Galaktička jata, aktivne galaktike, kvazari
Priredio: dr.sc. Dragan Roša
Mliječna Staza samo je jedna od mnogobrojnih galaktika u svemiru. Dvadesetih godina ovog stoljeća započela su sustavna istraživanja galaktika. Veliki teleskopi omogućili su opažanja unutarnje strukture nama bližih galaktika. Godine 1926. Hubble je predložio prvu klasifikaciju galaktika. Hubbleova klasifikacija obuhvaća osnovne morfološke tipove galaktika: eliptične, spiralne i nepravilne galaktike (sl. 3.17).
Eliptične galaktike ne pokazuju spiralnu strukturu. Kao što i sam naziv kaže, ove su galaktike eliptičnog, “jajastog” oblika. Podijeljene su u podtipove E0, E1, E2…, E7 i to u ovisnosti o spljoštenosti njihova izgleda (galaktike tipa E0 pokazuju sferni oblik). Najviše ih je patuljastih (mase od oko 106 masa Sunca i dijametra oko 2kpc). Velike (divovske i naddivovske) eliptične galaktike imaju masu i do 1013 masa Sunca i dijametra su oko 106 pc. Eliptične galaktike uglavnom ne sadrže međuzvjezdani plin i prašinu. Sačinjene su od starih zvijezda (poput onih u kuglastim jatima), pa općenito imaju slab luminozitet.
S obzirom na način pružanja spiralnih krakova iz središnjeg dijela galaktike, spiralne se galaktike dijele u dva tipa: obične i prečkaste. Označavaju se simbolima S, odnosno SB. Svaki od tipova spiralnih galaktika (S i SB) dijeli se (s obzirom na uvijenost krakova i relativnu veličinu središnjeg dijela galaktike) u tri podtipa koji se označavaju dodatnim simbolima a, b ili c. Kod nekih galaktika opaža se disk, ali bez spiralnih krakova (tzv. S0 tip). Mase spiralnih galaktika obično su u rasponu od 109 do 1011 Sunčevih masa, dok im je dijametar pretežno od 10kpc do 30kpc. Mliječna Staza pripada prečkastim spiralnim galaktikama.
Treću skupinu galaktika u Hubbleovoj klasifikaciji čine nepravilne galaktike. One nemaju pravu jezgru ili spiralne krakove. Istodobno, nisu niti simetričnog oblika. Poznati primjeri su Veliki i Mali Magellanov oblak.
Sl. 3.17 Hubbleova klasifikacija galaktika
Hubbleovom klasifikacijom nisu obuhvaćeni svi tipovi galaktika. Spomenimo npr. pekulijarne galaktike, koje se ne mogu svrstati niti u jedan od tipova Hubbleove klasifikacije. Neke od pekulijarnih galaktika imaju prsten oko jezgre (tzv. prstenaste galaktike), dok je kod nekih oblik značajno izmijenjen uslijed plimnih sila susjedne bliske galaktike. Od ukupnog broja opažanih galaktika većinu čine spiralne (preko 70%), oko 20% su eliptične, dok je svega oko 3% nepravilnih galaktika. Međutim, to je samo posljedica činjenice da spiralne galaktike imaju veliki luminozitet. Stvarna zastupljenost je potpuno drukčija. Tako npr. u volumenu svemira do udaljenosti od 10Mpc ima oko 34% spiralnih galaktika, 13% eliptičnih, dok je najviše (preko 50%) nepravilnih. Slično kao i zvijezde, galaktike se dijele u pet klasa, prema luminozitetu. Relacija masa-luminozitet koristi se i u galaktičkoj astronomiji. Mase galaktika neposredno se mogu odrediti iz dinamike dvostrukih galaktičkih sustava.
Galaktike nisu nasumce raspoređene po svemirskom prostoru. Većina ih je udružena u skupove koje nazivamo galaktičkim jatima. Tako i Mliječna Staza pripada Lokalnom galaktičkom jatu koje sačinjava tridesetak (većinom eliptičnih) galaktika, raspoređenih u volumen od približno jednog kubnog megaparseka. Najmasivniji članovi Lokalnog jata su spiralne galaktike Mliječna Staza i Andromedina galaktika M31. Nalaze se na gotovo suprotnim krajevima Lokalnog jata i svojim gravitacijskim poljem dominiraju unutarnjom dinamikom Lokalnog jata. Možemo kazati da nama bliske nepravilne galaktike, Veliki i Mali Magellanov oblak, kruže oko Mliječne Staze. Između Mliječne Staze i Magellanovih oblaka opažaju se struje vodikova plina. Udaljenost Velikog Magellanovog oblaka je oko 50kpc, a Malog Magellanovog oblaka oko 60kpc. Tu je i nekoliko patuljastih eliptičnih galaktika, koje su “zarobljene” gravitacijskim poljem Mliječne Staze. Spiralne galaktike M31 i M33 članice Lokalnog jata, zbog blizine Mliječnoj Stazi, pogodne su za istraživanje spiralnog ustrojstva galaktika.
NGC1201 – S0
NGC2811 – Sa
NGC488 – Sab
NGC2859 – SBO
NGC175 – SBab(s)
NGC1300 – SBb(s)
NGC2841 – Sb
NGC 3031 (M81) – Sb
NGC628 (M74) – Sc
NGC2523 – SBb(r)
NGC1073 – SBc(sr)
NGC2525 – SBc(s)
Spiralne galaktike – tipični predstavnici Hubbleove klasifikacije
Veliki i Mali Magellanovi oblaci
U okolini Lokalnog jata postoji više manjih galaktičkih jata. Nama najbliže veliko galaktičko jato opaža se u smjeru zviježđa Djevice (jato Virgo). Sadrži više tisuća galaktika koje prividno na nebu obuhvaćaju prostor dijametra oko 70. Jato Virgo nalazi se u udaljenosti od oko 15Mpc.Ono je toliko masivno da svojim gravitacijskim poljem utječe na gibanje Lokalnog jata. Poznato galaktičko jato, koje sadrži tisuće galaktika opaža se i u zviježđu Berenikina Kosa.
Galaktička jata udružena su u skupove koje nazivamo galaktičkim superjatima. Superjata su strukture ćelija. Jata su povezana nizovima (tzv. mostovima) galaktika, a pronađene su i strukture zidova. Radi se o relativno tankim plohama koje su nastanjene velikim brojem galaktika. Ustrojstva superjata značajna su sa stanovišta kozmologije. Suvremene kozmološke teorije nastoje objasniti razloge grupiranja materije u strukture kakve danas opažamo. Naglasimo da je “trodimenzionalno kartografiranje svemira” dugotrajan i složen opažački problem. Naše Lokalno jato, zajedno s jatom Virgo i jatom u Berenikinoj Kosi, čine tzv. Lokalno superjato. Ono je dijametra oko 30Mpc i ima masu oko 1015 Sunčevih masa. Centar masa Lokalnog superjata je u (ili u blizini) jata Virgo. Nama najbliže superjato je tzv. Južno superjato. Veliki most galaktika, koji se opaža u smjeru zviježđa Perzeja i Pegaza, najvjerojatnije povezuje Južno superjato sa superjatom u Perzeju. Pretpostavlja se da je dinamika Lokalnog superjata posljedica gravitacijskog utjecaja Velikog privlačitelja – ogromne skupine galaktika koja prekriva gotovo trećinu južne nebeske polukugle (superjato Hydra-Centaur).
Uzajamni razmak galaktika u jatima je relativno malen. Galaktike su u prosjeku razmaknute za samo 100 puta veću udaljenost od njihovih dijametara. Radi usporedbe spomenimo da su planeti Sunčeva sustava u 100000 puta većim uzajamnim udaljenostima od njihovih dijametara, dok je prosječna udaljenost zvijezda Mliječne Staze gotovo 1000000 puta veća od veličine zvjezdanih dijametara. Bliskost galaktika (posebno u središnjim područjima jata), može dovesti i do “sudara” galaktika. Izraz “sudar” ne opisuje dobro proces koji se tada događa. Naime, galaktike, koje sadrže zvijezde i međuzvjezdani plin i prašinu, mogu proći jedna kroz drugu, a da se pri tome niti jedna od zvijezda ne sudari. Sraz se događa između plina i prašine. To potvrđuju i kompjutorske simulacije koje ukazuju da u ovim procesima nastaju nove galaktike. Naime, početne brzine galaktika nisu dovoljne da otrgnu jednu galaktiku od druge. Galaktike jedno vrijeme prolaze jedna kroz drugu, a zatim se stope u jednu galaktiku. Stoga ovaj proces bolje opisuje pojam stapanje galaktika. Postojeći kompjutorski algoritmi pokazuju da je stapanjem moguća transformacija spiralnih galaktika u eliptične. Jedan od najpoznatijih primjera stapanja dviju galaktika su galaktike NGC4038 i NGC4039, koje se nalaze u zviježđu Gavran. Zbog dva dugačka vanjska kraka nazvane su Antena galaktike. Kompjutorski modeli potvrđuju da je opažana struktura nastala stapanjem dviju spiralnih galaktika.
Kompjutorski model galaktika NGC4038 i NGC 4039 što su ga sačinili A. Toomre i J. Toomre 1972. godine. Stapanjem dviju spiralnih galaktika (gornji crtež) nastaje tzv. Antena galaktika (donji crtež) kakvu danas opažamo. Opažane galaktike NGC4038 i 4039 trenutačno se udaljavaju jedna od druge. Pretpostavlja se da je proces stapanja započeo prije više stotina milijuna godina.
Danas je općenito prihvaćeno mišljenje da galaktike u jatima (naročito u središnjim područjima jata), imaju veliku tendenciju stapanja. Plimna sila masivnih eliptičnih galaktika može dovesti do raspada susjednih galaktika i njihovog “gutanja” (tzv. galaktički kanibalizam). Spomenimo da su mase naddivovskih eliptičnih galaktika gotovo milijun puta veće od masa patuljastih eliptičnih galaktika. Neobična svojstva naddivovskih eliptičnih galaktika (prostrani halo, višestruke jezgre u središnjem dijelu galaktike i središnji položaj ovih galaktika u jatima) potvrđuju galaktički kanibalizam.
Plimno međudjelovanje bliskih galaktika može potaknuti i ubrzati procese formiranja zvijezda iz međuzvjezdanog plina i prašine. Primjer je nepravilna galaktika M82. Pretpostavlja se da plimno djelovanje njoj bliske galaktike M81 dovodi do razvoja nestabilnosti oblaka plina i prašine čega je posljedica brzo formiranje zvijezda. To potvrđuju infracrvena i radio-opažanja galaktike M82.
Unutarnja dinamika galaktičkih jata ukazuje da je ukupna masa galaktika gotovo za red veličine veća od mase koja se izvodi iz opažanja vidljive materije. Premda je ova činjenica (popularno nazvana zagonetkom nedostajuće mase), poznata već nekoliko desetljeća, još uvijek je otvoreno pitanje njenog objašnjenja. Jedna od mogućnosti je postojanje znatnih količina plina i prašine unutar galaktičkih jata i između njih. Postojanje prašine imalo bi za posljedicu slabljenje i crvenjenje svjetlosti udaljenih galaktika. Opažački to nije potvrđeno pa je mogućnost postojanja znatnih količina prašine isključena. Slično je isključena i mogućnost postojanja velikih količina neutralnog vodika (HI). Nije opaženo niti radiovalno zračenje hladnog plina. Potvrđeno je jedino postojanje vrućeg ioniziranog vodika(HII), temperature oko 108 K. Opažanjem u rengenskom zračenju ustanovljeno je da su oblaci ioniziranog vodika smješteni u područjima jata, dok je relativno mala količina plina zastupljena u prostoru između galaktičkih jata. Ipak, ukupna masa međugalaktičkog plina nije dovoljna za objašnjenje nedostajuće mase. Dio nedostajuće mase vjerojatno sadrže masivni haloi spiralnih galaktika. Kandidati za nedostajuću (ili nevidljivu) materiju su mnogobrojni, od “egzotičnih” elementarnih čestica do “običnih” kompaktnih objekata, znatno manjih dimenzija nego što su zvijezde. No, bez obzira u čemu se krije tajna nedostajuće mase, mogućnost postojanja nevidljive materije u tako značajnoj količini vjerojatno u sebi krije tajnu grupiranja i ustrojstva vidljive svemirske materije i određuje dinamiku svemira kao cjeline.
Najveći dio vidljive mase galaktika sačinjavaju zvijezde. Stoga možemo očekivati da ukupno zračenje galaktika odgovara superpoziciji zračenja velikog broja zvijezda, pri čemu je spektralna raspodjela kontinuiranog zračenja približno jednaka zračenju crnog tijela. Galaktike, čiji spektri pokazuju upravo takva svojstva, nazvane su običnim ili normalnim galaktikama, za razliku od tzv. aktivnih galaktika, kod kojih je raspodjela zračenja znatno drugačija. Naime, aktivne galaktike zrače većinom netermalno. Raspodjela izračene energije po valnoj duljini ne odgovara zračenju crnog tijela (Planckovoj krivulji). U astronomiji se pojam netermalnog zračenja uglavnom odnosi na sinkrotronsko zračenje koje potječe od akceleriranih nabijenih čestica (pretežito elektrona), koji se spiralnim stazama gibaju u magnetskom polju. Aktivne galaktike imaju pojačano zračenje u ultraljubičastom, infracrvenom i rengenskom zračenju. Zračenje aktivnih galaktika općenito je vrlo promjenjivo u mnogim valnim duljinama. Opažaju se i izbačaji (mlazovi) plina iz jezgre. Kako aktivnost potječe upravo iz područja jezgre, umjesto pojma aktivne galaktike često se govori o aktivnim galaktičkim jezgrama.
Najveću skupinu aktivnih galaktika čine radio-galaktike, koje karakterizira snažno zračenje u radiovalnom području. Poznati primjeri su divovska eliptična galaktika M 87, koja pripada jatu u Djevici, kao i naddivovske eliptične galaktike Cygnus A i Centaurus A. Zračenje većine radio-galaktika potječe iz područja koja se nalaze izvan optički vidljivog dijela galaktike (tzv. prošireni radio-izvori). Ta su područja povezana tankim mlazovima plina (plazme) s jezgrom galaktike.
Godine 1943. C. Seyfert otkrio je da neke spiralne galaktike pokazuju emisijske linije koje općenito nisu tipične za druge spiralne galaktike. Ovu skupinu galaktika danas nazivamo Seyfertovim galaktikama. Spomenute emisijske linije potječu od ioniziranog plina u jezgrama Seyfertovih galaktika. Proširenje linija dovodi se u vezu s gibanjem plina brzinama od 500 km/s do 4000km/s. Jezgre Seyfertovih galaktika su vrlo male i sjajne i u mnogima se opaža kompaktni radio izvor čije je zračenje više od 1000 puta snažnije od zračenja sličnog radio izvora koji se opaža u jezgri Mliječne Staze. Posljednja istraživanja pokazuju da Seyfertove galaktike pripadaju bliskim dvostrukim galaktičkim sustavima, pa se njihova aktivnost dovodi u vezu s plimnim međudjelovanjima. Kako je kod nekih Seyfertovih galaktika otkriveno da imaju dvostruku jezgru, pretpostavlja se da su nastale stapanjem dviju galaktika.
Pored radio galaktika i Seyfertovih galaktika, u aktivne galaktike ubrajamo i objekte tipa BL Lacertae. Karakteristični su po brzo promjenjivom zračenju u radio, infracrvenom i optičkom području. Zračenje se obično mijenja u iznosu od 10% do 50% s periodom od oko jednog dana. Za razliku od Seyfertovih galaktika ovi objekti općenito ne pokazuju emisijske linije. Ustrojstvo im je teško vidljivo. Najvjerojatnije se radi o eliptičnim galaktikama.
Potraga za radio-galaktikama dovela je godine 1960. do otkrića radio-objekta, koji je u tzv. Trećem Cambridgeovom katalogu zabilježen pod oznakom 3C48. Otkrili su ga T. Matthews i A. Sandage. Objekt 3C48 izgledom sliči zvijezdi, dok je njegov spektar znatno različit od zvjezdanih spektara. Najveća zagonetka ovog otkrića bile su emisijske linije koje tada nisu uspješno identificirane. Tajna objekta 3C48 odgonetnuta je 1963. godine otkrićem još jednog objekta (3C273) sličnih svojstava. Okultacija izvora 3C273 Mjesecom omogućila je pouzdano određivanje njegova položaja i time optičku identifikaciju. Na temelju spektra objekta 3C273, M. Schmidt zaključuje da opažane emisijske linije pripadaju poznatim spektralnim serijama vodikova atoma, ali da je čitav spektar značajno pomaknut (»16%) prema crvenome dijelu. Zbog svog zvjezdolikog izgleda ovi su objekti nazvani kvazarima (prema engl. skraćenici od quasi- stellar object). Danas je poznato više od 1500 kvazara. Većina njih (»90%) otkrivena je optički – dakle, ne spadaju u grupu radio objekata. Osnovno obilježje kvazara je veliki pomak njihovih spektara prema crvenome. Tumačenje pomaka Dopplerovim efektom vodi do zaključka da kvazari imaju najveće relativne brzine udaljavanja (neki i preko 90% brzine svjetlosti), pa iz Hubbleova zakona zaključujemo da su kvazari najudaljeniji svemirski objekti. Vidimo ih u trenucima kada je svemir bio relativno mlad (nekoliko milijardi godina nakon velikog praska), pa s kozmološkog stanovišta kvazare možemo smatrati najmlađim objektima. Preciznije kazano, zbog njihove velike udaljenosti vidimo ih kao mlade objekte (svjetlosti treba više milijardi godina da od kvazara stigne do nas).
Usporedba udaljenosti kvazara s njihovim sjajem, vodi do zaključka da ovi objekti imaju izuzetno snažno zračenje. Primjera radi, luminozitet kvazara 3C273 nekoliko je desetaka puta veći od najvećih zabilježenih galaktičkih luminoziteta. Kvazari zrače oko 10000 puta više energije od običnih galaktika. Istodobno, zračenje potječe iz relativno malog područja (dijametra manjeg od 1 svjetlosne godine). Veličina područja zračenja procjenjuje se iz brzine promjene luminoziteta, što je posljedica konačne brzine svjetlosti. Zamislimo da na trenutak Sunce prestane sijati, tj. da se jednostavno ugasi poput žarulje. Da bi za opažača Sunce postalo potpuno tamno proteklo bi upravo onoliko vremena koliko je potrebno svjetlosti da prevali put jednak Sunčevom polumjeru. Ako nakon toga Sunce naglo povrati svoj prijašnji sjaj, opet će trebati proteći približno jednako vrijeme da bi za opažača postiglo potpuni sjaj. Dakle, najveća brzina kojom Sunce može mijenjati sjaj odgovara vremenu koje je potrebno da svjetlost pređe udaljenost jednaku Sunčevom dijametru (radi se o nekoliko sekundi). Slično vrijedi i za aktivne galaktike. Veličina područja zračenja odgovara udaljenosti koju svjetlost prijeđe za vrijeme najkraćih uočenih promjena sjaja. Jedan od modela koji nastoji rastumačiti snažno zračenje kvazara iz relativno vrlo malog volumena, polazi od pretpostavke da se u središnjem dijelu kvazara nalazi vrlo masivna crna jama. Burni i izdašni energetski procesi odvijaju se u okolnom području crne jame, u tzv. akrecijskom disku.
Približno 20% poznatih kvazara pokazuje brze promjene luminoziteta (s periodom reda veličine dana ili tjedna) u vidljivom i radio-području, dok se kod nekih kvazara promjene luminoziteta događaju u periodima od oko jedne godine (npr. kod kvazara 3C48 i 3C273). Proširenje emisijskih spektralnih linija dovodi se u svezu s brzinama plina od nekoliko tisuća do 20000km/s. U spektrima mnogih kvazara opažaju se i apsorpcijske linije koje općenito pokazuju manji pomak prema crvenome od emisijskih linija. Apsorpcijske linije najvjerojatnije nastaju prolazom svjetlosti kvazara kroz skupine plina iz okolnih područja galaktika, koje se nalaze na jednakoj liniji opažanja kao i kvazar.
Istraživanjem kvazara potvrđeno je još jedno predviđanje opće teorije relativnosti. Radi se o tzv. gravitacijskim lećama. Naime, galaktike ili galaktička jata koja se nalaze u doglednici s kvazarom (u prostoru između motritelja i kvazara), svojim gravitacijskim poljem fokusiraju svjetlost s kvazara. Na taj način mogu nastati dvostruke ili čak višestruke slike istog kvazara, a u nekim slučajevima može nastati i tzv. gravitacijski Einsteinov prsten. Kakva će slika nastati u sustavu gravitacijskih leća ovisi o mnogobrojnim faktorima: gravitacijskom polju galaktika ili galaktičkog jata, uzajamnom položaju galaktika i kvazara u odnosu na motritelja itd. Nekoliko je kandidata za prividno dvostruke kvazare u sustavu gravitacijskih leća. Jedan od njih je kvazar s oznakom 0957+561 A i B. Slike kvazara prividno su razmaknute oko 6′ i pokazuju identične spektre. Svjetlosni lukovi, koji su posljedica gravitacijskih leća, opažaju se u galaktičkim jatima s oznakama 2242-02 i Abell370. Četverostruka slika uočena je kod kvazara H1413+117, dok je gravitacijski Einsteinov prsten zabilježen radio-teleskopom i nosi oznaku MG1131+0456.
Opažačka i fizikalna svojstva kvazara slična su svojstvima aktivnih galaktika. Osnovno zajedničko obilježje je netermalno zračenje. Uzajamne sličnosti sugeriraju da su kvazari vrlo udaljene i hiperaktivne galaktike. Neki od kvazara opažaju se i u galaktičkim jatima, pa nije isključena mogućnost da je njihova aktivnost potaknuta gravitacijskim djelovanjem susjednih galaktika.
Svjetlosni lukovi u galaktičkim jatima 2242-02 i Abell 370 koji su posljedica tzv. gravitacijskih leća.
