ПротогалаксијаПротогалаксија (првобитна галаксија или прагалаксија) — облак од гас која се образува во галаксија. Се смета дек стапката на ѕвездообразба во овој период на галактички развој одредува дали галаксијата ќе биде спирална или елиптична; со побавна образба се добива спирална галаксија. Помалите грутки гас во протогалаксијата се образуваат во ѕвезди. Самиот поим „протогалаксија“ значи „предци на денешните (нормални) галаксии, во рана фаза на образба.“ Меѓутоа, „рана фаза на образба“ не е јасно дефиниран израз. Може да се дефинира како: „првиот значаен изблик на ѕвездообразба во предок на денешна елиптична галаксија“; „Најголемото спојување на парчињата кои се соединуваат за да ја создадат денешната просечна галаксија во епоха на темни ореоли“; „Сè уште гасовито тело пред да почне било каква ѕвездообразба.“; или пак „прекумерно густо подрачје на темна материја во многу раната вселена, на пат да стане гравитациски врзана и да се сруши.“[1] Образување Се смета дека раната вселена почнала со речиси рамномерна распределба (сите честички на подеднакво растојание) на материја и темна материја. Темната материја потоа почнала да се насобира заедно под дејство на гравитациско привлекување, а заради спектарот на првичното густинско растројување предизвикан од квантни колебања.[1] Ова се добива од Хајзенберговото начело на неопределеност кое покажува дека може да има многу мали привремени промени во количеството на енергија во празен простор. Преку еднаквоста на масата и енергијата може да се појават парови честичка/античестичка, а гравитациската влеча ги привлекува кон себе околните честички, пореметувајќи ја рамномерната распределба и создавајќи тежиште кое ги повлекува околните честички. Оваа е занемарливо кога се случува во денешната вселена, но состојбата на овие крајно мали колебања кога вселената почнала да се шири од една точка оставила отпечаток кој нараснал во размер при ширењето, со што се добиле големи подрачја на покачена густина. Гравитацијата на овие погусти грутки од темна материја потоа предизвикала упаѓање на околната материја во погустото подрачје.[2] Ваквиот процес е забележан и анализиран во 2006 г.[3][4] Од ова настанале гасовити облаци, претежно од водород, и нив почнале да се создаваат првите ѕвезди. Овие галсовити облаци и првобитни ѕвезди биле првите протогалаксии, и биле многукратно помали од нашата галаксија.[5] Важи теоријата дека групи од мали протогалаксии биле под дејство на меѓусебно привлекување и се судриле, доведувајќи до настанокот на денешните многу поголеми „возрасни“ галаксии.[5] Ова го следи процесот на хиерархиско склопување, во кој поголемите тела постојано се образуваат со спојување на помали.[1][6] СвојстваСоставБидејќи претходно немало ѕвездообразба која би создала други елементи, протогалаксиите би биле сочинети речиси исклучиво од водород и хелиум. Вородорот се врзува во молекули H2, со извесни исклучоци.[7] Оваа состојба се менува со почетокот на ѕвездообразбата, кога почнуваат да се појавуваат други елементи заради процесот на јадрено соединување. МеханикаШтом почне да се создава една протогалаксија, сите честички врзани со нејзината гравитација стапуваат во слободен пад кон неа. Потребното време да заврши овој пад може приближно да се дознае со неговите равенки. Највеќето галаксии ја имаат завршено оваа фаза и станале стабилни елиптични или дискови галаксии, при што на дисковите им треба подолго да се образуваат. Образувањето на галактички јата трае многу подолго и сè уште се одвива.[1] Во оваа фаза галаксиите се здобиваат со најголем дел од нивниот момент на импулсот. Протогалаксијата го добива моментот заради гравитациското влијание од соседните густи грутки во раната вселена. Завртот е поголем кога гасот е подалеку од средиштето.[8] СјајностСјајнсота на протогалаксиите доаѓа од два извора. Првиот и главен е зрачењето од јадреното соединување на водород во хелиум во раните ѕвезди. Се смета дека овој првобитен изблик на ѕвездообразба ѝ дава сјајност на протогалаксијата споредлива со онаа на денешните ѕвездородни галаксии или квазари. Другиот извор е испуштањето на вишок енергија на гравитациско врзување.[1] Главната бранова должина очекувана од протогалаксија е варијанта на ултравиолетовото зрачење (УВ) наречено Лајман-алфа, кој е брановата должина што ја оддава водородниот гас кога се јонизира од зрачењето на една ѕвезда.[1][5] ПронаоѓањеПротогалаксиите во теорија може да се видат и денес. Бидејќи на светлината во најдалечните делови на вселената ѝ треба многу долго време да стаса до Земјата, на некои места ова е доволно долго за да се видат какви што биле во фазата кога биле населени со протогалаксии. Во изминатите три децении направении се многу обиди за пронаоѓање на протогалаксии со телескоп, со што би се потврдила теоријата за настанокот, но далечината за потребната старост е преголема. Ова, заедно со фактот што брановата должина Лајман-алфа лесно се впива од прашината, довело до мислење протогалаксиите може да се преслаби за да пронајдат.[9] Во 1996 г. е откриен кандидат за протогалаксија од Ји и колегите користеќи ја Канадската мрежа за набљудувачка космологија (CNOC). Телото е дисковидна галаксија на големо црвено поместување со многу голема сјајност.[10] Подоцна се развила расправа дека неверојатната сјајност was предизвикана од гравитациско искривување на преднинско галактичко јато (ефектот на гравитациска леќа).[11] Во 2006 г. Ким Нилсон и колегите пронашле „грутка“ која оддава Луман-алфа-ултравиолетово зрачење. Со анализа е заклучено дека се работи за џиновски облак од водороден гас кој упаѓа во грутка темна материја во раната вселена, создавајќи протогалаксија.[3][4] Во 2007, Михаел Раух и колегите[12] биле во потрага по сигнал од меѓугалактички гас со Многу големиот телескоп (VLT) кога заблежале одделни тела кои оддаваат големи количини на УВ-зрачење од типот на Лајман-алфа. Заклучиле дека овие 27 тела се примери за протогалаксии од пред 11 милијарди години.[5] ПоврзаноНаводи
Надворешни врски
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||
Portal di Ensiklopedia Dunia
