Η προβλεπόμενη συγχώνευση του Περσέα και της Ανδρομέδας και η μελλοντική μοίρα των γαλαξιών στο επεκτεινόμενο Σύμπαν
Όλοι οι γαλαξίες αλλάζουν συνεχώς με το κοσμικό χρόνο: μεγαλώνουν μέσω συγχωνεύσεων, μεταβάλλονται σταδιακά από εσωτερικές διεργασίες και μερικές φορές αναπόφευκτα πλησιάζουν σε συγκρούσεις με γειτονικούς γαλαξίες. Ο Περσέας, στον οποίο ζούμε, δεν αποτελεί εξαίρεση: κινείται στο περιβάλλον της Τοπικής Ομάδας Γαλαξιών (ΤΟΓ), και οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι κατευθύνεται προς σύγκρουση με τον μεγαλύτερο δορυφόρο του – τον γαλαξία της Ανδρομέδας (M31). Αυτή η εντυπωσιακή συγχώνευση, γνωστή και ως «Μιλκομέδα», θα αλλάξει ουσιαστικά τον τοπικό μας χώρο μετά από μερικά δισεκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, ακόμη και μετά από αυτό το γεγονός, η ταχεία διαστολή του Σύμπαντος θα καθορίσει μια ευρύτερη ιστορία απομόνωσης γαλαξιών και τελικής μοίρας. Σε αυτό το άρθρο θα συζητήσουμε γιατί και πώς ο Περσέας θα συγκρουστεί με την Ανδρομέδα, τις πιθανές συνέπειες της συγχώνευσης και το ευρύτερο μακροπρόθεσμο μέλλον των γαλαξιών στο πλαίσιο της αυξανόμενης διαστολής του Σύμπαντος.
1. Επερχόμενη συγχώνευση: Περσέας και Ανδρομέδα
1.1 Αποδείξεις για την τροχιά της σύγκρουσης
Ακριβείς μετρήσεις της κίνησης της Ανδρομέδας σε σχέση με τον Περσέα δείχνουν ότι βρίσκεται σε κατάσταση μπλε μετατόπισης – πλησιάζει προς εμάς με ταχύτητα περίπου 110 χλμ/δευτ. Πρώιμες μελέτες της ακτινικής ταχύτητας υπέδειξαν πιθανή μελλοντική σύγκρουση, αλλά η εγκάρσια ταχύτητα της Ανδρομέδας παρέμενε ασαφής για μεγάλο διάστημα. Δεδομένα από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ και μεταγενέστερες βελτιώσεις (συμπεριλαμβανομένων των παρατηρήσεων Gaia) επέτρεψαν τον προσδιορισμό της ιδίας κίνησης της Ανδρομέδας, επιβεβαιώνοντας ότι περίπου σε 4–5 δισεκατομμύρια χρόνια θα συγκρουστεί με τον Περσέα μας [1,2].
1.2 Το πλαίσιο της Τοπικής Ομάδας Γαλαξιών
Andromeda (M31) και ο Περσέας είναι οι δύο μεγαλύτεροι γαλαξίες στην Τοπική Ομάδα Γαλαξιών – μια μικρή συστάδα γαλαξιών με διάμετρο περίπου 3 εκατομμύρια έτη φωτός. Η Γαλαξίας του Τριγώνου (M33), που κινείται κοντά στην Ανδρομέδα, μπορεί επίσης να εμπλακεί σε μια μελλοντική σύγκρουση. Διάφοροι νάνοι γαλαξίες (π.χ. τα Νέφη του Μαγγελάνου, άλλοι δορυφόροι) που βρίσκονται στα όρια της ΤΟΓ μπορεί επίσης να υποστούν παλιρροϊκές διαταραχές ή να γίνουν δορυφόροι του συγχωνευόμενου συστήματος.
1.3 Χρονικές περίοδοι και δυναμική της σύγκρουσης
Οι προσομοιώσεις δείχνουν ότι η πρώτη σύγκρουση της Ανδρομέδας με τον Γαλαξία θα συμβεί σε περίπου 4–5 δισ. χρόνια, πιθανώς με μερικές στενές διελεύσεις πριν από την τελική συγχώνευση σε ~6–7 δισ. χρόνια στο μέλλον. Κατά τη διάρκεια αυτών των προσεγγίσεων:
- Οι παλιρροιακές δυνάμεις θα επιμηκύνουν τη δομή του δίσκου, μπορεί να σχηματιστούν παλιρροιακές ουρές ή δακτυλιοειδείς σχηματισμοί.
- Η αστρογένεση θα ενταθεί προσωρινά σε περιοχές όπου επικαλύπτονται τα αέρινα νέφη.
- Η "τροφοδοσία" της μαύρης τρύπας μπορεί να ενισχυθεί στους πυρηνικούς τομείς, αν το αέριο ρέει προς το κέντρο.
Τελικά, αυτός ο γαλαξίας πιθανότατα θα συγχωνευτεί σε έναν μαζικό ελλειπτικό ή φακοειδή γαλαξία, που ονομάζεται «Milkomeda», όπου θα συγχωνευτούν τα αστέρια και των δύο σπειροειδών [3].
2. Πιθανό αποτέλεσμα της συγχώνευσης της «Milkomeda»
2.1 Ελλειπτικό ή μαζικό σφαιροειδές υπόλειμμα
Οι κύριες συγχωνεύσεις, ειδικά μεταξύ δύο σπειροειδών γαλαξιών παρόμοιας μάζας, συνήθως καταστρέφουν τις δομές δίσκου και σχηματίζουν ένα σφαιροειδές που υποστηρίζεται από πίεση, χαρακτηριστικό των ελλειπτικών γαλαξιών. Η τελική εμφάνιση της «Milkomeda» πιθανότατα θα εξαρτηθεί από:
- Η γεωμετρία των τροχιών – αν η αλληλεπίδραση είναι κεντρικά συμμετρική, μπορεί να σχηματιστεί μια τυπική ελλειπτική δομή.
- Η ποσότητα του υπολειπόμενου αερίου – αν εξακολουθούν να υπάρχουν αχρησιμοποίητα ή μη διασκορπισμένα αέρια, μπορεί να σχηματιστεί ένας φακοειδής (S0) γαλαξίας με περιορισμένη δομή δίσκου ή δακτυλίου.
- Το halo της σκοτεινής ύλης – το κοινό halo του Γαλαξία και της Ανδρομέδας θα δημιουργήσει το βαρυτικό περιβάλλον που θα καθορίσει πώς θα αναδιανεμηθούν τα αστέρια.
Μοντέλα που εξετάζουν σπειροειδείς γαλαξίες με μεγάλο όγκο αερίου δείχνουν ισχυρά ξεσπάσματα αστρογένεσης κατά τις συγχωνεύσεις, αλλά μετά από 4–5 δισ. χρόνια τα αποθέματα αερίου του Γαλαξία θα είναι πιο περιορισμένα, οπότε η αστρογένεση κατά τη συγχώνευση μπορεί να είναι λιγότερο έντονη από ό,τι στο πρώιμο Σύμπαν [4].
2.2 Κεντρική αλληλεπίδραση SMJS
Η μαύρη τρύπα του Γαλαξία (Sgr A*) και η μεγαλύτερη μαύρη τρύπα της Ανδρομέδας μπορεί τελικά, υπό την επίδραση της δυναμικής τριβής, να συγχωνευτούν. Στις τελευταίες στιγμές της συγχώνευσης, μπορεί να εκπέμπονται ισχυρά βαρυτικά κύματα (αν και σε κοσμολογική κλίμακα όχι τόσο έντονα όσο σε άλλες πιο μαζικές ή απομακρυσμένες συστήματα). Οι συγχωνευμένες μαύρες τρύπες θα παραμείνουν στο κέντρο του νέου ελλειπτικού γαλαξία, ίσως εκπέμποντας ως AGN για κάποιο χρονικό διάστημα, εάν υπάρχει αρκετό αέριο.
2.3 Η μοίρα του ηλιακού συστήματος
Κατά τη συγχώνευση, ο Ήλιος θα έχει περίπου την ίδια ηλικία που έχει τώρα – το Σύμπαν, καθώς πλησιάζει το τέλος της όψιμης καύσης υδρογόνου. Η φωτεινότητα του Ήλιου θα αυξηθεί, καθιστώντας τη Γη μη φιλόξενη για ζωή, παρά τη γαλαξιακή σύγκρουση. Δυναμικά, το ηλιακό σύστημα πιθανότατα θα παραμείνει σε τροχιά στο κέντρο του νέου γαλαξία (ή στα όρια του halo), αλλά είναι απίθανο να εκτοπιστεί ή να απορροφηθεί από τη μαύρη τρύπα [5].
3. Άλλοι γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας και εξέλιξη νάνων δορυφόρων
3.1 Ο γαλαξίας του Τριγώνου (M33)
Το M33, ο τρίτος μεγαλύτερος σπειροειδής γαλαξίας του VG, περιστρέφεται γύρω από την Ανδρομέδα και θα μπορούσε να ενταχθεί στη διαδικασία της «Milkomeda». Ανάλογα με την τροχιά, το M33 μπορεί να συγχωνευθεί με το συγχωνευμένο σύστημα Ανδρομέδας–Γαλαξία μας αργότερα ή να διαλυθεί από παλιρροϊκές δυνάμεις. Αυτός ο γαλαξίας έχει αρκετό αέριο, οπότε η τελική συγχώνευσή του θα μπορούσε να προκαλέσει μεταγενέστερη αύξηση της αστρογένεσης στο συνολικό σύστημα.
3.2 Αλληλεπιδράσεις νάνων δορυφόρων
Το VG έχει δεκάδες νάνοι γαλαξίες (π.χ. Νέφη του Μαγγελάνου, Νάνος Τοξότης κ.ά.). Μερικοί από αυτούς μπορεί να διαλυθούν ή να ενσωματωθούν στη «Milkomeda» μέσω επερχόμενων συγχωνεύσεων. Μέσα σε δισεκατομμύρια χρόνια, πολλαπλές μικρές συγχωνεύσεις μπορούν να αυξήσουν περαιτέρω το αστρικό halo, πυκνώνοντας το τελικό σύστημα. Έτσι, η ιεραρχική αλληλεπίδραση συνεχίζεται και μετά την κύρια συγχώνευση των σπειροειδών.
4. Περαιτέρω πλαίσιο της επέκτασης του Σύμπαντος
4.1 Επιταχυνόμενη επέκταση και γαλαξιακός αποχωρισμός
Μετά το σχηματισμό της «Milkomeda», η ταχεία επέκταση του Σύμπαντος, που τροφοδοτείται από την σκοτεινή ενέργεια, σημαίνει ότι οι γαλαξίες που δεν είναι βαρυτικά δεμένοι απομακρύνονται και τελικά καθίσταται αδύνατη η αιτιακή σύνδεση μαζί τους. Μετά από δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια, μόνο η Τοπική Ομάδα (ή το υπόλειμμά της) θα παραμείνει βαρυτικά συνδεδεμένη, ενώ όλες οι πιο απομακρυσμένες δομές σμηνών θα απομακρυνθούν γρηγορότερα από το φως που μπορεί να τις συνδέσει. Τελικά, η «Milkomeda» και οι δορυφόροι της θα γίνουν το «νησιωτικό Σύμπαν», απομονωμένο από άλλα σμήνη [6].
4.2 Εξάντληση της αστρογένεσης
Καθώς ο κοσμικός χρόνος προχωρά, οι πηγές αερίων μειώνονται. Οι συγχωνεύσεις και η ανάδραση μπορούν να θερμάνουν ή να απομακρύνουν τα υπόλοιπα αέρια, ενώ οι ποσότητες νέων εισερχόμενων αερίων από κοσμικές ίνες μειώνονται σε μεταγενέστερη εποχή. Μετά από εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια, η αστρογένεση σχεδόν θα σταματήσει, αφήνοντας κυρίως παλιές κόκκινες γίγαντες. Ο τελικός ελλειπτικός γαλαξίας θα είναι αμυδρός, κυριαρχούμενος μόνο από αμυδρά κόκκινα αστέρια, λευκούς νάνους, νετρονικά αστέρια και μαύρες τρύπες.
4.3 Κυριαρχία των μαύρων τρυπών και των υπολειμμάτων
Μετά από τρισεκατομμύρια χρόνια, πολλά αστέρια, επηρεαζόμενα από βαρυτικές αλληλεπιδράσεις, μπορεί να εκτοπιστούν από το halo της Milkomeda. Εν τω μεταξύ, το SMBH θα παραμείνει στον πυρήνα του γαλαξία. Τελικά, οι μαύρες τρύπες μπορεί να είναι οι μοναδικές σημαντικές συγκεντρώσεις μάζας σε αυτό το έρημο κοσμικό υπόβαθρο. Η ακτινοβολία Hawking σε απίστευτα μακροχρόνιες περιόδους θα μπορούσε να εξατμίσει ακόμη και τις μαύρες τρύπες, αλλά αυτό βρίσκεται πολύ πέρα από τις συνηθισμένες αστροφυσικές εποχές [9, 10].
5. Παρατηρήσεις και θεωρητικές αναλύσεις
5.1 Παρακολούθηση της κίνησης της Ανδρομέδας
Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble μέτρησε λεπτομερώς τις ταχύτητες της Ανδρομέδας, επιβεβαιώνοντας την τροχιά σύγκρουσης με μια μικρή πλευρική συνιστώσα. Επιπλέον δεδομένα από το Gaia βελτιώνουν περαιτέρω τις τροχιές της Ανδρομέδας και του M33, επιτρέποντας καλύτερο προσδιορισμό της γεωμετρίας προσέγγισης [7]. Μελλοντικές διαστημικές αποστολές αστρομετρίας μπορούν να προσδιορίσουν με μεγαλύτερη ακρίβεια τον πρώτο χρόνο σύγκρουσης.
5.2 Προσομοιώσεις N-σωμάτων της Τοπικής Ομάδας
Μοντέλα που δημιουργήθηκαν στο NASA Goddard Space Flight Center ή αλλού δείχνουν ότι σε περίπου 4–5 δισεκατομμύρια χρόνια θα ξεκινήσει η πρώτη σύγκρουση, μετά την οποία ο M31 και ο Γαλαξίας μας μπορεί να περάσουν κοντά αρκετές φορές. Τελικά θα συγχωνευθούν μέσα σε μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, σχηματίζοντας έναν τεράστιο γαλαξία παρόμοιο με ελλειπτικό. Οι προσομοιώσεις εξετάζουν επίσης τη συμμετοχή του M33, τις παλιρροϊκές ουρές που αφήνονται και τις εκρήξεις αστρογένεσης στον πυρήνα [8].
5.3 Η μοίρα των απομακρυσμένων σμηνών πέρα από την Τοπική Ομάδα
Λόγω της κοσμικής επιτάχυνσης, τα απομακρυσμένα σμήνη απομακρύνονται από εμάς – με το πέρασμα του χρόνου, θα ξεπεράσουν τα όρια της ορατότητάς μας. Παρατηρήσεις υπερκαινοφανών με υψηλές ερυθρές μετατοπίσεις δείχνουν ότι η σκοτεινή ενέργεια κυριαρχεί στην επέκταση του Σύμπαντος, οπότε σε μεγαλύτερη κλίμακα το δίκτυο γαλαξιών θα διασπαστεί σε απομονωμένα «νησιά». Έτσι, ακόμα κι αν σε τοπικό επίπεδο οι γαλαξίες συγχωνευθούν, η ευρύτερη κοσμική δομή απομακρύνεται και εξασθενεί στο οπτικό μας πεδίο.
6. Το μακρινό κοσμικό μέλλον
6.1 Η «εκφυλιστική» εποχή του Σύμπαντος
Αφού εξαντληθεί η αστρογένεση, οι γαλαξίες (ή οι συγχωνευμένες συστήματα) σταδιακά εισέρχονται στην «εποχή της εκφυλιστικής φάσης», όπου η κύρια πηγή μάζας του πληθυσμού είναι τα απομεινάρια αστέρων (λευκοί νάνοι, νετρονικά αστέρια, μαύρες τρύπες). Κατά καιρούς, τυχαίες συγκρούσεις καφέ νάνων ή υπολειμμάτων αστέρων μπορεί προσωρινά να αναζωογονήσουν την αστρογένεση, αλλά κατά μέσο όρο το Σύμπαν έχει πολύ εξασθενήσει.
6.2 Η τελική κυριαρχία των μαύρων τρυπών
Μετά από εκατοντάδες τρισεκατομμύρια χρόνια, οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μπορεί να εκτοξεύσουν πολλά αστέρια από το άλως του γαλαξία, ενώ οι μεγαλύτερες μαύρες τρύπες θα παραμείνουν στα κέντρα. Τελικά, αυτές μπορεί να είναι η μοναδική σημαντική δεξαμενή μάζας στο μοναχικό σύμπαν. Η ακτινοβολία Χόκινγκ μπορεί, μέσα σε απίστευτα μακρές χρονικές περιόδους, να εξατμίσει αυτές τις μαύρες τρύπες, αν και αυτό υπερβαίνει κατά πολύ τις συνήθεις αστροφυσικές εποχές [9, 10].
6.3 Η κληρονομιά της Τοπικής Ομάδας
Στην «Σκοτεινή Εποχή», ο Μιλκομέδα πιθανότατα θα είναι η μόνη μαζική ελλειπτική δομή που θα περιέχει τα απομεινάρια των αστέρων του Γαλαξία μας, του Ανδρομέδα, του M33 και των νάνων γαλαξιών. Αν οι πιο απομακρυσμένοι γαλαξίες/σμήνη βρεθούν πέρα από τον κοσμολογικό ορίζοντα ορατότητάς μας, τοπικά θα παραμείνει αυτό το συγχωνευμένο νησί, που σταδιακά βυθίζεται στο κοσμικό σκοτάδι.
7. Συμπεράσματα
Ο Γαλαξίας μας και ο Ανδρομέδας αναπόφευκτα πλησιάζουν προς τη συγχώνευση γαλαξιών – ένα φαινόμενο που θα προκαλέσει τεράστια αλλαγή στο κέντρο της Τοπικής Ομάδας. Περίπου σε 4–5 δισεκατομμύρια χρόνια, αυτοί οι δύο σπειροειδείς γαλαξίες θα αρχίσουν να αλληλεπιδρούν με παλιρροϊκές παραμορφώσεις, εκρήξεις αστρογένεσης και κύματα «τροφοδοσίας» μαύρων τρυπών, μέχρι τελικά να συγχωνευθούν σε έναν μαζικό ελλειπτικό – τον «Μιλκομέδα». Μικρότεροι γαλαξίες, όπως ο M33, μπορεί να ενταχθούν σε αυτή τη συγχώνευση, ενώ οι νάνοι δορυφόροι θα διαλυθούν παλιρροϊκά ή θα ενσωματωθούν.
Κοιτώντας ακόμα πιο μακριά, η διαστολή του Σύμπαντος θα απομονώσει αυτή τη νέα δομή από τις υπόλοιπες, εγκλωβίζοντάς την στη μοναξιά, όπου η αστρογένεση σταδιακά θα εξαντληθεί. Σε δεκάδες ή εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια θα απομείνουν μόνο γηρασμένα αστέρια, μέχρι τελικά να κυριαρχήσουν μόνο οι μαύρες τρύπες και τα αστρικά υπολείμματα. Ωστόσο, για τα επόμενα λίγα δισεκατομμύρια χρόνια η κοσμική μας γειτονιά θα παραμείνει αρκετά ζωντανή, και η επερχόμενη σύγκρουση με την Ανδρομέδα θα αποτελέσει το τελευταίο μεγαλειώδες γεγονός συγκέντρωσης γαλαξιών στην Τοπική Ομάδα.
Σύνδεσμοι και περαιτέρω ανάγνωση
- van der Marel, R. P., et al. (2012). “Το Διάνυσμα Ταχύτητας της M31. III. Μελλοντική Τροχιακή Εξέλιξη, Συγχώνευση και Μοίρα του Ήλιου στον Γαλαξία, την M31 και την 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.
- Cox, T. J., & Loeb, A. (2008). “Η Σύγκρουση μεταξύ του Γαλαξία μας και της Ανδρομέδας.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 461–474.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). “Ένα ενοποιημένο, συγχωνευόμενο μοντέλο για την προέλευση των αστρικών εκρήξεων, των κβάζαρ και των σφαιροειδών.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Sackmann, I.-J., & Boothroyd, A. I. (2003). “Ο Ήλιος μας. III. Παρόν και Μέλλον.” The Astrophysical Journal, 583, 1024–1039.
- Riess, A. G., et al. (1998). “Παρατηρητικά Στοιχεία από Εκρήξεις Υπερκαινοφανών για ένα Επιταχυνόμενο Σύμπαν και μια Κοσμολογική Σταθερά.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Gaia Collaboration (2018). “Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung–Russell diagrams.” Astronomy & Astrophysics, 616, A1.
- Kallivayalil, N., et al. (2013). “Κινήσεις Τρίτης Εποχής των Μαγγελανικών Νεφών. III. Κινηματική Ιστορία των Μαγγελανικών Νεφών και η Μοίρα του Μαγγελανικού Ρεύματος.” The Astrophysical Journal, 764, 161.
- Adams, F. C., & Laughlin, G. (1997). “Ένα Πεθαίνον Σύμπαν: Η Μακροπρόθεσμη Μοίρα και Εξέλιξη των Αστροφυσικών Αντικειμένων.” Reviews of Modern Physics, 69, 337–372.
- Hawking, S. W. (1975). “Δημιουργία Σωματιδίων από Μαύρες Τρύπες.” Communications in Mathematical Physics, 43, 199–220.