Vznik a vývoj galaxií je oblast astrofyziky a kosmologie, která zkoumá, jak z původně téměř homogenního raného vesmíru vznikly galaxie a jak se jejich vlastnosti měnily v průběhu kosmického času. První galaxie se začaly tvořit několik stovek milionů let po velkém třesku, tedy před více než 13 miliardami let. Jejich vývoj je určován zejména gravitací, rozložením temné hmoty, ochlazováním plynu, tvorbou hvězd, galaktickými srážkami a zpětnou vazbou hvězd a aktivních galaktických jader.
Podle současného kosmologického modelu se galaxie nevytvořily najednou, ale postupně. Malé hustotní fluktuace v raném vesmíru se vlivem gravitace zvětšovaly, temná hmota vytvářela gravitační hala a běžná baryonová hmota v nich postupně chladla, kondenzovala a vytvářela první hvězdy a galaxie.
Prvotní fáze a kosmologický kontext
Kvantové fluktuace a inflace
Raný vesmír byl podle současných kosmologických modelů velmi homogenní, ale nikoli dokonale rovnoměrný. Drobné hustotní fluktuace, často vysvětlované jako zvětšené kvantové fluktuace z období inflace, vytvořily zárodky pozdějších kosmických struktur. Tyto fluktuace jsou pozorovatelné například v teplotních fluktuacích reliktního záření.
Gravitační působení těchto fluktuací vedlo k postupnému vzniku kosmické pavučiny, tedy sítě filamentů, uzlů a prázdných oblastí. Galaxie vznikaly převážně v hustších oblastech této struktury.
Role temné hmoty
Temná hmota hrála při vzniku galaxií zásadní roli. Protože neinteraguje elektromagneticky, nepůsobí na ni tlak záření stejným způsobem jako na běžnou hmotu a mohla vytvářet gravitační potenciálové jámy již v raných fázích vývoje vesmíru. Baryonová hmota, tvořená převážně vodíkem a heliem, do těchto gravitačních hal postupně padala, ochlazovala se a vytvářela hvězdy.
Taková hala temné hmoty fungují jako gravitační lešení, v němž se formují galaxie. Hmotnost, tvar a historie splývání těchto hal významně ovlivňují výsledné vlastnosti galaxií.
Reionizace a první hvězdy
Období reionizace nastalo poté, co první hvězdy, galaxie a případně aktivní galaktická jádra začaly svým ultrafialovým zářením ionizovat neutrální vodík v mezigalaktickém prostředí. Tento proces ukončil tzv. temný věk vesmíru.
První generace hvězd, je hypotetická populace velmi starých hvězd vzniklých z plynu téměř bez prvků těžších než helium. Tyto hvězdy zatím nebyly jednoznačně přímo pozorovány, ale jejich existence se předpokládá na základě modelů chemického vývoje vesmíru. Jejich výbuchy jako supernovy mohly obohatit okolní plyn o první těžší prvky a ovlivnit vznik dalších generací hvězd a galaxií.
Modely vzniku galaxií
Monolitický kolaps
Starší model vzniku galaxií, označovaný jako monolitický kolaps, předpokládal, že velké galaxie vznikly rychlým gravitačním kolapsem jednoho rozsáhlého plynného oblaku. Tento obraz byl spojen zejména s prací Eggena, Lyndena-Bella a Sandage z roku 1962.
Model monolitického kolapsu dobře vystihuje některé vlastnosti starých hvězdných populací, zejména v halu Galaxie a v eliptických galaxiích. V dnešní kosmologii však není považován za obecný popis vzniku všech galaxií.
Hierarchický model
V současném modelu ΛCDM převládá hierarchický model vzniku struktur. Podle něj se nejprve tvořily menší objekty, které se postupně spojovaly do větších galaxií a kup galaxií. Tento proces se označuje jako růst zdola nahoru.
Hierarchický model přirozeně vysvětluje časté galaktické srážky, vznik galaktických hal, přítomnost hvězdných proudů a pozorovanou strukturu kosmické pavučiny.
Morfologický vývoj galaxií
Spirální galaxie
Spirální galaxie vznikají v systémech, kde plyn vytvoří rotačně podporovaný disk. Zachování momentu hybnosti vede ke vzniku zploštělé diskové struktury, v níž může pokračovat tvorba hvězd. Spirální ramena nejsou pevnými útvary; často se vysvětlují jako hustotní vlny nebo jako dočasné dynamické struktury v disku.
Mléčná dráha je příkladem spirální galaxie s příčkou. Její vývoj byl ovlivněn akrecí menších galaxií, tvorbou hvězd v disku a interakcemi se satelitními galaxiemi.
Eliptické galaxie
Eliptické galaxie obsahují převážně starší hvězdné populace a méně chladného plynu než spirální galaxie. Mohou vznikat rychlým raným kolapsem plynu, ale také jako výsledek splývání diskových galaxií. Velké srážky galaxií mohou narušit původní diskovou strukturu a vytvořit systém s převážně náhodnými drahami hvězd.
U nejhmotnějších eliptických galaxií se předpokládá dlouhá historie splývání s menšími galaxiemi a růst v hustém prostředí skupin a kup galaxií.
Nepravidelné a trpasličí galaxie
Nepravidelné galaxie nemají výraznou spirální ani eliptickou strukturu. Jejich tvar může být ovlivněn slapovými silami, nedávnou tvorbou hvězd nebo interakcí s okolními galaxiemi.
Trpasličí galaxie jsou důležité pro pochopení hierarchického růstu galaxií. V modelu ΛCDM představují menší stavební jednotky, z nichž se postupně vytvářely větší galaktické systémy. Některé trpasličí galaxie v okolí Mléčné dráhy mohou patřit k nejstarším galaxiím ve vesmíru.
Evoluční mechanismy a interakce
Galaktické srážky a kanibalismus
Galaxie se mohou vzájemně gravitačně ovlivňovat, srážet a splývat. Při srážkách obvykle nedochází k přímým srážkám jednotlivých hvězd, protože vzdálenosti mezi hvězdami jsou velmi velké. Interakce však mohou stlačit plyn, spustit novou tvorbu hvězd, změnit tvar galaxie a přispět k růstu centrální černé díry.
Galaktický kanibalismus označuje proces, při němž větší galaxie gravitačně narušuje a pohlcuje menší satelitní galaxie. Pozůstatkem těchto procesů mohou být hvězdné proudy v halu velkých galaxií.
Supermasivní černé díry a zpětná vazba
Ve středech většiny hmotných galaxií se nacházejí supermasivní černé díry. Pokud na ně dopadá plyn, mohou vytvářet aktivní galaktické jádro nebo kvazar. Takové jádro vyzařuje velké množství energie a může vytvářet výtrysky a galaktické větry.
Zpětná vazba aktivních galaktických jader může ohřívat nebo vytlačovat plyn z galaxie a tím omezovat další tvorbu hvězd. Tento mechanismus je důležitý zejména u hmotných galaxií a kup galaxií.
Akrece mezigalaktického plynu
Galaxie se nevyvíjejí izolovaně. Mohou dlouhodobě získávat plyn z mezigalaktického prostředí, zejména z filamentů kosmické pavučiny. Tento plyn doplňuje zásoby pro novou tvorbu hvězd. Pozorování raných galaxií pomocí Vesmírného dalekohledu Jamese Webba naznačují, že akrece plynu hrála významnou roli již v prvních stovkách milionů let vývoje galaxií.
Numerické simulace
Vývoj galaxií se studuje také pomocí numerických simulací. Simulace kombinují gravitační vývoj temné hmoty s hydrodynamikou plynu, tvorbou hvězd, chemickým obohacováním a zpětnou vazbou hvězd i aktivních galaktických jader.
Známými projekty jsou například Millennium Simulation, Illustris, EAGLE nebo FIRE. Simulace umožňují porovnávat teoretické modely se statistickými vlastnostmi pozorovaných galaxií a zkoumat procesy, které nelze přímo sledovat v reálném čase.
Budoucí vývoj galaxií
Útlum tvorby hvězd
Mnoho galaxií postupně snižuje tempo tvorby hvězd. Může být způsoben vyčerpáním chladného plynu, ohřevem plynu, působením aktivního galaktického jádra nebo vlivem prostředí v kupách galaxií.
Výsledkem jsou galaxie s převážně starými hvězdnými populacemi a malým množstvím nově vznikajících hvězd.
Lokální skupina galaxií
Mléčná dráha a Galaxie v Andromedě jsou dvě největší galaxie Místní skupiny. Dřívější výpočty založené na pozorování Hubbleova vesmírného dalekohledu předpokládaly jejich blízké setkání přibližně za 4 miliardy let. Novější analýzy využívající data z misí Hubble a Gaia ukazují, že přesný budoucí vývoj je méně jistý a závisí také na gravitačním působení dalších členů Místní skupiny.
Případné splynutí Mléčné dráhy a Galaxie v Andromedě se někdy neformálně označuje jako Milkomeda.
Konečné stádium
V dlouhodobé budoucnosti bude vývoj galaxií ovlivněn zrychlujícím se rozpínáním vesmíru. Vzdálené galaxie mimo gravitačně vázané skupiny se budou postupně vzdalovat tak, že se stanou nepozorovatelnými. Gravitačně vázané soustavy, jako je Místní skupina, však zůstanou pohromadě.
Historie výzkumu a pozorování
Hubbleova klasifikace
Edwin Hubble ve 20. letech 20. století ukázal, že mnohé mlhoviny jsou ve skutečnosti samostatné galaxie mimo Mléčnou dráhu. Později zavedl morfologickou klasifikaci galaxií známou jako Hubbleova posloupnost nebo Hubbleova ladička.
Původně byla tato posloupnost někdy chápána jako vývojová řada, dnes se však používá především jako morfologická klasifikace. Skutečný vývoj galaxií je složitější a závisí na hmotnosti, prostředí, historii splývání a zásobách plynu.
Klíčové observatoře
Zásadní roli ve výzkumu vývoje galaxií sehrál Hubbleův vesmírný dalekohled, který umožnil pozorovat vzdálené galaxie s vysokým úhlovým rozlišením. Vesmírný dalekohled Jamese Webba rozšířil tato pozorování do infračervené oblasti a umožnil studovat velmi vzdálené a rané galaxie.
K důležitým pozemním a kosmickým observatořím patří také Very Large Telescope, ALMA, Gaia, Sloan Digital Sky Survey a připravované či probíhající přehlídky zaměřené na vývoj velkorozměrové struktury vesmíru.
Reference
Literatura
Související články
Galaxie Mléčná dráha Temná hmota Velký třesk Kosmická inflace Reliktní záření Hubbleova klasifikace galaxií Vznik hvězdy Aktivní galaktické jádro Vesmírný dalekohled Jamese Webba
Kategorie:Vesmír Kategorie:Astrofyzika Kategorie:Kosmologie Kategorie:Galaxie