джуджевите спътници
3.1 Триъгълната галактика (M33)
M33, третата по големина спирална галактика в VG, обикаля около Андромеда и може да бъде включена в процеса на „Милкамеда“. В зависимост от орбитата, M33 може да се слее с обединената система Андромеда–Млечен път по-късно или да бъде разрушена от приливните сили. Тази галактика има доста газ, така че нейното крайно сливане може да предизвика по-късно увеличение на звездното образуване в общата система.
3.2 Взаимодействия на джуджевите спътници
VG има десетки джуджеви галактики (напр. Магеланови облаци, Джуджето Стрела и др.). Някои от тях могат да бъдат разрушени или да се слеят с „Милкамеда“ при предстоящите сливания. През милиарди години множество малки сливания могат допълнително да увеличат звездното хало, уплътнявайки крайната система. Така йерархичното взаимодействие продължава и след основното сливане на спиралните галактики.
4. Контекст на по-нататъшното разширяване на Вселената
4.1 Ускорено разширяване и галактическо отделяне
След формирането на „Милкамеда“ ускореното разширяване на Вселената, задвижвано от тъмната енергия, означава, че галактиките, които не са гравитационно свързани, се отдалечават и в крайна сметка става невъзможно да се установи причинно-следствена връзка с тях. След десетки милиарди години само Локалната група (или нейният остатък) ще остане гравитационно свързана, а всички по-отдалечени клъстери ще се отдалечат по-бързо от скоростта на светлината, което прави невъзможна връзката. В крайна сметка „Милкамеда“ и нейните спътници ще станат „островна Вселена“, отделена от другите клъстери [6].
4.2 Изчерпване на звездното образуване
С напредването на космическото време запасите от газ ще намаляват. Сливането и обратната връзка могат да загреят или премахнат останалия газ, а количествата нов газ, влизащ от космическите нишки, намаляват в късната епоха. След стотици милиарди години звездното образуване почти ще спре, оставяйки предимно стари червени звезди. Крайният елиптичен галактик ще помръкне, доминиран само от бледи червени звезди, бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки.
4.3 Доминиране на черните дупки и останките
След трилиони години много звезди, под въздействието на гравитационни взаимодействия, могат да бъдат изхвърлени от хало на Милкамеда. Междувременно SMJS ще остане в ядрото на галактиката. В крайна сметка черните дупки могат да бъдат единствените значими масови структури в този мрачен космически фон. Хокинговото излъчване може да изпарява дори черните дупки за невероятно дълги периоди, но това вече е далеч отвъд обичайните астрофизични епохи [9, 10].
5. Изводи от наблюденията и теоретичния анализ
5.1 Наблюдение на движението на Андромеда
Космическият телескоп Хъбъл измерва подробно скоростите на Андромеда, потвърждавайки траекторията на сблъсъка с малък страничен компонент. Допълнителни данни от Gaia допълнително уточняват орбитите на Андромеда и M33, позволявайки по-добро определяне на геометрията на приближаването [7]. Бъдещите космически астрометрични мисии могат да определят още по-точно първото време на сблъсъка.
5.2 N-телни симулации на Местната група
Модели, създадени в космическия център на NASA Goddard или другаде, показват, че около 4–5 млрд. години ще започне първото сблъскване, след което M31 и Млечният път могат няколко пъти да се доближат. В крайна сметка те ще се слеят в рамките на няколко стотици милиони години, формирайки гигантска елиптична галактика. Симулациите разглеждат и участието на M33, оставените приливни опашки и ядрените изблици на звездообразуване [8].
5.3 Съдбата на далечните купове извън Местната група
Поради космическото ускорение по-далечните купове се отделят от нас – с времето те ще преминат границите на нашата видимост. Наблюденията на свръхнови с високи червени отмествания показват, че тъмната енергия доминира в разширяването на Вселената, така че в по-голям мащаб мрежата от галактики ще се разпадне на изолирани „острови“. Следователно, дори ако на локално ниво галактиките се слеят, по-широката космическа структура се отдалечава и отслабва в нашия хоризонт.
6. Далечното космическо бъдеще
6.1 „Дегенеративната“ ера на Вселената
След като звездообразуването изчезне, галактиките (или слетите системи) постепенно преминават в „дегенеративна ера“, където основният източник на маса в популацията са звездните останки (бели джуджета, неутронни звезди, черни дупки). Понякога случайни сблъсъци на кафяви джуджета или звездни остатъци могат временно да възобновят звездообразуването, но средно Вселената е значително затихнала.
6.2 Краен доминация на черните дупки
След стотици трилиони години гравитационните взаимодействия могат да изхвърлят много звезди от галактическия хал, докато най-големите черни дупки ще останат в центровете. В крайна сметка те могат да бъдат единственият най-важен резервоар на маса в самотния космос. Хокинговото излъчване може да изпарява тези черни дупки през умопомрачително дълги периоди, въпреки че това далеч надхвърля обичайните астрофизични епохи [9, 10].
6.3 Наследството на Местната група
В „Тъмната епоха“ Милкомеда вероятно ще бъде единствената масивна елиптична структура, съдържаща останките на звездите от Млечния път, Андромеда, M33 и джуджевидните галактики. Ако по-далечни галактики/купове са извън нашия космологичен хоризонт на видимост, локално ще остане този слет остров, постепенно потъващ в космическата тъмнина.
7. Заключения
Млечният път и Андромеда неизбежно се приближават към сливане на галактики – явление, което ще предизвика огромна промяна в центъра на Местната група. Приблизително след 4–5 млрд. години тези две спирални галактики ще започнат да взаимодействат чрез приливни изкривявания, изблици на звездообразуване и вълни на "захранване" на черни дупки, докато накрая се слеят в една масивна елиптична – „Милкомеда“. По-малки галактики, като M33, могат да бъдат включени в това сливане, а джуджевидните спътници ще бъдат приливно разрушени или интегрирани.
Още по-нататък разширяването на Вселената ще отдели тази нова структура от останалите, затваряйки я в самота, където звездното образуване постепенно ще изчезне. След десетки или стотици милиарди години ще останат само застаряващи звезди, докато накрая доминират само черните дупки и звездните останки. Въпреки това, през следващите няколко милиарда години нашият космически ъгъл ще остане доста жизнен, а предстоящият сблъсък с Андромеда ще бъде последното грандиозно събитие на събиране на галактики в Местната група.
Връзки и допълнително четене
- van der Marel, R. P., и др. (2012). „Вектор на скоростта на M31. III. Бъдеща орбитална еволюция, сливане и съдба на Слънцето в Млечния път–M31–M33.“ The Astrophysical Journal, 753, 9.
- van der Marel, R. P., & Guhathakurta, P. (2008). „M31 Transverse Velocity and Local Group Mass from Satellite Kinematics.“ The Astrophysical Journal, 678, 187–199.
- Кокс, Т. Дж., & Лоеб, А. (2008). „Сблъсъкът между Млечния път и Андромеда.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 461–474.
- Хопкинс, П. Ф., и др. (2008). „Обединен, задвижван от сливане модел за произхода на звездни взривове, квазари и сфеоиди.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Сакман, И.-Й., & Бутройд, А. И. (2003). „Нашето Слънце. III. Настояще и бъдеще.“ The Astrophysical Journal, 583, 1024–1039.
- Рийс, А. Г., и др. (1998). „Наблюдателни доказателства от свръхнови за ускоряваща се вселена и космологична константа.“ The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Gaia Collaboration (2018). „Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung–Russell diagrams.“ Astronomy & Astrophysics, 616, A1.
- Каливайалил, Н., и др. (2013). „Трети епохален собствено движение на Магелановите облаци. III. Кинематична история на Магелановите облаци и съдбата на Магелановия поток.“ The Astrophysical Journal, 764, 161.
- Адамс, Ф. С., & Лафлин, Г. (1997). „Умираща вселена: Дългосрочна съдба и еволюция на астрофизични обекти.“ Reviews of Modern Physics, 69, 337–372.
- Хоукинг, С. У. (1975). „Създаване на частици от черни дупки.“ Communications in Mathematical Physics, 43, 199–220.