อนาคตทางช้างเผือก: Milkomeda และอื่นๆ

การรวมตัวที่คาดการณ์ระหว่างทางช้างเผือกและแอนโดรเมดา และชะตากรรมระยะยาวของกาแล็กซีในจักรวาลที่ขยายตัวอยู่

กาแล็กซีมีวิวัฒนาการอย่างต่อเนื่องตลอดเวลาคอสมิก โดยรวมตัวผ่านการรวมตัว เปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ จากกระบวนการภายใน และบางครั้งเคลื่อนที่ไปสู่การปฏิสัมพันธ์กับเพื่อนบ้าน ทางช้างเผือกของเราไม่ใช่ข้อยกเว้น: มันโคจรอยู่ใน กลุ่มท้องถิ่น ของกาแล็กซี และหลักฐานการสังเกตยืนยันว่ามันอยู่บนเส้นทางชนกับเพื่อนร่วมทางที่ใหญ่ที่สุด คือ กาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31) การรวมตัวครั้งยิ่งใหญ่นี้ ซึ่งมักเรียกว่า “มิลโคเมดา” จะเปลี่ยนแปลงภูมิทัศน์จักรวาลท้องถิ่นอย่างลึกซึ้งในอีกหลายพันล้านปีข้างหน้า แต่แม้เกินกว่ากิจกรรมนี้ การขยายตัวของจักรวาลที่เร่งตัวขึ้นก็เป็นเวทีสำหรับเรื่องราวที่ไกลกว่านั้นเกี่ยวกับการแยกตัวของกาแล็กซีและชะตากรรมสุดท้าย ในบทความนี้ เราจะสำรวจว่าทำไมและอย่างไรทางช้างเผือกและแอนโดรเมดาจะรวมตัวกัน ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้สำหรับทั้งสองกาแล็กซี และชะตากรรมระยะยาวของกาแล็กซีในจักรวาลที่ขยายตัวอย่างต่อเนื่อง

1. การรวมตัวที่กำลังจะมาถึง: ทางช้างเผือกและแอนโดรเมดา

1.1 หลักฐานของเส้นทางการชน

การวัดการเคลื่อนที่ของ แอนโดรเมดา เทียบกับทางช้างเผือกอย่างแม่นยำแสดงให้เห็นว่ามันมี การเลื่อนสีน้ำเงิน — เคลื่อนที่เข้าหาเราที่ความเร็วประมาณ 110 กม./วินาที การศึกษาความเร็วรัศมีในช่วงแรกบ่งชี้ถึงการชนในอนาคต แต่ความเร็วในแนวขวางยังไม่แน่นอนเป็นเวลาหลายสิบปี ข้อมูลจากการสังเกตของ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล และการปรับปรุงในภายหลัง (รวมถึงข้อมูลจาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศไกอา) ได้ระบุการเคลื่อนที่ที่แท้จริงของแอนโดรเมดา ยืนยันว่ามันอยู่บนเส้นทางชนตรงกับทางช้างเผือกของเราในประมาณ 4 ถึง 5 พันล้านปี [1,2]

1.2 บริบทของกลุ่มท้องถิ่น

แอนโดรเมดา (M31) และทางช้างเผือกเป็นกาแล็กซีที่ใหญ่ที่สุดสองแห่งใน กลุ่มท้องถิ่น ซึ่งเป็นกลุ่มกาแล็กซีขนาดกลางกว้างประมาณ 3 ล้านปีแสง เพื่อนบ้านของเรา กาแล็กซี ตรีโกณมิติ (M33) โคจรใกล้แอนโดรเมดาและอาจถูกดึงเข้าไปในการชนในอนาคต กาแล็กซีแคระขนาดเล็ก (เช่น เมฆแมกเจลแลนและแคระต่างๆ) กระจายอยู่รอบนอกของกลุ่มท้องถิ่นและอาจได้รับผลกระทบจากแรงน้ำขึ้นน้ำลงหรือกลายเป็นดาวบริวารของระบบที่รวมตัวกัน

1.3 ช่วงเวลาและพลวัตการชน

การจำลองแสดงให้เห็นว่าการผ่านครั้งแรกของแอนโดรเมดาและทางช้างเผือกจะเกิดขึ้นในประมาณ 4–5 พันล้านปี อาจนำไปสู่การพบกันอย่างใกล้ชิดหลายครั้งก่อนการ รวมตัว สุดท้ายประมาณ 6–7 พันล้านปีจากนี้ ในช่วงเวลานี้:

แรงน้ำขึ้นน้ำลง จะยืดแผ่นก๊าซและดาวฤกษ์ออกไป อาจสร้างหางน้ำขึ้นน้ำลงหรือโครงสร้างวงแหวน
การก่อตัวของดาว อาจเพิ่มขึ้นชั่วคราวในบริเวณก๊าซที่ทับซ้อนกัน
การป้อนหลุมดำ อาจเพิ่มความเข้มข้นในบริเวณนิวเคลียร์หากแก๊สถูกดันเข้าสู่ภายในมากขึ้น

ในที่สุด คู่กาแล็กซีนี้คาดว่าจะตั้งตัวเป็นกาแล็กซีชนิด วงรีหรือเลนติกูลาร์ขนาดใหญ่ ซึ่งบางครั้งเรียกว่า “มิลโคมีดา” เนื่องจากเนื้อหาดาวฤกษ์ที่รวมกัน [3]

2. ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้ของการรวมตัวมิลโคมีดา

2.1 เศษซากวงรีหรือสเฟอรอยด์ยักษ์

การรวมตัวครั้งใหญ่—โดยเฉพาะระหว่างเกลียวที่มีมวลใกล้เคียงกัน—มักทำลายโครงสร้างดิสก์ นำไปสู่สเฟอรอยด์ที่ได้รับการสนับสนุนโดยแรงดันซึ่งเป็นลักษณะเฉพาะของกาแล็กซีวงรี รูปร่างสุดท้ายของมิลโคมีดาน่าจะขึ้นอยู่กับ:

เรขาคณิตวงโคจร: หากการปะทะเป็นศูนย์กลางและสมมาตร อาจก่อตัวเป็นกาแล็กซีวงรีแบบคลาสสิก
แก๊สที่เหลือ: หากมีแก๊สเหลือเพียงพอที่ยังไม่ถูกใช้หรือถูกลอกออก เศษซากแบบเลนติกูลาร์ (S0) อาจพัฒนาเป็นดิสก์หรือวงแหวนเล็ก ๆ หลังการรวมตัว
มวลฮาโลมืด: ฮาโลรวมของทางช้างเผือกและแอนโดรเมดาจะกำหนดสภาพแวดล้อมแรงโน้มถ่วง ส่งผลต่อการกระจายตัวของดาวฤกษ์

การจำลองกาแล็กซีเกลียวที่มีสัดส่วนแก๊สสูงแสดงให้เห็นช่วงการระเบิดการก่อตัวดาวฤกษ์ในระหว่างการชน แต่ใน 4–5 พันล้านปี แหล่งแก๊สของทางช้างเผือกจะลดลงต่ำกว่าปัจจุบัน ดังนั้นแม้ว่าการก่อตัวดาวฤกษ์บางส่วนอาจถูกกระตุ้น แต่ก็อาจไม่รุนแรงเท่ากับการรวมตัวของแก๊สที่อุดมสมบูรณ์ในยุคเรดชิฟต์สูง [4]

2.2 ปฏิสัมพันธ์ของ SMBH ศูนย์กลาง

หลุมดำศูนย์กลางของทางช้างเผือก (Sgr A*) และหลุมดำขนาดใหญ่ของแอนโดรเมดาอาจหมุนวนเข้าหากันในที่สุดผ่าน แรงเสียดทานพลวัต การรวมตัวของหลุมดำเหล่านี้อาจปล่อยคลื่นความโน้มถ่วงที่ทรงพลังในขั้นตอนสุดท้าย (แม้ว่าจะมีแอมพลิจูดต่ำเมื่อเทียบกับเหตุการณ์ที่มีมวลมากกว่าหรืออยู่ไกลกว่า) หลุมดำมวลมหาศาลที่รวมกันอาจตั้งอยู่ใกล้ศูนย์กลางของเศษซากวงรี และอาจส่องสว่างเป็น AGN หากมีแก๊สเพียงพอไหลเข้าสู่ภายใน

2.3 ชะตากรรมของระบบสุริยะ

ในเวลาที่เกิดการชน ดวงอาทิตย์ จะมีอายุประมาณเท่ากับอายุของจักรวาลในปัจจุบัน ใกล้จะสิ้นสุดช่วงการเผาไหม้ไฮโดรเจน ความสว่างของดวงอาทิตย์คาดว่าจะเพิ่มขึ้น ซึ่งอาจทำให้โลกไม่เหมาะสมสำหรับสิ่งมีชีวิตไม่ว่าจะเกิดการรวมตัวของกาแล็กซีหรือไม่ ในเชิงพลวัต ระบบสุริยะอาจยังคงโคจรรอบศูนย์กลางของกาแล็กซีใหม่ หรือการรบกวนนิดหน่อยในวงโคจรอาจทำให้มันอยู่ไกลออกไปในฮาโล แต่ไม่น่าจะถูกขับออกไปทางกายภาพหรือถูกกลืนโดยหลุมดำ [5]

3. กาแล็กซีอื่น ๆ ในกลุ่มท้องถิ่นและดาวบริวารแคระ

3.1 กาแล็กซีไตรแองกูลัม (M33)

M33 ซึ่งเป็นกาแล็กซีเกลียวที่ใหญ่เป็นอันดับสามในกลุ่มท้องถิ่น โคจรรอบแอนโดรเมดาและอาจถูกดึงเข้าสู่กระบวนการรวมตัว ขึ้นอยู่กับรายละเอียดวงโคจร M33 อาจรวมตัวกับเศษซากของแอนโดรเมดา–ทางช้างเผือกในไม่ช้าหลังจากนั้น หรืออาจถูกทำลายโดยแรงดึงดูด ปรากฏการณ์การสังเกตแสดงให้เห็นว่า M33 มีแก๊สค่อนข้างมาก ดังนั้นหากมันรวมตัว อาจเพิ่มการระเบิดการก่อตัวดาวฤกษ์ในภายหลังให้กับระบบวงรีที่เพิ่งก่อตัวขึ้น

3.2 ปฏิสัมพันธ์ของดาวบริวารแคระ

กลุ่มท้องถิ่นประกอบด้วยกาแล็กซีแคระหลายสิบแห่ง (เช่น เมฆแมกเจลแลน ดาวแคระราศีธนู LGS 3 เป็นต้น) บางแห่งอาจชนหรือถูกกลืนโดยกาแล็กซีมิลโคเมดาที่รวมตัวกัน ในช่วงเวลาหลายพันล้านปี การรวมตัวเล็ก ๆ ซ้ำ ๆ กับกาแล็กซีแคระอาจช่วยเพิ่มฮาโลดาวฤกษ์ ทำให้ระบบสุดท้ายหนาขึ้น เหตุการณ์เหล่านี้แสดงให้เห็นว่าการประกอบแบบลำดับชั้นยังคงดำเนินต่อไปแม้หลังจากที่กาแล็กซีเกลียวใหญ่รวมตัวกันแล้ว

4. มุมมองจักรวาลวิทยาระยะยาว

4.1 การขยายตัวเร่งความเร็วและการแยกตัวของกาแล็กซี

นอกเหนือจากช่วงเวลาการก่อตัวของมิลโคเมดา การขยายตัวเร่งความเร็ว ของจักรวาล (ขับเคลื่อนโดยพลังงานมืด) หมายความว่ากาแล็กซีที่ยังไม่ถูกแรงโน้มถ่วงผูกมัดกับเราจะ ถอยห่าง จนเกินกว่าที่จะตรวจจับได้ ในช่วงเวลาหลายสิบพันล้านปี กลุ่มท้องถิ่น (หรือสิ่งที่เหลืออยู่ของมัน) จะยังคงผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง ในขณะที่กระจุกดาวที่ไกลกว่าจะเคลื่อนที่ออกไปเร็วกว่าความเร็วแสงในระยะทางที่แสงจะตามไม่ทัน สุดท้าย มิลโคเมดาและดาวบริวารที่ถูกจับจะกลายเป็น “จักรวาลเกาะ” ที่แยกตัวออกจากกระจุกดาวอื่น ๆ [6]

4.2 การหมดไปของการก่อตัวดาว

เมื่อเวลาคลื่นจักรวาลผ่านไป แหล่งก๊าซจะมีจำกัด การรวมตัวและป้อนกลับสามารถทำให้ก๊าซที่เหลือร้อนขึ้นหรือถูกขับออก และก๊าซสดใหม่จากเส้นใยจักรวาลก็มีน้อยลงในยุคหลัง ๆ ในช่วงเวลาหลายร้อยพันล้านปี อัตราการก่อตัวดาวจะลดลงจนเกือบเป็นศูนย์ เหลือเพียงซากดาวที่แก่กว่าและแดงกว่า กาแล็กซีวงรีสุดท้ายอาจเลือนราง มีแสงสลัวจากดาวแดง ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำเท่านั้น

4.3 การครอบงำของหลุมดำและซากดาวมวลดาวฤกษ์

อีกหลายล้านล้านปีข้างหน้า ดาวหรือซากดาวที่เหลือในมิลโคเมดาจะค่อย ๆ เลือนหายหรือถูกขับออก โครงสร้างที่ใหญ่ที่สุดในอนาคตที่มืดมิดน่าจะเป็นหลุมดำ (SMBH ที่ศูนย์กลางบวกซากดาวมวลดาวฤกษ์) และสสารฮาโลที่เบาบาง รังสีฮอว์กิงในช่วงเวลาที่ยาวนานอย่างไม่น่าเชื่ออาจทำให้หลุมดำระเหยได้ แม้ว่าสิ่งนี้จะเกินกว่าช่วงเวลาทางดาราศาสตร์ปกติ [9, 10]

5. ข้อมูลเชิงสังเกตและทฤษฎี

5.1 การติดตามการเคลื่อนที่ของแอนโดรเมดา

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล วัดเวกเตอร์ความเร็วของแอนโดรเมดาอย่างละเอียด ยืนยันเส้นทางการชนที่มีการเบี่ยงเบนเชิงสัมผัสน้อย ข้อมูลเพิ่มเติมจาก ไกอา ช่วยปรับปรุงวงโคจรของแอนโดรเมดาและ M33 ให้ชัดเจนขึ้น ทำให้เข้าใจเรขาคณิตการเข้าใกล้มากขึ้น [7] ภารกิจวัดตำแหน่งอวกาศในอนาคตอาจช่วยปรับปรุงการทำนายเวลาการชนได้อีก

5.2 การจำลอง N-Body ของกลุ่มท้องถิ่น

การจำลองโดย ศูนย์บินอวกาศกอดดาร์ดของนาซา และองค์กรอื่น ๆ แสดงให้เห็นว่า หลังจากการเข้าใกล้ครั้งแรกในช่วงประมาณ 4–5 พันล้านปี ทางช้างเผือกและแอนโดรเมดาอาจมีการผ่านกันหลายครั้ง ก่อนจะรวมตัวกันในอีกไม่กี่ร้อยล้านปีต่อมา สร้างระบบขนาดใหญ่ที่คล้ายกับกาแล็กซีวงรีแบบยักษ์ แบบจำลองเหล่านี้ยังติดตามปฏิสัมพันธ์ของ M33 เศษซากน้ำขึ้นน้ำลงที่เหลือ และการระเบิดของการก่อตัวดาวนิวเคลียร์ในศูนย์กลางที่รวมตัวกัน [8]

5.3 ชะตากรรมของกระจุกนอกกลุ่มท้องถิ่น

ด้วยการเร่งความเร็วของจักรวาล ซุปเปอร์คลัสเตอร์ท้องถิ่น จะแยกตัวออกจากเรา—กระจุกไกล ๆ จะถอยห่างออกไปเกินขอบฟ้าการสังเกตของเราภายในหลายสิบพันล้านปี การสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวาที่เรดชิฟต์สูงเผยให้เห็นว่าพลังงานมืดครองการขยายตัวของจักรวาล ซึ่งหมายถึงอัตราที่เพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ดังนั้น แม้ว่ากาแล็กซีท้องถิ่นจะรวมตัวกัน แต่ส่วนที่เหลือของโครงข่ายจักรวาลจะแตกออกเป็น “จักรวาลเกาะ” ที่แยกตัว

6. เหนือกว่ามิลโคเมดา: ช่วงเวลาสุดท้ายของจักรวาล

6.1 ยุคเสื่อมโทรมของจักรวาล

หลังจากการก่อตัวของดาวหยุดลง กาแล็กซี (หรือระบบที่รวมตัวกัน) จะค่อย ๆ พัฒนาเข้าสู่ “ยุคเสื่อมโทรม” ที่ซากดาว (ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หลุมดำ) มีบทบาทโดดเด่น การชนกันแบบสุ่มของดาวแคระน้ำตาลหรือซากดาวอาจกระตุ้นการก่อตัวของดาวระดับต่ำหรือแสงวูบวาบ แต่โดยเฉลี่ยแล้ว จักรวาลจะมืดลงอย่างมาก

6.2 ความเป็นไปได้ของการครองอำนาจของหลุมดำ

หากมีเวลามากพอ (หลายร้อยพันล้านถึงล้านล้านปี) การปะทะทางแรงโน้มถ่วงสามารถขับดาวจำนวนมากออกจากฮาโลของกาแล็กซีที่รวมตัวกัน ในขณะเดียวกัน หลุมดำมวลมหาศาลยังคงอยู่ที่ศูนย์กลางกาแล็กซี ในที่สุด หลุมดำอาจเป็นแหล่งแรงโน้มถ่วงหลักเพียงอย่างเดียวในพื้นที่จักรวาลที่ร้างผู้คน รังสีฮอว์กิงในช่วงเวลาที่ยาวนานอย่างไม่น่าเชื่ออาจทำให้หลุมดำระเหยได้ แม้ว่าสิ่งนี้จะเกินกว่าช่วงเวลาทางดาราศาสตร์ปกติ [9, 10]

6.3 มรดกของกลุ่มท้องถิ่น

ในยุค “ความมืด” มิลโคเมดาน่าจะเป็นโครงสร้างกาแล็กซีวงรีขนาดใหญ่เพียงหนึ่งเดียวที่ประกอบด้วยซากดาวของทางช้างเผือก แอนโดรเมดา M33 และดาวแคระ หากกาแล็กซีหรือกระจุกนอกเหนือขอบฟ้าของเรา สิ่งที่เหลืออยู่ในท้องถิ่นคือเกาะรวมตัวนี้ที่ค่อย ๆ เลือนหายเข้าสู่ค่ำคืนจักรวาล

7. บทสรุป

ทางช้างเผือก และ แอนโดรเมดา กำลังมุ่งสู่การรวมตัวของจักรวาลอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ นั่นคือ การรวมตัวของกาแล็กซีครั้งใหญ่ ที่จะเปลี่ยนแปลงแกนกลางของกลุ่มท้องถิ่น ในเวลาประมาณ 4–5 พันล้านปี กาแล็กซีเกลียวทั้งสองจะเริ่มการเต้นรำของการบิดเบือนแรงน้ำขึ้นน้ำลง การระเบิดของดาว และการป้อนเชื้อหลุมดำ จนกระทั่งกลายเป็น กาแล็กซีวงรีขนาดใหญ่ หนึ่งเดียว—“มิลโคเมดา” กาแล็กซีขนาดเล็กอย่าง M33 อาจเข้าร่วมการรวมตัวนี้ ในขณะที่ดาวแคระจะถูกกลืนหรือรวมเข้าไป

มองไปไกลกว่านั้น การเร่งความเร็วของจักรวาลแยกเศษซากนี้ออกจากโครงสร้างอื่น ๆ นำไปสู่อยุคของ ความโดดเดี่ยวของกาแล็กซี ที่การก่อตัวของดาวค่อย ๆ หยุดลง ในช่วงเวลาหลายสิบถึงหลายร้อยพันล้านปี ขั้นตอนสุดท้ายของจักรวาลจะเผยออกมา—ดาวตาย หลุมดำครองอำนาจ และผืนผ้าจักรวาลที่เคยอุดมสมบูรณ์กลายเป็นพื้นที่มืดมิดและมวลสารที่นิ่งเฉย อย่างไรก็ตาม ในอีกหลายพันล้านปีข้างหน้า มุมหนึ่งของจักรวาลของเรายังคงมีชีวิตชีวา โดยการชนกันของแอนโดรเมดาที่ใกล้เข้ามาจะเป็นดอกไม้ไฟสุดท้ายที่น่าตื่นตาตื่นใจของการรวมตัวกาแล็กซีในกลุ่มท้องถิ่น

บรรณานุกรมและการอ่านเพิ่มเติม

แวน เดอร์ มาเรล, R. P., และคณะ (2012). “เวกเตอร์ความเร็วของ M31. III. วิวัฒนาการวงโคจรในอนาคตของทางช้างเผือก–M31–M33, การรวมตัว, และชะตากรรมของดวงอาทิตย์.” The Astrophysical Journal, 753, 9.
แวน เดอร์ มาเรล, R. P., & กูฮาทาคูร์ตา, P. (2008). “ความเร็วขวางของ M31 และมวลกลุ่มท้องถิ่นจากจลนศาสตร์ดาวบริวาร.” The Astrophysical Journal, 678, 187–199.
ค็อกซ์, T. J., & โลเอบ, A. (2008). “การชนระหว่างทางช้างเผือกและแอนโดรเมดา.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 461–474.
ฮอปกินส์, P. F., และคณะ (2008). “แบบจำลองรวมเดียวที่ขับเคลื่อนโดยการรวมตัวของต้นกำเนิดการระเบิดของดาว, ควาซาร์, และสเฟียรอยด์.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
แซ็คแมน, I.-J., & บูทรอยด์, A. I. (2003). “ดวงอาทิตย์ของเรา. III. ปัจจุบันและอนาคต.” The Astrophysical Journal, 583, 1024–1039.
รีส, A. G., และคณะ (1998). “หลักฐานจากการสังเกตซูเปอร์โนวาสำหรับจักรวาลที่เร่งความเร็วและค่าคงที่จักรวาล.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
ความร่วมมือ Gaia (2018). “การปล่อยข้อมูล Gaia ครั้งที่ 2. แผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์จากการสังเกต.” Astronomy & Astrophysics, 616, A1.
คัลลิวายาลิล, N., และคณะ (2013). “การเคลื่อนที่จริงของเมฆแมกเจลแลนในยุคที่สาม. III. ประวัติการเคลื่อนที่ของเมฆแมกเจลแลนและชะตากรรมของกระแสแมกเจลแลน.” The Astrophysical Journal, 764, 161.
อดัมส์, F. C., & ลาฟลิน, G. (1997). “จักรวาลที่กำลังตาย: ชะตากรรมระยะยาวและวิวัฒนาการของวัตถุทางดาราศาสตร์.” Reviews of Modern Physics, 69, 337–372.
ฮอว์คิง, S. W. (1975). “การสร้างอนุภาคโดยหลุมดำ.” Communications in Mathematical Physics, 43, 199–220.

← บทความก่อนหน้า หัวข้อถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา