ანდრომედა-ირმის ნახტომის შეჯახება

ანდრომედა-ირმის ნახტომის შეჯახება — გალაქტიკური შეჯახება, რომელიც სავარაუდოდ 4 მილიარდი წლის შემდეგ მოხდება ადგილობრივი ჯგუფის ორ უდიდეს გალაქტიკას — ირმის ნახტომსა (რომელშიც მდებარეობს მზის სისტემა და დედამიწა) და ანდრომედას შორის. მიუხედავად იმისა, რომ თითქმის გამორიცხულია რომელიმე კონკრეტული ვარსკვლავების შეჯახება, ზოგიერთი ვარსკვლავი ამოვარდება და პროცესის შედეგად ჩამოყალიბებული გალაქტიკის — მილკომედას მიღმა დარჩება. მიუხედავად იმისა, რომ ანდრომედას გალაქტიკა დაახლოებით 1 ტრილიონ ვარსკვლავს, ირმის ნახტომი კი 300 მილიარდამდე ვარსკვლავს შეიცავს, ვარსკვლავებს შორის არსებული უზარმაზარი მანძილის გამო, პროცესის დროს ორი ვარსკვლავის შეჯახების შანსიც კი უმნიშვნელოა. მაგალითად, მზიდან უახლოესი ვარსკვლავი პროქსიმა კენტავრი 4,2 სინათლის წლითაა დაშორებული. თუკი მზე პინგ-პონგის ბურთი იქნებოდა, პროქსიმა კენტავრი მისგან 1100 კილომეტრის მანძილზე მდებარე ბარდის მარცვალი იქნება, ირმის ნახტომის სიგანე კი 30 მილიონი კილომეტრი. მიუხედავად იმისა, რომ გალაქტიკის ცენტრში ვარსკვლავთა შედარებით დიდი რაოდენობაა თავმოყრილი, მათ შორის მანძილი მაინც უზარმაზარია — 160 მილიარდი კმ. ეს ანალოგიურია იმისა, რომ ყოველ 3,2 კმ-ში იდოს პინგ-პონგის ბურთი. შესაბამისად, უკიდურესად გამორიცხულია, რომ გალაქტიკათა შეჯახებისას ერთმანეთს რომელიმე ორი ვარსკვლავიც შეეჯახოს. როგორც ირმის ნახტომის, ისე ანდრომედას ცენტრში მოთავსებულია სუპერმასიური შავი ხვრელი — მშვილდოსანი A* და ანდრომედას ბირთვის P2 კონცენტრაცია. ეს შავი ხვრელები ახლად წარმოქმნილი გალაქტიკის ცენტრის სიახლოვეს მოიყრიან თავს და შთანთქავენ იმ ვარსკვლავთა ორბიტულ ენერგიას, რომლებიც მათთან გრავიტაციული ურთიერთქმედებით მაღალ ორბიტებზე იმოძრავებენ; ემ პროცესს შესაძლოა მილიონობით წელი დასჭირდეს. როდესაც ისინი ერთმანეთს მხოლოდ ერთი სინათლის წლის მანძილზე მიუახლოვდებიან, გამოყოფენ გრავიტაციულ ტალღებს, რომლებიც შემდგომ ორბიტულ ენერგიას გამოასხივებენ მანამ, სანამ ხვრელები საბოლოოდ შეერწყმებიან ერთმანეთს. კომბინირებული შავი ხვრელის მიერ შთანთქმულმა გაზმა შესაძლოა წარმოქმნას კაშკაშა კვაზარი ან აქტიური გალაქტიკური ბირთვი. 2006 წლის მდგომარეობით, როგორც კომპიუტერული სიმულაციები მიუთითებს, ჩვენი ვარსკვლავი — მზე შესაძლოა კომბინირებული გალაქტიკის ცენტრის სიახლოვეს აღმოჩნდეს, ერთ-ერთ შავ ხვრელს მიუახლოვდეს და შემდეგ მთლიანად განიდევნოს გალაქტიკის მიღმა. როგორც ცისფერი წანაცვლება მიუთითებს, ანდრომედას გალაქტიკა ირმის ნახტომს წამში 110 კმ/წმ სიჩქარით უახლოვდება. თუმცა, გვერდითი სიჩქარე საკმაოდ გართულებულია იმისათვის, რომ ზუსტი დასკვნები გაკეთდეს: გვერდითი სიჩარე მხოლოდ 7,7 კმ/წმ-ია, რაც იმას ნიშნავს, რომ ანდრომედას გალაქტიკა ირმის ნახტომის მხარეს 177 800 სინათლის წლის წერტილისკენ მიემართება, ასეთი სიჩქარე 8-წლიან პერიოდში ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის პიქსელის მხოლოდ 1/3000-ს ითვლის. 2012 წლამდე, გაურკვეველი იყო აუცილებლად მოხდებოდა თუ არა ამ ორი გალაქტიკის შეჯახება. 2012 წელს, ჰაბლის გამოყენებითა და 2002-2010 წლებში ანდრომედას ვარსკვლავების მოძრაობის ქვე-პიქსელური სიზუსტით დაკვირვების საფუძველზე, მკვლევრებმა გამოთვალეს, რომ შეჯახება გარდაუვალია. ანდრომედას ტანგენციალური ანუ გვერდით სიჩქარე ირმის ნახტომის მიმართულებით შედარებით მცირე აღმოჩნდა ვიდრე მოახლოების სიჩქარე, რის შედეგადაც დადგინდა, რომ დაახლოებით 4 მილიარდი წლის შემდეგ, მისი პირდაპირი შეჯახება ირმის ნახტომთან, გარდაუვალია. მსგავსი შეჯახებები საკმაოდ გავრცელებულია. მიჩნეულია, რომ წარსულში ანდრომედა უკვე შეეჯახა მინიმუმ ერთ სხვა გალაქტიკასა და რამდენიმე ჯუჯა გალაქტიკას ისე, როგორც მაგალითად ამჟამად ირმის ნახტომს ეჯახება და ერწყმის მშვილდოსნის ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკა. კვლევების შედეგად არსებობს ვარაუდი, რომ ამ პროცესში მონაწილეობას ასევე მიიღებს ადგილობრივი ჯგუფის მესამე უდიდესი და უკაშკაშესი გალაქტიკა — სამკუთხედის გალაქტიკა (M33). ყველაზე დიდი ალბათობით, ის ანდრომედასა და ირმის ნახტომის შეჯახების შედეგად წარმოქმნილი გალაქტიკის თანამგზავრად იქცევა და საბოლოოდ, ძალიან შორეულ მომავალში, მას შეერწყმევა. თუმცა, ირმის ნახტომისა და ანდრომედას შეჯახებამდე, ირმის ნახრტომთან M33-ის შეჯახება ან ადგილობრივი ჯგუფიდან გაგდება გამორიცხულია. როგორც ჰარვარდის სმიტსონის ასტროფიზიკის ცენტრის ორი მეცნიერი აცხადებს, ორი გალაქტიკის შეჯახების დრო და ადგილი დამოკიდებულია ანდრომედას გვერდით სიჩქარეზე. ამჟამინდელ გამოთვლებზე დაყრდნობით, შერწყმულ გალაქტიკებში ისინი 50%-იან ალბათობას უშვებენ იმისას, რომ მზის სისტემა გალაქტიკის ცენტრთან ამჟამად მდებარე მანძილზე სამჯერ უფრო შორს გადაიტყორცნება. გარდა ამისა, 12%-იან შანსს უშვებენ იმისას, რომ შეჯახების დროს, მზის სისტემა ახალი გალაქტიკიდან მთლიანად განიდევნება და მის მიღმა აღმოჩნდება. მსგავს მოვლენას თავად სისტემაზე არ ექნება არანაირი საზიანო ეფექტი და მზისა და თავად პლანეტების დაზიანების შანსი თითქმის არ არსებობს. თუ გამოვრიცხავთ პლანეტურ ინჟინერიას, ამ დროისათვის, როდესაც ორი გალაქტიკა შეეჯახება, დედამიწის ზედაპირი უკვე ზედმეტად ცხელი იქნება, აღარ იარსებებს თხევადი წყალი, დასრულებული იქნება ყველანაირი სიცოცხლე; ეს ყველაფერი დაახლოებით 3,75 მილიარდი წლის შემდეგ მოხდება, მზის სიკაშკაშის თანდათანობითი გაზრდის შედეგად (ამჟამინდელ ნათებაზე 35–40 %-ით მეტი). სამომავლო შეჯახების შედეგად მისაღებ პროდუქტს მეცნიერებმა მილკომედა უწოდეს. სიმულაციების მიხედვით, ეს ობიექტი გიგანტური ელიფსური გალაქტიკის ფორმის იქნება, თუმცა ცენტრში თავს მოიყრის შედარებით ნაკლები ვარსკვლავი, ვიდრე ამჟამინდელ ელიფსურ გალაქტიკებში შეიმჩნევა. ასევე შესაძლებელია, რომ ამ ყველაფრის შედეგად წარმოქმნილი ობიექტი დისკისებრი გალაქტიკა იყოს, რაც დამოკიდებულია ირმის ნახტომსა და ანდრომედაში იმ დროისათვის დარჩენილი გაზის მოცულობაზე. ძალიან შორეულ მომავალში, 150 მილიარდი წლის შემდეგ, ადგილობრივი ჯგუფის დანარჩენი გალაქტიკები თანდათანობით შეეზრდება ამ ობიექტს, რაც გალაქტიკათა ადგილობრივი ჯგუფის ევოლუციის შემდეგი ეტაპი იქნება. NGC 2207 და IC 2163 Merrifield, Michael. Milky Way vs Andromeda: The ultimate head-on crash. Deep Space Videos. Brady Haran. ↑ 1.0 1.1 Sangmo Tony Sohn; Jay Anderson; Roeland van der Marel (Jul 1, 2012). „The M31 velocity vector. I. Hubble Space Telescope proper-motion measurements“. The Astrophysical Journal. doi:10.1088/0004-637X/753/1/7. ↑ 2.0 2.1 2.2 Cowen, Ron (31 May 2012). „Andromeda on collision course with the Milky Way“. Nature. doi:10.1038/nature.2012.10765. ↑ 3.0 3.1 3.2 Muir, Hazel. (2007-05-14) Galactic merger to 'evict' Sun and Earth. New Scientist. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 20 April 2014. ციტირების თარიღი: 2014-10-07. ↑ Loeb, Abraham; Cox, TJ. (June 2008). Astronomy. p. 28. ↑ 5.0 5.1 NASA. (2012-05-31) NASA's Hubble Shows Milky Way is Destined for Head-On Collision. NASA. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 1 July 2014. ციტირების თარიღი: 2012-10-13. ↑ Dubinski, John. (October 2006) The Great Milky Way-Andromeda Collision გვ. 30–36. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-08-24. ციტირების თარიღი: 2016-10-24. ↑ 7.0 7.1 van der Marel, Roeland P.; Besla, Gurtina; Cox, T.J.; Sohn, Sangmo Tony; Anderson, Jay (1 July 2012). „The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun“. The Astrophysical Journal. 753 (9): 1–21. arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ...753....9V. doi:10.1088/0004-637X/753/1/9. ↑ Andromeda involved in galactic collision. MSNBC (2007-01-29). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 6 June 2013. ციტირების თარიღი: 2014-10-07. ↑ 9.0 9.1 Cain, Fraser. (2007) When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?. Universe Today. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 17 May 2007. ციტირების თარიღი: 2007-05-16. ↑ 10.0 10.1 10.2 Cox, T. J.; Loeb, Abraham (2008). „The Collision Between The Milky Way And Andromeda“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 461–474. arXiv:0705.1170. Bibcode:2008MNRAS.tmp..333C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. ↑ Schröder, K.-P.; Smith, R. C. (2008). „Distant future of the Sun and Earth revisited“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. ↑ Carrington, D. (2000-02-21). „Date set for desert Earth“. BBC News. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 9 July 2014. ციტირების თარიღი: 2007-03-31. ↑ Milkomeda, Our Future Home. ციტირების თარიღი: 2015-09-27. ↑ Junko Ueda; et al. „Cold molecular gas in merger remnants. I. Formation of molecular gas disks“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 214 (1). arXiv:1407.6873. Bibcode:2014ApJS..214....1U. doi:10.1088/0067-0049/214/1/1. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin (1997). „A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.