Galaktikalar bizga mutlaqo o'zgarmas va barqaror jismlardek tuyuladi, lekin aslida ularning hayoti harakatga to'la. Koinot svetoforlar o'chirilgan ulkan chorrahaga o'xshaydi. To'g'ri, bu erda galaktik ob'ektlarning ko'plab to'qnashuvlari ularni yo'q qilmaydi, balki faqat galaktikalar evolyutsiyasiga hissa qo'shadi.

Galaktikalarni o'rganish, odatdagidek, ularni tashqi ko'rinishi bo'yicha tizimlashtirishga urinish bilan boshlandi. Mashhur Hubble tasnifi shunday paydo bo'ldi, bu haqda keyinroq muhokama qilinadi. Ammo o'tgan asrning 50-yillarida astronomlar bir-biriga yaqin joylashgan galaktikalarni sinchkovlik bilan o'rganishni boshlaganlarida, ularning ko'pchiligi juda g'ayrioddiy yoki ular aytganidek, o'ziga xos ko'rinishga ega ekanligi ma'lum bo'ldi. Ba'zan, hatto yolg'iz bo'lganlar ham, ular shunchalik "ko'rinmas" ko'rinadiki, ularni har tomonlama munosib bo'lgan Hubble ketma-ketligidagi biron bir joyga biriktirib bo'lmaydi. Ko'pincha ular qo'llarini bir-biriga uzatganga o'xshaydi - yupqa yulduzli ko'priklar - yoki qarama-qarshi yo'nalishda uzun jingalak dumlarni tashlaydilar. Bunday galaktikalar o'zaro ta'sir qilish deb atala boshlandi. To'g'ri, o'sha paytda ular oddiy ob'ektlar sonining 5% dan ko'p bo'lmaganida kuzatilgan va shuning uchun kamdan-kam uchraydigan injiqlar uzoq vaqt davomida katta e'tiborni jalb qilmadi.

Spiral Galaxy Whirlpool (M51, NGC 5194/95). Uning aniq spiral tuzilishi kichikroq NGC 5195 (o'ngda) galaktikasining tortishish ta'siriga bog'liq ko'rinadi, uning yorug'ligi M51 spiral qo'lining oxirida chang bilan qisman qoplanadi.

Ularni birinchi bo‘lib jiddiy o‘rganganlardan biri B.A. Vorontsov-Velyaminov. U bilan engil qo'l NGC 4676 ning eng g'ayrioddiy juftliklaridan biri avval "O'ynagan sichqonlar", keyin esa oddiygina "Sichqonchalar" deb nomlangan. Ushbu taxallus ostida u endi jiddiy ilmiy maqolalarda paydo bo'ladi. Antennalar (NGC 4038/39), Atom of the World (NGC 7252), Whirlpool (M 51 yoki NGC 5194) kataloglarining pasport ma'lumotlariga qaraganda, ularning "partiya taxalluslari" ostida yaxshi ma'lum bo'lgan o'ziga xos ob'ektlarning boshqa qiziqarli misollari mavjud. /95).

Gravitatsiya qanday ta'sir qiladi tashqi ko'rinish galaktikalar dumlari va barlari bo'lgan ob'ektlar misolida eng oson tushuniladi. Keling, Oy Yer okeanlarini ikki qarama-qarshi tomondan qanday qilib "shishishiga" olib kelganini eslaylik. Sayyoramizning aylanishi tufayli bu to'lqinlar bo'ylab harakatlanadi yer yuzasi. Xuddi shu tarzda, disk galaktikasi boshqa galaktikaga yaqinlashganda, muammo tug'diruvchi tomonga ham, teskari yo'nalishda ham cho'zilgan to'lqinlar paydo bo'ladi. Keyinchalik, bu tepaliklar differensial aylanish tufayli yulduzlar va gazlarning uzun dumlariga aylanadi: galaktika markazi atrofidagi yulduzlarning orbital davrlari markazdan masofa oshgani sayin ortadi. Astronomlar galaktikalarning tortishish o'zaro ta'sirini raqamli modellashtirishni boshlaganlarida, xuddi shunday rasm kompyuter tajribalarida takrorlandi.

Sichqoncha Galaxy (NGC 4676). O'zaro ta'sir qiluvchi galaktikalarning eng mashhur juftlaridan biri.
To'lqin kuchlari ularni uzun va ingichka dumlar hosil qilishiga olib keldi

Birinchi modellar deyarli o'yinchoqlar edi. Ularda massiv nuqta atrofida dumaloq orbitalarda tarqalgan sinov zarralarining harakati o'tmishda uchib o'tayotgan yana bir massiv nuqta bilan bezovta qilingan. Bunday modellardan foydalangan holda, 1972 yilda aka-uka Alar va Juri Toomre gelgit tuzilmalarining shakllanishi galaktikalar to'qnashuvi parametrlariga qanday bog'liqligini har tomonlama o'rganishdi. Misol uchun, galaktikalarni bog'laydigan yulduz ko'prigi ob'ekt past massali galaktika bilan o'zaro ta'sirlashganda yaxshi takrorlanadi va disk tizimi taqqoslanadigan massaga ega bo'lgan galaktika bilan to'qnashganda dumlar yaxshi ko'payadi. Yana bir qiziqarli natija, bezovta qiluvchi jism spiral galaktika diskining yonidan uning aylanishi bilan bir xil yo'nalishda uchib o'tganida erishildi. Nisbiy tezlik Harakat oqibatlarning kichik, spiral galaktikasi bo'lib chiqdi. Aka-uka Thumre bir qator ma'lum bo'lgan o'zaro ta'sir qiluvchi tizimlarning, jumladan Sichqoncha, Antenna va Whirlpool modellarini yaratdilar va galaktikalar to'qnashuvi natijasi ularning yulduz tizimlarining to'liq birlashishi - birlashishi bo'lishi mumkinligi haqidagi eng muhim fikrni bildirdilar.

Ammo o'yinchoq modellari bu fikrni tasvirlab bera olmadi va siz galaktikalar bilan tajriba o'tkaza olmadingiz. Astronomlar faqat o'z evolyutsiyasining turli bosqichlarini kuzatishi mumkin, ular yuzlab millionlab va hatto milliardlab yillarga cho'zilgan voqealar zanjirini tarqoq bo'g'inlardan asta-sekin qayta tiklaydilar. Bir paytlar Gerschel astronomiyaning ushbu xususiyatini juda aniq ifodalagan: “[Osmon] endi menga ajoyib bog'dek tuyuladi, unda katta soni turli xil to'shaklarda va rivojlanishning turli bosqichlarida ekilgan turli xil o'simliklar; Ushbu holatdan biz kamida bitta foyda olishimiz mumkin: bizning tajribamiz uzoq vaqt davomida kengaytirilishi mumkin. Oxir oqibat, biz o'simliklarning tug'ilishi, gullashi, barg qo'yishi, urug'lantirilishi, so'lishi va nihoyat, yakuniy nobud bo'lishimiz yoki bir vaqtning o'zida rivojlanishning turli bosqichlarida olingan ko'plab namunalarni kuzatishimiz muhimmi? o'simlik hayoti davomida o'tadimi? »

Alar Thumre 11 ta g'ayrioddiy qo'shilish galaktikalarining to'liq tanlovini yaratdi, ular ma'lum bir ketma-ketlikda joylashgan bo'lib, o'zaro ta'sirning turli bosqichlarini - birinchi yaqin uchib ketish va dumlarning ochilishidan tortib mo'ylovli, ilmoqli va bitta ob'ektga qo'shilishgacha bo'lgan davrda aks ettirdi. uning ichidan tutun chiqmoqda.

Thumre ketma-ketligidan birlashishning turli bosqichlarida galaktikalar

Ammo tadqiqotdagi haqiqiy yutuq Hubble kosmik teleskopi tomonidan taqdim etildi. Unda amalga oshirilgan tadqiqot dasturlaridan biri uzoq muddatli - ketma-ket 10 kungacha - osmonning shimoliy va janubiy yarim sharlaridagi osmonning ikkita kichik maydonini kuzatishdan iborat edi. Ushbu tasvirlar Hubble Deep Fields deb ataladi. Ular juda ko'p uzoq galaktikalarni ko'rsatadi. Ulardan ba'zilari 10 milliard yorug'lik yilidan ko'proq masofada joylashgan, ya'ni ular bizning Galaktikamizning eng yaqin qo'shnilaridan bir necha yil yoshroq. Uzoq galaktikalarning tashqi ko'rinishini yoki ular aytganidek, morfologiyasini o'rganish natijasi hayratlanarli edi. Agar Hubble qo'lida faqat Chuqur dalalardagi galaktikalar tasvirlari bo'lsa, u o'zining mashhur "tyuning vilkasini" qurgan bo'lishi dargumon. Yoshi koinotning yarmiga teng bo'lgan galaktikalar orasida ob'ektlarning deyarli 40 foizi standart tasnifga mos kelmaydi. Gravitatsion o'zaro ta'sirning aniq izlari bo'lgan galaktikalar nisbati sezilarli darajada kattaroq bo'lib chiqdi, ya'ni oddiy galaktikalar yoshligida g'alati bosqichdan o'tgan bo'lishi kerak. Zichroq muhitda erta koinot To'qnashuvlar va qo'shilishlar galaktikalar evolyutsiyasida eng muhim omil bo'lib chiqdi.

Ammo bu jarayonlarni tushunish uchun galaktikalarning o'zaro ta'sirining birinchi o'yinchoq modellari endi etarli emas edi. Avvalo, ular yulduz tizimlarining dinamik ishqalanish ta'sirini takrorlamaganligi sababli, bu oxir-oqibat orbital harakatda energiya yo'qolishiga va galaktikalarning birlashishiga olib keladi. Bir-birini o'ziga tortadigan milliardlab yulduzlar tizimlarining xatti-harakatlarini to'liq hisoblashni o'rganish kerak edi.

Hubble tuning vilkasi

Edvin Xabbl (1889–1953) -
olam kengayishining kashfiyotchisi,
galaktikalarning birinchi tasnifi muallifi

Edvin Xabbl 1936 yilda galaktikalarning morfologiyasiga asoslangan tasnifini taklif qildi. Ushbu ketma-ketlikning chap tomonida elliptik galaktikalar - sferoid tizimlar joylashgan turli darajalarda tekislik. Keyin u burilish darajasini pasaytirish tartibida joylashtirilgan tekis spiral galaktikalarga etib boradi. spiral novdalar va ularning sharsimon quyi tizimining massalari - bo'rtiq. Tartibsiz galaktikalar ikkita eng sezilarli sun'iy yo'ldosh kabi alohida ajralib turadi Somon yo'li osmonda ko'rinadi Janubiy yarim shar, - Katta va kichik Magellan bulutlari. Spiral galaktikalarga o'tishda Xabbl ketma-ketligi ikkiga bo'linib, spiral galaktikalarning ko'prikli mustaqil tarmog'ini yoki barlarni - galaktika yadrosini kesib o'tuvchi gigant yulduz shakllanishlarini keltirib chiqaradi, ularning uchlaridan spiral novdalar cho'ziladi. Hattoki, bu tasnifning nafaqat mustaqil tarmog'i, balki deyarli asosiysi, chunki spiral galaktikalarning yarmidan uchdan ikki qismigacha bo'lgan chiziqlar bor. Bifurkatsiya tufayli bu tasnif ko'pincha "Hubble tuning fork" deb ataladi.

10 milliardning harakati simulyatsiya qilingan moddiy nuqtalar 13 milliard yil davomida.
Yuqori ramkada har bir yorqin nuqta galaktikaga mos keladi

Kuzatish materiallari to'planganidek, galaktikalarning tashqi ko'rinishi ularning ichki xususiyatlari - massasi, yorqinligi, yulduz quyi tizimlarining tuzilishi, galaktikada yashovchi yulduzlarning turlari, gaz va chang miqdori, yulduzlarning tug'ilish tezligi va boshqalar bilan chambarchas bog'liq ekanligi ma'lum bo'ldi. Bu erdan har xil turdagi galaktikalarning kelib chiqishini hal qilish uchun yarim qadam qolgandek tuyuldi - bularning barchasi dastlabki shartlar masalasidir. Agar dastlabki protogalaktik gaz buluti amalda aylanmasa, tortishish kuchlari ta'sirida sferik simmetrik siqilish natijasida undan elliptik galaktika hosil bo'lgan. Aylanish holatida, tortishish kuchaygan markazdan qochma kuchlar bilan muvozanatlanganligi sababli o'qga perpendikulyar yo'nalishda siqish to'xtatildi. Bu yassi tizimlar - spiral galaktikalarning paydo bo'lishiga olib keldi. Shakllangan galaktikalar keyinchalik hech qanday global qo'zg'olonlarni boshdan kechirmagan, faqat yulduzlar hosil qilgan va ularning evolyutsiyasi tufayli asta-sekin qarigan va rangi qizarib ketgan deb ishonilgan. O'tgan asrning 50-60-yillarida monolitik qulash deb ataladigan ushbu tasvirlangan stsenariyda faqat bir nechta tafsilotlarni aniqlash kerak edi, deb ishonilgan. Ammo galaktikalarning o'zaro ta'siri ularning evolyutsiyasining dvigateli sifatida tan olingandan so'ng, bu soddalashtirilgan rasm ahamiyatsiz bo'lib qoldi.

Ikkita birida

Harakatni bashorat qilish muammosi katta raqam qonunga muvofiq o'zaro ta'sir qiluvchi massiv nuqtalar universal tortishish, fizikada N-tana muammosi deb ataldi. Buni faqat raqamli simulyatsiya orqali hal qilish mumkin. Boshlang'ich momentda jismlarning massalari va pozitsiyalarini aniqlab, tortishish qonuni yordamida ularga ta'sir qiluvchi kuchlarni hisoblash mumkin. Agar bu kuchlar qisqa vaqt davomida o'zgarmas bo'lsa, formuladan foydalanib, barcha jismlarning yangi holatini hisoblash oson. bir tekis tezlashtirilgan harakat. Va bu protsedurani minglab va millionlab marta takrorlash orqali butun tizimning evolyutsiyasini simulyatsiya qilish mumkin.

Seyfert Sextet. Birlashgan to'rtta galaktika
Bundan tashqari, ulardan birida suv toshqini (pastki o'ngda)
va uzoqdagi spiral galaktika (markaz)

Bizniki kabi galaktikada yuz milliarddan ortiq yulduz bor. Hatto zamonaviy superkompyuterlar ham ularning o'zaro ta'sirini to'g'ridan-to'g'ri hisoblay olmaydi. Biz turli xil soddalashtirish va hiyla-nayranglarga murojaat qilishimiz kerak. Masalan, siz galaktikani yulduzlarning haqiqiy soni bilan emas, balki kompyuter ishlay oladigan raqam bilan ifodalashingiz mumkin. 1970-yillarda ular har bir galaktika uchun atigi 200–500 ball olgan. Ammo bunday tizimlarning evolyutsiyasini hisoblash haqiqiy bo'lmagan natijalarga olib keldi. Shu sababli, bu yillar davomida jasadlar sonini ko'paytirish uchun kurash olib borildi. Hozirgi kunda ular odatda har bir galaktikada bir necha million yulduzni oladi, garchi ba'zi hollarda koinotdagi birinchi tuzilmalarning tug'ilishini taqlid qilishda o'n milliardgacha nuqtadan foydalaniladi.

Yana bir soddalashtirish jismlarning o'zaro tortishishini taxminiy hisoblashdan iborat. Og'irlik kuchi masofa bilan tez kamayib borayotganligi sababli, har bir uzoq yulduzning tortishishini juda aniq hisoblash kerak emas. Uzoq ob'ektlarni umumiy massaning bitta nuqtasi bilan almashtirish orqali guruhlash mumkin. Ushbu uslub TREE CODE deb ataladi (inglizcha daraxtdan - daraxt, chunki yulduzlar guruhlari murakkab ierarxik tuzilishga yig'ilgan). Endi bu eng mashhur yondashuv bo'lib, hisob-kitoblarni ko'p marta tezlashtiradi.

NGC 2207 va IC 2163 galaktikalarining to'qnashuvi
40 million yildan beri davom etmoqda. Kelajakda ular butunlay birlashadi

Ammo astronomlar bu bilan ham to'xtamadilar. Ular hatto N jismlarning o'zaro tortishish kuchini hisoblashdan boshqa hech narsa qila olmaydigan maxsus GRAPE protsessorini ishlab chiqdilar, lekin u bu vazifani juda tez bajaradi!

N-tanasi muammosining raqamli yechimi Thumrening ikkita spiral galaktikalar elliptik galaktikaga juda o'xshash bitta ob'ektga to'qnashishi mumkinligi haqidagi fikrini tasdiqladi. Qizig'i shundaki, ushbu natijaga erishishdan biroz oldin mashhur astronom Jerar de Vaukulyors Xalqaro Astronomiya Ittifoqining simpoziumida shubha bilan aytdi: "To'qnashuvdan keyin siz yangi turdagi mashinani emas, balki buzilgan mashina olasiz". Ammo o'zaro ta'sir qiluvchi galaktikalar dunyosida ikkita to'qnashayotgan mashina, g'alati, limuzinga aylanadi.

Agar gaz komponentining mavjudligini hisobga olsak, galaktikalarning birlashishi oqibatlari yanada hayratlanarli. Yulduz komponentidan farqli o'laroq, gaz kinetik energiyani yo'qotishi mumkin: u issiqlikka, keyin esa radiatsiyaga aylanadi. Ikki spiral galaktikalar birlashganda, bu gazning qo'shilish mahsulotining markaziga "oqishi" ga olib keladi - qo'shilish. Ushbu gazning bir qismi juda tez yosh yulduzlarga aylanadi, bu ultra yorug'likli infraqizil manbalar fenomeniga olib keladi.

Cartwheel Galaxy (chapda) millionlab yillar oldin ta'sir ko'rsatdi.
disk tekisligiga perpendikulyar. Uning izi faol yulduz shakllanishining kengayuvchi halqasidir.
Infraqizil kuzatuvlar mashhur Andromeda tumanligida xuddi shunday halqani aniqladi (M31, quyida)

Kichik "sun'iy yo'ldosh" ning katta spiral galaktika bilan to'qnashuvi ta'siri ham qiziq. Ikkinchisi oxir-oqibat yulduz diskining qalinligini oshiradi. Kuzatish ma'lumotlari statistikasi raqamli tajribalar natijalarini tasdiqlaydi: o'zaro ta'sir qiluvchi tizimlarning bir qismi bo'lgan spiral galaktikalar bittadan o'rtacha 1,5-2 baravar qalinroq. Agar kichkina galaktika o'z tekisligiga perpendikulyar bo'lgan katta spiralning peshonasiga tom ma'noda "haydash" ga muvaffaq bo'lsa, u holda diskda bir-biridan farq qiluvchi halqa shaklidagi zichlikdagi to'lqinlar, xuddi hovuzga tashlangan toshdan hayajonlanadi. To'lqinlar cho'qqilari orasidagi spiral novdalar bo'laklari bilan birgalikda galaktika arava g'ildiragiga o'xshaydi. Galaktikalar olamining injiqlaridan biri aynan shunday deb ataladi. To'qnashuvlar juda kam uchraydi, bu esa sokin Andromeda galaktikasida bunday ikkita to'lqinning topilganligi hayratlanarliroqdir. Bu haqda 2006 yil oktyabr oyida Spitzer kosmik teleskopidan olingan kuzatuvlarni qayta ishlovchi astronomlar guruhi xabar bergan edi. Gaz diski bilan bog'liq chang chiqadigan hududda infraqizilda halqalar aniq ko'rinadi. Kompyuter modellashtirish shuni ko'rsatdiki, bizning eng yaqin qo'shnimizning g'ayrioddiy morfologiyasiga uning 200 million yil oldin teshilgan M32 sun'iy yo'ldosh galaktikasi bilan to'qnashuvi sabab bo'lgan.

Galaktika yo'ldoshlarining taqdiri yanada achinarli. To'lqin kuchlari oxir-oqibat ularni butun orbita bo'ylab surtadi. 1994 yilda Sagittarius yulduz turkumida Somon yo'lining g'ayrioddiy ko'rinishdagi mitti sun'iy yo'ldoshi topildi. Galaktikamizning to'lqin kuchlari tomonidan qisman vayron qilingan, u osmon bo'ylab taxminan 70 daraja yoki 100 ming yorug'lik yiliga cho'zilgan harakatlanuvchi yulduz guruhlaridan iborat uzun lentaga cho'zilgan! Aytgancha, Sagittariusdagi mitti galaktika endi bizning Galaktikamizning eng yaqin sun'iy yo'ldoshi sifatida ro'yxatga olingan va bu nomni Magellan bulutlaridan olib tashlagan. U faqat 50 ming yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Yana bir ulkan yulduz halqasi 1998 yilda NGC 5907 spiral galaktikasi atrofida topilgan. Raqamli tajribalar bunday tuzilmalarni juda yaxshi takrorlaydi.

Spiral galaktikalar to'qnashuvi modeli.
Uchinchi ramka Sichqoncha galaktikasini juda eslatadi (T - millionlab yillardagi vaqt)

Qorong'u materiya uchun ov

1970-yillarning boshlarida, galaktikalarda yulduzlar va gazlardan tashqari, qorong'u haloslar ham borligi haqida jiddiy dalillar paydo bo'ldi. Nazariy dalillar spiral galaktikalarning yulduz disklarining barqarorligi haqidagi mulohazalardan, kuzatuvlar - galaktik disklarning uzoq periferiyasida gaz aylanishning katta, kamaymaydigan tezligidan (endi u erda yulduzlar deyarli yo'q va shuning uchun) kelib chiqdi. aylanish tezligi gaz kuzatuvlari asosida aniqlanadi). Agar galaktikaning butun massasi birinchi navbatda yulduzlarda bo'lgan bo'lsa, unda orbital tezliklar yulduz diskidan tashqarida joylashgan gaz bulutlari masofa oshgan sayin kichrayib borardi. Aynan shu narsa Quyosh tizimidagi sayyoralar uchun kuzatiladi, bu erda massa asosan quyoshda to'plangan. Galaktikalarda ko'pincha bunday bo'lmaydi, bu tortishish maydonida qo'shimcha, massiv va eng muhimi, kengaytirilgan komponent mavjudligini ko'rsatadi. gaz bulutlari yuqori tezlikka ega bo'ling.

Yulduzli disklarning raqamli modellari ham kutilmagan hodisalar keltirdi. Disklar juda "mo'rt" shakllanishlar bo'lib chiqdi - ular tezda va ba'zan halokatli tarzda tuzilishini o'zgartirdilar, o'z-o'zidan tekis va yumaloq tortdan ilmiy jihatdan bar deb ataladigan nonga o'girildilar. Vaziyat qachon qisman aniqroq bo'ldi matematik model galaktikalar uning umumiy yorqinligiga hissa qo'shmaydigan va faqat yulduzlar quyi tizimidagi tortishish ta'sirida o'zini namoyon qiladigan katta qorong'u haloni kiritdi. Biz qorong'u halolarning tuzilishini, massasini va boshqa parametrlarini faqat bilvosita dalillar bilan hukm qilishimiz mumkin.

Qorong'u halolarning tuzilishi haqida ma'lumot olishning usullaridan biri galaktikalarda ularning o'zaro ta'sirida hosil bo'ladigan kengaytirilgan tuzilmalarni o'rganishdir. Misol uchun, ba'zida yaqin uchish paytida bir galaktika gazning bir qismini boshqasidan "o'g'irlaydi", uni kengaytirilgan halqa shaklida "o'radi". Agar omadingiz bo'lsa va halqa galaktikaning aylanish tekisligiga perpendikulyar bo'lib chiqsa, unda bunday tuzilma - qutbli halqa uzoq vaqt davomida qulab tushmasdan mavjud bo'lishi mumkin. Ammo bunday tafsilotlarning hosil bo'lish jarayoni deyarli yulduzlar bo'lmagan galaktika markazidan katta masofalarda massaning tarqalishiga bog'liq. Masalan, cho'zilgan qutb halqalarining mavjudligini faqat qorong'u halolarning massasi galaktikaning yorug'lik moddasining massasidan taxminan ikki baravar ko'p bo'lgan taqdirda tushuntirish mumkin.

To'lqinli quyruqlar, shuningdek, galaktikalarning periferik mintaqalarida qorong'u materiya mavjudligining ishonchli ko'rsatkichlari bo'lib xizmat qiladi. Ularni "teskari" termometrlar deb atash mumkin: qorong'u materiyaning massasi qanchalik katta bo'lsa, to'lqinli quyruq o'ynaydigan "simob ustuni" shunchalik qisqaroq bo'ladi.

Mingyillik simulyatsiyasi loyihasi natijalari.
10 milliard moddiy nuqtaning harakati simulyatsiya qilindi
13 milliard yil davomida. Yuqori ramkada, har biri
yorqin nuqta galaktikaga to'g'ri keladi

Ekstragalaktik astronomiyaning ikkita ajoyib kashfiyoti - qorong'u materiyaning mavjudligi va galaktikalarning birlashishi - kosmologlar tomonidan darhol qabul qilindi, ayniqsa bir qator kosmologik kuzatuv sinovlari tabiatda oddiy materiyadan ko'ra ko'proq qorong'u materiya mavjudligini ko'rsatdi. . Yashirin massa mavjudligi haqidagi birinchi dalil 1933 yilda F.Zvikki Koma klasteridagi galaktikalar kutilganidan tezroq harakatlanayotganini payqaganida olingan bo‘lishi mumkin, ya’ni ular bir-biridan uchib ketmasligi uchun qandaydir ko‘rinmas massa bo‘lishi kerak. Qorong'u materiyaning tabiati noma'lumligicha qolmoqda, shuning uchun ular odatda oddiy materiya bilan faqat tortishish bilan o'zaro ta'sir qiladigan qandaydir mavhum sovuq qorong'u materiya (CDM) haqida gapirishadi. Ammo uning katta massasi tufayli, koinotdagi tuzilmalarning kelib chiqishi va o'sishining barcha stsenariylari o'ynaladigan faol fon bo'lib xizmat qiladi. Oddiy materiya faqat passiv ravishda taklif qilingan stsenariyga amal qiladi.

Ushbu g'oyalar ierarxik olomon stsenariysi deb ataladigan narsaning asosini tashkil etdi. Unga ko'ra, qorong'u materiya zichligidagi birlamchi buzilishlar yosh koinotdagi tortishish beqarorligi tufayli yuzaga keladi va keyin ko'payib, bir-biri bilan birlashadi. Natijada, massa va burchak (aylanish) impulslari bilan farq qiluvchi ko'plab tortishish kuchi bilan bog'langan qorong'u halolar hosil bo'ladi. Gaz qorong'u halolarning tortishish chuqurlariga tushadi (bu jarayon akkretsiya deb ataladi), bu esa galaktikalarning paydo bo'lishiga olib keladi. Har bir qorong'u materiya to'plamining qo'shilish va to'planish tarixi asosan unda tug'ilgan galaktika turini aniqlaydi.

Ierarxik to'planish stsenariysining jozibadorligi shundaki, u galaktikalarning keng ko'lamli taqsimlanishini juda yaxshi tasvirlaydi. Ushbu stsenariy ostida amalga oshirilgan eng ta'sirli raqamli tajriba Millenium Simulation deb ataladi. Astronomlar uning natijalari haqida 2005 yilda xabar berishgan. Tajriba qirrasi 1,5 milliard parsek bo'lgan kubdagi 10 milliard (!) zarra uchun N-tanasi masalasini hal qildi. Natijada, Olam bor-yo'g'i 120 million yil bo'lgan paytdan to hozirgi kungacha qorong'u materiya zichligidagi o'zgarishlar evolyutsiyasini kuzatish mumkin bo'ldi. Bu vaqt ichida qorong'u materiyaning deyarli yarmi turli o'lchamdagi qorong'u halolarga to'planishga muvaffaq bo'ldi, ulardan taxminan 18 million bo'lak bor edi. Garchi keng ko'lamli tuzilmani kuzatish natijalari bilan to'liq va so'zsiz kelishuvga erishish mumkin bo'lmasa-da, hali ko'p narsalar bor.

Yo'qolgan mittilarni qidirishda

Ierarxik to'planish stsenariysi biznikiga o'xshash yirik spiral galaktikalar halosida mitti sun'iy yo'ldosh galaktikalari uchun urug' bo'lib xizmat qiladigan yuzlab "mini-chuqurliklar" bo'lishi kerakligini taxmin qiladi. Juda ko'p kichik sun'iy yo'ldoshlarning yo'qligi standart kosmologiya uchun ba'zi qiyinchiliklarni keltirib chiqaradi. Biroq, ehtimol, butun gap mitti galaktikalarning haqiqiy sonini kam baholagan bo'lishi mumkin. Shuning uchun ularning maqsadli izlanishlari juda muhimdir. Maxsus elektron arxivlarda saqlanadigan va hamma uchun mavjud bo'lgan osmonning yirik raqamli suratlari paydo bo'lishi bilan astronomlar bunday qidiruvlarni osmonda emas, balki monitor ekranida tobora ko'proq o'tkazmoqda.

2002 yilda Bet Vilman boshchiligidagi tadqiqotchilar guruhi Sloan Digital Sky Surveyda Somon yo'lining noma'lum sun'iy yo'ldoshlarini qidirishni boshladilar. Ularning sirt yorqinligi juda past bo'lishi kutilganligi sababli - atmosferaning tungi yorug'ligidan yuzlab marta zaifroq - ular statistik jihatdan sezilarli darajada ko'p bo'lgan uzoq qizil gigantlar - yakuniy bosqichda bo'lgan yorqin yulduzlar bo'lgan osmon hududlarini qidirishga qaror qilishdi. ularning evolyutsiyasi. Birinchi muvaffaqiyat 2005 yil mart oyida bo'lgan. Yulduz turkumida Ursa mayor bizdan 300 ming yorug'lik yili uzoqlikda mitti sferoid galaktika topildi. U Somon Yo'lining o'n uchinchi sun'iy yo'ldoshi bo'ldi va rekord darajada past yorug'lik bilan - uning barcha yulduzlari birgalikda bitta supergigant sifatida chiqaradi, masalan, Cygnus yulduz turkumidagi eng yorqin yulduz Deneb. Ushbu galaktikani usulning imkoniyatlari chegarasida kashf qilish mumkin edi. 2006 yil Galaktikamizning sun'iy yo'ldoshlari uchun juda samarali bo'ldi, o'shanda yana ikkita tadqiqotchilar guruhi Somon yo'li atrofida yettita mitti sferoid galaktikani topdilar. Va bu, aftidan, chegara emas.

Shunday qilib, galaktikalar bir nechta qo'shilish orqali katta tizimlarni tashkil etuvchi kichik tizimlardan o'sadi. Birlashish jarayoni bilan bir vaqtda gaz va kichik sun'iy yo'ldosh galaktikalarining "cho'kishi" (akkretsiya) sodir bo'ladi. katta galaktikalar. Bu ikkala jarayon galaktikalarning zamonaviy kattalar tipini - Xabbl turlarini qay darajada aniqlayotgani hali aniq emas.

Ammo ular o'sib ulg'ayganidan keyin ham galaktikalar o'zgarishda davom etadi. Bir tomondan, o'zgarishlar ular orasidagi tortishish o'zaro ta'siridan kelib chiqadi, bu hatto galaktika turining o'zgarishiga olib kelishi mumkin, ikkinchi tomondan, allaqachon to'liq shakllangan ob'ektlarning dinamik evolyutsiyasining sekin jarayonlari. Masalan, spiral galaktikalarning yulduz disklari turli xil beqarorliklarga duchor bo'ladi. Ularda o'z-o'zidan "jumper" barlari paydo bo'lishi mumkin, ular orqali gaz samarali ravishda galaktikalarning markaziy hududlariga "haydaladi", bu tizimdagi moddalarning qayta taqsimlanishiga olib keladi. Barlarning o'zi ham asta-sekin rivojlanadi - uzunligi ham, kengligi ham o'sib boradi. Galaktikaning spiral tuzilishi esa beqarorlik natijasidir.

Xabbl bir paytlar galaktikalarni quyidagicha taqsimlagan. Elliptiklar erta turlar, spiral chiziq esa tobora yangilar sifatida tasniflangan. Ehtimol, shuning uchun "Hubble tyuning vilkasi" evolyutsion ma'noga ega edi. Biroq, galaktikalarning dinamik evolyutsiyasi, aksincha, teskari yo'nalishda - kech turlardan erta turlarga, markaziy sferoid quyi tizimning sekin o'sishiga - bo'rtib boradi. Ammo u yoki bu tarzda, uchta jarayon - qo'shilish, akkretsiya va sekin dunyoviy evolyutsiya - galaktikalarning paydo bo'lishi uchun javobgardir. Bu rasmda biz allaqachon ko'p narsani tushunamiz, lekin bizda ko'proq o'rganish va tushunish kerak.

Ilovadan skrinshot

Kosmos, cheksiz va mahobatli fazo... Uning qa’rida qanchadan-qancha sirlar yashiringan? Ehtimol, odam hech qachon ularning yarmini ham hal qilmaydi. Bizning Quyosh sistemamiz cheksiz ko'p yulduz klasterlari - galaktikalar, yulduzlar beshiklari va sayyoralar tizimlaridagi zarrachadir. Ular asta-sekin olamning cheksiz kengliklarida suzib yurishadi. Ba'zan shunday bo'ladiki, galaktikalar yo'llari kesishadi. Keyin chinakam katta hajmdagi to'qnashuvlar sodir bo'ladi.

Galaktikalar to'qnashganda energiya emissiyasi shunday kuchga egaki, buni tushunish qiyin. Bunday hodisalar natijasida birlashgan Galaktikalar yanada kuchliroq porlay boshlaydi.

Galaktikalarning to'qnashuvi, bu kosmik jismlarning o'lchamlarini hisobga olgan holda, nihoyatda uzoq jarayondir. Bu millionlab, hatto milliardlab yillar davom etishi mumkin. Tabiiyki, olimlar hech qachon jarayonni boshidan oxirigacha kuzata olmaydi. Shuning uchun u astronomlarning yordamiga keladi Kompyuter muhandisligi. Zamonaviy kompyuterlar minglab va minglab marta tezlashtirilgan jarayonni qayta yaratishga imkon beradi.

Monitor ekranidagi galaktik to'qnashuvlar

Ikki galaktikaning interaktiv 3D to'qnashuvi har birimizga to'qnashuv jarayoniga qarash imkonini beradi.

Siz ikkita galaktikaning to'qnashuvini tomosha qilishingiz mumkin. Shu bilan birga, tortishish kuchi ko'pincha qora tuynuklar bo'lgan yadrolarini o'ziga tortadi va ular kosmik raqslarini boshlaydilar. Shu bilan birga, ba'zi yulduz tizimlari mintaqadan tashqariga tashlanadi va ular koinotning bepoyonligi bo'ylab yolg'iz sayohatlarini boshlaydilar. Dasturda yulduz tizimlari rangli nuqtalar bilan ifodalanadi.

Qanday ishlatish

Sichqoncha dasturda harakatlanish uchun ishlatiladi. Uni dastur oynasida siljitish burchakni o'zgartiradi, g'ildirakni aylantirish esa masshtabni o'zgartirishga imkon beradi. Sichqoncha tugmasini bosish simulyatsiyani tiklaydi. Jarayon yana boshlanadi.

Ushbu kichik dastur sizni uch milliard yildan so'ng Somon yo'li va Andromeda tumanligi kesib o'tib, bir-biriga qarab yugurganda, bizning dunyomiz bilan nima sodir bo'lishidan hayron bo'ladi? Biz koinotning chekkasida yolg'iz sayr qiluvchi Quyosh tizimiga aylanib qolamizmi? Yoki osmonimiz yangi yulduzlar bilan yorishadimi? Va o'sha vaqtga kelib bizning Yerda buni sezadigan odamlar bo'ladimi?

Aniqlash, Somon yo'li kim bilan to'qnashadi?: qo'shni galaktikalar bilan masofa, Andromeda bilan yaqinlashish va qo'shilish, kuzatishlar Hubble teleskopi bizga nima bo'ladi.

Olimlarning amin bo‘lishicha, 4 milliard yildan so‘ng Somon yo‘li Andromeda galaktikasi bilan to‘qnashganda odatdagi shaklini yo‘qotadi. Natijada biz yangi gigant gibrid galaktikaga ega bo'lamiz. Katta ehtimol bilan u ellips shaklida hosil bo'ladi.

Bir tomondan, bu alohida narsa emas. Hatto hozir ham keng kosmik fazo shunga o'xshash galaktikaning birlashishi kuzatilishi mumkin. Ammo unutmaylik, bu voqea bizning uyimizga tegishli ( quyosh tizimi va Yer).

Somon yo'li va Andromedaning kelajakdagi to'qnashuvi hayratlanarli yangilik hisoblanmaydi, chunki olimlar bu haqda uzoq vaqtdan beri bilishgan. Galaktikalar bir-biriga 400 000 km/soat tezlikda yaqinlashmoqda. Ammo ilgari bu faqat taxmin edi, chunki hech kim lateral harakatni o'lchay olmadi. Endi hammasi o'zgardi.

7 yil davomida tadqiqotchilar Hubble kosmik teleskopidan qo'shni galaktikaning muayyan hududlarini kuzatish uchun foydalanganlar. Ular Andromeda yonidan o'tmasligini, balki to'qnashuvga mo'ljallanganligini aniqladilar. Birinchi ta'sir 4 milliard yil ichida sodir bo'ladi va birlashish jarayoni 6 milliard yil ichida yakunlanadi.

Somon yo'lining kosmik to'qnashuvi

Bizning galaktikamiz o'zining butun hayoti davomida (13,5 milliard yil) hech qachon bunday narsani boshdan kechirmagan. Albatta, u ilgari mitti galaktikalarni o'ziga singdirgan, ammo bu shunday katta ob'ekt bilan birinchi aloqadir.

Xavfsizligingiz haqida tashvishlanishning ma'nosi yo'q, chunki Rossiyaga ham, sayyoramizga ham hech narsa tahdid solmaydi. Biz ob'ektlari katta masofalarga tarqalgan ikkita massiv bo'shliqning o'tishi haqida gapiramiz. Ya'ni, yulduzlarning to'qnashuvi ehtimoli minimaldir. Ammo biz yashash joyimizni o'zgartirishimiz kerak, chunki yangi galaktika boshqacha ko'rinadi. Katta ehtimol bilan, tizim yadrodan ancha uzoqroq bo'ladi.

Bunday to'qnashuvdan keyin tungi osmon qanday bo'ladi

Somon yo'li va Andromeda galaktikalarining to'qnashuvi biz tungi osmonda ko'rishga odatlangan narsalarni o'zgartiradi. Agar insoniyat 3,75 milliard yil ichida mavjud bo'lishda davom etsa, odamlar yangi galaktikada yulduz shakllanishining yorqin hududlarini kuzatishga mo'ljallangan. 7 milliard yildan keyin elliptik gigantning eng yorqin yadrosi dominant bo'ladi. Ammo shuni unutmasligimiz kerakki, o'sha paytda u qizil gigant bosqichiga o'tishi kerak va biz bu tomoshani ushlay olmaymiz.

Xabbldan foydalanish nafaqat o'tmishga qarashni, balki koinot bizni tayyorlayotgan kelajakni modellashtirishni ham o'rganish imkonini berdi. Shuning uchun, biz endi nafaqat qayerdan kelganimizni, balki qaerga ketayotganimizni ham bilamiz.

Somon yo'li Va Andromeda tumanligi- bizning mahalliy guruhimizni tashkil etuvchi 40 ta g'alati galaktikalarning eng kattasi.
Mahalliy galaktikalar guruhini tortishish kuchlari birlashtiradi va shuning uchun ular tarqalmaydi, balki asta-sekin birlashadi.

Somon yo'li va Andromeda galaktikalarining birlashishi (majoziy ma'noda)

Astronomlar aniqlaganidek, 4,7 milliard yil oldin, bizning Quyoshimiz endigina paydo bo'lganida, Andromeda va Somon yo'li 4,2 million yorug'lik yili masofaga ajratilgan bo'lsa, hozirga kelib u 2,5-2,6 million yorug'lik yiliga kamaydi va tezligi. yondashuv muttasil ortib bormoqda.

1912 yilda amerikalik astronom Vesto Slifer yulduzlar spektral chiziqlarining Doppler siljishi tahliliga asoslanib, Andromeda Quyosh tomon taxminan 300 km/s tezlikda harakatlanayotganini aniqladi.

20-asrning o'rtalariga kelib, Andromedaning Quyosh tizimiga yaqinlashishining yuqori tezligi, asosan, Quyosh tizimining o'zining galaktika markazi atrofida taxminan 225 km / s tezlikda orbital harakati bilan bog'liqligi aniq bo'ldi. taxminan Andromeda tomon yo'naltirilgan.

Yangilangan hisob-kitoblarga ko'ra, galaktikalarning o'zlari - Somon yo'li va Andromedaning yaqinlashish tezligi 110-120 km/s ni tashkil qiladi. Bundan tashqari, 2002-2010 yillarda amalga oshirilgan. Hubble kosmik teleskopi yordamida o'tkazilgan o'lchovlar shuni ko'rsatdiki, Andromeda bizga deyarli to'g'ri chiziqda yaqinlashmoqda va galaktikalarning "to'qnashuvi" deyarli muqarrar.

"To'qnashuv" deganda, biz yulduzlar kabi jismlarning jismoniy to'qnashuvi galaktikalardagi materiyaning past konsentratsiyasi va ob'ektlarning bir-biridan o'ta uzoqligi tufayli mumkin emasligini tushunishimiz kerak.

Masalan, Quyoshga eng yaqin yulduz Proksima Sentavr taxminan 4,22 masofada joylashgan. yorug'lik yillari Yerdan, bu 270 000 marta ko'proq masofa Yerdan Quyoshgacha. Taqqoslash uchun: agar Quyosh diametri 2,5 santimetr bo'lgan tanga kattaligida bo'lganida, eng yaqin tanga/yulduz 718 kilometr uzoqlikda bo'lar edi.

Olimlarning prognozlariga ko'ra, 4 milliard yildan so'ng galaktikalar halolari birinchi bo'lib kesishadi, bu ularning o'zaro tortishish kuchini kuchaytiradi va yana 2-3 milliard yildan keyin bu ikki yulduz tizimi nihoyat allaqachon nom berilgan yagona konglomeratga birlashadi. "Milkomeda", bizning Galaktikamizning umumiy nomi - Somon yo'li va Andromeda tomonidan tuzilgan.

Hisob-kitoblarga ko'ra, Andromeda galaktikasining yulduzlari va gazlari taxminan uch milliard yildan keyin Yerdan oddiy ko'zga ko'rinadigan bo'ladi.
"Bugungi kunda Andromeda galaktikasi Yerdan kichik, loyqa ob'ektga o'xshaydi. Astronomlar birinchi marta unga ming yildan ko'proq vaqt oldin qarashgan", deydi Baltimordagi Kosmik Teleskop Ilmiy Instituti xodimi Roland van der Marel. "Odamlar ongini koinot bilan bog'liq masalalardan ko'ra ko'proq narsa band qiladi. Va biz bu kichik loyqa ob'ekt bir kun kelib bizning Quyoshimizni va butun quyosh tizimini yutib yuborishi mumkinligini taxmin qilishimiz mumkin", - deya qo'shimcha qiladi astronom.

Galaktikalarning birlashishi natijasida umumiy markaz atrofida xaotik tarzda aylanib yuradigan ulkan yulduzlar klasteri hosil bo'ladi. Markazda ikkita supermassiv qora tuynuklar tizimi paydo bo'lib, ular aylanadi sobiq markazlar ikkita galaktika. Ular qora tuynuklar yaqinida tezlashib, kuchli gamma nurlarini chiqara boshlagan moddalarni singdirishda tobora faollashadi. Bundan tashqari, qora tuynuklar yaqinida kuchli reaktivlar paydo bo'ladi - ularning qutblaridan chiqarilgan relyativistik materiya oqimlari. Samolyotlar va gaz va chang bulutlari to'qnashadigan joylarda yosh massiv yulduzlarning yorqin klasterlari paydo bo'ladi.

Galaktikalarning birlashishi paytida quyosh tizimini qanday taqdir kutmoqda?

Olimlarning hisob-kitoblariga ko'ra, bu qo'shilish bizning Quyoshimizni yulduzlararo kosmosga chiqarib yuborishi ehtimoli 12 foizni tashkil qiladi. Ammo Quyosh sistemasini Andromeda tumanligi to‘liq bosib olishi ham mumkin – buning ehtimoli uch foizni tashkil qiladi.

Biroq, eng mumkin bo'lgan stsenariy quyidagicha: Quyosh tizimi atrof-muhitga tashlanadi yangi galaktika, uni o'rab turgan diffuz gaz buluti mintaqasiga - halo. Shu bilan birga, u galaktika markazidan ancha xavfsiz masofada - kamida 100 ming yorug'lik yilida bo'ladi.

Biroq, shuni yodda tutish kerakki, galaktikalarning birlashishi tugashi bilan

Yerdagi hayot uchun yuqorida aytib o'tilgan barcha stsenariylardan ko'ra muhimroq narsa bizning Quyoshning evolyutsiyasi va uning 5-6 milliard yil ichida qizil gigantga aylanishi bo'ladi.

Olimlar kuzatishlar asosida Andromedaning kichik sun’iy yo‘ldoshi Triangulum Galaxy (M33) ham qo‘shilish jarayonida ishtirok etishini taxmin qilmoqda. Andromeda va Somon yo'li birlashganidan 3-4 milliard yil o'tgach, M33 galaktikasi yangi shakllanish ("Milcomeda") bilan to'qnashadi va ehtimol xuddi shu stsenariy bo'yicha u bilan birlashadi.

Hamma narsa shunday bo'ladimi yoki unchalik bunday bo'lmaydimi yoki umuman bunday bo'lmaydimi, bugungi kunda milliardlab yillar kelajakka qarashga harakat qilib, buni ishonchli tarzda hukm qilish qiyin ... . Uchun.

Galaktikalarning to'qnashuvi- chinakam katta hajmdagi voqea. Katta portlashdan tashqari, butun koinotdagi hech narsa bu hodisa bilan tenglasha olmaydi.

Ikki "yaqin" galaktikaning taxminiy to'qnashuvi - Somon yo'li Va Andromeda tumanligi(M31) - taxminan 5 - 5,5 milliard yil ichida sodir bo'ladi. Galaktikalarning to'qnashuvi unchalik oddiy emas. To'g'ridan-to'g'ri aloqada bo'lgan va ob'ektlarning o'zi yo'q bo'lib ketadigan asteroidlar kabi to'qnashuvlardan farqli o'laroq, chang yulduz klasterlarining to'qnashuvida, har bir galaktikada joylashgan yulduzlar va sayyoralar kabi ob'ektlarning bir-biri bilan to'qnashishi juda dargumon. past konsentratsiyali moddalarga va alohida ob'ektlarning yuqori masofasiga. Masalan, Proksima Kentavr Lira yulduz turkumidan - Quyoshdan keyingi eng yaqin yulduz, bizdan 4,22 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan bo'lib, bu masofa Yer va Quyosh orasidagi masofadan 270 000 marta kattaroqdir. Taqqoslash uchun, agar siz Quyoshni golf to'pi sifatida tasavvur qilsangiz, Proxima 700 km uzoqlikda bo'ladi.

Galaktikalarning ilgari birlashgani endi yangilik emas, buning ko'plab dalillari allaqachon topilgan. Ammo bizning galaktikamiz Andromeda tumanligi bilan to'qnashadimi yoki yo'qmi, hozircha aniq emas: birinchidan, ikkala galaktikaning xarakteristikalari bo'yicha hali juda kam ma'lumotlar to'plangan, xususan, asosiy muammo Andromedaning ko'ndalang aylanish tezligini o'lchashdir; ikkinchidan, hatto eng ilg'or superkompyuterlarning kuchi hali ham bunday keng ko'lamli jarayonlarni simulyatsiya qilish uchun etarli emas, barcha mumkin bo'lgan va mumkin bo'lmagan shartlar va omillarni hisobga olmasa. Olimlarning ta'kidlashicha, joriy yil oxirida yangi Gaia kosmik teleskopi ishga tushirilishi tufayli o'lik markazdan biroz siljish sodir bo'ladi, u Andromedaning aniq yorqinligini aniqlash orqali qo'shni galaktikaning ko'ndalang tezligini o'lchashi kerak bo'ladi. yulduzlar.

Hubble teleskopi tomonidan olingan galaktikalarning birlashishi fotosuratlari

To'qnashuv taxminan 3 milliard yil ichida sodir bo'lmasa ham, yuqorida tilga olingan galaktikalar shunchalik yaqinlashadiki, Andromeda tumanligi va uning eng yorqin yulduzlari Yerdan yalang'och ko'z bilan yaqqol ko'rinib turadi, u sayyoraning o'lchami va yorqinligiga yaqinlashadi. Oy.

Bu taxminan 3 milliard yildan keyin Andromeda tungi osmonda qanday ko'rinishga ega bo'ladi

Bunday to'qnashuvlar juda keng tarqalgan hodisa - tortishish ta'sirida galaktikalar vaqti-vaqti bilan bir-biriga tortilib, birlashadilar. Xuddi o'sha Andromeda, masalan, o'tmishda Somon yo'li kabi kamida bitta mitti galaktikani yutib yuborgan. Bundan tashqari, quyosh tizimi yangi galaktikaning eng chekkasiga yoki hatto uning chegarasidan tashqariga tashlanishi mumkin. Biroq, qanchalik g'alati tuyulmasin, bunday hodisa hech qanday olib kelmaydi salbiy ta'sirlar sayyoramiz tizimi uchun.

Ushbu videolar dunyodagi eng kuchli superkompyuterlarda to'qnashuv simulyatsiyasi natijasidir. Birinchi ikkitasi professorlar Kris Migos va Lars Xernkvistlarning ishlariga asoslanib, Kosmologik tadqiqot institutining Frenk Summers tomonidan yaratilgan. Kompyuter vizualizatsiyasiga 100 foiz ishonmaslik kerak, chunki yuqorida aytib o'tilganidek, kompyuterlarning hisoblash quvvati hali ham etarli emas.

Shakllangan galaktikani Mamont deb atash taklif qilinmoqda.