Paukščių Tako masė yra maždaug trilijoną kartų didesnė, nei Saulės. O gal tik 600 milijardų kartų didesnė. O gal išvis 200 milijardų. Kaip randami šie skaičiai? Kaip galime nustatyti, kiek medžiagos yra galaktikoje – mūsiškėje ar kurioje kitoje? Ir kokias išvadas galime daryti iš to, kad skirtingi metodai kartais duoda tarpusavyje nederančius rezultatus? Apie tai kviečiu skaityti žemiau.

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių remėjų Contribee platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti reguliarios paramos, prisidėti prie jų galite ir jūs.

Bene pirmasis astronomas, pasiekęs reikšmingų rezultatų vertinant Paukščių Tako masę, buvo olandas Janas Oortas. Didžiąją karjeros dalį jis praleido nagrinėdamas kosminių objektų – kometų ir žvaigždžių – judėjimą. Jis įrodė, kad žvaigždės Paukščių Take skrieja aplink centrą ir tą daro nevienodais greičiais, t.y. kad Galaktika sukasi šiek tiek panašiai į planetas Saulės sistemoje, o ne kaip vientisas kietas kūnas. Šie atradimai, padaryti trečiajame dešimtmetyje, apvertė ligtolinį įsivaizdavimą, kad Saulė yra daugmaž Galaktikos centre; paaiškėjo, kad šį nuo mūsų skiria dešimtys tūkstančių šviesmečių. Žinodamas Saulės nuotolį nuo Galaktikos centro ir judėjimo greitį, Oortas apskaičiavo, kokia turėtų būti visos medžiagos masė tarp centro ir Saulės orbitos.

Kaip tą padaryti? Iš tiesų skaičiavimas labai paprastas, bet jis remiasi gilia įžvalga, kurią įrodė dar Niutonas. Ji vadinama Niutono teorema arba kevalo teorema ir teigia, kad sferiškai simetriškas kūnas išorėje esančius objektus traukia taip pat, kaip trauktų tokios pačios masės taškas, padėtas kūno centre. Tuo tarpu objektai, esantys sferinio kevalo viduje, jokios gravitacinės traukos iš kevalo nejaučia apskritai. Nors Paukščių Takas nėra sferiškai simetriškas – Oorto laikais irgi gerai žinojome, kad Galaktika turi paplokščią diską, kuriam priklauso ir Saulė – pirmoji teoremos dalis galioja ir tuo atveju, kai traukiamas objektas yra ašiškai simetriško (pavyzdžiui, cilindrinio arba diskinio) kūno vidurio plokštumoje. Tad nagrinėjant Saulės judėjimą galima supaprastintai teigti, jog Saulę veikia tik medžiaga, esanti arčiau Galaktikos centro, o tolimesnė judėjimui įtakos neturi. Iš esmės šiuo metodu remiasi beveik visi Paukščių Tako ir kitų galaktikų masės matavimai.

Oorto gautas rezultatas buvo netikėtas: apie 100 milijardų Saulės masių sutelkta tarp Galaktikos centro ir Saulės orbitos. Kodėl tai netikėta? Mat bendra žvaigždžių masė šiame regione tėra apie pusę to. Oortas padarė išvadą, jog didelė dalis – maždaug pusė – Paukščių Tako masės yra nematoma. Tai buvo vienas pirmųjų rezultatų, rodančių tamsiosios materijos egzistavimą; šiuo metu žinome, kad ji sudaro daugiau nei 80% visos medžiagos Visatoje, tačiau ne taip efektyviai telkiasi į galaktines sankaupas, todėl centrinėse galaktikų dalyse įprasta, arba barioninė, medžiaga sudaro didesnę dalį.

Ilgą laiką po Oorto atradimų astronomai tikslino Galaktikos masę, bet vis dar apsiribodami regionu arčiau centro, nei Saulės orbita. Taip nutiko dėl dviejų priežasčių. Pirma, centrinėje Galaktikos dalyje žvaigždžių ir dujų daugiau, nei išorinėje, todėl jas stebint galima gauti daugiau ir patikimesnių duomenų. Antra, interpretuoti tuos duomenis paprasčiau, nes norint įvertinti žvaigždžių judėjimo greitį, nebūtina atskirai nustatyti atstumo iki jų. Patikimi didelių atstumų nustatymai, reikalingi Galaktikos sukimuisi, taigi ir masei, įvertinti gerokai toliau, nei Saulė, pasiekti tik XX a. pabaigoje. Tačiau dar iki tol, aštuntajame dešimtmetyje, proveržį suteikė kitų galaktikų stebėjimai. Tuo metu sukurti pakankamai tikslūs spektrografai, kad jais tapo įmanoma matuoti žvaigždžių judėjimo greičius galaktikose, pasisukusiose į mus daugmaž šonu. Amerikietė astronomė Vera Rubin rinko ir analizavo tokius duomenis ir pastebėjo, kad daugelio spiralinių galaktikų žvaigždžių judėjimo greitis beveik nepriklauso nuo atstumo iki centro. Tai reiškia, kad galaktikų masė, didėjant atstumui, auga maždaug tiesiškai. Regimoji masė – žvaigždės ir dujos – susitelkusios daugiausiai centre. Šis skirtumas tarp regimosios ir visos masės, kurį anksčiau Oortas pastebėjo Paukščių Take, buvo esminis įrodymas, iškėlęs tamsiosios materijos hipotezę į mokslinę dienos šviesą.

Toliau matuodami sukimosi kreives – sukimosi greičio priklausomybę nuo atstumo – kitose galaktikose, mokslininkai pradėjo susidaryti vaizdą apie tamsiosios materijos pasiskirstymą galaktikose. Paaiškėjo, kad ji telkiasi į halus, kurie pasklidę daug plačiau, nei regimoji materija, ir yra daugmaž sferiškai simetriški. Panašiu metu kompiuterių pajėgumai tapo pakankami, kad būtų galima skaitmeniniais modeliais nagrinėti medžiagos judėjimą ir struktūrų formavimąsi Visatoje. Modeliai irgi parodė, kad vien gravitaciškai sąveikaujanti medžiaga – tamsioji materija – turėtų telktis į pasklidusius halus. 1996 metais trys mokslininkai – Julio Navarro, Carlosas Frenkas ir Simonas White`as – atrado tamsiosios materijos halo tankio formulę, kuri gerai derėjo ir su stebėjimų duomenimis, ir su skaitmeninių modelių rezultatais. Tankio profilis, vadinamas jų trijų pavardėmis arba tiesiog NFW, ilgą laiką buvo laikomas universaliu; ir nors vėliau paaiškėjo, kad tikrų galaktikų tankio profiliai nuo jo šiek tiek skiriasi, profilis išlieka svarbus ir plačiai naudojamas matematinis modelis.

Turėdami NFW profilio išraišką, mokslininkai galėjo ją pritaikyti ir Paukščių Takui. Nors poreikio matuoti žvaigždžių ar dujų judėjimą ji nepanaikina, tačiau žinodami, kaip susijęs medžiagos tankis Galaktikos centre ir pakraščiuose, astronomai įgavo galimybę apskaičiuoti visos Galaktikos masę, žinodami medžiagos pasiskirstymą tik jos centre. Deja, čia irgi iškilo problemėlė: formaliai NFW profilio masė, nors ir lėtai, auga neribotai, tolstant nuo centro. Kitaip tariant, profilis pateikia mums medžiagos pasiskirstymą, tačiau nieko nepasako apie jo kraštą – šį dydį tenka nustatyti kitais būdais.

Įprastai naudojamas metodas galaktikų dydžiams įvertinti susijęs su virializacija. Taip vadinamas reiškinys, kai tamsiosios materijos ir dujų srautai, krintantys į galaktiką iš tarpgalaktinės erdvės, susimaišo ir nusistovi tam tikroje pusiausvyroje. Pusiausvira būsena pasižymi tuo, kad laikui bėgant sistema nei plečiasi, nei traukiasi. Centrinėse galaktikos dalyse tokia pusiausvyra nusistovi greičiau, o kuo toliau nuo centro, tuo ilgesnio laiko tarpo reikia. Tam tikru atstumu, kuris vadinamas virialiniu spinduliu, pusiausvyra dar nėra nusistovėjusi per visą galaktikos gyvavimo laiką, praktiškai nuo Didžiojo sprogimo. Būtent tai ir laikome bet kokios galaktikos kraštu. Paukščių Tako virialinis spindulys siekia apie 200 kiloparsekų arba daugiau; net ir mažesnė vertė 12 kartų viršija atstumą nuo Saulės iki Galaktikos centro. Taip pat tai yra bent keliolika kartų daugiau, nei įprastai pateikiami Galaktikos disko gabaritai; net ir naujausi vertinimai rodo, kad disko žvaigždžių praktiškai nebelieka 30-40 kiloparsekų atstumu nuo centro. Taigi Paukščių Tako diskas yra tik mažytė visos Galaktikos dalis.

Po šio lyrinio nukrypimo apie Paukščių Tako skersmenį, grįžkime prie masės vertinimų. Dažnai dydis ir masė vertinami kartu – ir aukščiau minėtuose straipsniuose galime rasti verčių, artimų vienam trilijonui (vienetui su 12 nulių) Saulės masių ar truputį didesnių. Maždaug tokios vertės buvo gaunamos porą dešimtmečių, vis gerėjant stebėjimų duomenims, tikslinant sukimosi kreivę, kamuolinių spiečių, halo žvaigždžių ir palydovinių nykštukinių galaktikų judėjimą . Dar prieš keletą metų atrodė, jog pagrindinis klausimas, susijęs su Paukščių Tako mase, lieka „ar mūsų Galaktika masyvesnė už Andromedą, ar ne?“, mat pastarosios masė irgi vertinta panašiai.

Aukščiau paminėti kamuolinių spiečių stebėjimai rėmėsi Gaia teleskopo duomenimis. Šis prietaisas, pradėjęs darbą 2013 metų pabaigoje, gerokai praplėtė ir patikslino mūsų supratimą apie žvaigždžių išsidėstymą ir judėjimą tiek Paukščių Take, tiek už jo ribų. Gaia atstumus iki žvaigždžių matuoja paralakso metodu – tikrinama, kiek pasikeičia žvaigždžių padėtys danguje, kai Žemė juda aplink Saulę (iš paralakso apibrėžimo ateina ir atstumo vienetas parsekas – apie tai kadaise rašiau išsamiau). Tie pokyčiai yra mažyčiai; net ir artimiausia Saulei žvaigždė dėl paralakso pasislenka mažiau nei vieną lanko sekundę, o tų, kurios įdomios Galaktikos masei nustatyti, poslinkiai matuojami mikrosekundėmis. Bet Gaia tokius pokyčius išmatuoti sugeba, o kuo ilgiau stebi dangų, tuo rezultatai darosi tikslesni.

2022 metų vasarą paskelbtas trečiasis Gaia duomenų paketas, kuriame pateikta informacija apie daugiau nei pusantro milijardo spinduliuotės šaltinių – daugiausiai žvaigždžių Paukščių Take. Šie duomenys leido dar labiau patikslinti Galaktikos sukimosi kreivę ir sumažinti masės vertinimų paklaidas. Ar bent jau to mokslininkai tikėjosi. Pradėjus analizuoti duomenis paaiškėjo, kad nauji rezultatai gerokai skiriasi nuo senųjų: Paukščių Takas yra daug mažesnis, nei manyta anksčiau. Vienas pirmųjų tokių darbų rėmėsi sukimosi kreive iki 28 kiloparsekų atstumo nuo centro ir nagrinėjo tris galimus Paukščių Tako masės modelius – sferinio tamsiosios materijos halo, tamsiosios materijos disko ir tamsiosios materijos neturinčio modifikuotos dinamikos modelio. Nustatyta, jog mūsų Galaktikos masė yra apie 650 milijardų Saulės masių – toks skaičius gaunamas sferinio halo atveju; kitais atvejais jis dar mažesnis. Kitame darbe sukimosi kreivė ištirta iki 30 kiloparsekų ir gautas dar mažesnis bendros masės rezultatas – 181 milijardas Saulės masių. Tiesa, šio darbo autoriai pripažįsta, kad toks skaičius prieštarauja geriausiems vertinimams, paremtiems kamuolinių spiečių ir palydovinių galaktikų judėjimu, tad neteigia, kad jų rezultatras tikrai teisingas. Dar viename darbe gaunamas iš esmės panašus rezultatas – 206 milijardai – ir teigiama, kad praktiškai visa Galaktikos masė sutelkta centriniuose 19 kiloparsekų. Tokia išvada paremta žvaigždžių judėjimo greičių mažėjimu didesniais atstumais: autorių teigimu, pokytis gerai atitinka vadinamą Keplerinį profilį – tokį, koks tiktų objektams, besisukantiems aplink taškinį kūną, o ne pasklidusiame medžiagos telkinyje. Dar naujesniame darbe gaunamas truputį didesnis skaičius – 640 milijardų; jis paremtas kiek kitokiu metodu: nagrinėjamas ne žvaigždžių sukimosi greitis, o maksimalus greitis, darant prielaidą, kad didesniu greičiu judančios žvaigždės apskritai pabėga iš Galaktikos. Pabėgimo greitis irgi priklauso nuo masės, bet šiek tiek kitaip, nei sukimosi, todėl metodą galima laikyti dalinai nepriklausomu nuo ankstesniųjų.

Ankstesnių rezultatų, bent jau tų, kurie paremti ne pavienių žvaigždžių judėjimu, kol kas niekas nepaneigė. Būtų keista, jei paaiškėtų, kad įvairūs ankstesni matavimai buvo vienodai neteisingi. Tačiau neaiškumas, arba, moksliniu žargonu šnekant, įtampa išlieka. Kokia toji Paukščių Tako masė – artimesnė 200 milijardų Saulės masių ar viršija trilijoną? Gali būti, kad atsakymas iš tiesų per vidurį: Paukščių Takas yra 600-700 milijardų Saulės masių telkinys, naujieji skaičiavimai ją kiek nuvertina, o senesni – šiek tiek pervertina. Gali būti, kad atsakymas sudėtingesnis ir susijęs su Paukščių Tako halo forma. Nors naujuose tyrimuose neapsiribota NFW halu, galimų formų yra daugybė, o kai kurios iš jų galbūt galėtų paaiškinti tiek sukimosi kreivę, tiek palydovių judėjimą. Galbūt kurie nors iš tyrimų neatsižvelgia į svarbius sistematinius veiksnius – pavyzdžiui, gali būti, kad palydovinių galaktikų orbitos nėra nusistovėjusios. Galutinių atsakymų dar teks palaukti.

Laiqualasse