Galaktikų formą įtakojantys veiksniai
Galaktikos yra milžiniški „miestai“ visatoje, kuriuose yra nuo milijardų iki trilijonų žvaigždžių, dujų, tarpžvaigždinių dulkių ir nematomos tamsiosios materijos, kuri daro galingą įtaką per gravitaciją. Pažvelgę į galaktikų nuotraukas, pamatysime, kad jos yra įvairių formų: vienos yra gražiai susisukę diskai (spiralės), kitos atrodo apvalios arba ovalios be aiškios atšakos struktūros (elipsės), o dar kitos atrodo „netvarkingos“ (netaisyklingos). Kyla klausimas, kodėl galaktikos yra tokios skirtingos formos? Atsakymas slypi kosminės fizikos veiksnių, veikiančių milijardus metų, derinyje. Čia pateikiami pagrindiniai veiksniai, darantys įtaką galaktikų formai.
1. Gravitacija ir bendroji masė
Gravitacija yra pagrindinis galaktikų „architektas“. Bendra masė – žvaigždžių, dujų, dulkių ir tamsiosios materijos masė – lemia, kaip stipriai galaktika gali surišti savo komponentus. Labai masyvios galaktikos paprastai turi stiprią gravitaciją, todėl jų vidinė struktūra yra stabilesnė, tačiau jos taip pat yra jautresnės tokiems svarbiems įvykiams kaip susijungimai su kitomis galaktikomis.
Masė taip pat turi įtakos materijos tankiui. Jei materija susikaupusi centre, galaktika gali turėti ryškų centrinį iškilimą. Ir atvirkščiai, jei masės pasiskirstymas daugiausia yra diske, spiralinė galaktika gali atrodyti „plona“ su ryškiomis vijomis.
2. Tamsioji materija ir aureolės forma
Didžioji dalis galaktikos masės iš tikrųjų yra ją supančiame tamsiosios materijos halo viduje. Nors ji neskleidžia šviesos, tamsioji materija sudaro „gravitacinį karkasą“, kuris valdo galaktikos evoliuciją. Tamsiosios materijos halo forma ir koncentracija daro įtaką:
– Žvaigždžių ir dujų sukimosi greitis skirtingais atstumais nuo centro.
– Galaktikos disko stabilumas (ar jis lengvai sudaro spiralines vijas, ar lengvai sutrikdomas).
– Juostos (juostinės struktūros) galimybė galaktikos centre.
Jei tamsiosios materijos halas yra „storesnis“ arba asimetriškesnis, galaktika gali būti lengviau iškraipyta sąveikaudama su savo kosminiais kaimynais.
3. Kampinis momentas ir sukimasis
Vienas svarbiausių spiralinių ir elipsinių galaktikų skirtumų yra sukimasis. Kai ankstyvojoje visatoje milžiniški dujų debesys kolapsuodavo veikiami gravitacijos, jie beveik visada šiek tiek sukdavosi (kampinis momentas). Šis sukimasis greitėdavo, debesiui glaudžėjant – panašiai kaip čiuožėjas ant ledo traukia rankas, kad suktųsi greičiau.
– Spiralinės galaktikos paprastai stipriai sukasi, todėl medžiaga sudaro disko struktūrą.
– Elipsinėms galaktikoms dažniausiai vyrauja atsitiktinis jų žvaigždžių judėjimas, o ne reguliarus sukimasis, todėl jų forma yra labiau „išsipūtusi“, pavyzdžiui, rutulys ar ovalas.
Kampinio momento dydis ir tai, kaip jis „pasiskirsto“ tarp galaktikos komponentų, yra pagrindiniai veiksniai, lemiantys, ar galaktika bus taisyklingos spiralės, ar lygesnės elipsės formos.
4. Dujų kiekis ir žvaigždžių formavimosi aktyvumas
Dujos yra žvaigždžių formavimosi žaliava. Dujomis turtingos galaktikos paprastai aktyviai formuoja žvaigždes ir dažnai turi skirtingas disko struktūras bei spiralines vijas. Spiralinės vijos yra ne tik „žvaigždžių juostos“, bet ir suspaudimo bangų sritys, kurios suspaudžia dujas ir skatina naujų žvaigždžių gimimą.
Priešingai, dujų neturtingos galaktikos paprastai yra „senesnės“ ir pasyvesnės – jų žvaigždžių formavimasis sulėtėjo arba sustojo. Daugelis elipsinių galaktikų patenka į šią kategoriją; jose vyrauja senos, rausvos žvaigždės ir trūksta pakankamai vėsių dujų, kad susidarytų ryškios spiralinės vijos.
5. Galaktikų susidūrimai ir susijungimai
Tarpgalaktinė sąveika yra dramatiškas veiksnys, dažnai smarkiai pakeičiantis galaktikų formą. Visatoje galaktikos retai egzistuoja pavienės; daugelis jų egzistuoja spiečiuose ar grupėse, todėl tikimybė su jomis susidurti yra gana didelė.
– Dideli susidūrimai (dviejų panašaus dydžio galaktikų susijungimai) gali sunaikinti spiralinio disko struktūrą ir sukurti elipsines galaktikas. Šie susidūrimai sutrikdo žvaigždžių orbitas, pakeisdami jų reguliarų sukimąsi į atsitiktinį judėjimą.
– Maži susijungimai (didelės galaktikos „valgo“ mažas galaktikas) gali sustorinti diską, suformuoti žvaigždžių halus arba sukelti juostų ir žiedų formavimąsi.
Galaktikų, patyrusių susijungimus, požymiai yra potvynio uodegos, asimetriškos formos arba pailgos žvaigždžių srovės.
6. Kosminė aplinka: spiečiai, grupės ir laukai
Aplinka, kurioje galaktika gyvena, labai lemia jos formą. Tankiuose spiečiais esančios galaktikos dažnai patiria karštų tarpgalaktinių dujų (spiečiaus terpės) slėgį. Tokie procesai kaip stūmoklinio slėgio atskyrimas gali „nušluoti“ dujas nuo greitai judančių galaktikų spiečiaus viduje, atimdami iš jų žvaigždžių formavimuisi reikalingas medžiagas. Dėl to galaktikos gali transformuotis iš aktyvių mėlynų spiralinių į pasyvesnes, kurios paprastai atrodo lygiau.
Tuo tarpu galaktikos tylesniuose (lauko) regionuose linkusios ilgiau išlaikyti dujas ir dažniau išlieka spiralinės. Kadangi yra mažiau išorinių trikdžių, disko struktūra gali išlikti milijardus metų.
7. Atsiliepimai iš supernovų ir supermasyvių juodųjų skylių
Daugelio galaktikų centre yra supermasyvi juodoji skylė. Kai ji „maitinasi“ dujomis, galaktikos branduolinis aktyvumas (GJS) gali išskirti milžiniškus energijos kiekius spinduliuotės ir dalelių čiurkšlių pavidalu. Ši energija gali įkaitinti arba išstumti dujas, slopindama žvaigždžių formavimąsi. Panašus reiškinys mažesniu mastu vyksta per supernovas – masyvių žvaigždžių sprogimus, kurie į tarpžvaigždinę terpę įpurškia energijos.
Šis grįžtamasis ryšys netiesiogiai veikia galaktikos formą: išstumiant arba kaitinant dujas, diskas gali tapti mažiau „vešlus“, todėl spiralinės vijos atrodo susilpnėjusios, o galaktika lėtai juda link pasyvesnės fazės.
8. Vidinis nestabilumas: strypai, žiedai ir disko sustorėjimas
Galaktikų formą veikia ne tik išoriniai veiksniai. Viduje galaktikos gali patirti gravitacinį nestabilumą, dėl kurio susidaro savitos struktūros:
– Strypai: daugelis spiralinių galaktikų turi centrinę strypų struktūrą. Strypai gali „srautuoti“ dujas link centro, sukeldami žvaigždžių formavimąsi arba maitindami supermasyvią juodąją skylę.
– Žiedai: susidaro dėl sukimosi rezonanso arba dėl gravitacinės sąveikos.
– Disko sustorėjimas: gali atsirasti dėl pasikartojančių nedidelių trikdžių arba dinaminio įkaitimo, dėl kurio galaktika, žiūrint iš šono, atrodo „storesnė“.
Šie nestabilumai laikui bėgant keičia galaktikų išvaizdą, net ir be didelių susidūrimų.
9. Galaktikų formavimosi istorija ir amžius
Galaktikos forma yra jos istorijos „įrašas“. Galaktikos, kurios greitai susiformavo, patyrė daug ankstyvų susijungimų arba anksti prarado dujas, labiau linkusios išsivystyti į elipsines. Ir atvirkščiai, galaktikos, kurios augo lėčiau ir palaikė nuolatinį dujų tiekimą, labiau linkusios tapti spiralinėmis. Žvaigždžių populiacijos amžius taip pat yra užuomina: spiralinėse dažnai būna jaunų ir senų žvaigždžių mišinys, o elipsinėse vyrauja senesnės žvaigždės.
Išvada
Galaktikos forma nėra iš anksto nustatytas „likimas“, o ilgos evoliucijos, kuriai įtakos turėjo gravitacija, sukimasis, dujų kiekis, tamsioji materija, sąveika su kitomis galaktikomis ir net kosminės aplinkos sąlygos, rezultatas. Grakščios spiralinės galaktikos, lygios elipsės ir chaotiškos netaisyklingos galaktikos yra to paties fizinio proceso variacijos, besiskiriančios tik savo istorinėmis trajektorijomis. Šių veiksnių supratimas padeda mums galaktikas matyti ne tik kaip gražius objektus danguje, bet ir kaip dinamiškas sistemas, kurios nuolat kinta, auga ir prisitaiko didžiojoje visatos scenoje.
