نحوه تشکیل کهکشان ها

ستاره شناسان دقیقاً نمی دانند کهکشان ها چگونه شکل گرفته اند.می دانیم که آنها در اوایل تاریخ کیهان شکل گرفتند و مشاهدات عمیق اخیر توسط تلسکوپ هایی مانند HST در طول موج های نوری و ATCA در طول موج های رادیویی شواهدی از تکامل کهکشانی در طول زمان نشان می دهد. پس از انفجار بزرگ، فضا تقریباً به طور کامل از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده بود. برخی از ستاره شناسان فکر می کنند که گرانش گرد و غبار و گاز را به هم می کشد تا ستاره های منفرد را تشکیل دهد و آن ستاره ها به مجموعه هایی نزدیک می شوند که در نهایت به کهکشان تبدیل می شوند. برخی دیگر فکر می کنند که جرم آن چیزی که به کهکشان تبدیل می شود قبل از ایجاد ستاره های درون آنها به هم نزدیک شده است.

مدلی از تشکیل کهکشان

ما هنوز یک مدل قطعی از چگونگی شکل گیری کهکشان ها نداریم. در واقع، این یک حوزه بحث‌انگیز و فعال در میان اخترفیزیکدانان است. یکی از مشکلات بسیاری که آنها در تلاش برای ساختن یک مدل مفید با آن مواجه هستند، نیاز به تطبیق مشاهدات کهکشان‌ها در کیهان فعلی یا نزدیک با آن‌ها و مشاهدات در کیهان اولیه با شبیه‌سازی‌های نظری است. کار اخیر روی نقش ماده تاریک در کیهان اولیه منجر به این شده است که مدل سلسله مراتبی یا پایین به بالا مقبولیت گسترده ای پیدا کند. در مدل پایین به بالا، جهان حاوی ماده تاریک سرد (CDM) است. "سرد" در این مورد به میانگین سرعت ذرات ماده تاریک اشاره دارد، آنها در مقایسه با سرعت نور نسبتاً آهسته هستند. هنوز این CDM منجر به تفاوت های بسیار جزئی در چگالی جهان اولیه می شود. این بی نظمی ها را می توان به عنوان ناهمسانگردی در تشعشعات پس زمینه مایکروویو کیهانی (CMBR) که توسط ماهواره WMAP و سایر ابزار اندازه گیری شده است مشاهده کرد. همانطور که جهان این بی نظمی های جزئی را گسترش می دهد و ناپایداری های گرانشی ناشی از آن باعث فروپاشی ابرهای گازی می شود و ستاره هایی با جرم بسیار بالا را تشکیل می دهند. تصور می شود که اینها جزو اولین ساختارهایی هستند که پس از دوران جداسازی شکل گرفتند. بنابراین گرانش نقش غالب در شکل گیری کهکشان ها را ایفا می کند.

این ستارگان پرجرم به نوبه خود خوشه هایی از ستارگان و گازهایی به اندازه 10⁶ × جرم خورشید ما تشکیل می دهند. سپس این ساختارهای پیش کهکشانی برهم کنش می‌کنند و در ساختارهای بزرگ‌تری که اکنون به نام کهکشان‌ها شناخته می‌شوند، ادغام می‌شوند. کهکشان‌های امروزی معمولاً جرمی برابر با 10¹¹ خورشید دارند، بنابراین باید تحت ادغام‌های متعددی قرار گرفته باشند. فعل و انفعالات و ادغام بین کهکشان های اولیه نیز باعث نرخ های بالاتری از تشکیل ستاره نسبت به آنچه که اکنون در اکثر کهکشان های نزدیک مشاهده می کنیم، شد. در جایی که فعل و انفعالات کهکشانی رایج است، تصور می‌شود که ادغام‌های متوالی گازی را که در ستارگان محدود نشده‌اند پاک می‌کنند و شکل را صاف می‌کنند. کهکشان های بیضوی بزرگ نتیجه آن هستند. نمونه‌هایی از اینها در کیهان مجاور گاز آزاد کم یا بدون گاز و سرعت کم یا عدم تشکیل ستاره را نشان می‌دهند. اگر یک کهکشان در انزوا نسبی با اندک فعل و انفعالات تکامل یابد، احتمالاً نتیجه یک کهکشان مارپیچی خواهد بود. اینها هنوز در بازوهای مارپیچی خود گاز دارند. ما می‌توانیم شکل‌گیری ستاره‌ها را که هنوز در بازوهای مارپیچ‌ها در حال انجام است، مشاهده کنیم.

جمع بندی

مدل توضیح داده شده در این بخش تنها یک احتمال است و هنوز سوالات زیادی وجود دارد که باید به آنها پاسخ داد. همانطور که فناوری ما پیشرفت می کند، باید بتوانیم مشاهدات بیشتری از کیهان اولیه انجام دهیم و همچنین شبیه سازی های کامپیوتری واقعی تری تولید کنیم. هنگامی که اینها با هم ترکیب شوند ممکن است ما را در مورد چگونگی شکل گیری و تکامل کهکشان ها بیشتر روشن کند.