Formatie en evolutie

De huidige modellen voor de vorming van sterrenstelsels in het vroege heelal zijn gebaseerd op het ΛCDM-model. Ongeveer 300.000 jaar na de oerknal begonnen atomen van waterstof en helium zich te vormen, in een gebeurtenis die recombinatie wordt genoemd. Bijna alle waterstof was neutraal (niet-geïoniseerd) en absorbeerde gemakkelijk licht, en er waren nog geen sterren gevormd. Daarom wordt deze periode de 'donkere eeuwen' genoemd. Het was vanuit dichtheidsfluctuaties (of anisotrope onregelmatigheden) in deze oermaterie dat grotere structuren begonnen te verschijnen. Als gevolg hiervan begonnen massa's baryonische materie te condenseren in koude donkere materiehalo's. Deze oerstructuren maakten het mogelijk dat gassen condenseerden tot protosterrenstelsels, grootschalige gaswolken die voorlopers waren van de eerste sterrenstelsels.

TERUG

Naarmate gas in de zwaartekracht van de donkere materiehalo's valt, nemen de druk en temperatuur toe. Om verder te condenseren, moet het gas energie uitstralen. Dit proces verliep traag in het vroege heelal, dat gedomineerd werd door waterstofatomen en -moleculen, die inefficiënte stralers zijn vergeleken met zwaardere elementen. Naarmate gasklonten zich samenvoegen tot roterende schijven, blijven de temperaturen en drukken toenemen. Op sommige plaatsen binnen de schijf wordt de dichtheid hoog genoeg om sterren te vormen ...

Proto-galaxieën

Zodra protogalaxieën begonnen te ontstaan en samen te trekken, verschenen daarin de eerste halo-sterren, de zogenaamde Populatie III-sterren. Deze bestonden uit primordiaal gas, bijna volledig uit waterstof en helium. De emissie van de eerste sterren verhit het resterende gas, wat helpt bij het op gang brengen van extra stervorming; de ultraviolette lichtemissie van de eerste generatie sterren reioniseerde de omringende neutrale waterstof in expanderende bollen die uiteindelijk het hele universum bereikten, een gebeurtenis die reionisatie wordt genoemd. De meest massieve sterren storten in elkaar in gewelddadige supernova-explosies, waarbij zware elementen ("metalen") in het interstellaire medium vrijkomen. Dit metaalgehalte wordt opgenomen in Populatie II-sterren.

Theoretische modellen

Theoretische modellen voor de vroege vorming van sterrenstelsels zijn geverifieerd en onderbouwd door een groot aantal en een grote verscheidenheid aan geavanceerde astronomische waarnemingen. De fotometrische waarnemingen vereisen over het algemeen spectroscopische bevestiging vanwege het grote aantal mechanismen dat systematische fouten kan introduceren. Zo werd een fotometrische waarneming met een hoge roodverschuiving (z ~ 16) door de James Webb Space Telescope (JWST) later gecorrigeerd naar een waarde dichter bij z ~ 5. Niettemin verzamelen zich steeds meer bevestigde waarnemingen van de JWST en andere observatoria, waardoor een systematische vergelijking van vroege sterrenstelsels met theoretische voorspellingen mogelijk is.

Bewijs voor individuele Population III-sterren in vroege sterrenstelsels is nog lastiger. Zelfs ogenschijnlijk bevestigd spectroscopisch bewijs kan een andere oorsprong hebben. Zo rapporteerden astronomen bijvoorbeeld HeII-emissiebewijs voor Population III-sterren in het Cosmos Redshift 7-sterrenstelsel, met een roodverschuiving van 6,60. Latere waarnemingen vonden metaalachtige emissielijnen, OIII, die niet overeenkomen met een vroege-galaxie-ster.

Evolutie

Zodra sterren beginnen te ontstaan, straling uitzenden en in sommige gevallen exploderen, wordt het proces van sterrenstelselvorming zeer complex, met interacties tussen de krachten van zwaartekracht, straling en thermische energie. Veel details zijn nog steeds slecht begrepen. Binnen een miljard jaar na de vorming van een sterrenstelsel beginnen belangrijke structuren te verschijnen. Bolvormige sterrenhopen, het centrale supermassieve zwarte gat en een galactische bulge van metaalarme Populatie II-sterren ontstaan. De vorming van een supermassief zwart gat lijkt een belangrijke rol te spelen in het actief reguleren van de groei van sterrenstelsels door de totale hoeveelheid toegevoegde materie te beperken. Tijdens dit vroege tijdperk ondergaan sterrenstelsels een grote uitbarsting van stervorming.

Gedurende de volgende twee miljard jaar bezinkt de geaccumuleerde materie in een galactische schijf. Een sterrenstelsel zal gedurende zijn hele levensduur invallend materiaal blijven absorberen van hogesnelheidswolken en dwergsterrenstelsels. Deze materie bestaat voornamelijk uit waterstof en helium. De cyclus van sterrengeboorte en -dood zorgt ervoor dat de hoeveelheid zware elementen langzaam toeneemt, waardoor uiteindelijk de vorming van planeten mogelijk wordt.

Evolutie

De stervormingssnelheid in sterrenstelsels is afhankelijk van hun lokale omgeving. Geïsoleerde 'lege' sterrenstelsels hebben de hoogste snelheid per stellaire massa, 'veld'-sterrenstelsels die geassocieerd zijn met spiraalstelsels hebben een lagere snelheid en sterrenstelsels in dichte clusters hebben de laagste snelheid.

De evolutie van sterrenstelsels kan aanzienlijk worden beïnvloed door interacties en botsingen. Het samensmelten van sterrenstelsels kwam veel voor in het vroege tijdperk, en de meeste sterrenstelsels hadden een bijzondere morfologie. Gezien de afstanden tussen de sterren zal het overgrote deel van de stellaire systemen in botsende sterrenstelsels onaangetast blijven. Door de zwaartekracht wordt het interstellaire gas en stof waaruit de spiraalarmen bestaan echter weggezogen, waardoor een lange reeks sterren ontstaat die bekend staat als getijdestaarten. Voorbeelden van deze formaties zijn te zien in of de Antenne-sterrenstelsels (foto).

Samensmelting

De Melkweg en het nabijgelegen Andromedastelsel bewegen met een snelheid van ongeveer 130 km/s naar elkaar toe, en – afhankelijk van de laterale bewegingen – zouden de twee over ongeveer vijf tot zes miljard jaar kunnen botsen. Hoewel de Melkweg nog nooit eerder met een sterrenstelsel zo groot als Andromeda is gebotst, is ze in het verleden wel met andere sterrenstelsels gebotst en samengesmolten. Kosmologische simulaties geven aan dat ze 11 miljard jaar geleden samensmolt met een bijzonder groot sterrenstelsel dat de naam Kraken heeft gekregen.

Dergelijke grootschalige interacties zijn zeldzaam. Naarmate de tijd verstrijkt, komen samensmeltingen van twee systemen van gelijke grootte minder vaak voor. De meeste heldere sterrenstelsels zijn de afgelopen miljarden jaren in wezen onveranderd gebleven, en de netto stervormingssnelheid bereikte waarschijnlijk ook een piek ongeveer tien miljard jaar geleden.

Bronnen

- Wikipedia
- NASA
- ESO
- ESA

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !