Galaktikos – visos didelės, bet kai kurios labiau

Mūsų Paukščių Takas yra tik viena galaktika iš daugiau nei šimto milijardų, esančių regimojoje Visatos dalyje. Prieš maždaug šimtą metų astronomai suvokė, kad per teleskopus matomi spiraliniai ūkai iš tiesų yra kitos „salos-Visatos“, nepriklausančios Paukščių Takui, ir pradėjo aiškintis apie jų savybes, įvairovę bei evoliuciją. O galaktikų įvairovė yra tikrai didelė – skiriasi jų dydžiai, masės, formos, spalvos, aktyvumas ir kiti jose vykstantys procesai, aplinka... Apie galaktikų fiziką rašomos storiausios knygos, jai suprasti kuriami didžiausi skaitmeniniai modeliai, atliekami platūs apžvalginiai ir gilūs pavienių objektų stebėjimai.

Galaktikos masė apsprendžia nemažą dalį kitų jos savybių. Mažesnės masės galaktikų dydis įprastai irgi mažesnis, jose formuojasi mažiau žvaigždžių, mažiau tvarkinga jų forma, rečiau pasitaiko aktyvumo epizodų. Dažnai galaktikos skirstomos į „dideles“ ir „nykštukines“, nors, kaip ir dažnai astronomijoje, griežtos ribos tarp šių klasių nėra. Šiame pažintiniame straipsnyje pristatysiu, kodėl galaktikų masės skiriasi ir kaip tai paveikia jų kitas savybes bei evoliuciją.

Andromedos galaktika. Šiek tiek žemiau jos matyti nykštukinė galaktika M110, o į viršų ir kiek kairiau nuo Andromedos centro – kita nykštukė M32. Abi jos yra Andromedos palydovės. Šaltinis: Adam Evans, Wikimedia commons
Andromedos galaktika. Šiek tiek žemiau jos matyti nykštukinė galaktika M110, o į viršų ir kiek kairiau nuo Andromedos centro – kita nykštukė M32. Abi jos yra Andromedos palydovės. Šaltinis: Adam Evans, Wikimedia commons

Šio teksto nebūtų, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje – ačiū jiems! Jei manote, kad mano rašiniai verti vieno kito jūsų dolerio, mane paremti galite ir jūs.

Vienas iš pagrindinių pastarojo šimtmečio astronominių pasiekimų yra supratimas, kaip susiformavo dabar matoma Visatos struktūra – galaktikos ir jų spiečiai. Nors kol kas atsakyti toli gražu ne visi klausimai, bendras vaizdas yra gana aiškus ir toks išlieka pastaruosius du dešimtmečius. Visatą sudaro apie 67% tamsiosios energijos, 28% tamsiosios materijos ir 5% barionų – mums įprastos medžiagos, iš kurios sudaryta visa, ką matome. Šie komponentai atsirado prieš 13,8 milijardo metų per Didįjį sprogimą, bet tamsiosios energijos svarba laikui bėgant tik auga. Tamsioji energija nulemia Visatos plėtimosi greitėjimą, o materija, veikiama gravitacijos, formuoja struktūras. Pirmieji medžiagos telkiniai Visatoje buvo, astronominiais mastais kalbant, labai maži – greičiausiai gerokai mažesnės masės nei Saulė. Laikui bėgant, jie jungėsi tarpusavyje, formuodami pirmuosius galaktikų halus. Į tamsiosios medžiagos halus krito dujos, juose formavosi pirmosios žvaigždės. Stebėdami tolimas galaktikas, galime sekti šio proceso eigą – matome, kad senais laikais galaktikos buvo gerokai mažiau tvarkingos, nei dabar. Daugybė masyvių dujų telkinių, iš kurių formavosi galaktika, tuomet dar nebuvo išsisklaidę didesniame darinyje.

Galaktikos augo ir tebeauga dėl dviejų priežasčių: medžiagos akrecijos ir susiliejimų. Pasklidusi tarpgalaktinė medžiaga – ir tamsioji, ir barioninė, traukiama galaktikų gravitacijos, po truputį krenta į jas. Barioninę medžiagą galaktikos gali išmesti lauk, bet laikui bėgant vis tiek po truputį auga. Susiliejimai, kaip galima spręsti iš pavadinimo, yra dviejų galaktikų susijungimai. Jų metu daug medžiagos gali išlėkti iš sistemos, bet nauja galaktika vis tiek yra masyvesnė už susijungime dalyvavusias. Abu procesai labai priklauso nuo galaktikos aplinkos: jei galaktika auga tankesnėje (dažnai sakoma „turtingesnėje“) aplinkoje, ji ir medžiagos daugiau prisirinks, ir susiliejimų daugiau patirs. O auganti retesnėje – vargingesnėje – aplinkoje ir maisto turės mažiau. Procesai iš dalies yra ir stochastiški, kitaip tariant, nulemti pradinių sąlygų ir beveik atsitiktiniai. Net ir vienodoje aplinkoje esančios galaktikos juda skirtingomis trajektorijomis, todėl jų istorijos gali būti labai skirtingos. Viena, patyrusi porą dėkingų susiliejimų, išauga, pradeda traukti aplinkinę medžiagą ir sėkmingai auga toliau. Kita, kuriai ne taip pasisekė, lieka nuošalyje, ją supusi medžiaga nutraukiama masyvesnės kaimynės, ir galaktika lieka neūžauga iki šių dienų. Taigi laikui bėgant auga ir vidutinė galaktikų masė, ir nuokrypis nuo šio vidurkio, t. y. santykis tarp didžiausių ir mažiausių galaktikų masių.

Tamsiosios materijos halų masių funkcija – halų kiekio priklausomybė nuo masės – skirtingomis Visatos evoliucijos epochomis. Skalė viršuje žymi mases Saulės masėmis, kiekviena linija atitinka skirtingą laikotarpį, įvardintą raudonuoju poslinkiu. z = 0 atitinka šiandieną, z = 3.06 – maždaug 2 mlrd. metų po Didžiojo sprogimo, z = 8.55 – maždaug 600 milijonų metų. Raudona linija yra skaitmeninio modelio Millenium rezultatai, mėlyna ir punktyrinė linijos – analitinės teorinės išraiškos. Šie duomenys gana gerai atitinka stebėjimų rezultatus. Šaltinis: Jenkins et al. (2001)

Skirtinga galaktikų masė sukuria skirtingą gravitacinį potencialą. Masyvesnės galaktikos gravitacija stipresnė – sakoma, kad potencialas gilesnis, nes jį galima palyginti su duobe. Taigi dujos į tokią galaktiką ir greičiau suteka, ir sunkiau pabėga. Tai labai reikšmingai paveikia žvaigždžių formavimąsi ir centrinės juodosios skylės augimą. Žvaigždėms formuotis reikia tankių šaltų dujų. Kuo dujų galaktikoje mažiau, tuo sunkiau joms susitelkti ir atvėsti. Todėl mažose galaktikose yra prastesnės sąlygos žvaigždėms formuotis, nei didelėse. Maža to, net ir tų nedaugelio susiformuojančių žvaigždžių į aplinką išskiriamos energijos gali pakakti, kad tolesnė žvaigždėdara nykštukinėje galaktikoje visiškai sustotų. Čia ir vėl kaltas gravitacinis potencialas. Žvaigždžių spinduliuotė, vėjas ir supernovų sprogimai aplinkines dujas gali pagreitinti iki tam tikros ribos – kelių šimtų kilometrų per sekundę. Tokio greičio pakanka, kad dujos visiškai pabėgtų iš mažos, mažesnės už Paukščių Taką galaktikos. Didesnėse galaktikose žvaigždžių poveikis – grįžtamasis ryšys – suardo žvaigždes formuojančius debesis, bet vėliau šie susiformuoja iš naujo ir žvaigždėdara tęsiasi. Tuo tarpu mažose galaktikose debesis atkurti nebėra iš ko ir žvaigždėdara sustoja.

Taigi daugelio nykštukinių galaktikų žvaigždės yra labai senos, susiformavusios prieš 10 milijardų metų ir daugiau. Vėliau, praradusios dujas, šios galaktikos skrieja erdvėje po truputį blėsdamos ir vis sunkiau aptinkamos. Jose randame nedaug cheminių elementų, sunkesnių už helį – astronomijoje jie visi vadinami metalais. Visatos jaunystėje metalų apskritai nebuvo, beveik visi jie susiformavo žvaigždėse. Ir dabar jų nėra ypatingai daug; pavyzdžiui, Saulėje jie sudaro vos apie 2% masės. Nykštukinėse galaktikose metalų randame 10-300 kartų mažiau, nei Saulėje. Tikslus kiekis, žinoma, priklauso nuo žvaigždėdaros istorijos. Kartais kai kurios nykštukinės galaktikos pralekia pro tankesnių tarpgalaktinių dujų telkinį, prisiryja dujų ir kuriam laikui vėl sužimba jaunomis žvaigždėmis; tada ir metalų gausa jose paauga. Bet tai – atsitiktinis procesas, nedaug priklausantis nuo pačios galaktikos savybių. Tuo tarpu didelėse galaktikose žvaigždėdara vyksta ilgai. Vieni žvaigždėdaros regionai užgęsta, kiti įsižiebia ir jaunų žvaigždžių šviesa žybčioja skirtingose galaktikos dalyse. Iki šių dienų jose metalų gausa pasiekia šiek tiek daugiau, nei Saulėje – iki 3-5%. Šiek tiek dujų, dažnai praturtintų tais pačiais metalais, pabėga ir iš galaktikos; per labai ilgą laiko tarpą žvaigždės sustabdytų žvaigždėdarą ir masyviose galaktikose, bet ten daug efektyviau tą padaro aktyvūs branduoliai.

Galaktikų masės ir metalingumo sąryšis. Apskritimai žymi duomenis, įvairios linijos – aproksimuotus sąryšius. Paukščių Takas čia nepažymėtas, bet būtų pačioje diagramos dešinėje. Vertikali ašis žymi žvaigždžių metalingumą keistoje, bet dažnai naudojamoje skalėje, kurioje metalingumas vertinamas pagal deguonies gausą. Saulės metalingumas šioje skalėje yra maždaug 8,7. Šaltinis: Andrews & Martini (2013)

Aktyvūs branduoliai – centrinės supermasyvios juodosios skylės ir į jas sparčiai krentančios dujos – irgi yra vienas iš skirtumų tarp didelių bei mažų galaktikų. Dujų srautai ir debesys, judantys didelėse galaktikose, ne visada efektyviai formuoja žvaigždes – kai kurie iš jų pasiekia patį centrą ir ima maitinti juodąją skylę. Akreciniame diske besisukančios dujos įkaista iki tūkstančių ir daugiau laipsnių ir ima spinduliuoti – infraraudonuosius, regimuosius, ultravioletinius, netgi šiek tiek rentgeno bei gama spindulių. Bendra dujų išskiriama energija gali nustelbti visų galaktikos žvaigždžių spinduliuotę – tai yra vienas iš galaktikos aktyvumo apibrėžimų. Toks energijos kiekis, sklindantis iš galaktikos centro, paveikia visą jos struktūrą – įkaitina ir išstumia dalį dujų, kitas dujas suspaudžia ir taip toliau. Kuo galaktika didesnė, tuo aktyvūs branduoliai jose yra santykinai svarbesni. Paukščių Tako dydžio galaktikoje apie 20% dujų pavirsta žvaigždėmis, kol pačių žvaigždžių ir aktyvaus branduolio energija likusias dujas išsklaido; tuo tarpu didžiausiose galaktikose, kurių masė tūkstantį kartų viršija Paukščių Tako, ši dalis siekia vos 0,2%. Aktyvūs branduoliai reguliuoja masyvių galaktikų augimą panašiai, kaip žvaigždės mažose galaktikose.

Galaktikų žvaigždžių masės ir halo masės santykio priklausomybė nuo halo masės. Žalia linija yra pusiau analitinis sąryšis, neblogai atitinkantis duomenis. Kitos linijos rodo įvairių skaitmeninių modelių rezultatus. Modelis be grįžtamojo ryšio sukuria pernelyg daug žvaigždžių turinčias galaktikas. Žvaigždžių grįžtamasis ryšys pataiso mažų galaktikų situaciją, aktyvių branduolių – didelių galaktikų. Šaltinis: Harrison (2017)

Ar egzistuoja aktyvūs branduoliai nykštukinėse galaktikose? Prieš dešimtmetį dauguma astronomų į šį klausimą būtų atsakę neigiamai, bet dabar požiūris keičiasi. Pastaraisiais metais vienas po kito pasipylė tyrimai, kuriuose atrandami aktyvūs branduoliai vis mažesnėse galaktikose. Mažiausios šiuo metu žinomos centrinės juodosios skylės yra kelias dešimtis tūkstančių kartų masyvesnės už Saulę – gerokai mažesnės, nei milijono Saulės masių apatinė riba prieš dešimt metų. Seniau ši riba buvo įvardinama kaip aiški ir tvirta minimali centrinės juodosios skylės masė. Dabar kalbama, kad kuo mažesnė galaktika, tuo mažesnė tikimybė joje egzistuoti supermasyviai juodajai skylei, tačiau griežtos ribos galbūt net ir nėra. Paprasčiausiai mažose galaktikose juodosioms skylėms sudėtinga augti, nes žvaigždžių grįžtamasis ryšys išblaško dujų srautus ir telkinius, šiems nespėjus pasiekti centro.

Galaktikos žvaigždžių masės ir centrinės juodosios skylės masės sąryšis. Daugumoje galaktikų, kurių žvaigždinė masė nesiekia 3 mlrd. Saulės masių (log M < 9,5), juodosios skylės aptiktos tik per pastaruosius penkerius metus. Šaltinis: Reines & Volonteri (2015)

Nuo masės šiek tiek priklauso ir galaktikų formos. Labai grubiai galaktikas pagal formą galima suskirstyti į elipsines, diskines, lęšines (tarpines tarp pirmųjų dviejų) ir netvarkingas. Konkrečios galaktikos formą nulemia jos gravitacinis potencialas ir sąveikos su kitomis galaktikomis. Kuo galaktika masyvesnė, kuo sunkiau iš jos pabėgti medžiagai, tuo tvarkingiau joje išsidėsto dujos ir žvaigždės. Pro šalį lekianti kita galaktika gali sujaukti kaimynę, ir sujaukia tuo labiau, kuo didesnis galaktikų masių santykis. Nykštukinė galaktika turi daug daugiau šansų prasilenkti su masyvesne kaimyne, nei didelė, todėl ir sujaukiama yra dažniau ir stipriau. Taigi tarp nykštukinių galaktikų randame daugiau netvarkingos formos egzempliorių, nei tarp masyvių. Tuo tarpu spiralinės vijos matomos tik pakankamai masyviose galaktikose. Mažesnės tiesiog neturi pakankamai masės, reikalingos gravitaciniam nestabilumui, sukuriančiam vijas, išaugti. Bet štai elipsinių ar lęšio formos galaktikų yra ir didelių, ir mažų.

Nevienodos masės galaktikos randamos ir skirtingoje aplinkoje. Tai yra kartu ir masių skirtumo priežastis, ir pasekmė. Kaip jau rašiau, tankesnėje aplinkoje galaktikos užauga masyvesnės. Masyvesnės galaktikos migruoja į galaktikų spiečių centrus, kur gali augti dar sparčiau. O nykštukinės galaktikos lieka nuošalyje – spiečių pakraščiuose. Dažnai jas aptinkame kaip didesnių galaktikų palydoves. Tokia padėtis yra hierarchinio galaktikų formavimosi padarinys: nykštukinės galaktikos atitinka kadaise į didesnes galaktikas sukritusius dujų telkinius, ir ateityje pačios susijungs su didesniosiomis, aplink kurias dabar sukasi. Tiesa, būna ir išimčių: pavyzdžiui, spiečiai sudaryti vien iš nykštukinių galaktikų. Palydovinių galaktikų maksimali masė taip pat nėra griežtai apribota; net ir Paukščių Tako masės galaktika gali būti didesnės palydovė. Visgi bendra hierarchiškų struktūrų tendencija išlieka.

Vidutinė palydovinių galaktikų masė priklausomai nuo atstumo iki galaktikų spiečiaus centro. Skirtingos linijos žymi skirtingus motininių galaktikų masių intervalus. Šie rezultatai nėra visiškai vienareikšmiški, kiti autoriai priklausomybės neranda. Šaltinis: van den Bosch et al. (2008)
Vidutinė palydovinių galaktikų masė priklausomai nuo atstumo iki galaktikų spiečiaus centro. Skirtingos linijos žymi skirtingus motininių galaktikų masių intervalus. Šie rezultatai nėra visiškai vienareikšmiški, kiti autoriai priklausomybės neranda. Šaltinis: van den Bosch et al. (2008)

Kiekviena galaktika yra kažkiek savita – skiriasi jų augimo ir žvaigždėdaros istorijos, judėjimo trajektorijos ir aplinka, struktūra ir cheminė sudėtis. Aiškių ribų tarp skirtingų galaktikų tipų nelabai įmanoma išskirti. Nykštukinėmis įprastai vadinamos galaktikos, kurių masė yra bent šimtą kartų mažesnė už Paukščių Tako. Bet tai – tik susitarimo reikalas. Žvaigždžių formavimasis, juodųjų skylių egzistavimas, susiliejimai, forma – visa tai yra daugiau ar mažiau tolygiai kintantys parametrai. Žiūrint dar plačiau, mažiausios galaktikos mažai skiriasi nuo žvaigždžių spiečių, taigi kartais kyla klausimas ne tik kaip apibrėžti nykštukines galaktikas, bei kaip apskritai apibrėžti, kas yra galaktika. Galbūt ateityje paaiškės, kad žvaigždžių telkinius geriau skirstyti kitaip, ir žodis „galaktika“ taps panašia istorine atgyvena, kaip šiandien atrodo žodis „ūkas“. Kadaise juo buvo įvardijami visi pasklidę, į debesis truputį panašūs, kosminiai dariniai, bet dabar žinome, kad jie gali būti ir tarpžvaigždiniai dujų debesys, ir mirštančias žvaigždes gaubiantys burbulai, ir tos pačios galaktikos. Bet mes, žmonės, turime pomėgį dėlioti daiktus į dėžutes, tad galaktikos – ir didelės ar nykštukinės, ir elipsinės ar diskinės, ir aktyvios ar ramios – tebėra naudingi terminai, padedantys susikalbėti ir ieškoti bendrumų plačioje ir įvairioje Visatoje.

Laiqualasse

2 comments

  1. „[nuoroda į kažkurį mano tekstą]“ — šitą užskaitau :-D

    Man kitas toks klausimas yra: o kodėl iš viso yra galaktikos, žvaigždės ir planetų sistemos? T.y. kodėl kažkas aplink kažką sukasi? Kodėl ta materija tiesiog nesušoko gumulais? Iš kur atsirado kažkoks momentas sukimuisi? Kokie moksliniai darbai yra šia linkme? Čia gal netgi atskiras straipsnis išeitų tema „O kodėl, po velnių, ji sukasi?“ :-)

    1. Mjo, taip būna, kai skubėdamas naktį dėlioji nuorodas... :D

      Bendrai paėmus Visata nesisuka, t.y. bendras judesio kiekio momentas, kiek žinome, lygus nuliui. Atskirų jos dalių sukimasis išbalansuoja vienas kitą. O atskiros dalys sukasi dėl pirmykštės turbulencijos. Medžiagos telkiniai, formavę galaktikas, sukosi labai lėtai, bet traukdamiesi pagreitėjo dėl judesio kiekio momento tvermės.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *