Budúcnosť galaxií: „Milkomeda“ a čo ďalej

Andromeda, známa aj ako M31, je vzdialená približne 2,5 milióna svetelných rokov. Jej svetlo vykazuje modrý posun: po zohľadnení korekcie na pohyb Slnka je jej radiálna rýchlosť približovania k Mliečnej ceste asi 110 kilometrov za sekundu. Takto sa meria zložka rýchlosti pozdĺž priamky spájajúcej galaxie.[3]

Pri vzdialenosti Andromedy sú uhlové zmeny nepatrné. Výskumníci musia odlíšiť celkový pohyb galaxie od pohybu hviezd v jej vnútri a posunov spôsobených prístrojmi. Preto môžu aktualizované analýzy údajov z misie „Gaia“ zmeniť dráhu odvodenú z údajov, hoci hlavný pozorovací fakt – Andromeda sa približuje – zostáva rovnaký.[18]

Predpoveď vychádza z nameraných polôh, rýchlostí a hmotností, pričom každá z týchto veličín je neistá. Výskumníci v dynamickom modeli vypočítajú množstvo realizácií týchto počiatočných údajov. Podiel realizácií, pri ktorých dôjde k splynutiu, je podmienená predpoveď viazaná na daný model a jeho počiatočné merania.

Tieto percentá by sa nemali spriemerovať: štúdie používajú odlišné počiatočné údaje. „Nesplynú v priebehu desiatich miliárd rokov“ tiež neznamená „nesplynú nikdy“.

Veľký Magellanov oblak (LMC) je dostatočne hmotný na to, aby ovplyvňoval pohyb Mliečnej cesty. Jeho vplyv na stretnutie s Andromedou závisí od geometrie dráh: v referenčnom modeli z roku 2025 splynutia potláča, zatiaľ čo v spresnenom modeli z roku 2026 ich podporuje. Dynamiku ovplyvňuje aj Galaxia v Trojuholníku, čiže M33.[1], [2]

V oboch poliach sú použité rovnaké referenčné polohy. Krivky schematicky znázorňujú pohyb satelitu vzhľadom na galaxiu vľavo: plná modrozelená krivka označuje bližší prelet, prerušovaná fialová vzdialenejší. Nejde o vypočítané obežné dráhy; plochy polí neznázorňujú pravdepodobnosti a blízky prelet nezaručuje zachytenie.

Galaxie splývajú vďaka gravitácii pôsobiacej na obrovské vzdialenosti. Jednotlivé hviezdy sú v porovnaní so vzdialenosťami medzi nimi nepatrné, preto sú priame zrážky hviezd zriedkavé. Spoločné gravitačné pole sa však mení a obežné dráhy hviezd sa môžu výrazne zmeniť.[4]

Sferoid podobný eliptickej galaxii je bežným výsledkom simulácií zlúčenia galaxií s podobnou hmotnosťou. Konečný tvar však závisí od obežnej dráhy, množstva a rozloženia plynu a od zachovaného momentu hybnosti. Za vhodných podmienok môže disková zložka prežiť alebo sa vytvoriť nanovo.[5]

„Milkomeda“ je teda názov možnej výslednej galaxie po zlúčení, nie presná predpoveď jej vzhľadu. Nie je jasné, aké budú jej zásoby plynu v budúcnosti, preto by sme nemali sľubovať ani pôsobivý výbuch tvorby hviezd, ani úplne neaktívny zvyšok po zlúčení.

Viac o mechanike týchto procesov sa dočítate v článku Zrážky a splývanie: motory rastu galaxií.

Na zmenu dráhy nie je potrebná zrážka s inou hviezdou

Počas zlučovania galaxií by sa slnečná sústava mohla dostať na úplne inú dráhu okolo pozostatku po zlučovaní. Nie je možné presne predpovedať, kde sa bude nachádzať o miliardy rokov, a časť hmoty môže byť vymrštená do vzdialených oblastí alebo uniknúť.

Je dôležité odlišovať zmenu galaktickej dráhy Slnka od narušenia dráh jednotlivých planét. Veľkorozmerné slapové pôsobenie môže výrazne zmeniť štruktúru galaxie, hoci mnohé kompaktné planetárne sústavy zostanú neporušené. Predchádzajúce simulácie zlučovania znázorňujú možné dráhy Slnka, neurčujú však jeho budúcu polohu s istotou.[4]

V Mliečnej ceste sa nachádza Sagittarius A* a v Androméde podstatne hmotnejšia centrálna čierna diera. Ak sa ich galaxie zlúčia, tieto čierne diery môžu časom vytvoriť gravitačne viazanú dvojicu. Kým sa zlúčia, musí prebehnúť niekoľko fáz orbitálneho vývoja.[8]

Zlúčenie galaxií teda samo osebe neznamená, že čierne diery splynú okamžite. Množstvo hviezd na vhodných dráhach, dynamika plynu a vlastnosti dvojhviezdnej sústavy ovplyvňujú dĺžku tohto oneskorenia.[9]

Plyn, ktorý dosiahne ktorúkoľvek z týchto čiernych dier, by tiež mohol napájať aktívne galaktické jadro. Jeho žiarenie a výtoky hmoty by ovplyvnili blízky plyn, no to, či by nastala výrazná epizóda aktivity a do akej miery by zmenila tvorbu hviezd, závisí od dostupných zásob paliva a od toho, ako sa energia prenáša do okolia.[10]

Štandardný model ΛCDM spája studenú temnú hmotu s kladnou kozmologickou konštantou Λ – formou temnej energie, ktorej hustota zostáva pri rozpínaní priestoru konštantná. Ak tento opis zostane správny neobmedzene dlho, zrýchľujúce sa rozpínanie bude čoraz viac oddeľovať štruktúry, ktoré nie sú navzájom gravitačne viazané.

Galaxia alebo dostatočne pevne gravitačne viazaná skupina môže zostať celistvá vďaka vlastnej gravitácii. Jednoducho sa nerozpína úmerne s rozpínajúcim sa kozmickým pozadím. Gravitačne viazané kopy inde môžu tiež zostať samostatnými ostrovmi; Miestna skupina nie je jediná.[11]

Svetlo, ktoré galaxia vyžiarila v minulosti, nás stále môže dosiahnuť, aj keď novovyžiarené signály sa k nám už dostať nemôžu. Červený posun jej obrazu sa stále zväčšuje a samotný obraz slabne, namiesto toho, aby náhle zmizol. Ani samotný fakt, že sa objekt vzďaľuje rýchlejšie než svetlo, neurčuje horizont udalostí.[12]

Na tvorbu hviezd je potrebný plyn, ktorý sa môže ochladiť a dostatočne zhustnúť, aby sa začal zmršťovať pôsobením vlastnej gravitácie. Postupom času sa plyn stáva súčasťou hviezd a ich pozostatkov, zahrieva sa, je vyvrhnutý alebo zostáva v rozptýlenej atmosfére. Starnúce hviezdy vracajú časť hmoty, takže sa môže znova použiť, nielen iba raz.

Budúca tvorba hviezd závisí od tohto návratu hmoty do obehu, ochladzovania, prítoku nového plynu a spätnej väzby. Výsledky počítačových simulácií ukazujú, že zohrievanie spôsobené čiernymi dierami, ktoré akreujú hmotu, môže výrazne ovplyvniť neskorú tvorbu hviezd. Samotné rozpínanie vesmíru neurčuje univerzálny dátum, keď všetky galaxie prestanú tvoriť hviezdy.[14]

Aj keď sa rýchlosť vzniku nových hviezd znižuje, môže pretrvávať obrovská populácia stále žijúcich, slabo svietiacich hviezd. Neskôr medzi prežívajúcimi kompaktnými objektmi nadobúdajú čoraz väčší význam biele trpaslíky, neutrónové hviezdy, čierne diery a hnedé trpaslíky. Biely trpaslík svieti najmä vďaka nahromadenému teplu, zatiaľ čo neaktívna čierna diera nevyžaruje bežné svetlo hviezd.[16]

Označenie starej galaxie za „mŕtvu“ je užitočná skratka pre tvrdenie, že sa v nej v súčasnosti tvorí málo hviezd. Neznamená to, že všetky jej hviezdy zomreli, všetka jej hmota sa zmenila na čierne diery alebo sa skončil jej gravitačný vývoj.

Zdroj svetla galaxie sa môže zmeniť oveľa skôr, než sa rozptýli jej hviezdny systém. Vyparovanie čiernych dier patrí do oveľa vzdialenejšej budúcnosti. Uvedené intervaly sú ilustračné časové mierky založené na stanovených predpokladoch, nie jednotný harmonogram udalostí „Milkomedy“.

1. Miliardy rokovMiestne priblíženia a vývoj Slnka

   Meniace sa susedstvo

   Aj keď Slnko starne a prechádza do neskorých štádií vývoja, významné zlučovania galaxií sú stále možné. Časové škály týchto procesov sú od seba nezávislé a budúci scenár Andromédy je naďalej citlivý na použité orbitálne parametre.[2], [7]

2. Od desiatok po stovky
   miliárd rokovRastúce vzdialenosti, keď Λ zostáva konštantná

   Vis izolovanenejší pohľad

   Gravitaciškai nesusietos struktūros vis labiau tolsta ir tampa vis sunkiau stebimos. Bendros jų išnykimo iš akiračio datos nėra: svarbus ir atstumas, ir skleidžiama šviesa, ir stebėjimų jautrumas.[19]

3. Tūkstančiai milijardų metųIlgiausia žvaigždžių gyvavimo trukmė

   Blausiausios žvaigždės išlieka

   Mažiausiose raudonosiose nykštukėse vandenilio sintezė gali tęstis maždaug nuo tūkstančio iki dešimties tūkstančių milijardų metų. Ramioje galaktikoje gyvuojančių žvaigždžių gali išlikti dar ilgai po to, kai intensyvus žvaigždžių formavimasis nuslopsta.[15]

4. Apie 10¹⁹ metųPavyzdinis galaktikos garavimo laiko mastelis

   Gravitaciniai suartėjimai perskirsto liekanas

   Pakartotiniai suartėjimai kai kuriems objektams gali suteikti pakankamai energijos pabėgti, o kiti juda centro link. Šis klasikinis dydžio eilės įvertis priklauso nuo sistemos; greitas objektų išsviedimas taip pat gali vykti gerokai anksčiau, susiliejimų metu.[16]

5. Apie 10⁶⁷ metų
   ir kur kas ilgiauIdealizuotas juodosios skylės garavimas

   Teorinis, daug vėlesnis procesas

   Pagal paprastą absoliučiai juodo kūno įvertį, pagrįstą Hokingo temperatūra, nesisukančios Saulės masės juodosios skylės garavimo trukmė yra maždaug 10⁶⁷ metų. Gyvavimo trukmė didėja apytiksliai proporcingai masės kubui: milijardo Saulės masių juodosios skylės garavimas truktų apie 10⁹⁴ metų, darant tas pačias prielaidas.[17]

10¹⁹ reiškia vienetą, po kurio eina 19 nulių. Tai apytikslės procesų trukmės arba ateities laiko masteliai; prie didžiausių verčių pridėjus dabartinį Visatos amžių, skirtumas būtų nereikšmingas.

Kuo tolimesnė ateitis, tuo svarbesnės tampa prielaidos

Hokingo spinduliuotė yra teorinė prognozė; astrofizinės juodosios skylės skleidžiama tokia spinduliuotė dar nebuvo tiesiogiai aptikta. Pirmiau pateikti įverčiai remiasi idealizuotu izoliuotos, nesisukančios juodosios skylės modeliu, neatsižvelgia į tolesnį medžiagos patekimą į ją ir nepaaiškina galutinės garavimo stadijos, kuriai svarbi kvantinė gravitacija.[17]

Tai, ar žvaigždžių liekanos galiausiai išliks, taip pat priklauso nuo dar neatsakytų fizikos klausimų. Pavyzdžiui, protonų skilimas dar nebuvo stebėtas.[20] Ilgalaikė tamsiosios materijos elgsena ir tamsiosios energijos prigimtis suteikia dar daugiau neapibrėžtumo. Negalime užtikrintai vaizduoti vientisos elipsinės galaktikos, kuri nepakitusi išliktų visais vėlesniais laikotarpiais.[16]

Ką gali patikslinti geresni stebėjimai?

Tikslesni savųjų judėjimų ir galaktikų halų masių matavimai gali sumažinti Vietinės galaktikų grupės ateities prognozių neapibrėžtumą. Ypač svarbu geriau atsižvelgti į sisteminius matavimų poslinkius, nes Andromedos skersinis judėjimas danguje toks menkas.[18]

Štúdium skutočných zlučovaní galaxií umožňuje overovať, ako hviezdy, plyn a čierne diery reagujú na približovanie galaxií. Kozmologické pozorovania umožňujú testovať modely rozpínania. Spolu posilňujú rôzne časti predpovede a zároveň zachovávajú jasné rozlíšenie medzi nameranými podmienkami a extrapolovanými scenármi budúcnosti.