Turbūt daugelis žinote, jog žvaigždės, kurias matome naktiniame danguje, yra palyginus visai netoli mūsų. Toli esančiųjų šviesa susilieja į vieną balzganą Paukščių Taką – mūsų gimtosios Galaktikos viją. Šiauriniame danguje, esant geroms sąlygoms, kartais įmanoma pamatyti ir artimiausią didelę kaimynę – Andromedos galaktiką. Pietinio pusrutulio gyventojams pasisekė labiau: jie mato ir Galaktikos centrinius regionus, ir abu palydovinius Magelano debesis.

Kitas galaktikas pamatyti galime per teleskopus. Ir tada pamatome milžinišką jų įvairovę, kurioje lengva pasimesti. Pasimesti taip, kad net ir profesionalūs astronomai nebežino, kas yra galaktika, o kas – ne. Šiame rašinyje papasakosiu šiek tiek apie tą įvairovę, apie tai, kokios dalys sudaro galaktiką ir kaip kyla tas nesutarimas, kur prasideda galaktika ir baigiasi kažkas kita.

Pradėsiu nuo apytikrio apibrėžimo, kuris, nors ir nėra visai tikslus ir vienareikšmis, bus geras atskaitos taškas nagrinėjant galaktikų skirtumus ir bendrumus. Galaktika – tai dinamiškai atpalaiduotas žvaigždžių bei dujų telkinys, kurio didžiąją masės dalį sudaro tamsiosios materijos halas. Pirmoji apibrėžimo pusė atskiria galaktikas nuo jų spiečių ir kitokių didelių struktūrų, kurios nėra dinamiškai atpalaiduotos (apie šios sąvokos reikšmę – žemiau), antroji – nuo žvaigždžių spiečių ir mažesnių grupių, kurios nors ir gravitaciškai susietos bei dinamiškai atpalaiduotos, bet turi labai mažai tamsiosios materijos. Šio apibrėžimo ribose telpa gausybė įvairių galaktikų tipų: nykštukinės, normalaus dydžio, spiralinės, elipsinės, aktyvios, pasyvios, mėlynos, raudonos… Bet jau truputį nuskubėjau į priekį. Taigi, apie viską nuo pradžių.

Halas – tamsusis galaktikos rūbas

Šiais laikais retas astronomas abejoja, kad didžioji Visatoje esančios materijos dalis nesąveikauja elektromagnetiškai, todėl mums yra nematoma. Ši tamsioji materija sulaiko galaktikų spiečius ir pavienes galaktikas nuo jų sudedamųjų dalių išsilakstytmo. Įvairiausiais stebėjimais, analitiniais skaičiavimais ir skaitmeniniu modeliavimu pavyko susidaryti apytikrį vaizdą, kaip tamsioji materija pasiskirsčiusi galaktikose.

Kiekvieną galaktiką gaubia tamsiosios materijos halas – dešimčių (nykštukinėse galaktikose), šimtų ar net tūkstančių (didelėse galaktikose) kiloparsekų skersmens tamsiosios materijos telkinys, kurio centras beveik sutampa su matomos galaktikos centru. Halų forma turėtų būti artima rutuliui, tačiau greičiausiai ne visiškai tiksliai tokia, o nevienodai suplota visomis kryptimis (tokia sumaigyto rutulio forma vadinama triašiu halu). Materijos tankis hale nėra visur vienodas; jis didėja, leidžiantis gilyn į halo vidų.

Tiksli tankio priklausomybė nuo atstumo iki centro nėra iki galo nustatyta, tačiau kai kurių simuliacijų rezultatai rodo, jog ją turbūt galima aprašyti „perlaužta“ laipsnine funkcija. Tai tokia funkcija, kuri yra laipsninė visur (tankis proporcingas spinduliui, pakeltam kažkokiu laipsniu), tačiau centrinėje dalyje laipsnis yra kitoks (artimesnis nuliui), nei išorinėje. Atstumas, ties kuriuo tankio profilis pasikeičia iš plokštesnio vidinio į statesnį išorinį, yra skirtingas kiekvienai galaktikai; Paukščių Take jo vertė yra apie 20-30 kiloparsekų, taigi Saulė yra vidinėje halo dalyje.

Paukščių Tako ir kitų didžiųjų galaktikų halai ne visada buvo tokie, kokie dabar. Pagal daugumos astronomų priimamą hierarchinį kosmologinių struktūrų formavimosi modelį, pirmosios struktūros – tamsiosios materijos halai ir protogalaktikos – buvo mažyčiai, galbūt netgi vos šimto tūkstančių ar milijono Saulės masių. Iki dabartinės trilijono Saulių masės halas išaugo dviem būdais: siurbdamas aplinkinę materiją (akrecija) ir karts nuo karto prarydamas kitą halą (susiliejimai). Taip per milijardus metų pirmykščių mažųjų halų greičiausiai beveik nebeliko, o aplinkinėje Visatoje susiformavo gausybė milijardo – trilijono Saulės masių halų.

Nuo halo dydžio priklauso ir jame esančios galaktikos dydis; simuliacijos rodo, kad vienam Paukščių Takui turėtų tekti tūkstančiai nykštukinių galaktikų, besisukančių aplink kaip palydovai. Tokių galaktikų yra aptikta, bet tik pora dešimčių; kitų galaktikų apylinkėse situacija, regis, panaši. Šis neatitikimas vadinamas „trūkstamų palydovų problema“; egzistuoja keletas paaiškinimų, kodėl taip gali būti, bet čia į juos nesigilinsiu. Tik pastebėsiu, jog palydovinių galaktikų egzistavimas labai padeda, bandant nustatyti tikslią galaktikos tamsiosios materijos halo formą. Dalį galaktikų sudarko gravitacinė sąveika su halu, ir modeliuojant to sudarkymo efektą, galima išsiaiškinti šį bei tą apie tamsiosios materijos tankį netoli konkrečios nykštukinės galaktikos bei arčiau Paukščių Tako centro. Kitų galaktikų halai taip detaliai netyrinėjami, labiausiai todėl, kad nykštukines galaktikas, besisukančias aplink tolimas galaktikas, sunku aptikti.

Žvaigždinis halas – šviesūs lopai tamsiajame rūbe

Galaktikos (jau matomos) pakraščiuose palydovinėms galaktikoms vietą užleidžia kamuoliniai žvaigždžių spiečiai. Skirtumas tarp šių dviejų objektų tipų nėra didelis – mažiausiose nykštukinėse galaktikose žvaigždžių yra panašiai (maždaug milijonas), kiek ir dideliuose kamuoliniuose spiečiuose. Pagrindinis skirtumas – spiečiai neturi tamsiosios materijos halų, taigi greičiausiai ir susiformavo kiek kitaip, nei nykštukinės galaktikos. Visgi nustatyti, kiek tamsiosios materijos yra konkrečiame telkinyje, dažnai yra sudėtinga. Ilgą laiką didžiulis žvaigždžių telkinys, vadinamas Kentauro omega (Omega Centauri), buvo laikomas milžinišku kamuoliniu spiečiumi, tačiau neseniai telkinio žvaigždžių cheminės sudėties tyrimai atskleidė, kad Kentauro omega susiformavo ne visa vienu metu, o per keletą žvaigždėdaros epizodų. Tokie reiškiniai pasitaiko tik galaktikose, bet ne spiečiuose, nes juose pirmosios kartos žvaigždės sėkmingai išstumia likusias dujas, o nykštukinėse galaktikose žvaigždžių spinduliuotės nepakanka, įveikti tamsiosios materijos trauką, taigi žvaigždėdara gali tęstis ilgai ir epizodiškai. Todėl manoma, jog Kentauro omega yra nykštukinės galaktikos, suardytos Paukščių Tako gravitaciniame lauke, branduolys. Ir tai ne vienintelis astronomų nesutarimo pavyzdys, ką galima vadinti galaktika, o ką – ne.

Kamuoliniai spiečiai skrieja daugmaž aplink galaktikos centrą (tačiau galaktikos gravitaciniame potenciale orbitos paprastai yra gana sudėtingos ir neturinčios aiškaus centro) ir, kartu su galaktikos pakraščiuose gyvenančiomis pavienėmis žvaigždėmis, sudaro žvaigždinį halą. Tos pavienės žvaigždės į halą išlėkė, kai suiro jų gimtieji spiečiai arba buvo išmestos iš dvinarių žvaigždžių dėl gravitacinių perturbacijų nerimastingame galaktikos disko ar centrinio telkinio gyvenime. Taip pat gali būti, kad hale skrajoja ir gausybė juodųjų skylių, rudųjų nykštukių ir planetų „našlaičių“, nesisukančių aplink jokią žvaigždę. Jei tokie objektai ten egzistuoja, jų pamatyti būtų praktiškai neįmanoma; kurį laiką galvota, kad tokie nematomi masyvūs objektai gali būti toji paslaptinga tamsioji materija, bet vėliau šitos minties atsisakyta. Pagrindinė jos problema – teoriškai beveik neįmanoma paaiškinti, iš kur hale atsirastų tokie milžiniški kiekiai panašių objektų. Nors planetos gali būti išsviestos iš disko ar centrinio telkinio, juodosios skylės, kurių masė daugybę kartų didesnė, labiau linkusios judėti centro link, o ne tolyn nuo jo.

Galaktikos diskas – kone peraugusi skraidanti lėkštė

Maždaug pusėje didžiųjų galaktikų dauguma žvaigždžių ir dujų susitelkusios diske – milžiniškoje paplokščioje struktūroje, kurios skersmuo gali siekti šimtus kiloparsekų, tačiau storis retai viršija kiloparseką. Žinoma, disko, kaip ir kitų galaktikos dalių, ribos nėra griežtai apibrėžtos, tačiau ir pasižiūrėjus į galaktiką pro teleskopą, ir skaičiuojant žvaigždes ar jų šviesos intensyvumą, apytikrius kontūrus nustatyti nesunku. Ne vieną dešimtmetį trunkantys galaktikų diskų stebėjimai leidžia susidaryti neblogą vaizdą apie jų sandarą ir savybes.

Žiūrint gana grubiai, žvaigždžių tankis (o kartu ir šviesis) diske mažėja, tolstant nuo galaktikos centro ir nuo disko vidurio plokštumos. Šis mažėjimas paprastai yra eksponentinis visomis kryptimis, t. y. šviesos, sklindančios iš konkretaus disko regiono, intensyvumas, nutolus nuo centro per tam tikrą atstumą R0 (arba nuo galaktikos „pusiaujo“ per atstumą h0), sumažėja beveik 3 kartus, nutolus antra tiek – apie septynis, trečia tiek – 20 ir taip toliau. Atstumai R0 ir h0 yra skirtingi kiekvienai galaktikai; mūsų Paukščių tako R0 yra tarp pustrečio ir keturių kiloparsekų (gaunami rezultatai priklauso nuo to, kokiame elektromagnetinių bangų ruože atliekami stebėjimai), o h0 – 500-1000 parsekų (šiuo atveju skirtumas priklauso nuo to, į kokio amžiaus žvaigždes žiūrima; jaunesnės žvaigždės gyvena arčiau disko pusiaujo). Mūsų Galaktikos disko masė siekia 30 milijardų Saulės masių.

Nors disko aprašymas vos keliais parametrais (centriniu tankiu bei atstumais R0 ir h0) yra patogus atliekant kai kuriuos skaičiavimus, pagrindinis jo grožis atsiskleidžia žiūrint detaliau. Beveik visuose galaktikų diskuose galima įžvelgti spiralines vijas, nusidriekusias nuo centro iki pat pakraščių ir susisukusias kartą kitą aplink galaktiką. Ne veltui galaktikos, turinčios diską, vadinamos spiralinėmis – labai retai pasitaiko galaktikų, kurių diskai neturi vijų; bet tokiais atvejais net neaišku, ar tokioje galaktikoje išvis galima išskirti diską. Taigi diskas ir spiralinės vijos yra neatsiejami vienas nuo kito. Vijos yra žvaigždžių ir dujų sutankėjimai, atsirandantys dėl orbitų galaktikos diske savybių (vadinamasis spiralinis nestabilumas). Manoma, kad jos nėra statiški dariniai – ir žvaigždės, ir dujų debesys gali pakliūti į spiralines vijas ir iš jų ištrūkti; tačiau vijose jie užsilieka ilgiau, nei kitur, taigi vienu metu vijoje įvairių formų materijos būna daugiau. Tai sukuria stipresnę trauką, kuri leidžia užsilikti kitai materijai – spiralinė konfigūracija pati save palaiko ir tampa ilgalaike galaktikos sudedamąja dalimi. Spiralinės vijos turėtų po truputį suktis, bet tą daryti lėčiau, nei pavienės žvaigždės.

Tiesa, spiralės spiralėms nelygu. Vienose galaktikose vijos yra gana aiškios, vientisos ir lygios; tokios galaktikos vadinamos „didingo plano spiralinėmis galaktikomis“ (angl. grand design spiral galaxy). Kitose vijos atrodo tarsi subyrėjusios į daugybę atkarpų, susipynusios vos ne į voratinklį; šios galaktikos vadinamos „pūkuotomis“ (angl. flocculent). Dauguma galaktikų sunkiai telpa į vieną iš šių dviejų potipių, taigi priskiriamos tarpiniam „daugiašakiam“ (angl. multi-armed) tipui. Pūkuotomis galaktikos gali pasidaryti dėl sukrėtimų, sukeltų palydovinių galaktikų prarijimo ir panašių reiškinių, kurie suardo tvarkingą spiralinių vijų struktūrą. Bet kad ir kokie bebūtų diskai, jie susiformavo ankstyvojoje galaktikos gyvavimo stadijoje dėl gravitacijos poveikio bei judesio kiekio momento tvermės. Šituo atžvilgiu jie nelabai skiriasi nuo, pavyzdžiui, aplink jauną žvaigždę susidarančių protoplanetinių diskų.

Dar daugiau detalių apie galaktikų diskus sužinoti galime nagrinėdami pavienes žvaigždes ar bent jau nedideles jų grupes. Tokie tyrimai leidžia nustatyti medžiagos sukimosi greitį diske ir sudaryti sukimosi kreives, kurios praeito amžiaus aštuntajame dešimtmetyje tapo vienu iš pirmųjų ir svarbiausių tamsiosios materijos egzistavimo įrodymų. Taip pat žvaigždžių spektrai suteikia informacijos apie sunkiųjų cheminių elementų – astronomai juos vadina „metalais“, nors tą grupę sudaro visos už helį sunkesnės medžiagos – kiekius.

Žvaigždės masės dalis, kurią sudaro sunkieji elementai, vadinama „metalingumu“ ir padeda nustatyti, kaip sparčiai formavosi žvaigždės tiriamoje aplinkoje. Kuo spartesnė žvaigždėdara, tuo efektyviau tarpžvaigždinė medžiaga praturtinama sunkiaisiais elementais, taigi ir žvaigždėse jų randama daugiau. Mūsų Saulės metalingumas siekia 2%, o daugumos kitų žvaigždžių jis yra mažesnis, nors pasitaiko ir truputį gausiau praturtintų sunkesniais elementais.

Galaktikų mastu metalingumas, panašiai kaip ir žvaigždžių tankis, didėja artėjant prie centro ir esant arčiau disko pusiaujo plokštumos. Taip pat metalingumas turi tendenciją didėti bėgant laikui (priežastis labai paprasta – mažėti jis tiesiog negali, nes žvaigždėse termobranduolinių reakcijų metu vyksta tik sintezė, o ne skilimas, taigi atsiranda vis daugiau sunkiųjų elementų, o lengvųjų tik mažėja), taigi labai tolimose galaktikose, kurių vaizdas, pasiekiantis mus, yra labai senas, metalingumas yra gerokai menkesnis, nei aplink mus.

Pagal pagrindinė dalies, tame tarpe ir disko, išvaizdą galaktikos yra rūšiuojamos į morfologines (t. y. regima forma paremtas) klases, pasiūlytas dar Edvino Hablo. Paprastos spiralinės galaktikos sudaro vieną iš trijų klasifikacijos šakų, priklausomai nuo vijų tankumo ir disko santykinio šviesio įvardijamų žymėmis nuo Sa iki Sd, su tarpiniais variantais Sb, Sbc, Sc ir Scd. Kitos dvi šakos yra eliptinės ir skersinės spiralinės galaktikos; apie jas abi – žemiau.

Centrinis telkinys, kartais tampantis visa galaktika

Net dvi iš trijų galaktikų turi centrinius telkinius. Dar vadinami „baldžais” (angl. bulge), jie yra elipsoido formos žvaigždžių ir dujų telkiniai, aiškiai besiskiriantys nuo diskų tuo, kad jų skersmuo visomis kryptimis yra gana panašus. Triašė struktūra sudaro sąlygas atsirasti įvairioms neįprastoms žvaigždžių orbitoms: kai kurios žvaigždės skrajoja pirmyn-atgal banano formos trajektorijomis, kitos sukasi aplink kurią nors vieną centrinio telkinio ašį, tarsi uždarytos vamzdyje, ir taip toliau. Visos kartu jos palaiko baldžo formą, nors visa struktūra jei ir sukasi, tai gerokai lėčiau, nei reikėtų išlaikyti tokiam dydžiui.

Centrinio telkinio dydis skirtingose galaktikose gali būti labai skirtingas. Spiralinėse galaktikose jo skersmuo siekia porą kiloparsekų arba mažiau, tačiau eliptinės galaktikos yra sudarytos praktiškai vien iš baldžo; jų skersmuo siekia dešimtis, o kartais net ir šimtus kiloparsekų. Masė kinta atitinkamai – nuo keleto milijardų iki trilijono Saulės masių. Taip pat ir žvaigždžių bei kitokios materijos tankis mažėja, tolstant nuo galaktikos centro; tačiau kitaip nei diske, mažėjimas nėra eksponentiškas, o tik laipsninis (dažnai atvirkščiai proporcingas maždaug atstumo kvadratui). Vienas parametras daugmaž nepakitęs išlieka visame centriniame telkinyje; tai – greičių sklaida, kitaip tariant, tipinis atskiro objekto greičio nuokrypis nuo vidutinio visos sistemos greičio tame regione; pastarasis dažniausiai yra mažas, taigi greičių sklaida parodo tipinį objektų greitį.

Kaip susiformuoja baldžas? Yra du keliai, kaip tai gali nutikti. Pirmasis – galaktikos disko centrinėje dalyje dėl įvairių nestabilumų ima formuotis triašė struktūra, kuri, laikui bėgant, po truputį auga ir sutraukia dalį žvaigždžių iš disko. Žiūrint iš šono, tokie centriniai telkiniai, vadinami „pseudobaldžais“ (angl. pseudobulge), atrodo kampuotesni, nei tradiciniai, arba „tikrieji“. Pastarieji susiformuoja, kai spiralinė galaktika „praryja“ keletą kartų mažesnę palydovę. Palydovės gravitacinė įtaka suardo trapią disko pusiausvyrą ir, pasigavusį nemažą žvaigždžių ir dujų kiekį, suformuoja centrinį telkinį. Jei susilieja dvi beveik vienodo dydžio galaktikos, jų įtaka viena kitai yra tokia didelė, kad pranyksta visas diskas ir susiformuoja elipsinė galaktika. Toks likimas, bent jau teoriškai, laukia visų šiandieninių galaktikų. Hablo klasifikacijoje eliptinės galaktikos sudaro atskirą šaką ir yra žymimos nuo E0 (visiškai sferinė galaktika) iki E7 (labai suplota). Tarp eliptinių ir spiralinių galaktikų yra vienas tarpinis tipas, vadinamas lęšinėmis galaktikomis (angl. lenticular galaxy) ir žymimas S0. Tai yra tos aukščiau minėtos galaktikos, kurios lyg ir turi diskus, bet galbūt ir neturi.

Kartais spiralinėse galaktikose centrinio telkinio nebūna visai. Tokios galaktikos klasifikuojamos kaip Scd ar Sd – tai reiškia labai mažą centrinio telkinio sudaromą šviesio dalį. Dabartinė kosmologinė struktūros formavimosi teorija sunkiai gali paaiškinti tokių, ypač didelių, galaktikų egzistavimą, nes jos turėjo susidaryti susiliejimų metu, taip įgydamos ir centrinius telkinius. Gali būti, kad jos yra tiesiog retenybė – galaktikos, kurioms nepasitaikė susidurti su kitomis panašaus dydžio seserimis ir kurios užaugo vien ramiai valgydamos dujas iš tarpgalaktinės erdvės. Tačiau naujausi stebėjimų duomenys rodo, kad kone kas antra galaktika neturi tikrojo centrinio telkinio (t. y. turi tik pseudobaldžą arba išvis jokio centrinio telkinio). Toks didelis kiekis atrodo visiškai nesuderinamas su atsitiktinumo hipoteze. Atsakymo į šį klausimą kol kas nėra, bet neabejoju, kad per keletą metų bus pasiūlyta ne viena rimta idėja ir galbūt rastas sprendimas.

Sija kiaurai per galaktiką

Jau apžvelgiau didžiausias galaktikų sudedamąsias dalis – halą, diską ir centrinį telkinį. Tačiau liko dar kelios, o viena iš jų nulemia galaktikų priskyrimą trečiąjai Hablo klasifikacijos šakai. Joje sudėtos vadinamosios skersinės diskinės galaktikos (angl. barred disc galaxies). Panašiai kaip ir diskinės, jos skirstomos nuo SBa iki SBd pagal vijų tankumą ir ryškumą, bet jų skiriamasis bruožas – per centrą nusidriekusi stora pailga juosta, vadinama skerse, arba kartais sija (angl. bar). Skersės ilgis siekia keletą kiloparsekų, bet plotis ir storis neviršija kiloparseko, taigi ji atrodo tarsi strypas ar vamzdis, kertantis galaktikos centrą. Manoma, kad skersė atsiranda, kai disko žvaigždės suformuoja tokį gravitacinį potencialą, kuriame pradeda suktis vienodu kampiniu greičiu, sukrisdamos į minėtą konfigūraciją. Tokiose orbitose jos gali išsilaikyti keletą milijardų metų, bet vėliau skersė suyra ir tik po kažkiek laiko susiformuoja nauja. Labai dažnai skersės galai sutampa su spiralinių vijų pradžia. Mūsų Paukščių Takas taip pat beveik neabejotinai turi skersę, kurios kryptis su kryptimi nuo Saulės į Galaktikos centrą sudaro maždaug 45 laipsnių kampą.

Centras ir jo gyventojai

Nuo tolimiausių pakraščių pagaliau priėjome prie galaktikos centro. Ne centrinio telkinio, bet gerokai mažesnio mastelio – poros dešimčių parsekų skersmens srities pačioje gravitacinio potencialo gelmėje. Pro ją kartais praskrieja kokia žvaigždė, priklausanti centriniam telkiniui ar skersei, tačiau didžioji žvaigždžių dalis tame regione gyvena nuolatos ir toli neišskrenda. Ši sritis vadinama branduoliniu žvaigždžių spiečiumi (angl. nuclear stellar cluster). Spiečiai randami didžiojoje dalyje galaktikų (ir spiralinėse, ir elipsinėse), o tose, kuriose nerandami, greičiausiai yra tiesiog pernelyg maži, kad būtų aptikti. Spiečiaus masė gali siekti dešimtis milijonų Saulės masių ir susidėti iš tiek pat žvaigždžių. Tiek daug žvaigždžių palyginus mažame plote, sukelia įvairių kitur nelabai sutinkamų efektų. Daugianarės žvaigždžių sistemos gali būti gravitaciškai suardomos dėl kitų žvaigždžių gravitacijos, jos gali net apsikeisti narėmis.

Įmanomi netgi žvaigždžių susidūrimai, kurių metu susiformuoja neįprastos žvaigždės, nepanašios į jokias normaliai evoliucionavusias. Jei tokių susidūrimų įvyksta daug, galutinė žvaigždė gali būti tokia didžiulė, kad kolapsuoja į tūkstančių Saulės masių juodąją skylę, kuri, toliau prarydama spiečiaus žvaigždes, gali užaugti iki supermasyvaus dydžio.

Supermasyvios juodosios skylės, pagal dabartinį mūsų supratimą, yra masyvesnės, nei maždaug milijonas Saulės masių. Jos randamos didžiojoje dalyje galaktikų; neaptinkamos praktiškai tik nykštukinėse. Juodosios skylės masė stipriai koreliuoja su centrinio telkinio mase ir greičių sklaida jame (apie šiuos sąryšius buvau rašęs anksčiau). Panašiai koreliuoja ir branduolinio žvaigždžių spiečiaus masė (nepamirštant aukščiau minėtos maksimalios masės), nors tokiai pačiai centrinio telkinio masei tenkantis branduolinis spiečius yra maždaug 10-20 kartų masyvesnis, nei atitinkama juodoji skylė.

Jei centrinio telkinio masė yra pakankamai maža, kad branduolinio spiečiaus masė atitiktų reikalingą pagal koreliacijas, supermasyvios juodosios skylės centre paprastai nematome. Tai paaiškina nykštukines galaktikas ir kai kurias normalias galaktikas su neįprastai mažais centriniais telkiniais. Manoma, jog toks varžymasis tarp branduolinio žvaigždžių spiečiaus ir juodosios skylės vyksta dėl to, kad esant mažam centriniam telkiniui, žvaigždžių formavimasis galaktikos centre yra santykinai spartesnis, nei juodosios skylės augimas, taigi pastarajai nebelieka pakankamai dujų, kad galėtų užaugti iki didelės masės. Priešingu atveju, kai centrinis telkinys labai didelis, juodoji skylė auga efektyviau, nei formuojasi žvaigždės, taigi centrinio telkinio masė nepakyla virš kelių dešimčių milijonų Saulės masių, o juodoji skylė gali praaugti šią ribą ir pasiekti netgi milijardus Saulės masių.

Nors juodoji skylė yra ypatingai mažas objektas, palyginus su visa galaktika, jos įtaka yra milžiniška. Juodosios skylės „valgomos“ dujos išskiria labai daug energijos, kuri sukelia galaktinio masto vėjus arba išspjauna materiją supergalingomis čiurkšlėmis į galaktikos pakraščius. Pirmasis reiškinys išvalo dujas iš galaktikos, sustabdo tolesnį žvaigždžių formavimąsi ir užfiksuoja jau minėtas masių koreliacijas. Antrasis sukuria radijo bangų diapazone dažnai matomus didžiulius burbulus, nusidriekusius šimtus kiloparsekų į abi puses nuo galaktikos, ir praturtina tarpgalaktinę erdvę sunkiaisiais elementais. Net ir mūsų Galaktikoje esanti juodoji skylė, nors gana nedidelė, vos 4 milijonų Saulės masių, greičiausiai kadaise išstūmė dujas iš centrinio telkinio.

Kelionės pabaiga

Nuo šimtų kiloparsekų skersmens tamsiosios materijos halo iki astronominių vienetų dydžio supermasyvių juodųjų skylių galaktikos centre. Mastelių skirtumas tarp didžiausių ir mažiausių galaktikos sudedamųjų dalių yra sunkiai suvokiamas. Tačiau visi elementai savaip svarbūs ir susideda į vieną dėlionę, kurios pavadinimas – galaktika.

Šiame straipsnyje praleidau ne vieną įdomų dalyką. Galima daug pripasakoti apie molekulinius debesis, planetas-klajūnes, spiečių evoliuciją, nykštukines galaktikas ir taip toliau. Tačiau stengiausi truputį plačiau pristatyti svarbiausius elementus, be kurių galaktikų neįsivaizduojame. Apie kitus – gal kitą kartą.

Komentarai (52)