Typy i klasyfikacja galaktyk

Terminem Wszechświat albo Kosmos określa się całą czasoprzestrzeń z zawartą w niej materią i energią. Materia jest rozmieszczona w przestrzeni bardzo nierównomiernie. Jej widocznymi skupiskami są galaktyki. Stanowią one wielkie, podlegające ewolucji aglomeracje, liczące zazwyczaj setki miliardów gwiazd. Galaktyki stanowią podstawową jednostkę organizacji materii we Wszechświecie. Nasza Galaktyka jest jedną z wielu miliardów galaktyk wypełniających dostępny naszym obserwacjom Wszechświat. Pytanie o całkowitą liczbę wszystkich galaktyk w Kosmosie wiąże się z problemem jego skończoności. Dla opisu Wszechświata w wielkiej skali galaktyki w pewnych sytuacjach traktuje się jako punkty materialne; można badać ruchy i rozmieszczenie galaktyk, nie wnikając w ich wewnętrzną strukturę.

>>> Wielka Mgławica w Andromedzie (M31) jest galaktyką spiralną typu Sb. Towarzyszą jej dwie karłowate galaktyki eliptyczne: M32 (typ E2; u góry z lewej) i M110 (typ E5; u dołu z prawej). M31 jest oddalona od Drogi Mlecznej o mniej więcej 2,5 miliona lat świetlnych (0,8 Mpc). Fot. PhotoDisc.

W bezksiężycową noc można dostrzec gołym okiem w gwiazdozbiorze Andromedy słabą mgiełkę - jest to zbiorowisko gwiazd podobne do Drogi Mlecznej - Wielka Mgławica w Andromedzie, znana też jako M 31. Galaktyka ta istotnie przypomina naszą Drogę Mleczną: w ogólnym kształcie przedstawia wirujący dysk z zarysowanymi ramionami spiralnymi i wyraźnie jaśniejszym jądrem w środku. Dokładniejsze obserwacje pokazały, że M31 jest nieznacznie większa i jaśniejsza od naszej Galaktyki, ale ogólne podobieństwo sugeruje, iż Droga Mleczna nie jest tworem wyjątkowym. Mieszkańcy półkuli południowej mogą dostrzec na niebie dwie inne galaktyki (gołym okiem widoczne jako mgiełki o jasności powierzchniowej podobnej do jasności Drogi Mlecznej). Galaktyki te nie przypominają już Drogi Mlecznej: nie mają ani dysku (choć są zapewne spłaszczone), ani ramion, trudno też wyróżnić u nich jądro; obie są znacznie mniejsze od Drogi Mlecznej. Trzy bliskie galaktyki nie wyczerpują oczywiście całego bogactwa świata galaktyk; dopiero wielkie teleskopy odsłoniły rozmaitość form i struktur występujących we Wszechświecie.

>>> Galaktyka Sombrero (M104) w Pannie jest galaktyką spiralną typu Sa, oddaloną od Drogi Mlecznej o mniej więcej 13 megaparseków (Mpc). Fot. PhotoDisc.

Galaktyki wykazują obok różnic niekiedy również istotne podobieństwa. Na wzór botaników, pragnących zrozumieć świat roślin, astronomowie stanęli wobec konieczności stworzenie systematyki galaktyk, czyli skonstruowania klasyfikacji, która wykorzystując wybrane cechy galaktyk, pozwoliłaby uporządkować naszą o nich wiedzę, a być może również stanowiła naturalną podstawę do zrozumienia źródeł obserwowanej różnorodności. Istnieje obecnie wiele systemów klasyfikowania galaktyk, stosujących rozmaite kryteria, m.in.: wygląd zewnętrzny (budowa morfologiczna, stopień zwartości), jasność (całkowita, rozkład jasności powierzchniowej), widmo (kolor, obecność, rodzaje i kształt linii emisyjnych). Powszechnie stosowany system wykorzystujący morfologiczne kryteria budowy został wprowadzony w 1936 r. przez Edwina P. Hubble'a i z niewielkimi modyfikacjami jest używany do dziś.

>>> Galaktyka spiralna M100 w Warkoczu Bereniki została sklasyfikowana jako typ Sbc (na pograniczu między Sb i Sc); znajduje się w odległości około 11 megaparseków (Mpc) od Drogi Mlecznej. Fot. HST/NASA.

Klasyfikacja morfologiczna Hubble'a stosuje się do galaktyk normalnych, tj. takich, których świecenie pochodzi wyłącznie od gwiazd. Ściśle biorąc, do jasności galaktyki wnoszą swój wkład także jasne mgławice emisyjne, pobudzane do emitowania promieniowania przez najjaśniejsze gwiazdy. Ten dodatek jest zawsze niewielki, a - co ważniejsze - obłoki gazu świecą kosztem energii wyprodukowanej w gwiazdach, zatem ostatecznym źródłem jasności galaktyk normalnych są gwiazdy. Obok galaktyk normalnych istnieją również obiekty, w których znaczący ułamek promieniowania pochodzi z aktywnego jądra, czyli niewielkiego obszaru w centrum galaktyki, gdzie źródłem promieniowania nie są gwiazdy, a przynajmniej - nie tylko gwiazdy.

Pod względem budowy galaktyki można podzielić na trzy grupy: eliptyczne (E), spiralne (S) i pozostałe, czyli te, które nie mieszczą się w żadnej z dwu pierwszych klas; określamy je mianem nieregularnych (Irr od ang. irregular). Zgodnie z nazwą obrazy galaktyk eliptycznych są z dobrym przybliżeniem elipsami. Oznaczając wielką i małą półoś elipsy jako a i b, spłaszczenie elipsy definiujemy jako stosunek s = (a-b)/a. Określając typ galaktyki eliptycznej, podajemy zazwyczaj jej spłaszczenie, stosując oznaczenie En, gdzie n jest liczbą naturalną, będącą zaokrągleniem liczby 10s. Zatem obiekt E0 jest galaktyką eliptyczną o równych półosiach (czyli ma kształt koła), a E1, E2... oznaczają galaktyki o coraz większym spłaszczeniu. Nie obserwujemy galaktyk o spłaszczeniu większym niż E7. Galaktyki eliptyczne są pozbawione wewnętrznej struktury; ich obrazy na zdjęciach nie mają wyraźnych granic - są rozmytymi plamkami o jasności powierzchniowej spadającej łagodnie w miarę odchodzenia od centrum. Rozpatrywane jako twory przestrzenne, galaktyki te są elipsoidami. Dotychczas przyjmowano, że są to elipsoidy obrotowe spłaszczone, tzn. trzy osie a, b i c spełniają związek: a = b > c; obecnie wydaje się, że występują również elipsoidy obrotowe wydłużone a = b < c , a nawet elipsoidy trójosiowe, czyli o wszystkich osiach różnych.

Galaktyki eliptyczne są zbudowane wyłącznie z gwiazd starych o stosunkowo małych masach (z reguły poniżej masy Słońca); zawierają jedynie niewielkie, często trudne do wykrycia, ilości gazu i pyłu. Brak młodych, masywnych, a zatem niebieskich gwiazd sprawia, że galaktyki te mają w porównaniu z galaktykami spiralnymi czerwone zabarwienie. Obserwowane obecnie różnice barw wynikają z odmiennych warunków, panujących w początkowych fazach formowania się galaktyk i ich późniejszej ewolucji.

Prosta i regularna forma, określająca wygląd galaktyki eliptycznej, nie oznacza bynajmniej, że wszystkie te obiekty są do siebie podobne. Przede wszystkim różnią się rozmiarami, a w konsekwencji - również masą oraz jasnością. Najmniejsze galaktyki eliptyczne (ozn. dE, od ang. dwarf - karzeł) mają średnicę nie przekraczającą kilkuset parseków, jasność absolutną M_B -8.5^m i zawierają zaledwie kilka milionów gwiazd. Niewykluczone, że istnieje ciągłe przejście między skrajnie karłowatymi galaktykami eliptycznymi a gromadami kulistymi gwiazd. Małe jasności tych galaktyk sprawiają, że możemy je obserwować jedynie w bliskiej okolicy Drogi Mlecznej. W związku z tym nie wiadomo, czy ze stosunkowo znacznej ich liczby w Układzie Lokalnym należy wyciągnąć wniosek o powszechności występowania galaktyk karłowatych w dowolnym miejscu Wszechświata. Pewne jest natomiast, że gigantyczne galaktyki eliptyczne są obiektami trafiającymi się rzadko. Największe z nich, oznaczane cD (c - w tradycyjnej terminologii astronomicznej oznacza obiekt nadolbrzymi, D od ang. diffuse - rozmyty), mają masy oceniane na 10¹³ M, a ich absolutne wielkości gwiazdowe sięgają -25^m; są więc miliony razy jaśniejsze i masywniejsze niż najmniejsze galaktyki karłowate. Cechą charakterystyczną obiektów cD są niezwykle rozległe otoczki gwiazdowe, sięgające w skrajnych wypadkach paruset kiloparseków od centrum. Ich jasność spada powoli z odległością, tak że trudno określić dokładnie rzeczywiste rozmiary galaktyki cD. Pomiędzy tymi dwiema skrajnościami obserwujemy całą rozmaitość wielkości, jasności i mas galaktyk eliptycznych. Trudno zatem zdefiniować typowe parametry fizyczne galaktyk typu E; jako charakterystyczne wielkości przyjmujemy na ogół masę 10¹¹-10¹² M i jasność 10¹¹ L.

Mimo wielkiej liczby gwiazd w galaktyce, typowe odległości między sąsiednimi gwiazdami (poza jądrem galaktyki i gromadami kulistymi) są dziesiątki milionów razy większe niż ich średnice. Dzięki temu gwiazdy niezwykle rzadko spotykają się ze sobą na tyle blisko, aby wskutek grawitacyjnego przyciągania znacząco zmienić swoją orbitę (podobna sytuacja ma również miejsce w pozostałych typach galaktyk). A zatem ruch gwiazd w galaktykach jest określony nie przez oddziaływania dwuciałowe, jak to ma miejsce np. dla cząsteczek gazu, lecz przez wypadkowe pole grawitacyjne wytworzone przez wszystkie gwiazdy i - ogólniej - przez całkowitą masę układu. Gwiazdy w galaktyce tworzą tzw. gaz bezzderzeniowy. Każda gwiazda jest związana z macierzystą galaktyką przez wspólne pole grawitacyjne, natomiast z reguły w ciągu całego swojego życia nie spotka się blisko z żadną swoją "koleżanką". Orbity gwiazd w galaktykach eliptycznych są zorientowane w przestrzeni chaotycznie. W dowolnie wybranym elemencie objętości wewnątrz galaktyki eliptycznej znajdziemy gwiazdy, których wektory prędkości mają w przybliżeniu rozkład izotropowy. Uważa się, że spłaszczenie galaktyk związane jest z ich obrotem wokół własnej osi. Niemniej nawet w obiektach typu E7 prędkości chaotyczne dominują nad prędkościami uporządkowanymi związanymi z rotacją. Stanowi to w sensie kinematycznym podstawową różnicę w stosunku do galaktyk spiralnych.

>>> Na górze: galaktyka spiralna M51 w Psach Gończych (typ Sc) oraz galaktyka nieregularna NGC 5195 (typ Irr II; jakby na końcu jednego z ramion M51). Na dole: zdjęcie centralnych części M51. Układ ten znajduje się w odległości około 5,5 megaparseka (Mpc) od Drogi Mlecznej. Fot. HST/NASA.

Rodzina galaktyk spiralnych jest bardziej zróżnicowana wewnętrznie niż typ E. Mówiąc najogólniej, każda galaktyka spiralna jest zbudowana z jądra i ramion spiralnych. Układ ramion tworzy dysk galaktyczny. Najczęściej występują dwa ramiona, choć zdarza się, że z jądra wychodzi tylko jedno ramię lub - bardzo rzadko - trzy. Wygląd galaktyk spiralnych - duże spłaszczenie i charakterystycznie wygięte ramiona - wskazuje niezbicie, że obiekty te wirują wokół własnej osi. Rozmiary ramion w stosunku do wielkości centralnie położonego jądra stanowią podstawę podziału galaktyk S na podtypy, oznaczane kolejno literami a, b, c i d. Gdy jądro dominuje rozmiarami i jasnością, ramiona zaś są słabo zarysowane, gładkie i ciasno nawinięte wokół jądra, galaktyka określana jest jako Sa. Typ Sd odpowiada sytuacji odwrotnej: jądro jest ledwie widoczne, natomiast ramiona - rozbudowane i obdarzone bogatą strukturą. Typy Sb i Sc opisują przypadki pośrednie. Sekwencja Sa-Sd odzwierciedla rosnący udział ramion w wyglądzie galaktyki, jak również wzrost ilości materii międzygwiazdowej (gazu i pyłu), obecnej w dysku. W ramionach znajduje się dużo jasnych, niebieskich gwiazd. Oznacza to, że zachodzi tam wciąż proces tworzenia gwiazd z materii rozproszonej. Jądra galaktyk spiralnych przypominają kształtem i rozkładem jasności powierzchniowej niewielkie galaktyki eliptyczne oraz - podobnie jak one - składają się ze starych gwiazd o niewielkiej masie. Osobną klasę galaktyk spiralnych tworzą galaktyki z poprzeczką, oznaczane SB (bar - ang. poprzeczka). Poprzeczka jest wydłużoną strukturą leżącą w płaszczyźnie dysku; jej środek pokrywa się ze środkiem jądra i całej galaktyki. Stopień rozbudowania ramion i ich rozmiarów w stosunku do jądra wyznacza podział galaktyk z poprzeczką na podtypy SBa, ..., SBd - analogicznie do zwykłych galaktyk spiralnych Sa, ..., Sd.

Dla obu "gałęzi" wprowadza się obecnie kolejne podtypy Sm i SBm, rozciągające powyższą sekwencję na pewną klasę galaktyk nieregularnych, czyli pozbawionych typowych elementów, takich jak jądro i struktura spiralna. Należą do niej galaktyki zawierające znaczne ilości gazu i pyłu oraz młodych gwiazd. Są to cechy charakterystyczne galaktyk Sd i SBd. Galaktyki Sm i SBm (oznaczane niekiedy Irr I) wirują wokół własnych osi, podobnie do ,,klasycznych spiral"; nie można w nich jednak wyróżnić ani jądra, ani charakterystycznych struktur spiralnych.

Galaktyki spiralne w poszczególnych podtypach wykazują mniejszy (w porównaniu z galaktykami eliptycznymi) rozrzut jasności absolutnych. Tzw. wczesne typy, czyli a i b, mieszczą się w przedziale -21 < M_B < -18^m. Dla późnych typów (c i d) zachodzi -20 < M_B < -16^m; galaktyki słabsze od M_B = -16^m są określane jako karłowate. W zakresie dużych jasności absolutnych galaktyki z poprzeczką występują kilkakrotnie rzadziej niż zwykłe; proporcja ta zmienia się w miarę przechodzenia do słabszych i mniejszych obiektów, tak że w dolnym zakresie jasności obie klasy są równie powszechne. Wśród galaktyk karłowatych spotykamy (poza galaktykami eliptycznymi) jedynie galaktyki podtypu m i skrajne d. Masy niekarłowatych galaktyk spiralnych mieszczą się w zakresie od poniżej 10¹⁰ M do kilka x 10¹¹ M, rozmiary od około 5 do 50 kiloparseków. Odpowiednie parametry dla nieregularnych galaktyk karłowatych są podobne, jak dla galaktyk dE.

>>> Wielki Obłok Magellana (typ SBm) jest galaktyką nieregularną (klasyfikowaną też jako spiralna), oddaloną od Drogi Mlecznej o mniej więcej 52 kiloparseków (kpc). Można ją odszukać na granicy gwiazdozbiorów nieba południowego: Złotej Ryby i Góry Stołowej. Fot. HST/NASA.

Część galaktyk o nieregularnej budowie morfologicznej, klasyfikowanej dawniej jako Irr, traktujemy obecnie jako skrajne galaktyki spiralne ze względu na wiele podobieństw łączących obie grupy. Obserwujemy jednak galaktyki nieregularne w pełnym tego słowa znaczeniu. Oznaczamy je Irr II; tworzą one mniej liczną grupę niż Irr I - stanowią parę procent wszystkich galaktyk. Są to obiekty o amorficznym wyglądzie, zazwyczaj niewielkich rozmiarów, ale o stosunkowo dużej jasności powierzchniowej. Od Irr I różnią się gładszym rozkładem jasności, brakiem wyraźnej struktury - pod tym względem przypominają galaktyki E. Są jednak bogate w wodór neutralny i zjonizowany oraz zawierają wiele młodych masywnych gwiazd. Być może podział na Irr I i II wynika jedynie z różnic w budowie morfologicznej: w Irr I rozkład gazu ma charakter kłaczkowaty, podczas gdy w Irr II gaz tworzy jeden gigantyczny obłok o rozmiarach porównywalnych z całą galaktyką.

Galaktyki eliptyczne i spiralne stanowią dwie w pełni rozłączne klasy obiektów. Istnieją również galaktyki o własnościach pośrednich, które łączą w sobie cechy obu typów. Są to galaktyki, w których jądro jest zwykłą galaktyką eliptyczną. W płaszczyźnie równikowej jest ono otoczone niezbyt wyraźnie zarysowanym dyskiem, jak to ma miejsce w galaktykach Sa. W dysku tym brak jednak zupełnie śladów ramion spiralnych. Również materia międzygwiazdowa występuje tam w znikomych ilościach, choć niekiedy obserwuje się charakterystyczne dla ramion ciemne pasma pyłu. Obiekty te - zwane galaktykami soczewkowatymi i oznaczane symbolem S0 - są kształtem zbliżone do galaktyk eliptycznych o spłaszczeniach przekraczających E7. Jednakże rozkład jasności powierzchniowej otoczki nie odpowiada galaktyce eliptycznej, pasuje natomiast dobrze do rozkładu obserwowanego w dyskach galaktyk spiralnych.

W galaktyce spiralnej jądro i ramiona spiralne tworzą jeden trwały układ gwiazd. Odrębność między tymi dwoma systemami, sferycznym (jądro) i płaskim (dysk z ramionami), przy ich jednoczesnym wzajemnym przenikaniu się, wynika - podobnie jak to ma miejsce w galaktykach eliptycznych - z bezzderzeniowego charakteru gazu gwiazdowego. Gwiazdy z obu systemów poruszają się w wypadkowym polu grawitacyjnym, ale właściwie w ogóle nie dochodzi do indywidualnych spotkań gwiazda-gwiazda. Dzięki temu gwiazdy należące do jądra zachowują swój chaotyczny rozkład prędkości (podobny do rozkładu w galaktyce eliptycznej), natomiast gwiazdy podsystemu płaskiego bez zakłóceń poruszają się w jednej płaszczyźnie w tę samą stronę po mniej więcej kołowych orbitach.

Promieniowanie galaktyk normalnych

W dobrym przybliżeniu na świecenie galaktyk w promieniach widzialnych składa się suma emisji miliardów gwiazd, wchodzących w ich skład. W innych dziedzinach widma elektromagnetycznego gwiazdy nie stanowią na ogół głównego źródła promieniowania galaktyk.

Typowa jasność galaktyk normalnych w zakresie radiowym mieści się w przedziale od 10²⁸ watów (W) dla galaktyk karłowatych do 10³¹ W. W tej dziedzinie widma emisja ma pochodzenie termiczne oraz synchrotronowe (nietermiczne). W większości wypadków w całkowitym strumieniu dominuje emisja nietermiczna.

Promieniowanie termiczne wiąże się z obłokami zjonizowanego wodoru (tzw. HII). Chmury gazowe wypełniają znaczne obszary dysku galaktyk spiralnych. W sąsiedztwie gorących gwiazd pod wpływem ich promieniowania nadfioletowego chłodne obłoki ulegają ogrzaniu i jonizacji. Część energii cieplnej zostaje wypromieniowana w przejściach swobodno-swobodnych w zakresie radiowym. Wybuchy gwiazd supernowych wprowadzają do przestrzeni międzygwiezdnej - obok innych składników - duże ilości wysokoenergetycznych elektronów. Cząstki te są przyspieszane do jeszcze większej energii wskutek oddziaływania z obłokami gazu i polem magnetycznym. Ponieważ pole magnetyczne o niewielkiej indukcji (rzędu 10^-10 tesli) występuje powszechnie w materii międzygwiazdowej, większość galaktyk jest źródłem promieniowania synchrotronowego. Jasność radiowa jest w tym wypadku silnie skorelowana z liczbą elektronów relatywistycznych, a ta z kolei - z częstością wybuchów supernowych. Zależność ta uwidacznia się związkiem między intensywnością procesu tworzenia gwiazd a natężeniem synchrotronowego promieniowania radiowego galaktyki.

Z tworzeniem gwiazd związana jest również silna emisja w podczerwieni. Największy wkład do tej dziedziny widma wnosi w szerokim zakresie temperatur (20-1000 K) pył międzygwiazdowy, występujący obficie w galaktykach spiralnych. Obłoki pyłu ogrzewają się kosztem promieniowania gwiazd i przechwyconą energię wypromieniowują w podczerwieni. W bilansie energii galaktyki promieniowanie podczerwone może stanowić istotną pozycję. Przykładowo, Wielka Mgławica w Andromedzie, czyli galaktyka M31, stosunkowo uboga w pył, emituje zaledwie 10% swojej energii w podczerwieni, natomiast Droga Mleczna - około połowy. Galaktyki szczególnie jasne w podczerwieni często wysyłają ilości energii bliskie jasności kwazarów. Większemu udziałowi promieniowania podczerwonego towarzyszą odpowiednio większe ilości pyłu: w M31 jest go około 10⁶ M, w naszej Galaktyce - 10⁷ M, a w galaktykach z dominującą emisją w podczerwieni - ponad 10⁸ M. Galaktyki eliptyczne emitują niewiele promieniowania w tym zakresie widma. Niemniej dzięki wykryciu emisji podczerwonej w wielu z nich stwierdzono obecność pyłu w ilości 10⁴ -10⁵ M.

Promieniowanie rentgenowskie "zwykłych" gwiazd - jakkolwiek mierzalne - daje znikomy wkład do całkowitej emisji galaktyk w tym zakresie widma. Typowa jasność galaktyki spiralnej w dziedzinie rentgenowskiej mieści się w zakresie 10²⁸-10³² W. Energia ta jest produkowana w niewielkiej liczbie (10-100) rentgenowskich układów podwójnych gwiazd i porównywalnej liczbie pozostałości po wybuchach supernowych. Jasności galaktyk eliptycznych są na ogół większe (nawet 100 razy) od galaktyk spiralnych o podobnych absolutnych optycznych wielkościach gwiazdowych. Źródłem świecenia jest tu gorący (o temperaturze rzędu 10⁷ kelwinów) i rzadki (o gęstości w centrum galaktyki rzędu 10^-22 kg/m³) gaz wypełniający całą objętość galaktyki. Gaz ten świeci termicznie.

Powstanie i ewolucja galaktyk

Fakt, że przy wielkiej różnorodności szczegółów, zdecydowana większość galaktyk daje się podzielić na kilka dobrze określonych typów ma z pewnością znaczenie dla zrozumienia procesów formowania się i ewolucji galaktyk. Brak jednak w tej chwili pełnej teorii powstawania galaktyk. Do niedawna materiał obserwacyjny był dalece niewystarczający, żeby takie teorie testować. W najbliższych latach można się spodziewać istotnej poprawy. Działający od kilku lat Kosmiczny Teleskop Hubble'a (HST, od ang. Hubble Space Telescope) dostarcza doskonałej jakości zdjęcia odległych galaktyk. Pozwala to już w tej chwili uściślić wiele założeń dotyczących ewolucji galaktyk. Budowane obecnie olbrzymie teleskopy o średnicach ośmiu i więcej metrów również umożliwią prowadzenie obserwacji bardzo słabych, a więc odległych galaktyk.

>>> Galaktyka spiralna NGC 4414. Fot. HST/NASA.

Różnice w obecnym wyglądzie między galaktykami eliptycznymi a spiralnymi odzwierciedlają różne drogi ewolucyjne tych obiektów. Przypuszczamy, że wszystkie galaktyki uformowały się z ogromnych obłoków pierwotnego gazu wypełniającego cały Wszechświat. We wczesnych chwilach istnienia Wszechświata gaz ten był rozmieszczony niemal równomiernie. Wskutek grawitacyjnej niestabilności drobne lokalne fluktuacje stopniowo wzrastały, by ostatecznie doprowadzić do wyłonienia się gęstych obłoków - protogalaktyk - w których doszło następnie do lawinowego tworzenia się gwiazd. Warunki fizyczne (masa obłoku, gęstość, temperatura, moment pędu) miały decydujący wpływ na szczegóły tego procesu. W galaktykach eliptycznych gwiazdy powstały zapewne stosunkowo wcześnie i w krótkim czasie. Formowanie się gwiazd doprowadziło do niemal kompletnego zużycia gazu protogalaktycznego. W efekcie w całej początkowej objętości pojawiły się gwiazdy, a znikła materia rozproszona. Od tej chwili gwiazdy mogły zacząć poruszać się swobodnie, a ich ruchy zostały określone przez początkowe prędkości i położenia oraz - oczywiście - przez wypadkowe pole grawitacyjne układu.

Wydarzenia w galaktykach spiralnych przebiegały nieco inaczej. Jedynie centralna część obłoku zamieniła się w układ gwiazd - powstało tam jądro galaktyki. Znaczna część warstw zewnętrznych stopniowo opadała ku centrum. W tym okresie proces powstawania gwiazd zachodził mało wydajnie i nie doszło do wyczerpania gazu. Obłok wirował i nie mógł wskutek tego silnie skurczyć się w obszarze jądra - materia skupiła się w jednej płaszczyźnie, tworząc przyszły dysk. Duże spłaszczenie galaktyk spiralnych w porównaniu z eliptycznymi wskazuje na to, że różnice w ilości momentu pędu na jednostkę masy odegrały być może decydującą rolę w wyborze drogi ewolucyjnej galaktyki i zdecydowały o jej typie morfologicznym.

Nie jest do końca jasne, co sprawia, że w dyskach galaktycznych niemal zawsze powstają ramiona spiralne. Według teorii fal gęstości ramiona spiralne powstają samorzutnie wskutek oddziaływań grawitacyjnych w dysku; lokalna fluktuacja potencjału grawitacyjnego prowadzi do powstania zagęszczeń obłoków gazu w tych obszarach, a to z kolei - do intensywnego tworzenia się gwiazd. Tłumaczy to w sposób naturalny fakt występowania młodych masywnych gwiazd w ramionach. Alternatywna teoria postuluje sprzężone powstawanie gwiazd: gwiazdy rodzą się chętnie w obszarach, gdzie już wcześniej zachodziły intensywne procesy gwiazdotwórcze, gdyż właśnie tam znajduje się dużo gęstych obłoków, powstałych w wyniku wybuchów gwiazd supernowych poprzedniego pokolenia.

Scenariusze powstawania dwóch podstawowych typów galaktyk E i S wymagają obserwacyjnego potwierdzenia. Można tego dokonać, porównując budowę galaktyk zaawansowanych wiekowo z obiektami młodymi we wczesnych etapach ewolucji. Warto zauważyć, że w naszym otoczeniu obok galaktyk mających 10 miliardów lat i więcej obserwujemy również obiekty, które przechodzą fazę gwałtownego tworzenia gwiazd, czyli zapewne znacznie młodsze. Nie jest jednak jasne, w jakim stopniu silna aktywność gwiazdotwórcza wynika z "zapóźnienia" ewolucyjnego stosunkowo bliskich galaktyk, a w jakim ma inne przyczyny. A zatem dopiero obserwacje galaktyk odległych o wiele miliardów lat świetlnych dostarczą interesujących danych o początkowych fazach życia tych obiektów i będą stanowić podstawę do zrozumienia przemian ewolucyjnych, jakim podlegała w przeszłości cała ich populacja.

>>> Z prawej: W wyniku zderzenia dwóch galaktyk w obiekcie po lewej stronie została zdeformowana struktura spiralna, a w pierścieniu okalającym centrum rozpoczął się proces intensywnego powstawania gwiazd. Nie jest jasne, która z dwóch widocznych po prawej stronie galaktyk zderzyła się z galaktyką po lewej. Z lewej: Obszar centralny w zbliżeniu. Cały układ znajduje się około 150 megaparseków (Mpc) od Drogi Mlecznej. Fot. HST/NASA.   >>> Zderzenie galaktyki spiralnej (NGC 2207; po lewej) z galaktyką nieregularną (IC 2163; po prawej). Fot. HST/NASA.

Patrząc na coraz dalsze ciała niebieskie, przesuwamy się wstecz w czasie, np. obserwując obiekt znajdujący się w odległości 1000 lat świetlnych, widzimy go takim, jakim był 1000 lat temu. Ponieważ szybkość przemian ewolucyjnych galaktyk mierzy się w miliardach lat, jedynie odpowiednio odległe obiekty mogą dostarczyć interesujących na ten temat informacji. Materiał obserwacyjny w tym zakresie jest wciąż niekompletny i trudno się pokusić o ostateczne konkluzje. Warto jednak zestawić to, co wiemy w tej chwili. Pewne jest, że przynajmniej niektóre duże galaktyki eliptyczne powstały wcześniej niż galaktyki mniej masywne; obserwujemy bowiem galaktyki o przesunięciu ku czerwieni z 1,5, których widma są bardzo podobne do "starych" galaktyk eliptycznych w naszym najbliższym otoczeniu. Zatem już dla z = 1,5 galaktyki te były zaawansowane wiekowo. W naszych dotychczasowych rozważaniach zakładaliśmy, że każda galaktyka rozwija się w izolacji od pozostałych. Okazuje się jednak, że wzajemne oddziaływania galaktyk odgrywają istotną rolę ewolucyjną. Ostatnie obserwacje uzyskane za pomocą HST wskazują, że niektóre galaktyki powstały z mniejszych obiektów.

Dotychczas przypuszczano, że proces łączenia galaktyk - a raczej wchłaniania mniejszych galaktyk przez gigantyczne galaktyki eliptyczne - dotyczy jedynie centralnych obszarów gromad galaktyk i prowadzi do powstania rozległych otoczek galaktyk cD. Jest to jednak zjawisko stosunkowo rzadkie - występuje bowiem mało galaktyk cD. Około 10 miliardów lat temu, gdy odległości między galaktykami były kilkakrotnie mniejsze niż obecnie (wskutek rozszerzania się Wszechświata gęstość przestrzenna galaktyk jest dziś mniejsza niż w odległych epokach kosmologicznych) dochodziło znacznie częściej do kolizji galaktyk. Gromady galaktyk były często ,,zaśmiecone" fragmentami galaktyk rozerwanych oddziaływaniami grawitacyjnymi. Przypuszcza się, że obserwowane na zdjęciach HST liczne obiekty o niewielkich rozmiarach (fragmenty rozerwanych galaktyk lub twory, które wcześniej nie wchodziły w skład galaktyk) zostały ostatecznie użyte jako "materiał budowlany" normalnych galaktyk, które obecnie wypełniają Wszechświat. Zestawiając dostępny w tej chwili materiał obserwacyjny, dochodzimy do wniosku, że proces intensywnego powstawania gwiazd w galaktykach rozpoczął się nie później niż w epoce odpowiadającej z 4, osiągnął maksimum dla z 2 i stopniowo wygasał do naszych czasów. Przy czym już dla z = 3 gęstość przestrzenna (po uwzględnieniu efektów rozszerzania się Wszechświata) jasnych galaktyk była podobna do obecnej.

Ciemna materia w galaktykach

W morfologicznym opisie galaktyk poszczególnych typów w naturalny sposób decydującą rolę odgrywają widome kształty obiektów, rozkład jasności oraz rozmieszczenie gwiazd podsystemu płaskiego i sferycznego. Okazuje się jednak, że materia widoczna w formie świecących gwiazd i obłoków gazu stanowi jedynie część całkowitej masy galaktyk. Materia ciemna, której istnienie stwierdzamy jedynie dzięki wywołanym przez nią efektom grawitacyjnym, stanowi jedną z największych zagadek współczesnej astronomii. Dysponujemy przekonującymi argumentami za jej występowaniem w galaktykach i gromadach galaktyk.

>>> Model krzywej rotacji galaktyki NGC 6946. Niebieska linia odpowiada całkowitej prędkości rotacji. Masa galaktyki (w funkcji odległości od środka) została rozłożona na cztery składowe: 1 - jądro o masie 5 x 109 mas Słońca i promieniu 120 parseków (pc); 2 - zagęszczenie centralne o masie 1,4 x 1010 mas Słońca i promieniu 750 parseków; 3 - dysk o masie 1,3 x 1011 mas Słońca, promieniu 6 kiloparseków (kpc) i grubości 0,5 kpc; 4 - sferyczne halo o masie 2 x 1011 mas Słońca i promieniu 10 kpc.

Ruch gwiazd w galaktyce określony jest przez pole grawitacyjne, wytworzone przez wszystkie formy materii. W dyskach galaktyk spiralnych ruch gwiazd odbywa się w sposób uporządkowany: w dobrym przybliżeniu gwiazdy obiegają środek galaktyki po orbitach kołowych. Z prędkości tego ruchu możemy obliczyć przyspieszenie dośrodkowe działające na gwiazdy dysku, a stąd - całkowitą masę zawartą wewnątrz orbity danej gwiazdy. Prędkości gwiazd wyznaczamy wykorzystując efekt Dopplera. Zatem zależność prędkości rotacji galaktyki od odległości od centrum, tzw. krzywa rotacji, pozwala wyznaczyć przestrzenny rozkład masy w galaktyce.

Porównanie tego rozkładu z rozmieszczeniem gwiazd wskazuje na obecność znacznych ilości ciemnej materii zarówno wewnątrz samej galaktyki, jak i w obszarze ją otaczającym. Dla wielu bliskich galaktyk spiralnych wyznaczono dokładnie krzywe rotacji aż do odległości 20 kpc (dla paru galaktyk nawet do 30 kpc). We wszystkich wypadkach suma mas gwiazd w galaktyce i obłoków gazu stanowi zaledwie około 30-40% masy całkowitej. Podobne badania galaktyk eliptycznych wskazują na jeszcze większe ilości materii ciemnej. Ponieważ w galaktykach E gwiazdy poruszają się chaotycznie, miarą pola grawitacyjnego nie są prędkości grupowe gwiazd, ale dyspersja, czyli rozrzut prędkości gwiazd, który ocenia się z szerokości linii w widmie galaktyki, również wykorzystując efekt Dopplera (na temat hipotez dotyczących natury ciemnej materii patrz Ciemna materia).

Galaktyki aktywne

Około 5-10% galaktyk charakteryzuje się anomalnymi własnościami widmowymi (fotometrycznymi i spektroskopowymi). Wiele z nich wykazuje również charakterystyczne szczegóły budowy morfologicznej. Na określenie tej obszernej kategorii obiektów pozagalaktycznych wprowadzono w latach siedemdziesiątych termin "galaktyki aktywne". Z ich istnienia jednak zdano sobie sprawę wcześniej - ponad 90 lat temu. Pod pojęciem "aktywności" rozumiemy wszelkie procesy - poza reakcjami termojądrowymi, zachodzącymi we wnętrzach gwiazd - w których produkowane są w galaktyce znaczne ilości energii. Odkrywanie kolejnych typów galaktyk aktywnych dokonywało się na przestrzeni lat przy zastosowaniu różnych metod i technik obserwacyjnych. W pierwszej fazie badań astronomowie zbierali i klasyfikowali materiał faktograficzny. Brak poprawnych modeli aktywnych jąder galaktyk wpłynął na pewien chaos w terminologii; obiekty o podobnych własnościach, ale wyselekcjonowane różnymi metodami, były często traktowane jako odmienne. W efekcie powstało wiele oddzielnych kategorii galaktyk aktywnych, które w świetle współczesnej wiedzy są ze sobą ściśle powiązane.

W tych wszystkich przypadkach, kiedy obraz galaktyki na zdjęciu jest na tyle duży, że możemy rozróżnić szczegóły jej budowy, źródło aktywności galaktyki znajduje się w jej centrum. Świadczy o tym wygląd zewnętrzny galaktyki aktywnej: jej środek jest nieproporcjonalnie jasny w stosunku do obszarów zewnętrznych. Aby to podkreślić, region ten jest obecnie określany mianem aktywnego jądra galaktyki. Obecność jasnego, pozornie punktowego jądra stanowi jednak na ogół niedoskonałe kryterium aktywności galaktyki. Poziom aktywności jąder jest bardzo różny. W skrajnych wypadkach jasność jądra przekracza tysiące razy jasność dużej galaktyki; niemniej może też stanowić drobny ułamek tej jasności. W tym drugim przypadku łatwo przeoczyć istnienie aktywnego jądra bez odwoływania się do metod spektroskopowych. Jeżeli natomiast aktywne jądro przewyższa znacznie swą jasnością całą galaktykę macierzystą, jej obraz na fotografii zostanie zdominowany światłem jądra i - zamiast galaktyki z jasnym jądrem - zostanie zarejestrowany obiekt punktowy: gwiazdopodobny, tzn. nieodróżnialny od gwiazdy. Do tej grupy galaktyk aktywnych należą kwazary.

Aktywne jądra galaktyk są bardziej niebieskie niż galaktyki. Ułatwia to ich poszukiwanie metodami fotometrycznymi. W praktyce wykonuje się fotografię wybranego fragmentu nieba w dwu barwach (np. niebieskiej i żółtej). Obiekt niebieski okaże się jaśniejszy w barwie niebieskiej niż żółtej i odwrotnie - obiekt żółty będzie słabiej widoczny na zdjęciu wykonanym z filtrem niebieskim. W ten sposób galaktyki aktywne można wyłuskać z całej populacji galaktyk. Niektóre typy gwiazd (przede wszystkim białe karły) mają barwy podobne do aktywnych jąder, co utrudnia rozdzielenie tych dwóch klas obiektów.

Procesy odpowiedzialne za aktywność galaktyk niemal zawsze prowadzą do powstania silnych emisyjnych linii widmowych. W widmach galaktyk normalnych linie emisyjne są rzadkością i nigdy nie osiągają dużego natężenia. Tym samym obserwacje spektroskopowe stanowią niezwykle dogodną metodę selekcji niemal wszystkich typów galaktyk aktywnych. Jest ona skuteczna również w przypadku słabej aktywności jądra, gdy emisję ciągłą (tzw. kontinuum) zagłusza promieniowanie gwiazd. Wówczas jedynie obecność linii emisyjnych zdradza zachodzenie procesów nietermicznych w jądrze galaktyki.

Aktywne jądra są zazwyczaj silnymi źródłami promieniowania w szerokim zakresie widma elektromagnetycznego: od fal radiowych do promieniowania rentgenowskiego i gamma. W całym tym przedziale obserwujemy ogromną rozmaitość kształtów widm. Obserwacje wykonane w pewnej dziedzinie widma dostarczają informacji o obiektach, które promieniują szczególnie intensywnie w tym zakresie długości fal. Wobec tego aktywne jądra zaobserwowane np. za pomocą radioteleskopów są na ogół stosunkowo silnymi źródłami tego promieniowania i noszą nazwę radioźródeł, radiogalaktyk, czy radiokwazarów. Podobna sytuacja ma miejsce w przypadku źródeł podczerwonych, rentgenowskich itp.

W odróżnieniu od galaktyk normalnych, obiekty aktywne nierzadko wykazują zmiany blasku. Skala czasowa tych zmian jest bardzo różna: od dziesiątek minut do wielu lat (górne ograniczenie wynika ze skończonego czasu prowadzenia obserwacji astronomicznych przez człowieka). W zakresie radiowym i częściowo również w pozostałych dziedzinach widma elektromagnetycznego emisja aktywnych jąder ma charakter nietermiczny; często promieniowanie to jest spolaryzowane.

Radioźródła pozagalaktyczne

Każdy obiekt astronomiczny wysyłający znaczące ilości promieniowania radiowego jest określany mianem radioźródła. Dosyć wcześnie stwierdzono, że radioźródła pozagalaktyczne dzielą się najogólniej na dwie grupy. Do pierwszej należą wszystkie galaktyki, w których promieniowanie radiowe jest produkowane przez elektrony (emisja synchrotronowa), wypełniające w przybliżeniu całą objętość galaktyki, podobnie jak ma to miejsce w Drodze Mlecznej. Typowa jasność tych źródeł w zakresie fal od centymetrowych do metrowych rzadko przekracza 10³¹ watów (W). Drugą obszerną kategorię tworzą źródła, w których rozkład emisji radiowej nie pokrywa się z optycznym obrazem galaktyki, ale wykazuje silny związek z jej jądrem. Termin "radioźródła pozagalaktyczne" czasem rezerwuje się jedynie do tej klasy obiektów. W niektórych przypadkach cała emisja radiowa pochodzi z małego obszaru, pokrywającego się z jądrem, co świadczy o tym, że aktywność jądra przejawia się także w dziedzinie radiowej. Częściej jednak obszary emisji położone są symetrycznie po dwu stronach centrum galaktyki, natomiast samo jądro pozostaje niepozornym źródłem radiowym. Odległość między dwiema składowymi radiowymi mieści się zazwyczaj w przedziale 100-200 kiloparseków (kpc), tj. kilka razy przekracza rozmiary optyczne galaktyki, chociaż znane są zarówno źródła mniejsze o średnicy wynoszącej 10 kpc, jak i znacznie większe - przekraczające megaparsek (1 Mpc). Oba składniki radiowe są na ogół podobnych rozmiarów i jasności, a galaktyka znajduje się dokładnie w połowie drogi między nimi. Obiektem centralnym radioźródła podwójnego jest duża galaktyka eliptyczna albo kwazar.

Typowe jasności radiowe mieszczą się w przedziale 10³³-10³⁷ W. Widmo i polaryzacja emisji radiowej świadczą o tym, że jest to promieniowanie synchrotronowe, wysyłane przez bardzo relatywistyczne elektrony. Czas życia elektronów odpowiedzialnych ze emisję fal centymetrowych jest bardzo krótki. Oznacza to, że świecące obłoki muszą być na bieżąco zasilane strumieniami wysokoenergetycznych cząstek. Dostarcza ich aktywne jądro galaktyki. W niektórych radioźródłach jądro i radioobłoki są połączone cienkim włóknem emisji radiowej, tzw. strugą (dżetem, ang. jet) plazmy wyrzucanej z jądra w dwu przeciwnych kierunkach. Gdy prędkości w strudze są bliskie prędkości światła c, kinematyczne efekty relatywistyczne sprawiają, że struga materii zbliżającej do obserwatora jest znacznie jaśniejsza niż ta, która się oddala. W efekcie na ogół obserwujemy jedynie strugę wychodzącą z jądra w stronę jednego obłoku, ale symetryczny układ dwóch obszarów emisji radiowej wskazuje, że istnieją dwie strugi, z których tylko jedna jest widoczna. Można przypuszczać, że każde radioźródło podwójne przynajmniej przez część swego życia zawierało strugi, którymi do obłoków docierały wysokoenergetyczne cząstki. Obecnie znamy kilkaset obiektów zawierających strugi widoczne w zakresie radiowym; kilka z nich zostało zarejestrowanych również w dziedzinie optycznej i w promieniowaniu rentgenowskim.

Obserwacje radiowe z zastosowaniem interferometrii pozwalają na badanie struktury źródeł w bardzo małej skali, nawet poniżej 0,001 sekundy kątowej, co w przypadku niezbyt odległych obiektów odpowiada rozmiarom liniowym mniejszym od parseka (1 pc). Gdy całkowite rozmiary radioźródła wynoszą kilkaset kiloparseków, jego minimalny czas życia przekracza 10⁶ lat, gdyż tyle czasu potrzebuje materia poruszająca się w strudze z prędkością bliską prędkości światła, aby z jądra dotrzeć do radioobłoków. W wielu wypadkach cała struga zachowuje stały kierunek w przestrzeni, co oznacza, że w aktywnym jądrze podobną stabilnością musi odznaczać się mechanizm formowania strugi i przyspieszania materii do wielkich prędkości. Typowe strugi są wiązkami dobrze skolimowanymi o kącie rozwarcia nie przekraczającym paru stopni. Minimalna całkowita energia przeniesiona w czasie istnienia strugi z jądra do obłoków emisji radiowej musi co najmniej równać się energii zawartej w obłokach, czyli około 10⁵³ J, ale oceny tej wielkości są bardzo niepewne. Obliczenia modelowe i symulacje numeryczne pokazują, że w strugach zasilających bardzo jasne radioźródła przepływ plazmy jest naddźwiękowy i odbywa się w ośrodku wyraźnie gęstszym niż materia strugi. Radioźródła słabsze są zasilane strumieniem plazmy nieznacznie nad- lub poddźwiękowym; w strudze rozwijają się ruchy turbulentne, które powodują częściowe mieszanie materii strugi z ośrodkiem ją otaczającym i spowolnienie przepływu w strudze.

Przyjmuje się, że ostatecznym źródłem dostarczającym energię emitowaną w obłokach radiowych jest aktywne jądro z masywną czarną dziurą. Jeżeli dostatecznie gruby obłok pyłu międzygwiazdowego przesłoni obszar centralny, obserwator zewnętrzny nie dostrzeże jasnego jądra, a jedynie rozległe obszary emisji radiowej - obiekt zostanie określony jako radiogalaktyka. Gdy zaś świecenie aktywnego jądra jest widoczne na tle galaktyki - mamy do czynienia z tzw. galaktyką typu N. W skrajnym wypadku, kiedy blask aktywnego jądra zdominuje emisję całej galaktyki - widzimy aktywny radiowo kwazar. Z niewyjaśnionych powodów tylko w drobnej części aktywnych jąder promieniowanie radiowe jest emitowane na dużą skalę. Można zatem przypuszczać, że aktywne jądra galaktyk, które nie wykazują silnej emisji radiowej i jednocześnie są zasłonięte obłokami pyłu, nie zostały dotychczas zarejestrowane.

Galaktyki Seyferta

>>> Widmo promieniowania widzialnego MCG-2-58-22, galaktyki Seyferta typu 1. Symbolami pierwiastków nazwano kilka najjaśniejszych linii dozwolonych i wzbronionych (w nawiasach kwadratowych).     >>> Widmo promieniowania widzialnego NGC 2110, galaktyki Seyferta typu 2. Symbolami pierwiastków nazwano kilka najjaśniejszych linii dozwolonych i wzbronionych (w nawiasach kwadratowych).

Najwcześniejsze obserwacje tej niezmiernie ważnej klasy galaktyk aktywnych sięgają pierwszego dziesięciolecia XX w., a jej szczegółową charakterystykę podał po raz pierwszy Carl K. Seyfert (1911-1960) w 1943 r. Galaktyki Seyferta odznaczają się jasnym kwazipunktowym jądrem, którego widmo poza składową ciągłą zawiera bardzo szerokie i silne linie emisyjne. Zaledwie 1-2% bliskich nam galaktyk to galaktyki Seyferta, ale proporcja ta wzrasta w miarę przechodzenia do galaktyk o dużej jasności absolutnej. Kolory jąder galaktyk Seyferta są nieodróżnialne od kolorów kwazarów.

W zależności od szerokości linii widmowych galaktyki Seyferta dzielą się na dwa podtypy. Galaktyki typu 1, których bliskim i jasnym przedstawicielem jest NGC 4151, mają bardzo szerokie linie dozwolone (szczególnie dobrze widoczne linie wodoru serii Balmera), odpowiadają