Dažādu galaktiku tipu īpašības, tostarp zvaigžņu veidošanās ātrumi un morfoloģiskā attīstība
Skatoties uz novērojamo Visumu, galaktiku daudzveidība ir pārsteidzoša: no elegantiem spirālveida vijumiem, kas klāti ar zvaigžņu veidošanās reģioniem, līdz milzīgiem eliptiskiem "bumbulīšiem" ar novecojošām zvaigznēm un pat haotiskām, nepareizām struktūrām, kuras grūti ietilpināt vienkāršos definīcijās. Šī daudzveidība jau agrīniem astronomiem radīja vēlmi izveidot klasifikācijas sistēmu, kas atspoguļotu gan ārējos morfoloģiskos raksturlielumus, gan iespējamo evolūcijas saikni.
Patvarākā shēma ir Hubble "saskaņošanas dakša", kas tika piedāvāta 20. gadsimta 3. desmitgadē un vēlāk papildināta ar dažādām apakškategorizācijām. Mūsdienās astronomi joprojām izmanto šīs plašās grupas — spirālveida, eliptiskas un nepareizas — lai aprakstītu galaktiku populācijas. Šajā rakstā apskatīsim katra tipa īpašības, to zvaigžņu veidošanās īpatnības un iespējamo morfoloģisko attīstību kosmiskā mērogā.
1. Vēsturiskais konteksts un "derināšanas dakša"
1.1 Hablis sākotnējā shēma
1926. gadā Edwin Hubble publicēja būtisku darbu, kurā izklāstīja galaktiku morfoloģisko klasifikāciju [1]. Viņš izkārtoja galaktikas kā "derināšanas dakšu":
- Elipsiskās (E) kreisajā pusē — no gandrīz apaļām (E0) līdz vairāk izstieptām (E7).
- Spirālveida (S) un šķērsspirālveida (SB) labajā pusē — neskērsveida no vienas dakšas, bet šķērsveida no otras. Tās tālāk sadalīja pēc centrālā objekta (kodola) spožuma un vijumu atvērtības (Sa, Sb, Sc utt.).
- Objektīva tipa (S0), kas atrodas starp elipsiskajām un spirālveida galaktikām, ar disku, bet bez izteiktām spirāļu struktūrām.
Vēlāk citi astronomi (piemēram, Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) uzlaboja Hablis sistēmu, pievienojot vairāk morfoloģisku elementu (piemēram, gredzenveida struktūras, smalkas šķērsjoslas, "flocculent" vai lielas spirāļu vijas).
1.2 "Derināšanas dakša" un evolūcijas hipotēze
Sākotnēji Hablis (lai gan piesardzīgi) ierosināja, ka elipsiskās varētu pārvērsties spirālveida galaktikās kāda iekšēja procesa dēļ. Vēlāki pētījumi šo ideju lielākoties noraidīja: pēc pašreizējā izpratnes šīs klases drīzāk atspoguļo dažādus veidošanās ceļus, lai gan apvienošanās vai sekulāra evolūcija dažos gadījumos var mainīt morfoloģiju. "Derināšanas dakša" palika spēcīgs aprakstošs instruments, taču ne vienmēr nozīmē stingru evolūcijas secību.
2. Elipsiskās galaktikas (E)
2.1 Morfoloģija un klasifikācija
Elipsiskās galaktikas parasti ir gludas, bez izteiktām iezīmēm, mirdzoši "gaismas bumbiņas", bez skaidras struktūras. Tās apzīmē ar E0–E7 pēc pieaugošas izstiepuma pakāpes (E0 — gandrīz apaļas, E7 — ļoti izstieptas). Dažas no to iezīmēm:
- Bez diska: atšķirībā no spirālveida galaktikām, nav izteikta diska komponenta, un zvaigznes pārvietojas nejaušās orbitās.
- Vecākas, sarkanākas zvaigznes: Parasti šeit dominē vecākas zvaigznes, kas piešķir sarkanu nokrāsu.
- Maz gāzu vai putekļu: Parasti nav auksto gāzu; lai gan dažas milzīgas elipsiskās (īpaši kopās) satur karstu gāzu halu, kas redzama rentgena diapazonā.
2.2 Zvaigžņu veidošanās ātrumi un populācijas
Elipsiskajās galaktikās parasti notiek ļoti zema pašreizējā zvaigžņu veidošanās aktivitāte — trūkst auksto gāzu rezerves. Šo zvaigžņu veidošanās notika agrīnos Visuma vēstures posmos, radot masīvus, sfēriski metālu bagātus objektus. Dažās elipsiskajās galaktikās tomēr var notikt mazāki uzliesmojumi, ko izraisa nelieli apvienošanās vai gāzu papildinājumi, bet tas ir reta parādība.
2.3 Veidošanās scenāriji
Tagad tiek uzskatīts, ka lielās eliptiskās galaktikas parasti veidojas lielu saplūšanu ceļā — divu disku galaktiku sadursme izjauc zvaigžņu orbītas, veidojot sfēroīdu [2, 3]. Mazākas eliptiskās var rasties mazāk ekstrēmās situācijās, bet būtiskais iemesls ir, ka liela masas saplūšana vai saplūšana parasti "izdzēš" zvaigžņu veidošanos, likvidējot spirālās struktūras.
3. Spirālās galaktikas (S)
3.1 Vispārīgie raksturlielumi
Spirālajām galaktikām raksturīgs rotējošs disks ar zvaigznēm un gāzēm, bieži ar centrālu kodolu (bulgu). Diskā veidojas spirālviļņu struktūras: tās var būt skaidras (grand-design) vai haotiskas ("flocculent"). Hubble tās iedalīja pēc:
-
Sa, Sb, Sc secība:
- Sa: Liels, izteikts telpums (bulge), cieši savīti vijumu joslas.
- Sb: Vidēja telpuma un diska attiecība, vairāk atvērtas vijumu formas.
- Sc: Mazs kodols, plaši "izplesti" vijumu joslas, bagātāka zvaigžņu veidošanās.
- Joslu spirāles (SB): Tām ir izstiepta josla, kas iet caur kodolu; iedalītas SBa, SBb, SBc, atbilstoši kodola lielumam un vijumu atvērtībai.
3.2 Zvaigžņu veidošanās tempi
Spirāles tiek uzskatītas par vienu no aktīvākajām zvaigžņu veidošanās vietām starp galvenajām galaktiku klasēm (izņemot dažus neregulāro "burstus"). Gāzes diskā koncentrējas gar spirālviļņiem, pastāvīgi veidojot jaunas zvaigznes. Zilās, spožās zvaigznes vijās to izceļ. Ir novērots, ka vēlāka tipa spirāles (Sc, Sd) bieži satur vairāk gāzu proporcionāli masai, tādējādi augstāku zvaigžņu veidošanās aktivitāti [4].
3.3 Galaktiskais disks un centrālā daļa
Spirāles diskā koncentrējas lielākā daļa aukstās starpzvaigžņu vides un jaunāku zvaigžņu, kamēr kodols parasti sastāv no vecākām zvaigznēm un ir sfēriskāks. Kodolam un diska masas attiecība ir saistīta ar Hubble tipu (Sa ir lielāka kodola daļa nekā Sc). Joslas var novirzīt gāzes no diska uz centru, barojot kodolu vai melno caurumu, dažkārt izraisot zvaigžņu veidošanās vai AGN epizodus.
4. Lēcveida galaktikas (S0)
S0 galaktikas ieņem starppozīciju – tām ir disks (kā spirālēm), taču nav izteiktu vijumu vai lielu zvaigžņu veidošanās zonu. Parasti to diskos ir maz gāzu, un zvaigžņu populācijas un krāsas ir tuvākas eliptiskajām. S0 raksturīgas blīvās kopu vidēs, kur gāzu zudums mijiedarbību dēļ (piemēram, dinamiskā stresa, "harassment" vai gāzu noņemšanas) varēja pārvērst spirāli par S0 [5].
5. Neparastās galaktikas (Irr)
5.1 Neparastuma iezīmes
Neparastās galaktikas neiederas kārtīgās spirāļu vai eliptisko rāmjos. Tām raksturīga haotiska forma, bez acīmredzama zvaigžņu koncentrācijas vai diska, ar izkliedētiem zvaigžņu veidošanās laukumiem vai putekļu reģioniem. Mēs tās plaši iedala:
- Irr I: Ir nelielas vai daļējas struktūru aizmetņi, kas var atgādināt iznīcināta diska paliekas.
- Irr II: Ļoti neskaidra, bez konkrētas kārtības.
5.2 Zvaigžņu veidošanās un ārējie faktori
Neparastās galaktikas parasti ir mazas vai vidējas masas, bet var būt neticami augsts zvaigžņu veidošanās ātrums, salīdzinot ar to izmēru (piemēram, Lielais Magelāna Mākonis). Gravitācijas mijiedarbības ar lielākiem kaimiņiem, paisumi vai nesenas saplūšanas var radīt nekārtīgu formu un veicināt zvaigžņu veidošanās uzliesmojumu [6]. Ja mazmasas galaktika veidošanās sākumā nebija pietiekami daudz gāzes, lai izveidotu kārtīgu disku, tā varēja palikt nepareiza.
6. Zvaigžņu veidošanās ātrumi pēc morfoloģijas
Hablē "sakārtošanas dakšas" skalā galaktiku zvaigžņu veidošanās ātrumu (SFR) un zvaigžņu populācijas var arī salīdzināt:
- Vēlā tipa spirāles (Sc, Sd) un daudzas nepareizās: Bagātas ar gāzes rezervēm, izteikta zvaigžņu veidošanās, jaunākas zvaigznes, zilāka kopējā gaisma.
- Agrīnā tipa spirāles (Sa, Sb): Vidēja zvaigžņu veidošanās, mazāk gāzes rezerves, izteiktāks (lielāks) kodols.
- Lēnās (S0) un eliptiskās: Bieži "sarkanas un mirušas", ar minimālu jaunu zvaigžņu veidošanos, dominē vecākas populācijas.
Tas nav absolūts likums – saplūšanas vai mijiedarbības var "aizdot" eliptiskajām galaktikām gāzes vai izraisīt zvaigžņu veidošanās uzplūdus, un dažas spirālveida galaktikas var būt mierīgas, ja tās izmanto esošās gāzes. Tomēr plaši pētījumi apstiprina šos statistiskos likumsakarības [7].
7. Evolūcijas ceļi: saplūšanas un sekulārās pārmaiņas
7.1 Saplūšanas: svarīgākais faktors
Viens no galvenajiem morfoloģiskās evolūcijas ceļiem ir galaktiku saplūšana. Ja satiekas divas spirālveida galaktikas ar līdzīgu masu, spēcīgās gravitācijas spēki bieži virza gāzes uz centru, izraisot zvaigžņu veidošanās uzliesmojumu un galu galā veidojot sfēriskāku struktūru, ja saplūšana ir nozīmīga. Pēc vairākiem saplūšanas gadījumiem kosmiskās vēstures gaitā var iegūt masīvas eliptiskas galaktikas kopu kodolos. Mazākas (nevienmērīgas) "norīšanas" mijiedarbības vai pavadoņu akrecija arī var veidot joslas vai izkropļot diskus, nedaudz mainot spirālveida klasifikāciju.
7.2 Sekulārā evolūcija
Ne visa morfoloģiskā pārmaiņa saistīta ar ārējām sadursmēm. Sekulārā evolūcija — tie ir iekšējie procesi ilgākos laika posmos:
- Stieņa nestabilitāte: Stieņi var virzīt gāzes uz centru, veicinot centrālo zvaigžņu veidošanos vai AGN aktivitāti, iespējams, veidojot pseido bulgus.
- Spirālveida viju dinamika: Laika gaitā viļņu struktūras pārkārto zvaigžņu orbītas, pakāpeniski mainot diska formu.
- Vides ietekme (piemēram, gāzu atvilkšana kopās): Galaktika var no spirālveida pārvērsties par gāzu trūkstošu S0.
Šādas pakāpeniskas transformācijas rāda, ka morfoloģiskā klasifikācija nav mūžīga — tā var mainīties atkarībā no vides, atgriezeniskās saites un iekšējās dinamikas [8].
8. Novērojumu dati un mūsdienu uzlabojumi
8.1 Dziļās aptaujas un tālās ēras galaktikas
Teleskopi, piemēram, Hubble, JWST vai lielie zemes teleskopi, ļauj novērot galaktikas agrīnākos kosmiskos laikos. Šīs augsta sarkanā nobīdes galaktikas bieži neiederas vietējā morfoloģiskajā klasifikācijā: novērojamas "netīras" diska struktūras, nevienmērīgas zvaigžņu veidošanās zonas vai kompakti "gabaliņi". Laika gaitā daudzas no šādām sistēmām tikai vēlāk iegūst ierastus spirālveida vai eliptiskus raksturlielumus, liecinot, ka Hubble secība daļēji veidojās tikai vēlākā Visuma posmā.
8.2 Kvantitatīvā morfoloģija
Bez vienkāršas vizuālas novērtēšanas astronomi izmanto Sérsic indeksu, Gini koeficientu, M20 un citus paņēmienus, lai kvantitatīvi novērtētu gaismas sadalījumu vai "graudainību". Tas papildina klasisko Hubble shēmu un ļauj apstrādāt milzīgas aptaujas, kurās mērķis ir automātiski klasificēt tūkstošiem vai miljonus galaktiku [9].
8.3 Neparastie tipi
Dažas galaktikas neiekļaujas vienkāršās kategorijās. Piemēram, gredzenveida galaktikas, polāro gredzenu galaktikas, "riekstu" (peanut) koncentrācijas galaktikas liecina par eksotiskām veidošanās vēsturēm (sadursmes, stieņa nestabilitāte vai paisuma akrecija). Tās atgādina, ka morfoloģiskā klasifikācija ir tikai vispārināts, bet ne vienmēr pilnīgs instruments.
9. Kosmiskais konteksts: Hubble secība laika gaitā
Galvenais jautājums: Kā mainās spirālveida, eliptisko un neregulāro galaktiku daļa kosmiskajā vēsturē? Novērojumi rāda:
- Neregulāras/īpašas galaktikas ir biežākas augstākos sarkanā nobīdes posmos – acīmredzot biežāku apvienošanos un ne pilnīgi nostabilizētu struktūru dēļ agrīnajā Visumā.
- Spirālveida saglabājas daudzās dažādās ēras, bet agrāk varēja būt bagātākas ar gāzēm un "graudainas".
- Eliptiskās biežāk sastopamas spiečos un vēlākos laikos, kad hierarhiskā apvienošanās veido masīvas, zvaigžņu trūcīgas (vai ar zemu zvaigžņu veidošanos) sistēmas.
Kosmoloģiskās simulācijas cenšas atdarināt šos evolūcijas ceļus, saskaņojot dažādu tipu daļas dažādos sarkanajos nobīdes posmos.
10. Noslēguma domas
Hubble galaktiku klasifikācija — lai arī gandrīz simtgadīga — ir pārsteidzoši izturīga laika pārbaudījumos, pat pieaugot astronomijas pētījumiem. Spirālveida, eliptiskās un neregulārās — tās ir plašas morfoloģiskās ģimenes, bieži saistītas ar zvaigžņu veidošanās vēsturi, vidi un lielo struktūru dinamiku. Tomēr aiz šīm ērtajām etiķetēm slēpjas sarežģīti evolūcijas ceļi: apvienošanās, sekulārie pārveidošanās procesi, atgriezeniskās saites cikli, kas miljardiem gadu laikā var mainīt galaktikas izskatu.
Dziļo attēlu, precīzas spektroskopijas un digitālo modeļu sinerģija turpina precizēt mūsu izpratni par to, kā galaktikas var pāriet no viena tipa uz citu. No “sarkanajiem un neaktīvajiem” eliptiskajiem milžiem spiečos līdz spožajām spirālveida vītnēm diskos vai nekārtīgajām neregulārajām formām, kosmiskais galaktiku “zooloģiskais dārzs” paliek viena no bagātīgākajām astronomijas jomām — nodrošinot, ka Hubble klasifikācijas shēma, lai arī klasiskā, attīstās kopā ar mūsu pastāvīgi paplašināmo Visuma izpratni.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Hubble, E. (1926). “Ārgalaktiku miglāji.” The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). “Apvienošanās un dažas sekas.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Sadarbojošo galaktiku dinamika.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). “Zvaigžņu veidošanās galaktikās gar Habla secību.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). “Galaktiku morfoloģija bagātos spiečos – sekas galaktiku veidošanai un evolūcijai.” The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). “Galaktiku apvienošanās: fakti un izdomājumi.” SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). “Zvaigžņu veidojošo galaktiku fiziskās īpašības un vide.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Sekulārā evolūcija un pseido kodolu veidošanās diska galaktikās.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). “Galaktiku struktūras evolūcija kosmiskā laikā.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.