Skirtingų galaktikų tipų ypatybės, įskaitant žvaigždėdaros tempus ir morfologinę raidą
Žvelgiant į stebimą Visatą, galaktikų įvairovė stulbina: nuo gracingų spiralių vijų, nusėtų žvaigždėdaros regionais, iki milžiniškų elipsinių „rutulių“ senstančių žvaigždžių ir net chaotiškų, netaisyklingų darinių, sunkiai telpančių į paprastus apibrėžimus. Ši įvairovė jau ankstyviems astronomams kėlė norą sukurti klasifikacijos sistemą, atspindinčią tiek išorinius morfologinius bruožus, tiek galimą evoliucinį ryšį.
Patvariausia schema yra Hubble’o „derinimo šakutė“, pasiūlyta XX a. 3-ajame dešimtmetyje ir vėliau pildyta įvairiomis pakategorizacijomis. Šiandien astronomai vis dar naudojasi šiomis plačiomis grupėmis — spiralinės, elipsinės ir netaisyklingos — kad aprašytų galaktikų populiacijas. Šiame straipsnyje apžvelgsime kiekvieno tipo ypatybes, jų žvaigždėdaros savybes ir galimą morfologinę raidą kosminiu mastu.
1. Istorinis kontekstas ir „derinimo šakutė“
1.1 Hubble’o pirminė schema
1926 m. Edwin Hubble išleido esminį darbą, kuriame išdėstė galaktikų morfologinę klasifikaciją [1]. Jis išdėstė galaktikas kaip „derinimo šakutę“:
- Elipsinės (E) kairėje — nuo beveik apskritų (E0) iki labiau ištęstų (E7).
- Spiralinės (S) ir Skersinės spiralinės (SB) dešinėje — neskersinės iš vienos šakos, o skersinės iš kitos. Jas toliau skirstė pagal centrinio telkinio (branduolio) ryškį ir vijų atvirumą (Sa, Sb, Sc ir t. t.).
- Lęšinės (S0), esančios tarpinėje padėtyje tarp elipsinių ir spiralių, turinčios diską, bet neturinčios ryškių spiralių struktūrų.
Vėliau kiti astronomai (pvz., Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) Hubble’o sistemą tobulino, pridedant daugiau morfologinių elementų (pvz., žiedines struktūras, subtilias skerses, „flocculent“ ar stambias spiralių vijas).
1.2 „Derinimo šakutė“ ir evoliucijos hipotezė
Pradžioje Hubble’as (nors ir atsargiai) siūlė, kad elipsinės galėtų virsti spiralinėmis dėl kokio nors vidinio proceso. Vėlesni tyrimai šią mintį dažniausiai paneigė: pagal dabartinį supratimą, šios klasės greičiau atspindi skirtingus susiformavimo kelius, nors susijungimai ar sekuliari evoliucija tam tikrais atvejais gali keisti morfologiją. „Derinimo šakutė“ išliko tvirtas aprašomasis įrankis, tačiau nebūtinai reiškia griežtą evoliucinę seką.
2. Elipsinės galaktikos (E)
2.1 Morfologija ir klasifikacija
Elipsinės dažniausiai yra lygios, be ryškių bruožų, švytintys „šviesos kamuoliai“, neturintys aiškios struktūros. Jas žymima E0–E7 pagal didėjantį ištęstumą (E0 — beveik apvalios, E7 — stipriai ištęstos). Kai kurie jų bruožai:
- Be disko: kitaip nei spiralinės, neturi ryškaus disko komponento, o žvaigždės juda atsitiktinėmis orbitomis.
- Vyresnės, raudonesnės žvaigždės: Paprastai čia viešpatauja senesnės žvaigždės, suteikiančios raudoną atspalvį.
- Mažai dujų ar dulkių: Dažniausiai nėra šaltų dujų; nors kai kurios didžiulės elipsinės (ypač spiečiuose) turi karšto dujų halo, matomo rentgeno diapazone.
2.2 Žvaigždėdaros tempai ir populiacijos
Elipsinėse paprastai vyksta labai menka dabartinė žvaigždėdara — trūksta šaltųjų dujų atsargų. Jų žvaigždės formavosi ankstyvaisiais kosminės istorijos etapais, sukuriant masyvius, sferoidinius, metalais turtingus telkinius. Kai kuriose elipsinėse galaktikose visgi gali įvykti mažesni protrūkiai, sukeliami nežymaus susijungimo ar dujų papildymo, bet tai retas reiškinys.
2.3 Formavimosi scenarijai
Dabar laikoma, kad didžiosios elipsinės galaktikos paprastai atsiranda stambių susijungimų būdu — dviejų diskinių galaktikų susidūrimas sujaukia žvaigždžių orbitas, sudarydamas sferoidą [2, 3]. Mažesnės elipsinės gali kilti mažiau ekstremaliomis aplinkybėmis, bet esminis motyvas – kad stambus masės suartėjimas ar susijungimas paprastai „užgesina“ žvaigždėdarą, pašalindamas spiralines struktūras.
3. Spiralinės galaktikos (S)
3.1 Bendrieji bruožai
Spiralinėms galaktikoms būdingas besisukantis diskas su žvaigždėmis ir dujomis, neretai turintis centrinį branduolį (bulgą). Diske susidaro spiralinės vijų struktūros: jos gali būti aiškios (grand-design) arba padrikos („flocculent“). Hubble jas skirstė pagal:
-
Sa, Sb, Sc seka:
- Sa: Stambus, ryškus telkinys (bulge), glaudžiai susuktos vijų juostos.
- Sb: Vidutinis telkinio ir disko santykis, labiau atviros vijų formos.
- Sc: Mažas branduolys, plačiai „išskleistos“ vijų juostos, gausesnė žvaigždėdara.
- Skersinės spiralinės (SB): Turi ištęstą skersę, einančią per branduolį; dalijamos į SBa, SBb, SBc, analogiškai pagal branduolio dydį ir vijų atvirumą.
3.2 Žvaigždėdaros tempai
Spiralės laikomos viena aktyviausių žvaigždėdaros vietų tarp pagrindinių galaktikų klasių (išskyrus kai kuriuos netaisyklingųjų „burstus“). Dujos diske telkiasi išilgai spiralinio bangavimo, nuolat suformuodamos naujų žvaigždžių. Melsvos, ryškios žvaigždės vijose tai pabrėžia. Pastebėta, kad vėlyvos klasės spiralės (Sc, Sd) neretai turi daugiau dujų proporcingai masei, taigi aukštesnį žvaigždėdaros aktyvumą [4].
3.3 Galaktinis diskas ir centrinė dalis
Spiralės diske susitelkusi didžioji dalis šaltos tarpžvaigždinės terpės ir jaunesnių žvaigždžių, tuo tarpu branduolys dažniausiai sudarytas iš senesnių žvaigždžių bei turi sferiškesnį pobūdį. Branduolio ir disko masės santykis siejasi su Hubble’o tipu (Sa turi didesnę branduolio dalį nei Sc). Skersės gali nukreipti dujas iš disko į centrą, maitindamos branduolį ar juodąją skylę, kartais sukeldamos žvaigždėdaros ar AGN epizodus.
4. Lęšinės galaktikos (S0)
S0 galaktikos užima tarpinę nišą – jos turi diską (kaip spiralės), tačiau neturi ryškių vijų ar didelės žvaigždėdaros zonų. Paprastai jų diskuose mažai dujų, o žvaigždžių populiacijos bei spalvos artimesnės elipsinėms. S0 būdingos tankiose spiečių aplinkose, kur dujų praradimas dėl sąveikų (pvz., dinaminio streso, „harassment“ arba dujų nuplėšimo) galėjo spiralę paversti S0 [5].
5. Netaisyklingos galaktikos (Irr)
5.1 Netaisyklingumo bruožai
Netaisyklingos galaktikos netelpa į tvarkingas spiralių ar elipsinių rėmus. Joms būdingas chaotiškas pavidalas, be akivaizdaus žvaigždžių telkinio ar disko, su išbarstytais žvaigždėdaros plotais ar dulkių regionais. Plačiai jas skirstome į:
- Irr I: Yra nedidelių ar dalinių struktūrų užuomazgų, gal primenančių suardyto disko likučius.
- Irr II: Labai neaiški, be jokios konkrečios tvarkos.
5.2 Žvaigždėdara ir išoriniai veiksniai
Netaisyklingos paprastai yra mažos ar vidutinės masės, bet gali turėti neįtikėtinai aukštą žvaigždėdaros spartą, palyginti su savo dydžiu (pvz., Didysis Magelano Debesis). Gravitacinės sąveikos su didesnėmis kaimynėmis, potvyniai ar neseni susijungimai gali sukurti netvarkingą pavidalą ir paskatinti žvaigždėdaros protrūkį [6]. Jei mažos masės galaktika formavimosi pradžioje neturėjo pakankamai dujų, kad išvystytų tvarkingą diską, ji galėjo išlikti netaisyklinga.
6. Žvaigždėdaros tempai pagal morfologijas
Hubble’o „derinimo šakutės“ skalėje galaktikų žvaigždėdaros tempus (SFR) ir žvaigždžių populiacijas taip pat galima sugretinti:
- Vėlyvo tipo spiralės (Sc, Sd) bei daugelis netaisyklingųjų: Turtingos dujų atsargomis, ryški žvaigždėdara, jaunesnės žvaigždės, mėlynesnė bendra šviesa.
- Ankstyvo tipo spiralės (Sa, Sb): Vidutinė žvaigždėdara, mažesnės dujų atsargos, ryškesnis (didėlesnis) branduolys.
- Lęšinės (S0) ir elipsinės: Dažnai „raudonos ir mirusios“, su minimaliu naujų žvaigždžių formavimu, vyraujančios vyresnės populiacijos.
Tai nėra absoliuti taisyklė – susijungimai ar sąveikos gali „paskolinti“ elipsinei dujų ar sukelti žvaigždėdaros antplūdį, o kai kurios spiralinės gali būti ramios, jei išnaudoja turimas dujas. Visgi didelės apimties tyrimai patvirtina šiuos statistinius dėsningumus [7].
7. Evoliucijos keliai: susijungimai ir sekuliarios kaitos
7.1 Susijungimai: svarbiausias veiksnys
Vienas esminių morfologijos kaitos kelių – galaktikų susijungimai. Jei dvi spiralinės panašios masės galaktikos susitinka, stiprios gravitacinės jėgos dažnai stumia dujas link centro, sukeldamos žvaigždėdaros protrūkį ir, galiausiai, formuodamos sferiškesnę struktūrą, jei susijungimas reikšmingas. Po kelių susijungimų kosminės istorijos bėgyje galime gauti masyvias elipsines galaktikas spiečių branduoliuose. Mažesnės (netolygios) „praryjimo“ sąveikos ar palydovų akrecija taip pat gali sudaryti barus ar iškreipti diskus, šiek tiek pakeisdamos spiralinės klasifikaciją.
7.2 Sekuliarioji evoliucija
Ne visa morfologinė kaita susijusi su išoriniais susidūrimais. Sekuliarioji evoliucija — tai vidiniai procesai ilgesniais laiko tarpais:
- Baro nestabilumas: Barai gali stumti dujas vidun, skatindami centrinių žvaigždžių formavimąsi ar AGN aktyvumą, gal formuodami pseudobulgus.
- Spiralinių vijų dinamika: Laikui bėgant, bangų struktūros perorganizuoją žvaigždžių orbitas, pamažu keisdamos disko pavidalą.
- Aplinkos poveikis (pvz., dujų nuplėšimas spiečiuose): Galaktika gali iš spiralinės tapti dujų stokojančia S0.
Tokios laipsniškos transformacijos rodo, kad morfologinė klasifikacija nėra amžina — ji gali kisti, priklausomai nuo aplinkos, grįžtamojo ryšio ir vidinės dinamikos [8].
8. Stebėjimo duomenys ir šiuolaikiniai patobulinimai
8.1 Gilios apklausos ir tolimos epochos galaktikos
Teleskopai, tokie kaip Hubble, JWST ar didieji antžeminiai, leidžia stebėti galaktikas ankstyvesniais kosminiais laikais. Tos didelio raudonojo poslinkio galaktikos dažnai netelpa į vietinę morfologinę klasifikaciją: stebimos „nešvarios“ diskinės struktūros, nelygios žvaigždėdaros zonos ar kompaktiški „gabaliukai“. Ilgainiui daugelis tokių sistemų tik vėlesniais laikais įgauna įprastus spiralinius ar elipsinius bruožus, sufleruodamos, kad Hubble’o seka iš dalies susiformavo tik vėlesnėje Visatos stadijoje.
8.2 Kiekybinė morfologija
Be paprasto vizualinio vertinimo, astronomai naudoja Sérsic indeksą, Gini koeficientą, M20 ir kitus metodus, kad kiekybiškai įvertintų šviesos pasiskirstymą ar „grūdėtumą“. Tai papildo klasikinę Hubble’o schemą ir leidžia apdoroti milžiniškas apklausas, kuriose siekiama automatiškai suskirstyti tūkstančius ar milijonus galaktikų [9].
8.3 Neįprastieji tipai
Kai kurios galaktikos nepatenka į paprastas kategorijas. Pvz., žiedinės galaktikos, polinės žiedo galaktikos, „riešutinio“ (peanut) telkinio galaktikos byloja egzotines susidarymo istorijas (susidūrimai, baro nestabilumas ar potvyninė akrecija). Jos primena, kad morfologinė klasifikacija yra tik apibendrinantis, bet ne visada išsamus instrumentas.
9. Kosminis kontekstas: Hubble’o seka laikui bėgant
Pagrindinis klausimas: Kaip kinta spiralių, elipsinių ir netaisyklingų galaktikų dalis kosminėje istorijoje? Stebėjimai rodo:
- Netaisyklingos/ypatingos galaktikos dažnesnės aukštesniuose raudonuojuose poslinkiuose – matyt dėl dažnesnių susijungimų ir nevisiškai nusistovėjusių struktūrų ankstyvoje Visatoje.
- Spiralinės išlieka gausios įvairiuose epochose, bet seniau galėjo būti turtingesnės dujų ir „grūdėtos“.
- Elipsinės gausiau randamos spiečiuose ir vėlesniais amžiais, kai hierarchinis susijungimas suformuoja masyvias, bežvaigždes (ar mažai žvaigždėdaros) sistemas.
Kosmologinės simuliacijos stengiasi atkurti šiuos evoliucinius kelius, suderindamos įvairių tipų dalis skirtinguose raudonuosiuose poslinkiuose.
10. Baigiamosios mintys
Hubble’o galaktikų klasifikacija — nors jau beveik šimtametė — nuostabiai atspari laiko išbandymams, net ir augant astronominiams tyrimams. Spiralinės, elipsinės ir netaisyklingos — tai plačios morfologinės šeimos, dažnai susietos su žvaigždėdaros istorijomis, aplinka ir stambių struktūrų dinamika. Vis dėlto už šių patogių etikečių slypi sudėtingi evoliuciniai keliai: susijungimai, sekuliarios kaitos procesai, grįžtamojo ryšio ciklai, kurie per milijardus metų gali keisti galaktikos išvaizdą.
Gilių vaizdų, tikslios spektroskopijos ir skaitmeninių modelių sinergija toliau tikslina mūsų suvokimą, kaip galaktikos gali pereiti iš vieno tipo į kitą. Nuo „raudonų ir nebeaktyvių“ elipsinių milžinių spiečiuose iki švytinčių spiralinių vijų diskuose ar netvarkingų netaisyklingųjų formų, kosminis galaktikų „zoologijos sodas“ išlieka viena turtingiausių astronomijos sričių — užtikrinanti, kad Hubble’o klasifikacijos schema, nors ir klasikinė, plėtojasi toliau kartu su mūsų nuolat besiplečiančiu Visatos suvokimu.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Hubble, E. (1926). “Extra-galactic nebulae.” The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). “Mergers and some consequences.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Dynamics of interacting galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). “Star Formation in Galaxies Along the Hubble Sequence.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). “Galaxy morphology in rich clusters – Implications for the formation and evolution of galaxies.” The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). “Galactic Mergers: Facts and Fancy.” SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). “Physical Properties and Environments of Star-forming Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). “The Evolution of Galaxy Structure Over Cosmic Time.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.