Jak powstają galaktyki, takie jak nasza?

Galaktyki takie jak Droga Mleczna bardzo zmieniły się w czasie i zmienią się jeszcze bardziej w przyszłości.

Jak powstają galaktyki, takie jak nasza?
Jak powstają galaktyki, takie jak nasza?

W pogodną noc, gdy warunki są odpowiednie i nie ma zbyt wiele światła, które mogłoby przesłonić widok, rozgwieżdżone niebo jest zapierającym dech w piersiach widokiem. Jeśli mieszkasz na wsi lub po prostu odpoczywasz od życia w mieście, możesz zobaczyć niebo pełne gwiazd.

Możesz nawet być w stanie dostrzec pasmo światła biegnące po niebie, które w naturze wygląda jak mgliste (lub “mleczne”). Wierzcie lub nie, ale to właśnie w ten sposób nasza galaktyka otrzymała swoją nazwę. Tysiące lat temu astronomowie spoglądający w nocne niebo zauważyli właśnie to pasmo i dopatrzyli się podobieństwa do napoju.

Z czasem nasze zrozumienie Drogi Mlecznej rosło. Uświadomiliśmy sobie nie tylko, że Droga Mleczna jest w rzeczywistości ogromnym zbiorem gwiazd utrzymywanych razem przez grawitację, ale także, że jest ona tylko jedną z miliardów (lub nawet bilionów) we wszechświecie.

W końcu astronomowie i kosmolodzy zdali sobie sprawę, że wszechświat jest zapierający dech w piersiach, zarówno pod względem czasu, jak i przestrzeni. I chociaż nadal nie wiemy, jak daleko rozciąga się wszechświat (lub czy jest nieskończony), mamy całkiem dobre pojęcie o tym, jak długo już istnieje (około 13,8 miliarda lat).

Z tego powodu astronomowie poświęcili wiele czasu i energii na poszukiwanie najwcześniejszych galaktyk w przestrzeni i czasie. W ten sposób mają nadzieję dowiedzieć się, jak galaktyki takie jak nasza formowały się i ewoluowały przez miliardy lat.

Czym są galaktyki?

Mówiąc prościej, galaktyki składają się z masywnych zbiorowisk związanych grawitacyjnie gwiazd, gazu i pyłu. Ale to wszystko to tylko ta część galaktyk, którą możemy wykryć, ponieważ emitują one, pochłaniają lub promieniują światło.

Co więcej, astronomowie od dziesięcioleci teoretyzują, że galaktyki zawierają również dużo ciemnej materii, nazywanej tak, ponieważ jest ona niewidoczna dla konwencjonalnej detekcji.

Badania galaktyk doprowadziły astronomów do pogrupowania ich na podstawie ich ogólnej budowy. Podczas gdy niektóre galaktyki mają podstawowy kształt, z centralnym “wybrzuszeniem” i “ramionami” rozchodzącymi się od centrum w postaci wirów, astronomowie zaobserwowali kilka rodzajów wariacji.

Na tej podstawie astronomowie stworzyli klasyfikację galaktyk opartą na trzech głównych kategoriach. Ten schemat klasyfikacji znany jest jako sekwencja Hubble’a, nazwana tak na cześć słynnego amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a.

Schemat Hubble’a podzielił galaktyki regularne na trzy szerokie klasy – eliptyczne, soczewkowate i spiralne – w oparciu o ich wygląd wizualny. Czwarta klasa zawiera galaktyki o nieregularnym wyglądzie.

Po pierwsze, istnieją galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna, które są bogate w gaz i pył i wciąż tworzą gwiazdy w swoich ramionach. Następnie są galaktyki eliptyczne, które mają stosunkowo gładkie, pozbawione cech rozkłady światła. Są one stosunkowo wolne od gazu i pyłu, mają niski współczynnik tworzenia gwiazd i są tak nazwane, ponieważ mają bardziej kolistą strukturę.

Istnieją również galaktyki soczewkowate. Składają się one z jasnego, centralnego wybrzuszenia otoczonego przez rozszerzoną, dyskowąstrukturę. W przeciwieństwie do galaktyk spiralnych, dyski galaktyk soczewkujących nie mają widocznej struktury spiralnej i nie tworzą aktywnie dużej liczby gwiazd. Należą do nich Messier 84 i Galaktyka Kociołek.

Sekwencja Hubble'a do klasyfikacji galaktyk
Sekwencja Hubble’a do klasyfikacji galaktyk

System klasyfikacji Hubble’a obejmuje również galaktyki nieregularne. Są to galaktyki, które nie pasują do sekwencji Hubble’a, ponieważ nie mają regularnej struktury. Przykładem są Obłoki Magellana i M82.

Galaktyki mogą być również klasyfikowane według ich wielkości, która waha się od kilkuset milionów gwiazd (w przypadku galaktyk karłowatych) do stu bilionów gwiazd (galaktyki olbrzymie), z których każda krąży wokół centrum swojej galaktyki.

Galaktyki “głośne” i “ciche”

Poza tym schematem, astronomowie rozróżniają także (1)galaktyki(2)posiadające coś, co nazywa się Aktywnym Jądrem Galaktycznym (AGN) oraz te, które takiego jądra nie posiadają. AGN to zwarty region w centrum galaktyki, który ma znacznie wyższą niż normalnie jasność. Duża część energii wydzielanej przez AGN-y nie jest gwiezdna, a wiele AGN-ów jest silnymi emiterami promieniowania rentgenowskiego, radiowego, ultrafioletowego i optycznego.

Jedna z teorii mówi, że niegwiazdowe promieniowanie z AGN jest wynikiem akrecji materii przez supermasywną czarną dziurę (SMBH) w centrum galaktyki-gospodarza. Powoduje to, że otaczający pył, gaz, a nawet gwiazdy opadają na dysk akrecyjnywokół zewnętrznej krawędzi czarnej dziury (zwanej również horyzontem zdarzeń). Z czasem materia ta jest powoli wprowadzana (akreowana) na powierzchnię czarnej dziury.

Silna grawitacja czarnej dziury powoduje, że materia przyspiesza tak bardzo, że zaczyna emitować ogromną ilość energii elektromagnetycznej i promieniowania. Pojawiają się one w zakresie fal radiowych, mikrofalowych, podczerwonych, optycznych, ultrafioletowych, rentgenowskich i gamma.

SMBH są również znane ze swoich wirujących pól magnetycznych, które oddziałując z ich dyskami akrecyjnymi tworzą potężne dżety magnetyczne. Materia w tych dżetach może osiągać ułamek prędkości światła (vel. prędkości relatywistyczne), co pozwala im osiągać odległości rzędu setek tysięcy lat świetlnych.

Galaktyka M87
Galaktyka M87

AGN-y można podzielić na dwie kategorie w zależności od ich dżetów – jądra “ciche radiowo” i “głośne radiowo”. Ciche radiowo AGN-y to takie, które mają emisję radiową wytwarzaną przez dysk akrecyjny i dżety, podczas gdy ciche radiowo AGN-y wykazują pomijalną emisję związaną z dżetami.

Droga Mleczna

Droga Mleczna
Droga Mleczna

Jak wspomniano wcześniej, Droga Mleczna jest galaktyką spiralną ze stosunkowo nieaktywnym jądrem galaktycznym. Według ostatnich szacunków, Droga Mleczna powinna mieć średnicę od 150 000 do 200 000 lat świetlnych i grubość 1000 lat świetlnych.

Szacuje się również, że zamieszkuje ją od 100 do 400 miliardów gwiazd i ponad 100 miliardów planet. W jego centrum, o średnicy około 10 000 lat świetlnych, znajduje się centralna bańka.

Tworzy on region jądra naszej Drogi Mlecznej i jest również “zakratowany” – to znaczy, że zawiera centralną strukturę gwiazd w kształcie pręta. Rozmiar tego baru jest sporny, szacuje się, że jego średnica waha się od 3000 do 16000 lat świetlnych.

W centrum Drogi Mlecznej znajduje się intensywne źródło radiowe znane jako Sagittarius A* (wymawiane jako gwiazda Sagittarius A). Uważa się, że jest to SMBH o rozmiarach ponad 4 miliony razy większych od naszego Słońca.

Od centrum rozciąga się kilka ramion spiralnych zawierających miliardy gwiazd oraz gaz i pył międzygwiazdowy. Dokładna liczba i konfiguracja tych ramion jest przedmiotem dyskusji i zmienia się w zależności od nowych informacji.

Ostatnie obserwacje sugerują, że mogą istnieć cztery główne ramiona spiralne – ramię Scutum-Centaurus, ramię Carina-Sagittarius, ramiona Norma i Outer oraz ramiona Far-3 Kiloparsec i Perseusz. Jednak czasami twierdzi się, że istnieją tylko dwa główne ramiona, ramię Scotum-Centaurus i ramię Perseusza, podczas gdy pozostałe ramiona są pomniejsze.

Nasze Słońce leży w pobliżu małego, częściowego ramienia zwanego Ramieniem Oriona lub Ostrogą Oriona (lub Ramieniem Oriona Cygnusa).

Istnienie tych ramion zostało stwierdzone na podstawie obserwacji części Drogi Mlecznej i innych galaktyk – nie jest to wynik bezpośredniej obserwacji.

To ciekawy fakt dotyczący obserwacji galaktyk: astronomowie są w stanie określić rozmiar, strukturę i kształt galaktyk oddalonych o miliony (lub miliardy) lat świetlnych z większą pewnością niż naszą własną.

Gdyby porównać kosmos do miasta, a Układ Słoneczny do naszego własnego podwórka, można by odnieść wrażenie, że nasza własna okolica jest nam bliższa niż ta po drugiej stronie miasta. Jest jednak ku temu dobry powód, a zależy on od naszej perspektywy.

Mówiąc prościej, Układ Słoneczny jest osadzony w dysku Drogi Mlecznej, co utrudnia poznanie jego prawdziwych rozmiarów. Trudno jest również zobaczyć, co znajduje się po drugiej stronie galaktyki z powodu interferencji światła z centralnego wybrzuszenia.

Ostatnio pojawiły się również teorie, że Droga Mleczna ma w rzeczywistości wypaczony kształt. Oglądane z boku, ramiona spirali przypominałyby wygiętą płytę w kształcie litery S.

Do tej pory żadna misja robotyczna nie zdołała dostrzec zewnętrznej części Drogi Mlecznej. Dlatego też każdy obraz galaktyki jako całości albo nie jest Drogą Mleczną, albo jest artystycznym wrażeniem.

Gdzie znajduje się Układ Słoneczny?

Pozycja Drogi Mlecznej
Nasza pozycja w Drodze Mlecznej

Nasze Słońce znajduje się w ramieniu Oriona Drogi Mlecznej, regionie przestrzeni kosmicznej, który leży pomiędzy dwoma głównymi ramionami naszej galaktyki. Znajduje się ona około 27 000 lat świetlnych od centrum galaktyki, krążąc wokół niego wraz z innymi gwiazdami w dysku.

Słońce potrzebuje około 240 milionów lat na przebycie jednej orbity w ciągu tak zwanego roku galaktycznego (lub kosmicznego). Według tych obliczeń Słońce od momentu powstania około 4,6 miliarda lat temu wykonało nieco ponad 19 orbit.

Na podstawie swojego widma nasze Słońce jest klasyfikowane jako żółty karzeł typu G, co czyni je dość niezwykłym obiektem wśród gwiezdnej populacji naszej galaktyki. W sumie około dziesięć procent gwiazd w galaktyce Drogi Mlecznej to żółte karły, co odpowiada około 20-40 miliardom gwiazd podobnych do Słońca.

Badanie galaktyk

Badania galaktyk sięgają kilku tysiącleci wstecz, choć aż do czasów współczesnych astronomowie nie byli w pełni świadomi tego, co obserwują. W zasadzie dopiero w XVII wieku zrozumiano prawdziwą naturę naszej galaktyki, a dopiero w XIX wieku naukowcy zrozumieli, że nasza galaktyka jest jedną z wielu.

Nazwa “Droga Mleczna” stosowana w odniesieniu do centralnego pasma światła na nocnym niebie jest właściwie bardzo stara. W starożytnym Rzymie astronomowie nazywali ją “Via Lactea” (łac. “Droga Mleczna”), co było tłumaczeniem greckiego słowa oznaczającego “krąg mleka” (“galaxías kýklos”, γαλαξίας κύκλος).

Z czasem astronomowie zaczęli spekulować, że Droga Mleczna w rzeczywistości składa się z gwiazd skupionych w wąskim pasie. Na przykład, w XIII wieku perski astronom Nasir al-Din al-Tusi w swojej książce Tadhkira zamieścił następujący opis:

“Droga Mleczna, czyli galaktyka, składa się z bardzo dużej liczby małych gwiazd ściśle zgrupowanych razem, które z powodu swojej koncentracji i małości wyglądają jak mgliste plamki. Z tego powodu porównywano go do mleka w kolorze”.

W 1610 r. Galileo Galilei opublikował swoje przełomowe dzieło Sidereus Nuncius (“Gwiezdny Posłaniec” po łacinie), które zawierało jego opisy Księżyca, Słońca i Jowisza. Zapisał również swoje obserwacje gwiazd “mgławicowych”, które znalazły się w katalogu Ptolemeusza.

Obserwacje Galileusza wykazały, że obiekty te były w rzeczywistości niezliczonymi gwiazdami, tak odległymi, że wyglądały jak gromady i nie można ich było dostrzec gołym okiem. Albo jak opisał je Galileusz, były to “zbiory niezliczonych gwiazd zgrupowanych w gromady”.

Podobnie jak poparcie przez Galileusza heliocentrycznego modelu wszechświata (w którym Słońce jest okrążane przez planety), to odkrycie pokazało, że gwiazdy są w rzeczywistości znacznie dalej od Ziemi niż wcześniej sądzono.

W 1775 r. niemiecki filozof Immanuel Kant poszedł o krok dalej i zaproponował, że Droga Mleczna jest wielkim zbiorem gwiazd utrzymywanych razem przez wzajemną grawitację. Postawił również hipotezę, że galaktyka ma strukturę podobną do Układu Słonecznego, z gwiazdami obracającymi się wokół wspólnego centrum i spłaszczonymi w dysk.

W 1785 roku astronom William Herschel podjął próbę odwzorowania struktury Drogi Mlecznej, aby ujawnić jej prawdziwy kształt. Niestety, jego wysiłki nie zostały uwieńczone sukcesem, gdyż duża część jest przesłonięta przez gaz i pył.

Innym ciekawym wydarzeniem w tym czasie było opublikowanie Katalogu Messiera (1771 do 1781). Dzieło to zostało stworzone przez holenderskiego astronoma Charlesa Messiera, który zaczął prowadzić zapiski dotyczące “mgławicowych” obiektów, które początkowo uważał za komety.

W tamtych czasach teleskopy nie były na tyle zaawansowane, aby rozróżnić te obiekty – większość z nich to były gromady gwiazd lub odległe galaktyki. W XIX wieku astronomowie, tacy jak William Henry Smyth (również admirał Królewskiej Marynarki Wojennej), byli w stanie wyodrębnić w nich pojedyncze gwiazdy.

W latach 20. XX wieku amerykański astronom Edwin Hubble dostarczył w końcu dowodów na to, że obserwowane na niebie mgławice spiralne są w rzeczywistości innymi galaktykami. Odkrycie to doprowadziło również astronomów do wniosku, jaki jest prawdziwy kształt Drogi Mlecznej (tj. galaktyka spiralna z poprzeczkami).

To właśnie Hubble udowodnił, że większość galaktyk w rzeczywistości oddala się od naszej. Doprowadziło to do uświadomienia sobie, że wszechświat jest w stanie ekspansji. Tempo, w jakim się rozszerza, znane jest jako stała Hubble’a, na cześć odkrycia Hubble’a.

To odkrycie dramatycznie zmieniłoby nasz sposób postrzegania wszechświata i doprowadziło do powstania teorii takich jak Wielki Wybuch czy Ciemna Energia. Wraz z początkiem ery kosmicznej nasza wiedza o wszechświecie i galaktykach znacznie się poszerzyła.

Teleskopy kosmiczne, na przykład, są w stanie obserwować odległe obiekty bez zakłóceń atmosferycznych. Obserwatoria naziemne również uległy znacznej poprawie dzięki udoskonaleniu instrumentów, metod i wymiany danych.

Pierwsze galaktyki

Według najbardziej powszechnie akceptowanych modeli kosmologicznych, pierwsze gwiazdy powstały, gdy Wszechświat miał zaledwie 100 milionów lat (około 13,7 miliarda lat temu). Około 1 miliard lat po Wielkim Worku gwiazdy te i inna materia barionowa zaczęły się zagęszczać z ciemnymi halo materii i tworzyć pierwsze galaktyki.

W ciągu następnych kilku miliardów lat gęstsze obszary wszechświata zaczęły się przyciągać grawitacyjnie do siebie. Nazywano to epoką strukturalną, kiedy zaczęła się formować wielkoskalowa struktura wszechświata.

Uważa się, że rzeczy takie jak gromady kuliste, wybrzuszenia galaktyk, SMBH i inne struktury kosmiczne uformowały się w tym czasie. Gwiazdy, pył i gaz również opadły w struktury przypominające dyski wokół centralnych wybrzuszeń, a więcej materiału zostało dodane z obłoków międzygalaktycznych i galaktyk karłowatych.

Uważa się, że powstawanie SMBH odgrywa kluczową rolę w regulacji wzrostu galaktyk poprzez ograniczanie ilości dodawanej materii. Miały one również wpływ na tempo powstawania gwiazd, ponieważ galaktyki doświadczyły wybuchu tworzenia się gwiazd przed ich pojawieniem się.

Teoria mówi, że kiedy najwcześniejsze gwiazdy zaczęły umierać, uwolniły cięższe pierwiastki do ośrodka międzygwiazdowego. W rezultacie, kolejne generacje gwiazd były coraz bardziej bogate w metale, co dało astronomom ważne narzędzie do szacowania wieku.

Z czasem zwiększyło to obfitość ciężkich pierwiastków w galaktykach, przypuszczalnie umożliwiając powstawanie planet i księżyców, podczas gdy pozostała materia stała się asteroidami i kometami, które utworzyły pasy wokół swoich gwiazd.

Jak ewoluowały od tamtego czasu?

Dzięki badaniom prowadzonym przez teleskopy kosmiczne takie jak Hubble oraz obserwatoria naziemne takie jak Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomowie byli w stanie zobaczyć jak wyglądały galaktyki miliardy lat temu.

To, w połączeniu z nowszymi obserwacjami, dało astronomom dobre wyobrażenie o tym, jak galaktyki zmieniały się w czasie. Na przykład, najwcześniejsze galaktyki miały kształt eliptyczny i były mniejsze. Z czasem fuzje galaktyk spowodowały, że galaktyki rozrosły się i stały się bardziej złożone.

Uważa się, że napływ materii stopniowo powodował przyspieszenie ich rotacji. W przypadku galaktyki Drogi Mlecznej, wielu astronomów uważa, że fuzje z galaktykami karłowatymi były dość powszechne – i jest to proces, który wciąż trwa.

W rzeczywistości, najbliższą nam galaktyką jest galaktyka karłowata Canis Major, która leży w odległości około 25 000 lat świetlnych od naszego Układu Słonecznego i 42 000 lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej. Do niedawna astronomowie nie wiedzieli o jego istnieniu, ponieważ był on zasłonięty przez pył kosmiczny.

Jednak w 2003 roku międzynarodowy zespół astronomów odkrył ją w ramach przeglądu Two Micron All Sky Survey (2MASS) Infrared. Niektórzy astronomowie uważają, że galaktyka karłowata jest w trakcie procesu rozdzierania przez pole grawitacyjne masywniejszej Drogi Mlecznej. Pływowe perturbacje powodują, że długie włókno gwiazd ciągnie się za nim podczas orbitowania wokół Drogi Mlecznej, tworząc złożoną pierścieniową strukturę, nazywaną czasem pierścieniem monocerosa, który trzykrotnie okrąża naszą galaktykę.

Uważa się, że przez prawie 9 miliardów lat po Wielkim Wybuchu panowała siła wzajemnego przyciągania grawitacyjnego, w wyniku czego kosmos rozszerzał się bardzo powoli. W rezultacie, fuzje galaktyk mogły być bardzo częste w ciągu pierwszych kilku miliardów lat po Wielkim Wybuchu.

Jednak ekspansja kosmosu doprowadziła w końcu do tego, że galaktyki stawały się coraz bardziej od siebie oddalone; w tym momencie, jak głosi hipoteza, zaczął być odczuwalny wpływ ciemnej energii.

Wielu uważa, że jest to przyczyna epoki akceleracji kosmicznej (około 5 miliardów lat temu), kiedy to kosmos zaczął się rozszerzać coraz szybciej. W tym momencie fuzje galaktyk stały się znacznie rzadsze, ale proces ten jest nadal znany… i przytrafi się nam!

Przyszłość naszej galaktyki i kosmosu

Jak zaobserwował Hubble, ogromna większość sąsiednich galaktyk oddala się od naszej. Są jednak dwie, które zmierzają w naszym kierunku: sąsiadujące z nami Andromeda (znana również jako Messier 31) oraz Galaktyka Trójkąta (Messier 33).

Według obecnych szacunków, Droga Mleczna i galaktyka Andromedy zbliżają się do siebie z prędkością około 130 km/s. Przy tej prędkości zderzą się one za około 4,5 miliarda lat.

Jeśli tak się stanie, mogą one utworzyć gigantyczną galaktykę eliptyczną lub soczewkowatą (o nazwie “Milkomeda” lub “Milkdromeda”). Pływowe perturbacje spowodowane przez fuzję mogą spowodować wyrzucenie niektórych gwiazd i fuzję SMBH.

Nie wiadomo jak wpłynie to na Układ Słoneczny. Jednakże uważa się, że do tego czasu nasze Słońce zużyje swoje paliwo wodorowe i stanie się czerwonym olbrzymem, co spowoduje jego ekspansję i pochłonie Ziemię, a być może cały Układ Słoneczny.

Uważa się, że tego typu fuzje stają się coraz rzadsze, ponieważ kosmos nadal się rozszerza, a galaktyki są od siebie coraz bardziej oddalane. W końcu galaktyki we wszechświecie staną się ciemniejsze i bardziej czerwone, ponieważ krótkotrwałe gwiazdy wymrą.

Obejmują one wszystko od niebieskich olbrzymów i supergigantów (typu O i B) przez niebiesko-białe (typu A i F) do żółtych i pomarańczowych gwiazd karłowatych (typu G i K). Ostatecznie pozostaną tylko gwiazdy typu M – czerwone karły, które mają najdłuższy naturalny czas życia (do 10 bilionów lat).

W pewnym momencie galaktyki znajdą się tak daleko od siebie, że wszystkie inteligentne formy życia w Drodze Mlecznej nie będą już w stanie dostrzec innych galaktyk. To samo dotyczy mieszkańców każdej innej galaktyki, którzy patrząc w nocne niebo widzą tylko słabe, czerwone gwiazdy.

Z czasem galaktyki same umrą, gdy ostatnie gwiazdy rozpadną się i cały wszechświat pogrąży się w ciemności. Na szczęście dla nas, nie stanie się to przez biliony lat. Do tego czasu ludzkość albo wymrze, albo wyewoluuje daleko poza wszystko, co można by nazwać ludzkim.