Galaktyki z symulacji inne od rzeczywistych

Nowa symulacja ewolucji galaktyk, powstała na bazie obowiązującego modelu kosmologicznego, podaje w wątpliwość ów model. Okazuje się, że galaktyki w symulacji wyglądają inaczej niż te obserwowane we wszechświecie. Co to może potencjalnie oznaczać dla teorii Wielkiego Wybuchu i wieku wszechświata?

Ewolucja wszechświata od tzw. Wielkiego Wybuchu 13,8 mld lat temu do dzisiaj – na bazie modelu kosmologicznego Lambda-CDM¹ – pozostaje najbardziej popularną teorią naukową. Jednak nie jest ona przyjmowana przez wszystkich naukowców i czasami napotyka na pewne dziwne przeszkody. Należą do nich m.in. problem litu, problem kosmicznego świtu, problem gwiazd III populacji, czy też problem różnic w rotacji galaktyk spiralnych. Teraz do tych problemów dołączył kolejny, który również dotyczy ewolucji galaktyk.

Na początku lutego 2022 roku “The Astrophysical Journal” opublikował artykuł The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology. Autorzy artykułu, Moritz Haslbauer i inni (w większości pochodzący z Uniwersytetu Fryderyka Wilhelma w niemieckim Bonn), stworzyli symulację ewolucji galaktyk na podstawie modelu kosmologicznego Lambda-CDM. Postanowili sprawdzić, jak według tego modelu galaktyki mogły ewoluować².

Galaktyki i ich klasyfikacja

Astrofizycy zasadniczo dzielą galaktyki na tzw. galaktyki “późnego typu” i “wczesnego typu”³. Jednak są to określenia mylące. Dawniej wierzyli w ewolucję galaktyk zgodnie z treścią nadanych im określeń. Obecnie naukowcy uważają, że galaktyki “późnego typu” ewoluują w galaktyki “wczesnego typu”, głównie dzięki zderzeniom galaktyk i ich łączeniu się. Jednak określenia te zdążyły się już utrwalić⁴.

Galaktyki “późnego typu” to głównie galaktyki spiralne (oznaczone literą S i odpowiednimi literami w zależności od kształtu). Należą do nich m.in. Droga Mleczna czy Galaktyka Andromedy. W tych galaktykach gwiazdy poruszają się zwykle po stabilnych, z grubsza kołowych orbitach wokół środka masy galaktyki. Ponadto należą do nich galaktyki nieregularne (oznaczone jako Irr).

Z kolei galaktyki “wczesnego typu” to przede wszystkim galaktyki eliptyczne (oznaczone literą E i cyfrą oznaczającą stopień ich eliptyczności). W tych galaktykach gwiazdy poruszają się w sposób dość przypadkowy. Natomiast galaktyki soczewkowate (S0, SB0 lub E8), czyli pośrednie między eliptycznymi a spiralnymi, zaliczane bywają do jednej bądź drugiej grupy.

Galaktyki z symulacji okazały się inne niż w rzeczywistości

Dzięki Sloan Digital Sky Survey wiemy, że około 80% wszystkich lokalnych galaktyk to galaktyki “późnego typu” (głównie spiralne i soczewkowate). Wiele z nich nie posiada tzw. zgrubienia centralnego. Jednak symulacja przeprowadzona przez naukowców z Uniwersytetu w Bonn, oparta o model Lambda-CDM, ukazuje bardzo niewielką ilość tego typu galaktyk⁵. Dzieje się tak częściowo dlatego, że w symulacji galaktyki z czasem tracą swój moment pędu⁶. To dzięki niemu galaktyki spiralne zachowują swój kształt. Te różnice między teoriami a obserwacjami są znane już od lat 90. XX wieku i określane jako “problem momentu pędu”.

Oprócz tego pojawia się problem zderzeń galaktyk. Naukowcy uważają, że gdy dochodzi do zderzenia się dwóch galaktyk, to powstaje bardzo duże zgrubienie centralne dające początek galaktykom eliptycznym. Symulacja z Bonn pokazuje wszechświat, w którym zderzenia galaktyk są powszechne. Według niej około 95% galaktyk miało połączyć się z inną galaktyką w ciągu ostatnich 10 miliardów lat. Z tych 95% około 69% galaktyk o podobnej masie swoich halo⁷ miało przynajmniej raz połączyć się ze sobą.

Jednak obserwacje astronomiczne mówią nam coś zupełnie innego: zderzenia galaktyk są dużo rzadsze niż pokazuje symulacja. Galaktyki “wczesnego typu” (eliptyczne), mające być efektem tych zderzeń, są w mniejszości. Co więcej, połowa galaktyk “późnego typu” nie posiada zgrubienia centralnego na tyle masywnego, aby powstało w wyniku zderzenia dwóch galaktyk⁸.

Podsumowanie

Naukowcy uznali, że szanse, aby w ramach modelu Lambda-CDM powstały istniejące galaktyki wynoszą zaledwie 1 do 1,7×10³⁵. Krótko mówiąc, szanse są skrajnie znikome. Skąd takie duże różnice między symulacją a obserwacjami? Wygląda na to, że albo model kosmologiczny Lambda-CDM jest błędny (sami autorzy postulują model MOND, czyli zmodyfikowaną dynamikę newtonowską, która jednak posiada własne wady), albo po prostu upłynęło zbyt mało czasu na to, żeby wykształciła się odpowiednia ilość galaktyk “wczesnego typu” (eliptycznych). Ale jeżeli model Lambda-CDM jest poprawny, to w takim razie ile czasu wszechświat naprawdę istnieje?

Powyższy konflikt między teoretycznymi symulacjami a obserwowaną rzeczywistością pokazuje nam, że świeckie teorie naukowe wciąż mogą się poważnie mylić. Wyniki powyższej symulacji zdają się potwierdzać, że wszechświat jest dużo młodszy niż się powszechnie wierzy. Jest to zgodne z Pismem Świętym, które od samego początku głosi, że stworzony przez Boga wszechświat jest stosunkowo młody.

Przypisy

1. Z ang. Lambda cold dark matter. W tym modelu cały wszechświat składa się z trzech elementów: (1) stałej kosmologicznej Lambda (Λ) kojarzonej z ciemną materią, (2) zimnej ciemnej materii i (3) zwykłej materii.
2. Haslbauer M. et al., The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology, “The Astrophysical Journal”, 925 (2), 1 lutego 2022, https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac46ac
3. Zambrzycka-Kościelnicka E., Rodzaje galaktyk. Jakie galaktyki obserwują astronomowie? Ile jest ich we Wszechświecie?, National Geographic, 31 marca 2022, https://www.national-geographic.pl/artykul/rodzaje-galaktyk-jakie-galaktyki-obserwuja-astronomowie-ile-jest-ich-we-wszechswiecie
4. Devlin S., Spiral galaxies: too many for the big bang, Creation Ministries International, 26 kwietnia 2022, https://creation.com/spiral-galaxies
5. Haslbauer M., op. cit.
6. Moment pędu – wielkość fizyczna opisująca ruch obrotowy danego ciała lub grupy ciał. 
7. Halo galaktyczne – sferyczny obszar materii, który otacza dysk galaktyki spiralnej, zawierający głównie gromady kuliste i bardzo niewiele pojedynczych gwiazd.
8. Devlin S., op. cit.