د کهکشان جوړښت او تکامل
د کهکشانونو د جوړښت او تکامل مطالعه هغه بهیر دی چې له یوې نامتجانسې نړۍ څخه متجانس پیل ته، د کهکشانونو لمړی جوړښت، د وخت په تېرېدو سره کهکشانونو بدلون او هغه بهیر چې په نږدې کهکشانونو کې لیدل شوي او مختلف جوړښتونه رامینځته کوي، تر بحث لاندې نیسي. د ګلکسي جوړښت داسې انګېرل کیږي چې د ساختارد تشکیل تیوریو څخه د بېګ بانګ وروسته د کوچني کوانتم د بدلونونو په پایله کې را منځ ته شو. د مشاهده شوې پدیدې سره په عمومي موافقه کې ترټولو ساده ماډل د Lambda-CDM ماډل دی- په بل تعریف، دا چې طبقه بندي او یوځای کېدل کهکشانونو ته اجازه ورکوي چې کتله را ټوله او د هغې هم شکل او هم جوړښت دواړه وټاکي.
د د کهکشانونو معمولي مشاهده شوې ځانګړنې
سمولپه بهرنۍ فضا کې د تجربو ترسره کولو د ناتوانۍ له امله، د کهکشان د تکامل د تیوریو او ماډلونو د "ازمویښت" یوازینۍ لار د مشاهداتوپرتله کول دي. د کهکشانونو د رامینځته کېدو او تکامل توضیحات باید دا وړتیا ولري چې د کهکشانونو د مشاهده شویو ځانګړنو او ډولونه وړاندوینه وکړي.
ادوین هبل د کهکشان لومړۍ د طبقه بندي نقشه جوړه کړه چې د Hubble tuning-fork (د هبل د توازن دوشاخه) دیاګرام په نوم پیژندل کېږي. هغه کهکشانونه په بیضوي، نورمال مارپېچي، مسدود مارپېچي (لکه سپینه لاره یا Milky Way)، او نا منظمو ویشلي. د کهکشان دا ډولونه لاندې ځانګړنې ښیې چې د اوسني کهکشان د تکامل د تیوریو په واسطه توضیح کیدی شي:
- د کهکشانونو ډیری خصوصیات (لکه د کهکشان رنګ – د لوی والي ډیاګرام) په ګوته کوي چې اساساً دوه ډوله کهکشانونه شتون لري. دا ډلې په نیلي ستوري جوړونکو کهکشانونو چې مار پېچي ډوله دي، او سور غیر ستوري جوړونکي کهکشانونه چې د بیضوي کهکشانونو په څیر دي، ویشل کیږي.
- مارپېچي کهکشانونه خورا، کم عرضه، غلیظ او نسبتا ګړندی څرخېږي، په داسې حال کې چې په بیضوي کهکشانونو کې ستوري په تصادفي ډول جهت لرونکی مدار لري.
- ډېری لوی کهکشانونو په خپل مرکز کې لوی تور سوری supermassive black hole لري، چې زموږ له لمر څخه د ملیونونو څخه تر میلیارد ځله پورې لویه کتله لري. د تور سوري کتله د کوربه کهکشان له محدب یا کروي کتلې سره تړلې ده.
- د فلزیت خاصیت د کهکشان د مطلق حجم (روښانتیا) سره مثبت تړاو لري.
په دې ځای کې یو عام غلط فهم شتون لري چې هبل په غلط ډول باور درلود چې د tuning fork ډیاګرام د کهکشانونو تکاملي تسلسل له بیضوي کهکشانونو څخه عدسي شکل او د هغه له لارې مارپېچي کهکشانونو ته بیان کړی. دا خبره سمه نه ده، د تونینګ فورک ډیاګرام له ساده څخه پیچلي ته، پرته د لنډمهاله شرایطو په نظر کې نیولو سره، تکامل ښيي. ستورپوهان اوس پدې باور دي چې ډیسک ډوله کهکشانونه احتمالا لومړی رامینځته شوي، بیا د کهکشان د یوځای کېدو له لارې یې بیضوي کهکشانونو ته تکامل کړی. [۱]
اوسني ماډلونه دا وړاندوینه هم کوي چې په کهکشانونو کې ډېری کتله له تورې مادې dark matter څخه جوړه شوې ده، دا هغه ماده ده چې په مستقیم دول د لیدو وړ نه ده، او ممکن بې له جاذبې، د کومې بلې له لارې تعامل ونه کړي. دا مشاهده د دې لپاره راپورته کیږي چې کهکشانونه لکه څنګه چې اوس نه وي رامنځ شوي، یا داسې نه څرخېدل لکه څنګه چې لیدل کېږي، پرته له دې چې هغوی تر مشاهدې ډېره کتله ولري.
د ډېسک (دایروی) کهکشانونو جوړښت
سمولد کهکشانونو په تکامل کې لومړنی مرحله تشکیلوي. کله چې کهکشان جوړیږي، د ډیسک شکل لري او د مارپېچ په څیر "بازو" جوړښتونو له امله چې په ډیسک کې موقعیت لري د مارپېچ کهکشان په نوم یادیږي. په دې اړه ډول ډول تیورۍ شتون لري چې څنګه د ستورو دا ډېسک ډوله توزیع د وریځې ډول مادې څخه رامینځته کیږي: خو په اوس وخت کې، هیڅ یو یې د دقیقې پایلې وړاندوینه نه کوي.
له پورته – ښکته تیورۍ
سمولاولین ایګین، دونالډ لینن بیل، او الن ساندیج په 1962 کال کې، یوه تیوري وړاندیز کړه چې د ډیسک کهکشانونه د لویو ګازي ورېځو د یوې ټولګې د سقوط له لارې رامینځته کیږي. د کائناتو په لومړیو کې د موادو ویش په ټوټو کې ؤ چې ډیری یې توره ماده درلوده. دې ټوټو د جاذبې له مخې متقابل عمل کولو، چې په یو بل یې څرخنده جزر او مد قوه واردوله چې د دې باعث شو چې هغو ته یو ډول زاویه وي حرکت ورکړي. څنګه چې د بیریونیک مایع سړه شوه، یو څه انرژي یې ضایع کړه او د مرکز په لور جذب شوه. د زاویه وي حرکت ساتلو سره، مرکز ته نږدې ماده خپل څرخش ګړندی کوي. بیا، لکه د پیزا ډول د څرخیدونکي توپ په څېر، ماده د یو کلک ډیسک په شکل رامینځته کیږي. کله چې ډیسک سوړ شي، ګاز د جاذبې له پلوه ثابت نه وي، نو نشي کولی د نږدې ورېځ په ډول پاتې شي. دا ماتیږي، او دا د ګاز کوچني وريځ-ستوري جوړوي. له دې چې توره ماده له مینځه نه ځي ځکه چې دا یوازې د جاذبې په واسطه تعامل کوي، د هغې پاتې شوني د ډیسک څخه بهر ویشل کیږي چې د تیاره هالو په نوم یادېږي. [۲]
مشاهدې ښیې چې د ډیسک بهر ستوري شتون لري، چې د "پیزا د خمیر" ماډل سره مشابهت نه لري. دا لومړی د لیونارډ سیرل او رابرت زین لخوا وړاندیز شو چې کهکشانونه د کوچني شروع کوونکو په یوځای کیدو سره رامینځته کیږي. دا چې له پورته څخه د ښکته تشکیل په سناریو پیژندل کېږي، دا تیوري خورا ساده ده او نور په پراخه کچه نه منل کیږي. [۳]
له ښکته څه – پورته تیورۍ
سمولپه ډېرو وروستۍ تیوریو کې د تورې مادې د نوارنې حلقې را ټولېدل له ښکته څخه - پورته بهیر شامل دی. د دې پرځای چې د ګاز لویې ورېځې د کهشکان د را منځ ته کېدو لپاره سقوط وکړي، چې بیا ګاز کوچني وريځو په ډول ټوټې شي، وړاندیز کیږي چې ماده په دې "کوچنیو" ټوټو کې پیل کېږي (کتله د کروي ټوټو په ترتیب سره)، او بیا د څو ټوټې له یو ځای کېدو سره کهکشان را منځ ته کوي، چې بیا ورسته د جاذبې په واسطه جذب کېږي ترڅو د کهکشاني کلستر (ګېډي) را منځ ته کړي. دا له دې سره سره د بیریونیک مادې سره د تورې مادې د ډیسک ډوله توزیع لامل کېږي څو د پورته څخه – ښکته تیوري لاملونو ته په ورته ډول نورانې حلقې (هالو) جوړې کړي چې له مشاهداتو سره سمون لري. [۴]
ستورپوهان دا مهال نه پوهیږي چې کومه پروسه د انقباض (جذب) مخه نیسي. په حقیقت کې، د ډیسک ډوله کهکشان تشکیل تیوري د ډیسک کهکشانونو د څرخښ سرعت او اندازې په تشکلیولو کې کې ځواب وییونکې نه دي. داسې وړاندیز شوی چې له روښانه نوي رامینځته شوي ستورو څخه شعاع، یا د لویو فعاله هستو شعاع د ډېسک د جوړښت د جذ بهیر ورو کوي. دا وړاندیز هم شوی چې د تورې مادې هالو (روښانه حلقه) کولی شي چې کهکشان را کش کړي او پدې توګه د ډیسک انقباض (جذب) بند کړي. [۵]
د لامبډا-CDM ماډل د عالم پېژندنې (کاسمولوژیک) ماډل دی چې له بګ بانګ وروسته د کایناتو جوړښت تشریح کوي. دا یو نسبتا ساده ماډل دی چې په کائناتو کې مشاهده شوو ډیری ځانګړنو، په شمول د کهکشان د مختلفو ډولونو نسبي فریکونسي؛ وړاندوینه کوي، خو دا په کائناتو کې د نري ډیسک ډوله کهکشانونو شمیر دومره په نظر کې نه نیسي. دلیل یې دا دی چې د کهکشان د جوړښت ماډلونه د لوی شمېر د یوځای کیدو وړاندوینه کوي. که چیرې د ډیسک کهکشانونه نورو کهکشانونو سره چې د پام وړ کتله (لږترلږه د هغې 15 سلنه کتله) ولري، یوځای شي، دا یوځای کېدل به په ممکن احتمال له سره ډېسک له مینځه یوسي، یا لږترلږه ډیسک ګډوډ کړي او را منځ ته شوی کهکشان به د ډیسک کهکشان نه وي (بله برخه وګورئ). پداسې حال کې چې دا د ستورپوهانو لپاره یوه نه حل شوې ستونزه پاتې ده، دا د دې معنی نه لري چې د لامبډا-CDM ماډل په بشپړ ډول غلط دی، بلکه دا په کائناتو کې د کهکشانونود دقیق شمېر د را منځ ته کېدو لپاره نورې اصلاح ته اړتیا لري. [۶]
سرچينې او ياداښتونه
سمول- ↑ Hubble, Edwin P. "Extragalactic nebulae." The Astrophysical Journal 64 (1926).
- ↑ Eggen, O. J.; Lynden-Bell, D.; Sandage, A. R. (1962). "Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed". The Astrophysical Journal. 136: 748. Bibcode:1962ApJ...136..748E. doi:10.1086/147433.
- ↑ Searle, L.; Zinn, R. (1978). "Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo". The Astrophysical Journal. 225: 357–379. Bibcode:1978ApJ...225..357S. doi:10.1086/156499.
- ↑ White, Simon; Rees, Martin (1978). "Core condensation in heavy halos: a two-stage theory for galaxy formation and clustering". MNRAS. 183 (3): 341–358. Bibcode:1978MNRAS.183..341W. doi:10.1093/mnras/183.3.341.
- ↑ Christensen, L.L.; de Martin, D.; Shida, R.Y. (2009). Cosmic Collisions: The Hubble Atlas of Merging Galaxies. Springer. ISBN 9780387938530.
- ↑ Steinmetz, Matthias; Navarro, Julio F. (2002-06-01). "The hierarchical origin of galaxy morphologies". New Astronomy. 7 (4): 155–160. arXiv:astro-ph/0202466. Bibcode:2002NewA....7..155S. CiteSeerX 10.1.1.20.7981. doi:10.1016/S1384-1076(02)00102-1.