( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)
Poiché la velocità della luce
è finita noi vediamo le galassie lontane nelle prime fasi della loro
vita. L'età di una galassia con un dato redshift può essere calcolata
sulla base del tasso di espansione del Universo. Tuttavia, questa
relazione dipende dal modello cosmologico, che deve quindi essere
sempre specificato quando si studia l'evoluzione delle galassie.
L'inizio dell'evoluzione delle galassie è stata segnata dalla la
formazione delle prime stelle a cui corrisponde un redshift intorno
10-20. La radiazione ultravioletta emessa dai primi oggetti ha
reionizzato il gas intergalattico, e ha reso l'Universo trasparente
alle radiazioni, e in questo modo le galassie lontane e quasar sono
visibile in linea di principio. Il più grande redshift osservato
attualmente è di circa 6,5. Secondo gli attuali ampiamente accettati
modelli cosmologici la maggior parte della materia nell'universo è in
una forma che non emette radiazioni, ed è solo osservabile mediante i
suoi effetti gravitazionali. In questa Teoria della Materia
Oscura (CDM) i primi sistemi a collassare e ad iniziare la
formazione delle stelle erano piccoli, con masse molto vicine a quelle
delle galassie nane. Le galassie più grandi si sono formate in seguito
quando questi frammenti più piccoli si sono raccolti in insiemi più
grandi. Questo modello, dove la maggior parte le stelle sono formate in
piccole galassie è di solito descritta come Modello
Gerarchico. Prima dell'introduzione della CDM, il modello
dominante è stato quello in cui più sistemi massicci sono stati i primi
ad iniziare a formare stelle, ed è spesso chiamato il Modello
Monolitico. In effetti la formazione della Via Lattea mostra
aspetti di entrambi i tipi di modelli. Gran parte delle nostre idee teoriche sull' evoluzione delle galassie è basata su simulazioni numeriche del collasso di nubi di gas e della formazione di stelle nelle nubi. I risultati dei modelli possono essere confrontati con i dati osservazionali. Dalle simulazioni a distribuzione della densità della materia oscura è prevista essere molto irregolare, contenente numerosi agglomerati. Il collasso sarà dunque altamente disomogeneo, sia nel modello gerarchico che in quello monolitico, e successive fusioni tra sistemi più piccoli dovrebbero essere comuni. Vi sono addizionali complicazioni. Il gas può essere espulso dalla galassia, o ci può essere un afflusso di nuovo gas. Le interazioni con l'ambiente possono radicalmente modificare il corso dell'evoluzione - in sistemi densi possono condurre alla completa fusione delle singole galassie in una galassia gigante ellittica. C'è ancora molto da imparare su come la formazione di stelle è influenzata dal generale stato dinamico della galassia e di come un nucleo attivo possa influenzare il processo di formazione. Le nostre conoscenze osservazionali sull'evoluzione delle galassie sta avanzando molto rapidamente. Ma una completa e generalmente acettata descrizione del modo in cui l'universo ha raggiunto il suo stato attuale non è ancora stata stabilita. Si possono citare solo alcuni degli aspetti più centrali dei processi che portano alle galassie che osserviamo attualmente. Evoluzione della densità e della luminosità. Il più elementare modo di studiare la formazione e l'evoluzione delle galassie è contare il loro numero, sia il numero delle più luminose che quelle di una data magnitudine limite o anche densità numerica in funzione del redshift. Questi conteggi possono essere confrontati con i numeri attesi se c'è nessuna evoluzione, e che dipendono dal modello cosmologico scelto. Essi possono quindi essere utilizzati sia come test cosmologici, o come prova di modelli evolutivi. Tuttavia, la situazione attuale è che sono disponibili più affidabili test cosmologici, e i conteggi numerici sono utilizzati principalmente per studiare l'evoluzione delle galassie. Ci sono due modelli in cui i conteggi sono condizionati dalla evoluzione delle galassie. Nell'evoluzione della densità il numero effettivo di galassie sta cambiando, mentre nell'evoluzione della luminosità solo la luminosità delle singole galassie si sta evolvendo. La forma più semplice di evoluzione della luminosità è chiamato evoluzione passiva della luminosità , ed è dovuta al cambiamento di luminosità delle stelle durante la normale evoluzione stellare. Una pura evoluzione della luminosità dovrebbe essere predominante nel modello monolitico. Nel modello gerarchico l'evoluzione della densità sarà più importante, dal momento che in questo modello le galassie più piccole sono in misura maggiore distrutte per produrre quelle più grandi e luminose. La figura fornisce un esempio dei risultati di conteggi numerici. Un modello senza evoluzione non può spiegare questi conteggi osservati, e devono essere introdotti diversi modelli che incorporano effetti evolutivi. Tuttavia, un modello unico non può essere determinato utilizzando solo i conteggi numerici. GALASSIE DISTANTI. Un approccio più diretto alla
formazione delle galassie è la ricerca diretta degli oggetti più
lontani visibili. Un risultato sorprendente che la ricerca di galassie
molto distanti ha rivelato è che alcune galassie con masse stellari
1011 -1012 M⊙ si erano già
formate attorno un redshift di 1-2, e quelle con masse
1010M⊙ con un redshift 3, o anche 5-6,
quando l'universo era vecchio solo 1 miliardo di anni. Questa rapida
comparsa di formazione stellare in galassie massiccie è contro le
aspettative che le prime stelle si siano formate in galassie nane.
Anche per sistemi vicini vi è scarsità di galassie nane rispetto alle
stime della teoria CDM. L'evidenza osservazionale sembra che punta
nella direzione del ridimensionamento: la formazione stellare è
inizialmente in gran parte confinata ai sistemi massicci, e inizia a
spostarsi verso i sistemi più piccoli stema ad un redshift di 2-1. I
processi coinvolti nello schema gerarchico possono quindi sostituirsi
come la più forza importante guidare l'evoluzione delle galassie. EVOLUZIONE DEI NUCLEI DI GALASSIE ATTIVI. La prima chiara indicazione di evoluzione cosmica è stata nel numero di radio galassie e quasar. Già alla fine degli anni 1960 stava diventando chiaro che la densità dei quasar aumentava drasticamente verso i redshift più alti. Approssimativamente, la densità numerica dei quasar aumenta rispetto alla presente densità di un fattore 100 ad un massimo al redshift di 2. Il comportamento osservato può essere dovuto sia alla evoluzione della densità o che all'evoluzione della luminosità. La densità di radiogalassie ha anche un massimo a redshift di circa 1,5-3, che è a volte indicato come l'era del quasar. LA STORIA DELLA FORMAZIONE STELLARE NELL'UNIVERSO . Da quando l'Universo ha contenuto solo gas neutro come per le prime stelle hanno cominciato a formare, la descrizione più generale di come galassie venuto essere è in termini di tasso con cui il gas viene trasformato in stelle. La storia della formazione stellare indietro a un redshift circa 6 è mostrato. Il tasso di formazione stellare era di circa un ordine di grandezza più grande del suo valore corrente alla redshift 1-2. Per redshift ancora più grandi che sembra essere rimasto quasi costante o sia diminuita lentamente. |
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