Prognoositav Linnutee ja Andromeda ühinemine ning galaktikate edasine saatus laienevas universumis
Kõik galaktikad muutuvad kosmilise aja jooksul pidevalt: nad kasvavad ühinemiste kaudu, muutuvad aeglaselt sisemiste protsesside mõjul ja mõnikord paratamatult lähenevad kokkupõrgetele naabergalaktikatega. Linnutee, kus me elame, ei ole erand: see liigub Kohaliku Galaktikate Grupi (KG) keskkonnas ja vaatlustest nähtub, et see liigub kokkupõrkele oma suurima kaaslasega – Andromeda galaktikaga (M31). See muljetavaldav ühinemine, mida nimetatakse ka „Milkomeda“, muudab meie kohalikku kosmost mõne miljardi aasta pärast. Kuid isegi pärast seda sündmust määrab universumi kiire laienemine veelgi laiemat galaktikate üksildastumist ja lõplikku saatust. Selles artiklis käsitleme, miks ja kuidas Linnutee põrkab kokku Andromedaga, mõlema galaktika võimalikud ühinemise tagajärjed ja laiemat pikaajalist galaktikate tulevikku universumi laienemise kontekstis.
1. Lähenev ühinemine: Linnutee ja Andromeda
1.1 Tõendid kokkupõrke trajektoori kohta
Täpsed Andromeda liikumise mõõtmised võrreldes Linnuteega näitavad, et see on sinise nihke seisundis – lähenev meie poole umbes 110 km/s kiirusega. Varasemad radiaalkiiruse uuringud viitasid võimalikule tulevasele kokkupõrkele, kuid Andromeda külgkiirus oli pikka aega ebaselge. Andmed Hubble kosmoseteleskoobist ja hilisemad täpsustused (sh Gaia vaatlustest) võimaldasid määrata Andromeda enda liikumise, kinnitades, et umbes 4–5 miljardi aasta pärast peaks see põrkuma kokku meie Linnuteega [1,2].
1.2 Kohaliku Galaktikate Grupi kontekst
Andromeda (M31) ja Linnutee on kaks suurimat galaktikat Kohalikus Galaktikate Grupis – väikeses galaktikate kogumis, mille läbimõõt on umbes 3 miljonit valgusaastat. Kolmnurga galaktika (M33), mis tiirleb Andromeda lähedal, võib samuti olla kaasatud tulevases kokkupõrkes. Mitmed kääbusgalaktikad (nt Magalhaesi Pilved, teised kaksikud) paiknevad KG servadel ja võivad samuti kogeda tõusu-tõmbetõmbeid või saada ühinenud süsteemi kaaslasteks.
1.3 Ajaperioodid ja kokkupõrke dünaamika
Simulatsioonid näitavad, et esimene Andromeeda ja Linnutee kokkupõrge toimub umbes 4–5 miljardi aasta pärast, võib-olla mitme lähedase möödumisega enne lõplikku koalestsentsi ~6–7 miljardi aasta pärast. Nende lähenemiste ajal:
- Tõmbejõud venitab ketta struktuuri, võib tekkida tõmbe sabasid või rõngakujulisi moodustisi.
- Tähetekke intensiivsus suureneb ajutiselt piirkondades, kus gaasikogud kattuvad.
- Musta augu "toitmine" võib tuumapiirkondades tugevneda, kui gaasid voolavad keskmesse.
Lõpuks on selle galaktika tõenäoline ühinemine massiivseks elliptiliseks või läätselaadseks galaktikaks, mida nimetatakse „Milkomedaks“, kus mõlema spiraali tähed sulanduvad [3].
2. Võimalik „Milkomeda“ ühinemise tulemus
2.1 Elliptiline või massiivne sfääriline jäänuk
Peamised ühinemised, eriti kahe sarnase massiga spiraali puhul, hävitavad tavaliselt ketta struktuurid ja moodustavad rõhuga toetatud sfääri, mis on tüüpiline elliptilistele galaktikatele. „Milkomeda“ lõplik välimus sõltub tõenäoliselt järgmistest:
- Orbiitide geomeetria – kui interaktsioon on tsentraalselt sümmeetriline, võib tekkida tüüpiline elliptiline struktuur.
- Järelejäänud gaasi hulk – kui on veel kasutamata või mitte paisutatud gaasi, võib tekkida läätselaadne (S0) galaktika vähese ketta või rõnga struktuuriga.
- Pimeaine halo – Linnutee ja Andromeeda ühine halo moodustab gravitatsioonilise keskkonna, mis määrab, kuidas tähed jaotuvad.
Mudelite järgi, mis uurivad suuri gaasikoguseid sisaldavaid spiraale, esineb ühinemiste ajal tugevaid tähetekke purskeid, kuid 4–5 miljardi aasta pärast on Linnutee gaasivarud tagasihoidlikumad, seega võib ühinemise ajal tähetekke intensiivsus olla väiksem kui universumi varases staadiumis [4].
2.2 Keskne SMJS interaktsioon
Linnutee must auk (Sgr A*) ja suurem Andromeeda auk võivad aja jooksul dünaamilise hõõrdumise mõjul ühineda. Ühinemise viimastel hetkedel võivad eralduda tugevad gravitatsioonilained (kuigi kosmoloogilises mastaabis mitte nii intensiivsed kui teistes massiivsemates või kaugemates süsteemides). Ühinenud mustad augud jäävad uue elliptilise galaktika keskmesse, võib-olla kiirgades mõnda aega AGN-na, kui gaasi on piisavalt.
2.3 Päikesesüsteemi saatus
Ühinemise ajal on Saule umbes sama vana kui praegu – Universum, lähenedes hilise vesiniku põlemise lõpule. Päikese heledus suureneb, muutes Maa eluks ebasobivaks, hoolimata galaktilisest kokkupõrkest. Dünaamiliselt jääb Päikesesüsteem tõenäoliselt uue galaktika keskmesse orbiidile (või halo serva), kuid on vähetõenäoline, et see visatakse välja või neelatakse musta augu [5] poolt.
3. Teised Kohaliku Grupi galaktikad ja kääbuskaaslaste areng
3.1 Kolmnurga galaktika (M33)
M33, VG kolmas suurim spiraalgalaktika, tiirleb Andromeeda ümber ja võib olla kaasatud „Milkomeda“ protsessi. Sõltuvalt orbiidist võib M33 hiljem ühineda Andromeeda–Linnutee süsteemiga või laguneda tõmbejõudude mõjul. Sellel galaktikal on üsna palju gaasi, seega võib selle lõplik ühinemine põhjustada hilisemat tähetekke kasvu kogu süsteemis.
3.2 Kääbuskaaslaste interaktsioonid
VG-l on kümneid kääbusgalaktikaid (nt Magalhaesi Pilved, Noole kääbus jt). Mõned neist võivad lähenevate ühinemiste käigus laguneda või sulanduda „Milkomeda“ koosseisu. Miljardite aastate jooksul võivad paljud väiksemad ühinemised veelgi suurendada tähtede halo, tihendades lõplikku süsteemi. Nii jätkub hierarhiline interaktsioon ka pärast peamist spiraalide koalestsentsi.
4. Universumi laienemise edasine kontekst
4.1 Kiirenev laienemine ja galaktiline eraldumine
Pärast „Milkomeda“ moodustumist tähendab Universumi kiire laienemine, mida juhib tumeda energia, et gravitatsiooniliselt mitteseotud galaktikad kaugenevad ja lõpuks ei ole enam võimalik nendega põhjuslikku seost luua. Pärast kümneid miljardeid aastaid jääb gravitatsiooniliselt seotud vaid Kohalik Grupp (või selle jäänuk) ning kõik kaugemad klastristruktuurid kaugenevad kiiremini kui valgus jõuab nendeni. Lõpuks saavad „Milkomeda“ ja selle kaaslased „saarestiku Universumiks“, mis on eraldunud teistest klastritest [6].
4.2 Tähetekke ammendumine
Kosmilise aja möödudes kahanevad gaasiressursid. Ühinemised ja tagasiside võivad ülejäänud gaase kuumutada või eemaldada ning uute sissetulevate gaaside hulk kosmilistest kiududest hilises epohhis väheneb. Pärast sadu miljardeid aastaid peaaegu lõpetab tähetekke, jättes enamasti vanad punased tähed. Lõplik elliptiline galaktika hämardub, domineerides vaid kahvatud punased tähed, valged kääbustähed, neutronitähed ja mustad augud.
4.3 Mustade aukude ja jäänuste domineerimine
Triljonite aastate pärast võivad paljud tähed, mõjutatuna gravitatsioonilistest mõjudest, paiskuda Milkomeda halo välisküljele. Samal ajal jääb SMJS galaktika tuuma. Lõpuks võivad mustad augud olla ainsad olulised massikogumid selles sünge kosmilises taustas. Hawkingi kiirgus võib uskumatult pikkade perioodide jooksul isegi mustad augud aurustada, kuid see jääb tavapäraste astrofüüsikaliste epohhide kaugusse [9, 10].
5. Vaatluste ja teoreetilise analüüsi ülevaated
5.1 Andromeeda liikumise jälgimine
Hablo kosmose teleskoop mõõtis Andromeeda kiirused detailselt, kinnitades kokkupõrke trajektoori väikese külgkomponendiga. Täiendavad andmed Gaiast täpsustavad veelgi Andromeeda ja M33 orbiite, võimaldades paremini määrata läheneva kokkupõrke geomeetriat [7]. Tulevased kosmose astromeetrilised missioonid võivad veelgi täpsemalt määrata esimese kokkupõrke aja.
5.2 N-keha Kohaliku Rühma simulatsioonid
NASA Goddardi kosmosekeskuses või mujal loodud mudelid näitavad, et umbes 4–5 miljardi aasta pärast algab esimene kokkupõrge, mille järel M31 ja Paukščių Takas võivad mitu korda tihedalt mööduda. Lõpuks ühinevad nad mõne saja miljoni aasta jooksul, moodustades hiiglasliku elliptilise galaktika. Simulatsioonid uurivad ka M33 osalust, jäetud tõusulainete sabasid ja tuumast tähetekke plahvatusi [8].
5.3 Kaugemate rühmade saatus väljaspool Kohalikku Rühma
Kosmilise kiirenduse tõttu kaugemad rühmad eralduvad meist – aja jooksul ületavad nad meie nähtavuse piirid. Kõrge punanihega supernoovade vaatlus näitab, et tume energia domineerib Universumi laienemist, mistõttu galaktikate võrk laguneb suuremas ulatuses isoleeritud "saarteks". Seega, isegi kui kohalikul tasandil galaktikad ühinevad, liigub laiem kosmiline struktuur meie vaateväljast eemale ja nõrgeneb.
6. Kaug kosmiline tulevik
6.1 "Degeneratiivne" Universumi ajastu
Pärast tähetekke ammendumist liiguvad galaktikad (või ühendatud süsteemid) järk-järgult üle "degeneratiivsele ajastule", kus peamine populatsiooni massi allikas on tähtede jäänused (valged kääbused, neutronitähed, mustad augud). Mõnikord võivad juhuslikud pruunkääbuste või tähtede jäänuste kokkupõrked ajutiselt tähetekke taaselustada, kuid keskmiselt on Universum märkimisväärselt tuhm.
6.2 Mustade aukude lõplik valitsemine
Pärast sadu triljoneid aastaid võivad gravitatsioonilised mõjud paisata paljud tähed galaktika haloest välja, samal ajal kui suurimad mustad augud jäävad keskustesse. Lõpuks võivad need olla ainus oluline massi reservuaar üksildases kosmoses. Hawkingi kiirgus võib mõistuse jaoks arusaamatult pikkade ajaperioodide jooksul isegi need mustad augud aurustada, kuigi see ületab tavalisi astrofüüsikalisi epohhe [9, 10].
6.3 Kohaliku Rühma pärand
"Pimedal ajastul" on Milkomeda tõenäoliselt ainus mahukas elliptiline struktuur, kus peituvad Paukščių Tako, Andromeda, M33 ja kääbusgalaktikate tähtede jäänused. Kui kaugemad galaktikad/rühmad jäävad meie kosmoloogilise vaatehorisondi taha, jääb kohalikult alles see ühendatud saar, mis aeglaselt vajub kosmilisse pimedusse.
7. Kokkuvõte
Paukščių Takas ja Andromeda lähenevad paratamatult galaktikate ühinemisele – nähtusele, mis põhjustab suurt muutust Kohaliku Rühma keskmes. Umbes 4–5 miljardi aasta pärast hakkavad need kaks spiraalgalaktikat omavahel suhtlema tõusulainete, tähetekke plahvatuste ja mustade aukude "toitmise" lainetega, kuni lõpuks ühinevad üheks mahukaks elliptiliseks – "Milkomedaks". Väiksemad galaktikad, nagu M33, võivad sellesse ühinemisse kaasata ning kääbuskaaslased hävitatakse või integreeritakse tõusujõudude mõjul.
Edasi vaadates eraldab universumi paisumine selle uue moodustise ülejäänud struktuuridest, sulgedes selle üksindusse, kus tähe teke lõpuks ammendub. Kümnete või sadade miljardite aastate pärast jäävad alles vaid vananevad tähed, kuni lõpuks domineerivad ainult mustad augud ja tähtede jäänused. Kuid lähimate mitme miljardi aasta jooksul jääb meie kosmiline nurk üsna elujõuliseks ning lähenev Andromeeda kokkupõrge saab olema viimane suur galaktikate kogunemise sündmus Kohalikus Grupis.
Viited ja täiendav lugemine
- van der Marel, R. P., et al. (2012). „M31 kiiruse vektor. III. Tulevane Linnutee–M31–M33 orbiidiline areng, ühinemine ja Päikese saatus.“ The Astrophysical Journal, 753, 9.
- van der Marel, R. P., & Guhathakurta, P. (2008). „M31 ristsuunaline kiirus ja Kohaliku Grupi mass satelliitide kineetika põhjal.“ The Astrophysical Journal, 678, 187–199.
- Cox, T. J., & Loeb, A. (2008). „Piirkonna Linnutee ja Andromeeda kokkupõrge.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 461–474.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). „Ühtne, ühinemistel põhinev mudel tähepurskete, kvasaari ja sfääride tekkeks.“ The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Sackmann, I.-J., & Boothroyd, A. I. (2003). „Meie Päike. III. Praegune ja tulevik.“ The Astrophysical Journal, 583, 1024–1039.
- Riess, A. G., et al. (1998). „Supernoovade vaatluslikud tõendid kiireneva universumi ja kosmoloogilise konstandi kohta.“ The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Gaia Collaboration (2018). „Gaia andmete avaldamine 2. Hertsprung–Russelli diagrammid vaatlustest.“ Astronomy & Astrophysics, 616, A1.
- Kallivayalil, N., et al. (2013). „Kolmanda perioodi Magellaani pilvede liikumised. III. Magellaani pilvede kineetiline ajalugu ja Magellaani voolu saatus.“ The Astrophysical Journal, 764, 161.
- Adams, F. C., & Laughlin, G. (1997). „Surev universum: astrofüüsikaliste objektide pikaajaline saatus ja areng.“ Reviews of Modern Physics, 69, 337–372.
- Hawking, S. W. (1975). „Osakeste teke mustade aukude poolt.“ Communications in Mathematical Physics, 43, 199–220.