Прогнозоване злиття Північного Кресту та Андромеди та подальша доля галактик у розширюваному Всесвіті
Всі галактики постійно змінюються протягом космічного часу: вони ростуть через злиття, поступово змінюються під впливом внутрішніх процесів, а іноді неминуче наближаються до зіткнень із сусідніми галактиками. Північний Крест, у якому ми живемо, не є винятком: він рухається у середовищі Внутрішньої Галактичної Групи (ВГ), і спостереження показують, що він рухається до зіткнення з найбільшим своїм супутником – галактикою Андромеди (M31). Це вражаюче злиття, також відоме як «Мілкомеда», суттєво змінить наш локальний космос через кілька мільярдів років. Однак навіть після цієї події швидке розширення Всесвіту визначить ще ширшу історію ізоляції галактик і їх остаточної долі. У цій статті ми розглянемо, чому і як Північний Крест зіткнеться з Андромедою, можливі наслідки злиття для обох галактик і ширшу довгострокову перспективу галактик у контексті зростаючого розширення Всесвіту.
1. Майбутнє злиття: Північний Крест і Андромеда
1.1 Докази траєкторії зіткнення
Точні вимірювання руху Андромеди відносно Північного Кресту показують, що вона перебуває у стані блакитного зсуву – наближається до нас зі швидкістю близько 110 км/с. Ранні дослідження радіальної швидкості вказували на можливе майбутнє зіткнення, але поперечна швидкість Андромеди довго залишалася невизначеною. Дані з космічного телескопа Габбл та подальші уточнення (включно зі спостереженнями Gaia) дозволили визначити власний рух Андромеди, підтверджуючи, що приблизно через 4–5 мільярдів років вона має зіткнутися з нашим Північним Крестом [1,2].
1.2 Контекст Внутрішньої Галактичної Групи
Andromeda (M31) і Північний Крест є двома найбільшими галактиками Внутрішньої Галактичної Групи – невеликого скупчення галактик, діаметр якого становить близько 3 мільйонів світлових років. Галактика Трикутника (M33), що рухається поблизу Андромеди, також може бути включена у майбутнє зіткнення. Різні карликові галактики (наприклад, Магелланові Хмари, інші подвійні) розташовані на околицях ВГ і також можуть зазнати припливних збурень або стати супутниками злитої системи.
1.3 Періоди та динаміка зіткнення
Моделювання показує, що перше зіткнення Андромеди і Чумацького Шляху відбудеться приблизно через 4–5 млрд років, можливо з кількома близькими проходженнями перед остаточною коалесценцією приблизно через 6–7 млрд років у майбутньому. Під час цих наближень:
- Припливні сили розтягнуть дискову структуру, можуть з'явитися припливні хвости або кільцеві утворення.
- Зореутворення тимчасово посилиться в регіонах, де перетинатимуться газові скупчення.
- «Годування» чорної діри може посилитися в ядерних областях, якщо газ потікатиме до центру.
Зрештою ця галактика, ймовірно, зіллється в масивну еліптичну або лінзоподібну галактику, що називатиметься «Мілкомеда», де зіллються зорі обох спіралей [3].
2. Можливий результат злиття «Мілкомеди»
2.1 Еліптичний або масивний сфероїдний залишок
Основні злиття, особливо двох спіралей подібної маси, зазвичай руйнують дискові структури і формують тисково підтримуваний сфероїд, характерний для еліптичних галактик. Остаточний вигляд «Мілкомеди» ймовірно залежатиме від:
- Геометрія орбіт – якщо взаємодія буде центрально симетричною, може утворитися типова еліптична структура.
- Залишок газу – якщо ще залишаться невикористані або не викинуті гази, може утворитися лінзоподібна (S0) галактика з малою дисковою або кільцевою структурою.
- Гало темної матерії – спільне гало Чумацького Шляху та Андромеди створить гравітаційне середовище, що визначатиме, як зорі розподіляться.
Моделі, що досліджують спіралі з великою кількістю газу, показують сильні спалахи зореутворення під час злиттів, але через 4–5 млрд років запаси газу Чумацького Шляху будуть скромнішими, тому зореутворення під час злиття може бути менш інтенсивним, ніж у ранньому Всесвіті [4].
2.2 Центральна взаємодія SMJS
Чорна діра Чумацького Шляху (Sgr A*) і більша чорна діра Андромеди з часом, під дією динамічного тертя, можуть злитись. У останні миті злиття можуть виникнути сильні гравітаційні хвилі (хоча в космологічному масштабі не такі інтенсивні, як у більш масивних або віддаленіших системах). Злиті чорні діри залишаться в центрі нової еліптичної галактики, можливо, деякий час випромінюючи як AGN, якщо буде достатньо газу.
2.3 Доля Сонячної системи
Під час злиття Сонцю буде приблизно стільки ж років, скільки зараз – Всесвіту, наближаючись до пізньої стадії горіння водню. Світло Сонця зросте, зробивши Землю непридатною для життя, незважаючи на галактичне зіткнення. Динамічно, Сонячна система, ймовірно, залишиться обертатися в центрі нової галактики (або далі на краю гало), але малоймовірно, що її викине або поглине чорна діра [5].
3. Інші галактики Місцевої Групи та розвиток карликових супутників
3.1 Трикутна галактика (M33)
M33, третя за розміром спіральна галактика VG, обертається навколо Андромеди і може бути включена в процес «Мілкомеди». Залежно від орбіти, M33 може злитись із об’єднаною системою Андромеди–Чумацького Шляху пізніше або бути розірваною приливними силами. Ця галактика має досить багато газу, тому її кінцеве злиття може викликати пізніше збільшення зореутворення в загальній системі.
3.2 Взаємодії карликових супутників
VG має десятки карликових галактик (наприклад, Хмари Магеллана, Карлик Стрільця тощо). Деякі з них під час майбутніх злиттів можуть бути розірвані або приєднані до скупчення «Мілкомеди». Протягом мільярдів років численні дрібні злиття можуть ще більше збільшити зоряне гало, ущільнюючи кінцеву систему. Так ієрархічна взаємодія триває і після основного злиття спіральних галактик.
4. Контекст подальшого розширення Всесвіту
4.1 Прискорене розширення і галактичне відокремлення
Після формування «Мілкомеди» швидке розширення Всесвіту, зумовлене темною енергією, означає, що галактики, не пов’язані гравітаційно, віддаляються і з часом стає неможливо встановити причинний зв’язок із ними. Через десятки мільярдів років лише Місцева Група (або її залишок) залишиться гравітаційно зв’язаною, а всі віддаленіші структури скупчень віддалятимуться швидше, ніж світло встигає їх зв’язати. Зрештою «Мілкомеда» та її супутники стануть «острівним Всесвітом», відокремленим від інших скупчень [6].
4.2 Виснаження зореутворення
Зі збільшенням космічного часу запаси газу зменшуються. Злиття та зворотний зв’язок можуть нагріти або видалити залишковий газ, а кількість нового газу, що надходить із космічних ниток, у пізню епоху зменшується. Після сотень мільярдів років зореутворення майже припиниться, залишаючи переважно старі червоні зорі. Кінцева еліптична галактика потьмяніє, в ній домінуватимуть лише тьмяні червоні зорі, білі карлики, нейтронні зорі та чорні діри.
4.3 Домінування чорних дір і залишків
Після трильйонів років багато зірок, під впливом гравітаційних взаємодій, можуть бути викинуті з гало Мілкомеди. Тим часом SMJS залишиться в ядрі галактики. Зрештою, чорні діри можуть стати єдиними важливими скупченнями маси в цьому похмурому космічному фоні. Випромінювання Хокінга протягом неймовірно довгих періодів могло б випарувати навіть чорні діри, але це вже лежить далеко за межами звичних астрофізичних епох [9, 10].
5. Висновки спостережень і теоретичного аналізу
5.1 Спостереження руху Андромеди
Космічний телескоп Хаббл детально вимірював швидкості Андромеди, підтверджуючи траєкторію зіткнення з невеликою бічною компонентою. Додаткові дані від Gaia ще точніше уточнюють орбіти Андромеди та M33, дозволяючи краще визначити геометрію наближення [7]. Майбутні космічні астрометричні місії можуть ще точніше визначити час першого зіткнення.
5.2 N-тельні симуляції Місцевої Групи
Моделі, створені в космічному центрі NASA Goddard чи інших місцях, показують, що приблизно через 4–5 млрд років почнеться перше зіткнення, після якого M31 і Пасаж Птаха можуть кілька разів близько пролетіти повз одне одного. Зрештою вони зіллються протягом кількох сотень мільйонів років, утворюючи гігантську галактику, схожу на еліптичну. Симуляції також розглядають участь M33, залишені припливні хвости та ядерні спалахи зореутворення [8].
5.3 Доля віддалених скупчень за межами Місцевої Групи
Через космічне прискорення віддалені скупчення віддаляються від нас – з часом вони вийдуть за межі нашого горизонту видимості. Спостереження наднових із високим червоним зсувом показують, що темна енергія домінує у розширенні Всесвіту, тому на більшому масштабі сітка галактик розпадеться на ізольовані «острови». Отже, навіть якщо локально галактики зіллються, ширша космічна структура віддаляється і слабшає в нашому полі зору.
6. Далеке космічне майбутнє
6.1 «Ера виродження» Всесвіту
Після вичерпання зореутворення галактики (або об’єднані системи) поступово переходять у «ерупцію виродження», де основним джерелом маси популяції є залишки зірок (білі карлики, нейтронні зорі, чорні діри). Іноді випадкові зіткнення коричневих карликів або залишків зірок можуть тимчасово відновити зореутворення, але в середньому Всесвіт значно тьмяніє.
6.2 Остаточне панування чорних дір
Через сотні трильйонів років гравітаційні взаємодії можуть викинути багато зірок із гало галактики, тоді як найбільші чорні діри залишаться в центрах. Зрештою вони можуть стати єдиним найважливішим резервуаром маси в самотньому космосі. Випромінювання Гокінга протягом розумом незбагненно довгих часів навіть може випарувати ці чорні діри, хоча це далеко виходить за межі звичних астрофізичних епох [9, 10].
6.3 Спадщина Місцевої Групи
У «Темному віці» Мілкомеда, ймовірно, буде єдиною масивною еліптичною структурою, в якій зберігатимуться залишки зірок Пасажу Птаха, Андромеди, M33 та карликових галактик. Якщо подальші галактики/скупчення опиняться за межами нашого космологічного горизонту спостереження, локально залишиться цей об’єднаний острів, що поступово занурюється в космічну темряву.
7. Висновки
Пасаж Птаха і Андромеда неминуче наближаються до злиття галактик – явища, що спричинить величезні зміни в центрі Місцевої Групи. Приблизно через 4–5 млрд років ці дві спіральні галактики почнуть взаємодіяти через припливні викривлення, спалахи зореутворення та хвилі «харчування» чорних дір, доки зрештою не зіллються в одну масивну еліптичну – «Мілкомеду». Менші галактики, такі як M33, можуть бути включені до цього об’єднання, а карликові супутники будуть припливно розірвані або інтегровані.
Дивлячись далі, розширення Всесвіту відокремить цю нову структуру від інших, ізолюючи її у самотності, де з часом зіркоутворення вичерпається. Протягом десятків чи сотень мільярдів років залишаться лише старіючі зорі, доки врешті домінуватимуть чорні діри та залишки зірок. Проте в найближчі кілька мільярдів років наш космічний куточок залишатиметься досить живим, а наближення зіткнення з Андромедою стане останнім грандіозним подією збору галактик у Місцевій Групі.
Посилання та додаткове читання
- van der Marel, R. P., та ін. (2012). “Вектор швидкості M31. III. Майбутня орбітальна еволюція, злиття Чумацького Шляху–M31–M33 та доля Сонця.” 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). “Столкнення між Чумацьким Шляхом та Андромедою.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 461–474.
- Гопкінс, П. Ф., та ін. (2008). “Уніфікована модель походження зоряних спалахів, квазарів і сфероїдів, що базується на злиттях.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Сакман, І.-Й., & Бутройд, А. І. (2003). “Наше Сонце. III. Сучасність і майбутнє.” The Astrophysical Journal, 583, 1024–1039.
- Ріесс, А. Г., та ін. (1998). “Спостережні докази від наднових на користь прискореного розширення Всесвіту та космологічної константи.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Gaia Collaboration (2018). “Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung–Russell diagrams.” Astronomy & Astrophysics, 616, A1.
- Каллівайаліл, Н., та ін. (2013). “Третя епоха власних рухів Магелланових Хмар. III. Кінематична історія Магелланових Хмар і доля Магелланового Потоку.” The Astrophysical Journal, 764, 161.
- Адамс, Ф. К., & Лафлін, Г. (1997). “Вмираюча Всесвіт: довгострокова доля та еволюція астрофізичних об'єктів.” Reviews of Modern Physics, 69, 337–372.
- Гокінг, С. В. (1975). “Створення частинок чорними дірами.” Communications in Mathematical Physics, 43, 199–220.