Nors kitų galaktikų, nei Paukščių Tako, pamatyti plikomis akimis beveik neįmanoma, jas dažnai stebi ir astronomai mėgėjai, ir profesionalai. Net ir mėgėjiškais teleskopais pasiekiamas didžiulės įvairovės vaizdas: galaktikų yra spiralinių, elipsinių, netaisyklingų; raudonų ir mėlynų; kompaktiškų ir išskydusių; susigrupavusių ir pavienių. Iš kur jos visos atsirado? Ar vieno tipo galaktika gali pavirsti kitokia?

Praeitame straipsnyje pristačiau galaktikų struktūrą – nuo tamsiosios materijos halo, gaubiančio kiekvieną „salą“ Visatoje, iki žvaigždžių ir centrinių ypatingai masyvių juodųjų bedugnių. Ten šiek tiek pristačiau ir galaktikų tipus, bet nieko nepasakojau apie evoliuciją. Šią spragą pasistengsiu užpildyti dabar. Trumpai apžvelgsiu, iš kur galaktikos atsiranda, kaip auga iš jaunų mažyčių telkinių iki didingų Visatos sandaros elementų, kokius matome dabar; kokie procesai nulemia galaktikų išvaizdą ir kitas savybes; kokių pokyčių galaktikų sandaroje galime tikėtis ateityje.

Iš kur jos atsiranda?

Šiandien galaktikose sutelkta didžioji dalis Visatos žvaigždžių bei didelė dalis dujų (nors ir ne didžioji – galaktikų telkiniuose yra tarpgalaktinių dujų, kurių masė keletą kartų viršija galaktikų regimąją masę). Daugumos galaktikų regimoji medžiaga yra pakankamai aiškiai atskirta nuo kaimyninių galaktikų, taigi galime jas ir suskaičiuoti. Bet taip buvo ne visada: iškart po Didžiojo sprogimo Visata buvo beveik visiškai tolygi; net ir praėjus 300 tūkstančių metų, kai spinduliuotė ir normali medžiaga atsiskyrė viena nuo kitos, tamsioji ir normalioji materija buvo pasklidusi beveik visiškai vienodai visur. Tačiau nuo to laiko per keletą šimtų milijonų metų susiformavo pirmieji dujų bei jaunų žvaigždžių telkiniai. Šiuo metu seniausia žinoma galaktika nuo mūsų nutolusi beveik dešimtį gigaparsekų; tokiu atstumu matome Visatos vaizdą, kokia ji buvo praėjus vos pusei milijardo metų nuo Didžiojo sprogimo. Vadinasi, gana greitai materija Visatoje susikaupė į pirmąsias galaktikas. Kaip?

Šį pokytį nulėmė materijos tarpusavio gravitacinė trauka. Nors materija buvo pasiskirsčiusi beveik tolygiai, nedideli nukrypimai nuo vidurkio egzistavo. Kiekvieną tokį nukrypimą galime laikyti dujų tankio netolygumu: kai kuriose vietose tankis buvo didesnis už vidutinį, kitose – mažesnis. Didesnio tankio gumuliukai sukuria šiek tiek didesnę trauką, taigi aplink esančios dalelės yra linkusios judėti link jų, prisijungti ir auginti tuos gumulus. Šiam procesui priešinasi slėgis: dujų slėgis, sukeliamas termodinaminių efektų, ir dinaminis tamsiosios materijos „slėgis“, kylantis dėl tipinių tamsiųjų dalelių greičių. Šių dviejų efektų – gravitacijos ir slėgio – kovos rezultatas priklauso nuo pradinio gumuliuko dydžio. Maži telkiniai yra suardomi, tačiau pakankamai dideli (didesni nei keleto šimtų parsekų skersmens) išlieka ir gali augti toliau. Taip Visatoje pradėjo formuotis struktūra – tamsiosios materijos halai, kuriuose vėliau užgimė galaktikos ir jų telkiniai. Kol kas nežinome visų šio proceso, tebevykstančio iki šiol, detalių, bet pagrindiniai jo bruožai yra gana aiškūs.

Pagrindinės kosmologinės struktūros – minėtieji materijos telkiniai – yra apvalaini įvairių dydžių halai. Sakau „apvalaini“, nes jų formos dažniausiai yra ne tiksliai sferinės: yra ir elipsiškai suplotų, ir ištęstų kaip regbio kamuoliai, ir triašių. Bet visi jie turėtų būti artimi sferiniams. Halai, laikui bėgant, auga. Ankstyvaisiais Visatos gyvavimo laikais halai augo misdami vis dar pasklidusia, niekur nesusitelkusia, materija; šis procesas vadinamas akrecija. Laikui bėgant, vis svarbesnis tapo kitas procesas – halų susiliejimas, ypač mažų halų „suvalgymas“. Bendras halų augimo vaizdas toks: iš pradžių susiformuoja daug santykinai nedidelių halų, kurie vėliau jungiasi tarpusavyje, formuodami vis didesnius. Šis procesas vadinamas hierarchiniu kosminės struktūros formavimusi. Beje, akrecija ir susiliejimai svarbūs ir galaktikų regimosios materijos, ne tik jų halų, evoliucijoje, bet prie to grįšiu kiek vėliau.

Regimosios materijos (kurios didžiąją dalį sudaro dujos) Visatoje yra apytikriai penkis kartus mažiau, nei tamsiosios, taigi galima daryti prielaidą, jog bent jau evoliucijos pradžioje dujos ir tamsioji materija vystosi labai panašiai. Dujos taip pat kaupiasi į telkinius, sutampančius su tamsiosios materijos halais, ir po truputį krenta į jų centrus. Čia pasireiškia pirmasis dviejų materijų skirtumas: dujų temperatūra gali kisti gerokai sparčiau, nei tamsiosios materijos dalelių energija. Tą nulemia dvi priežastys: pirma, lengviausias būdas prarasti vidinę energiją (taigi ir temperatūrą) yra elektromagnetinė spinduliuotė, o tamsioji materija elektromagnetiškai nesąveikauja; antra, susikertančios net ir labai retų dujų srovės sukuria smūgines bangas, kurios tas pačias dujas gali smarkiai įkaitinti, o tamsiosios materijos dalelės pralekia vienos pro kitas be jokių smūgių, tad jų „temperatūra“ nekyla.

Taigi, dujos gali įkaisti. Krisdamos į tamsiosios materijos halus jos tą ir daro: iš visų pusių centro link judančios dujų srovės susiduria ir įkaista iki temperatūros, vadinamos virialine temperatūra; jos vertė priklauso nuo halo masės. Dujų slėgis padidėja, ir burbule nusistovi gana nedidelio tankio (mažiau nei vienos dalelės kubiniame centimetre) telkinys. Vėliau dujos po truputį vėsta ir traukiasi, bet šis procesas mažuose haluose yra labai lėtas – net per visą Visatos amžių dujos smarkiai neatvėstų. Ypatingas pokytis įvyksta halo masei užaugus iki maždaug milijardo Saulės masių (palyginimui, Paukščių Tako halo masė lygi apytikriai trilijonui Saulės masių), kurią atitinkanti virialinė temperatūra yra dešimt tūkstančių kelvinų. Tokią temperatūrą pasiekusios vandenilio dujos jonizuojasi (elektronai atsiskiria nuo protonų), o jonizuotos dujos vėsta gerokai sparčiau, nei neutralios. Susiklosto paradoksali situacija: į masyvesnį halą krentančios dujos įkaista iki aukštesnės temperatūros, tačiau vėsta gerokai sparčiau, taigi ima trauktis ir pasiekia gerokai didesnį tankį, nei mažesniuose haluose esančios. O tankios dujos vėsta dar sparčiau (vėsimo efektyvumas priklauso ir nuo temperatūros, ir nuo dujų tankio), taigi gali pradėti skilinėti į tankius gumulus, kuriuose kiekviename kubiniame centimetre susitelkia jau po keletą šimtų ar net tūkstančių dalelių.

Vientiso dujų telkinio protogalaktiniame hale skilimas į mažesnius gumulus labai primena pirminių halų formavimąsi, kurį aprašiau aukščiau. Dėl nedidelių svyravimų susidarę didesnio tankio regionai ima traukti aplinkines dujas. Jei dujų temperatūra yra pakankamai žema, ši trauka nugali slėgį, besipriešinantį kolapsui, ir tankūs gumulai ima augti. Taigi mažuose haluose dujos plevena kaip vientisas retas debesis, tačiau dideliuose jos subyra į daugybę mažų tankių šaltų gumulėlių. Gumulai – molekuliniai debesys – vėsta, traukiasi ir skyla toliau, galų gale juose užsižiebia žvaigždės. Nuo tada pirmykštį tamsiosios materijos ir dujų telkinį jau galima vadinti galaktika; visas šitas procesas trunka trumpiau, nei pusę milijardo metų.

Tamsusis monstras galaktikos centre

Dar vienas daugelio galaktikų elementas – supermasyvi juodoji bedugnė. Šie objektai, kurių masė viršija šimtą tūkstančių Saulės masių, aptinkami beveik visose šiandieninėse galaktikose, tačiau jų būta jau ir labai senais laikais. Praėjus vos 800 milijonų metų nuo Didžiojo sprogimo, kai kuriose galaktikose jau egzistavo milijardą kartų už Saulę masyvesnės juodosios bedugnės. Iš kur jos atsirado? Ar juodosios bedugnės egzistavo anksčiau, nei galaktikos, ir padėjo susiformuoti pastarosioms, ar atvirkščiai? Vienareikšmio atsakymo į šį „vištos ir kiaušinio“ klausimą nėra; tegaliu pristatyti keletą variantų.

Gali kilti klausimas, kodėl labai masyvių juodųjų bedugnių egzistavimas išvis yra kažkuo problematiškas. Problema atsiranda dėl to, kad juodoji bedugnė gali augti tik dviem būdais – rydama aplinkines dujas (šiuo atveju suardomas žvaigždes galime laikyti dujomis) ir jungdamasi su kitomis juodosiomis bedugnėmis (ir vėl iškyla panašumas su protogalaktinių halų bei molekulinių debesų augimu, bet čia jis nelabai svarbus). Kitų panašios masės juodųjų bedugnių yra tik kitose galaktikose, o galaktikų susiliejimai nėra pakankamai dažni, taigi juodųjų bedugnių augimas priklauso nuo dujų „valgymo“ spartos. Tačiau į juodąją bedugnę krentančios dujos išspinduliuoja daug energijos; šios spinduliuotės slėgis gali nustumti toliau esančias dujas ir sustabdyti tolesnį jų kritimą. Taigi egzistuoja maksimali dujų kritimo sparta, vadinama Edingtono riba, kuri priklauso nuo juodosios bedugnės masės: masyvesnė juodoji bedugnė gali aplinkines dujas ryti sparčiau (aišku, jei tų dujų apskritai yra, bet apie tai – truputį vėliau). Maksimali sparta rodo, jog egzistuoja ir minimalus laiko tarpas, kurį juodoji bedugnė turi augti, kad jos masė padidėtų kažkiek kartų. Tiksli augimo sparta labai smarkiai priklauso nuo juodosios bedugnės sukimosi greičio; atlikus skaičiavimus paaiškėja, kad per milijardą metų augimo juodosios bedugnės masė gali padidėti nuo poros dešimčių (jei juodoji bedugnė sukasi labai sparčiai) iki trilijonų (jei sukimasis labai lėtas) kartų.

Šie du ekstremalūs atvejai – spartaus ir lėto sukimosi – veda prie dviejų hipotezių apie tai, iš kur atsirado pirmosios juodosios bedugnės. Pirmoji hipotezė yra tokia: tuo metu, kai Visata dar buvo maždaug tolygi, kai kurie statistiniai tankio svyravimai buvo tokie dideli, jog medžiaga (ir paprasta, ir tamsioji) kolapsavo į juodąsias bedugnes. Vėliau tos juodosios bedugnės dėl savo didelės masės po truputį „nuskendo“ augančiuose haluose ir taip galų gale atsidūrė galaktikų centruose. Per pirmą milijardą Visatos gyvavimo metų jos augo nežymiai, tačiau kai kurios iš jų jau atsirado tokios masyvios, kad ir nedidelio augimo užteko pasiekti milijardą Saulės masių. Yra ir šios hipotezės variacijų – pavyzdžiui, pradinis kolapsas nebūtinai įvyksta dar tolygioje Visatoje; esant tinkamoms sąlygoms, kolapsuoti į juodąsias bedugnes gali ir masyvūs dujų telkiniai jaunose galaktikose. Remiantis šia hipoteze, pirmykščių juodųjų bedugnių masė turėtų būti tarp dešimties ir šimto tūkstančių Saulės masių.

Alternatyvi hipotezė teigia, jog net ir masyviausios juodosios bedugnės užauga iki milijardo Saulės masių nuo pradinės žvaigždinės masės, t. y. kelių dešimčių Saulės masių. Tokiu atveju juodosios bedugnės atsiranda tik tada, kai gimsta, nugyvena keleto milijonų metų trukmės gyvenimus, ir supernovomis sprogsta pirmosios masyvios žvaigždės naujai susiformavusiose galaktikose. Juodosios bedugnės atsiranda arti galaktikų centrų, kur yra daug dujų, taigi gali efektyviai „valgyti“ aplinkinę medžiagą ir taip per keletą šimtų milijonų metų užaugti iki didžiausių milžinių, kokias esame kada nors matę. Ši hipotezė, priešingai nei pirmoji, nereikalauja jokių ypatingų ir kitokiomis sąlygomis nepatvirtintų reiškinių (pavyzdžiui, masyvių materijos telkinių kolapso), taigi atrodo galbūt artimesnė tiesai. Tačiau vieningo sutarimo kol kas nėra.

Dar vienas šių hipotezių skirtumas – supermasyvios juodosios bedugnės ir galaktikos santykis ankstyvuoju jų abiejų gyvavimo laikotarpiu. Pagal „masyvaus kolapso“ hipotezę, juodosios bedugnės atsiranda anksčiau, nei galaktikos, arba bent jau labai anksti galaktikos egzistavimo pradžioje. Taigi juodoji bedugnė gali turėti daug įtakos galaktikos atsiradimui. Antroji hipotezė teigia, kad juodosios bedugnės atsiranda po keleto milijonų metų nuo pirmųjų žvaigždžių užsižiebimo; taip pat dar praeina bent šimtas kitas milijonų Qmetų, kol juodosios bedugnės masė tampa reikšminga galaktiniais mastaisA. Taigi galaktikos susiformuoja praktiškai be supermasyvių juodųjų bedugnių. Juodųjų bedugnių aptikimas labai tolimose galaktikose taip pat gali padėti nustatyti, kuri hipotezė teisingesnė, bet kol kas to padaryti dar nepavyko.

Lėtas ir ramus galaktikos gyvenimas

Kad ir kaip ten būtų su juodosiomis bedugnėmis ir jų atsiradimu galaktikų centruose, jaunos galaktikos vystosi toliau. Formuojasi jų struktūra – spiralinės vijos, centrinis telkinys, skersė, – gimsta ir miršta žvaigždės, šen ir ten teka dujos, ir dėl viso to galaktika ir jos juodoji bedugnė po truputį auga.

Dujos, patekusios į galaktikos halą, beveik niekada nejuda tiksliai centro link. Jos bando pralėkti šiek tiek po šalį, bet yra pagaunamos ir ima suktis orbita, kuri iš pradžių yra elipsinė, bet po truputį susisuka į apskritimą. Sąveikaudamos su aplinkinėmis dujomis, naujos atvykėlės prisijungia prie bendros tėkmės ir taip po truputį jų orbitos suvienodėja. Kai visos dujos galaktikoje sukasi (beveik) vienoje plokštumoje, jos suformuoja diską. Nedidelis orbitų elipsiškumas sukuria spiralines vijas, kurias matome daugelyje galaktikų. Žvaigždės taip pat formuojasi daugiausiai diske, nors pasitaiko ir spiečių toliau nuo pagrindinės galaktikos plokštumos. Arčiau galaktikos centro žvaigždės formuojasi sparčiau, o žvaigždžių orbitos į diską susiploja lėčiau, taigi centrinė galaktikos dalis gali išlikti elipsinė; toks darinys vadinamas centriniu telkiniu (angl. bulge). Jei pirmykštis dujų ir tamsiosios materijos gumulas, iš kurio susiformavo galaktika, sukasi labai lėtai, elipsine tapti gali ir visa galaktika, tačiau dažniausiai jaunos galaktikos visgi būna spiralinės. Per milijardus metų, žvaigždžių orbitų tarpusavio gravitacinė sąveika diską ima versti šiek tiek elipsine struktūra – taip atsiranda centrinis pseudotelkinys (angl. pseudobulge). Taip pat dėl panašių sąveikų centrinės galaktikos dalys gali tapti ir triašės; taip susiformuoja skersės (angl. bar), tarsi storos lazdos kertančios galaktikos centrą ir besisukančios keletą milijardų metų, o vėliau vėl išnykstančios. Mūsų Paukščių Takas taip pat turi skersę. Manoma, jog tokios struktūros padeda dujoms pasiekti centrines galaktikų dalis, kur jos gali formuoti didelius žvaigždžių spiečius ir maitinti juodąją bedugnę.

Kalbant apie galaktikos struktūrą ir atskirus jos elementus, svarbu atkreipti dėmesį, kad visus didelius elementus sukuria vien gravitacija. Jokia kita sąveika neveikia tokiais dideliais masteliais, nes astronominiai objektai yra apytikriai elektriškai neutralūs, o magnetiniai laukai yra per silpni arba per mažo masto, kad paveiktų visos galaktikos struktūrą. Žvaigždžių, dujų ir tamsiosios materijos gravitacinė trauka sukuria sąlygas, leidžiančias toms pačioms žvaigždėms ir dujoms judėti labai įvairiomis orbitomis. Galaktikos struktūra palaiko pati save. Taip pat galaktikos žvaigždėms nesvarbi ir centrinė juodoji bedugnė: pastarosios gravitacija dominuoja tik keleto parsekų atstumu nuo centro, o toliau esanti materija juodosios bedugnės poveikio praktiškai nejaučia. Tai yra esminis galaktikos ir žvaigždinės sistemos skirtumas; žvaigždinėse sistemose, kuriose dominuoja vieno masyvaus objekto trauka, tokios struktūros, kaip skersė arba spiralinės vijos, yra neįmanomos.

Žvaigždžių formavimasis galaktikose taip pat tęsiasi visą jų gyvenimą. Proceso sparta kinta – daugybė stebėjimų leidžia spręsti, jog prieš 10-11 milijardų metų žvaigždėdara galaktikose vyko sparčiausiai, o vėliau sulėtėjo, bet visiškai nepranyko. Gimsta žvaigždės dažniausiai nedideliuose spiečiuose, kurie vėliau išsisklaido, ir taip žiburėliai užpildo visą diską. Nugyvenusios savo gyvenimą, trunkantį nuo kelių milijonų iki dešimčių milijardų metų, žvaigždės tampa milžinėmis, o vėliau gana greit pasiekia paskutinę gyvenimo stadiją: virsta baltosiomis nykštukėmis arba sprogsta kaip supernovos. Supernovos (ir, iš dalies, mažesnių žvaigždžių planetinio ūko stadija) yra labai svarbi galaktikų evoliucijos sudėtinė dalis dėl trijų priežasčių.

Pirmoji – tik supernovų sprogimų metu susidaro cheminiai elementai, sunkesni už geležį. Didžioji dalis lengvesnių elementų taip pat susidaro tik žvaigždėse, o supernovos juos išlaisvina ir išmeta į tarpžvaigždinę erdvę. Taip kinta galaktikas sudarančių dujų cheminė sudėtis; vėliau metalais (astronomijoje taip vadinami visi elementai, sunkesni už helį) praturtintos žvaigždės dujos formuoja naujas žvaigždes, kurių savybės priklauso ir nuo metalingumo. Be to, tik prie žvaigždžių, susiformavusių iš labai metalingo molekulinio debesies, gali atsirasti uolinių planetų, tokių, kaip Žemė.

Antroji supernovų svarbos priežastis irgi susijusi su žvaigždžių formavimusi. Galingas sprogimas sukuria smūginę bangą, kuri nusirita per aplinkinę tarpžvaigždinę medžiagą. Praėjus bangai, dujos yra suspaudžiamos ir įkaitinamos, bet vėliau gali sparčiai atvėsti ir pradėti formuoti žvaigždes. Taigi supernovų sprogimai paskatina žvaigždėdarą aplinkinėje erdvėje ir taip reguliuoja žvaigždžių skaičių galaktikoje.

Supernovos žvaigždžių skaičių reguliuoja ir kitu būdu. Ne visos dujos yra pakankamai tankios, kad po smūginės bangos pradėtų formuoti žvaigždes. Kai kurios yra išstumiamos tolyn, kartais netgi visiškai pašalinamos iš galaktikos. Laikui bėgant susidaro galaktinio masto vėjas, pučiantis nuo disko ir centrinio telkinio statmenai galaktikos plokštumai. Nutolusios nuo disko, dujos paprastai neturi pakankamai energijos, kad visiškai pasišalintų iš galaktikos, tad po truputį nusėda atgal, tačiau gerokai toliau nuo centro, nei buvo išmestos. Šis ciklinis dujų srautas vadinamas „galaktiniu fontanu“ (angl. galactic fountain). Jis perneša metalais praturtintą medžiagą iš centrinių galaktikos dalių, kur žvaigždėdaros ciklas sukasi sparčiau, į ramesnius pakraščius. Tuo paaiškinama, kodėl galaktikose dujų metalingumas kinta gana nežymiai, žiūrint į skirtingai nuo centro nutolusias vietas, nors vertinant vien lokalią žvaigždžių populiacijos evoliuciją, skirtumai turėtų būti didžiuliai.

Nors masyvios žvaigždės miršta vos po keleto milijonų metų, bendrai paėmus, žvaigždžių masė galaktikoje laikui bėgant auga. Taip pat auga ir juodoji bedugnė. Be to, atrodo, kad juodosios bedugnės augimas glaudžiai susijęs su centrinio telkinio augimu. Juodosios bedugnės masė sudaro maždaug vieną tūkstantąją centrinio telkinio masės dalį. Prieš dešimt milijardų metų taip pat egzistavo analogiškas sąryšis, tačiau jis beveik neabejotinai buvo šiek tiek didesnis juodosios bedugnės naudai. Iš to galima spręsti, jog centriniai telkiniai užaugo truputį vėliau, nei juodosios bedugnės.

Juodosios bedugnės augimas paveikia ir aplinkinę medžiagą. Jau minėtas spinduliuotės slėgis sukelia vėją. Jis šiek tiek primena supernovų sprogimų keliamą vėją, tačiau teturi vieną šaltinį, bet yra galingesnis ir veikia tolygiau. Taip pat aplink juodąją bedugnę susisukęs dujų diskas gali išilgai sukimosi ašies išmesti siaurą labai greitų dalelių pluoštą, vadinamąją čiurkšlę. Čiurkšlės kartais nusidriekia per milijonus parsekų, toli į tarpgalaktinę erdvę. Manoma, kad jos praturtina ten esančią medžiagą sunkiaisiais cheminiais elementais, atneštais iš centrinių galaktikos dalių.

Pirmos dalies pabaiga

Šitaip, lėtai ir ramiai, galaktikos gyvena, jei nesusilieja su kaimynėmis. Galaktikų susiliejimai sukelia keletą svarbių procesų – sparčios žvaigždėdaros pliūpsnius, didelio juodųjų bedugnių aktyvumo periodus, kurie, savo ruožtu, smarkiai pakeičia dujų savybes visoje galaktikoje. Apie šiuos ir kai kuriuos kitus dalykus, nutinkančius vėlesniame galaktikų gyvenimo etape, papasakosiu antroje straipsnio dalyje.

Komentarai (3)