docZde rze nia ga lak tyk i gro mad ga lak tyk
download 
Reklamacja Transkrypt
Zde rze nia ga lak tyk i gro mad ga lak tyk
astronomia dla każdego Zderzenia galaktyk i gromad galaktyk n EWA L. ŁOKAS Galaktyki to podstawowe cegiełki, z których składa się struktura kosmosu. Ich rozmiary sięgają kilkuset kiloparseków, a typowe masy pełnowymiarowych galaktyk są rzędu 1011–1012 mas Słońca, chociaż zgodnie z obowiązującymi teoriami znacznie więcej jest galaktyk małych, tzw. karłowatych, których masy mogą wynosić zaledwie tysiące mas Słońca. Sądzimy, że oprócz widocznych na pierwszy rzut oka gwiazd, galaktyki zawierają także gaz oraz znaczne ilości tajemniczej ciemnej materii, której natury nie znamy. O jej istnieniu wnioskujemy badając ruch gwiazd w galaktyce – za- zwyczaj gwiazdy poruszają się znacznie szybciej niż by na to pozwalała masa samych gwiazd. Galaktyki dzielą się na dwa zasadnicze typy: galaktyki spiralne (jak nasza Droga Mleczna lub galaktyka w Andromedzie) oraz eliptyczne (jak M87 w gwiazdozbiorze Panny) [1]. Galaktyki grupują się tworząc gromady, będące największymi związanymi grawitacyjnie obiektami we Wszechświecie. Bogate gromady mogą zawierać nawet tysiące galaktyk. Oprócz galaktyk gromady zawierają gorący gaz, który świeci w zakresie rentgenowskim oraz jeszcze większe ilości ciemnej materii. Masy gromad są rzędu 1014–1015 mas Słońca, z czego tylko kilka procent stanowią gwiazdy w galaktykach, kilkanaście procent wnosi gorący gaz, a resztę przypisujemy ciemnej materii. Gromady bada się na szerszą skalę od lat pięćdziesiątych XX wieku, kiedy to George Abell stworzył pierwszy katalog gromad. Rys. 1. Jedna z najsłynniejszych par zderzających się galaktyk: Anteny Źródło: NASA 3/2009 Burzliwe życie galaktyk Galaktyki oddziałują ze sobą grawitacyjnie i mogą się zderzać. Skale czasowe tych zderzeń są jednak bardzo długie, rzędu miliardów lat, a więc niemożliwe jest zaobserwowane jakiegoś konkretnego zderzenia 23 astronomia dla każdego w kolejnych stadiach. Sięgając jednak coraz dalej w głąb kosmosu, spoglądamy jednocześnie wstecz w czasie. Tego rodzaju obserwacje pozwoliły na przykład stwierdzić, że do zderzeń dochodziło znacznie częściej w przeszłości niż obecnie. Wydaje się, że zderzenia były jednym z kluczowych mechanizmów odpowiedzialnych za ewolucję galaktyk. Wszystkie istniejące obecnie galaktyki powstały w wyniku zderzeń i łączenia się mniejszych obiektów. Towarzyszyły temu zmiany kształtu: wszystkie galaktyki rodzą się jako spiralne, lecz w wyniku zderzeń uporządkowany ruch kołowy gwiazd zmienia się w przypadkowy, a z dwóch galaktyk spiralnych powstaje galaktyka eliptyczna. Taki właśnie proces będzie miał miejsce na naszym własnym podwórku: w Grupie Lokalnej, w której skład wchodzą Droga Mleczna i galaktyka w Andromedzie oraz kilkadziesiąt mniejszych galaktyk karłowatych. Obecnie te dwie największe galaktyki znajdują się w odległości około 800 kiloparseków i zbliżają się do siebie z prędkością 130 km/s. Za mniej więcej 4 miliardy lat dojdzie między nimi do zderzenia, w wyniku którego powstanie olbrzymia galaktyka eliptyczna. Czy ludzkość przetrwa to zdarzenie? Wydaje się, że Słońce i Układ Słoneczny raczej nie ucierpią, gdyż w typowej galaktyce gwiazdy znajdują się w znacznych odległościach od siebie i prawdopodobieństwo zderzeń między nimi jest bardzo małe. Większe zagrożenie stanowi ewolucja Słońca, które mniej więcej w tym samym czasie przekształci się w czerwonego olbrzyma i pochłonie Ziemię. Regularne galaktyki eliptyczne to jednak nie jedyne produkty zderzeń. Różne warunki początkowe mogą prowadzić do rozmaitych, czasem bardzo spektakularnych konfiguracji, w których jedna z galaktyk tworzy pierścień wokół drugiej, jak w przypadku galaktyki „Sombrero” lub „Koło wozu”. Również w trakcie zderzenia w wyniku oddziaływań pływowych między galaktykami powstają widowiskowe odgałęzienia (tzw. ramiona pływowe). 24 Symulacje zderzeń Ze względu na olbrzymie skale czasowe i niezwykły stopień komplikacji problemu, zderzenia galaktyk bada się najlepiej przy pomocy komputerowych symulacji N-ciałowych. Symulacje te polegają na rozwiązywaniu równań ruchu dla N cząstek, punktów materialnych, o zadanej masie w ich własnym polu grawitacyjnym i śledzeniu ewolucji czasowej własności takiego układu. W szczególności, jako warunki początkowe takiej symulacji można zadać dwie konfiguracje cząstek o własnościach zbliżonych do własności dwóch galaktyk. Ewolucja odbywa się w „pudle” o zadanej objętości, w przypadku symulacji zderzeń galaktyk jest to kilka megaparseków. Liczba cząstek ograniczona jest z jednej strony rozdzielczością wymaganą do właściwego opisu interesującego nas problemu (im mniejsza masa cząstki tym większa dokładność symulacji), a z drugiej oczywiście dostępną mocą obliczeniową. Zastosowanie symulacji N-ciałowych w kosmologii nie ogranicza się do badania zderzeń galaktyk. Przy ich pomocy można prześledzić ewolucję rozkładu materii we Wszechświecie w dużo większej skali i to od niemal jednorodnego rozkładu, jaki istniał po Wielkim Wybuchu do w pełni wykształconych struktur, jakie widzimy dzisiaj. Dzięki symulacjom możemy też szczegółowo badać wewnętrzną strukturę (np. rozkład gęstości) obiektów powstających w wyniku oddziaływań grawitacyjnych lub też ich rozmieszczenie w przestrzeni. Ponieważ wyniki zależą od założonych warunków początkowych (np. modelu kosmologicznego) porównując te przewidywania z obserwacjami możemy wnioskować o własnościach Wszechświata jako całości, m.in. wyznaczać parametry kosmologiczne [2]. Przykład zastosowania symulacji do modelowania ewolucji struktury przedstawiono na rysunku 2. Kolejne stadia ilustrują bardzo dobrze przebieg procesu formowania się głównych składników Grupy Lokalnej: w pierwszej kolejności powstają obiekty małe, galaktyki karłowate, które łączą fizyka w szkole astronomia dla każdego Rys. 2. Ewolucja Grupy Lokalnej. Na rysunku przedstawiono kolejne stadia ewolucji rozkładu materii we fragmencie Wszechświata o własnościach zbliżonych do najbliższego otoczenia Drogi Mlecznej. Stadium pierwsze to warunki początkowe, w których rozkład materii był niemal jednorodny, ostatnie to wysoce niejednorodny rozkład odpowiadający chwili obecnej. Upływ czasu wyrażony został za pomocą przesunięcia ku czerwieni, z = 50, 20, 10, 5, 1, 0 odpowiada wiekowi Wszechświata: 4,7 ·107; 1,8 ·108; 4,7 ·108; 1,2 ·109; 5,8 ·109; 1,3 ·1010 lat (autor Ben Moore) 3/2009 25 astronomia dla każdego się tworząc coraz większe struktury. Każdy taki duży obiekt istniejący w chwili obecnej ma wielu przodków w postaci galaktyk karłowatych. W oparciu o wyniki symulacji można więc dla każdej dużej galaktyki stworzyć „drzewo genealogiczne” obiektów, które zostały przez nią pochłonięte w przeszłości. Galaktyczny kanibalizm Przyjrzyjmy się dokładniej temu procesowi. Do dzisiaj przetrwało w Grupie Lokalnej kilkadziesiąt, a być może nawet kilkaset galaktyk karłowatych [3]. Oznacza to, że nie wszystkie i nie od razu łączą się w większe struktury. W rzeczywistości galaktyki karłowate mogą krążyć wokół dużych galaktyk po mniej lub bardziej ekscentrycznych orbitach przez miliardy lat. Zanim nastąpi ostateczne zderzenie, galaktyki te stopniowo tracą masę. Za utratę masy odpowiedzialne są siły pływowe między karłem, a galaktyką-gospodarzem wynikające z różnicy sił grawitacji działających na różne części karła. W wyniku tego procesu karzeł może nawet utracić 99 procent swojej początkowej masy. Ostatecznie siły pływowe rozrywają galaktykę karłowatą i zostaje ona pochłonięta przez swojego gospodarza. Proces ten określa się czasem barwnie jako „galaktyczny kanibalizm”. Przykładem tego ostatniego stadium w życiu galaktyki karłowatej jest nieregularna galaktyka w gwiazdozbiorze Strzelca leżąca bardzo blisko Drogi Mlecznej, odkryta w 1994 roku. Po pochłoniętych galaktykach karłowatych pozostają jednak ślady w postaci strumieni zgubionych przez nie gwiazd. W otoczeniu Drogi Mlecznej zidentyfikowano do tej pory kilka takich pasm, jest to jednak bardzo trudne obserwacyjnie ze względu na ich małą jasność. Niektórym z nich nie udało się przypisać macierzystej galaktyki, a więc prawdopodobnie są one „duchami” pozostałymi po nieistniejących już karłach [4]. Podobne zjawiska, choć w znacznie większej skali, mają miejsce w gromadach galaktyk. Większość stanowią tam galakty- 26 ki eliptyczne, a ich procentowy udział wśród wszystkich galaktyk maleje z odległością od środka. Skąd się bierze ten związek między położeniem galaktyki w gromadzie, a jej kształtem? Otóż galaktyka, która powstała jako spiralna wpadając do gromady oddziałuje z innymi galaktykami i ośrodkiem międzygalaktycznym. W wyniku tych oddziaływań przekształca się z czasem w galaktykę eliptyczną. Produktem zderzeń wielu galaktyk jest gigantyczna galaktyka eliptyczna, która znajduje się w centrum niemal każdej gromady. Gromady też się zderzają Zderzać się mogą również całe gromady galaktyk. Na przykład w podwójnej gromadzie Abella 1750 dwie podgromady zbliżają się do siebie z prędkością 1400 km/s. Gaz między gromadami jest ściskany i ogrzewa się do wyższej temperatury, co znajduje odzwierciedlenie w widmie promieniowania rentgenowskiego, jakie do nas dociera. Najbardziej spektakularnym przykładem zderzenia gromad jest jednak tzw. „gromada pocisk” zaobserwowana przez satelitę rentgenowskiego Chandra. Analiza rozkładu świecącego w zakresie rentgenowskim gazu sugeruje, że około 150 mln lat temu doszło do zderzenia dwóch gromad. Mniejsza gromada (pocisk) przeszła przez większą z prędkością 4500 km/s. Oprócz analizy gorącego gazu wyznaczono również dla tego układu rozkład masy. Posłużono się w tym celu zjawiskiem soczewkowania grawitacyjnego: badając zniekształcenia obrazów galaktyk znajdujących się za gromadą można bardzo dokładnie wyznaczyć rozkład masy gromad. Okazało się, że pokrywa się on doskonale z rozkładem galaktyk w obu gromadach, których układy są znacznie bardziej oddalone od siebie niż odpowiadające im zagęszczenia gazu. Wynika to stąd, że galaktyki obu układów w trakcie zderzenia przeszły przez siebie niemal bez oddziaływań, natomiast skupiska gazu, który oddziałuje silnie pozostały nieco w tyle. Gdyby w gromadach nie było ciemnej materii, rozkład masy z soczewkowania powi- fizyka w szkole astronomia dla każdego Rys. 3. Gromada pocisk. Na obraz gromady w zakresie widzialnym nałożono rozkład masy otrzymany z soczewkowania grawitacyjnego (kolor niebieski) oraz rozkład gęstości gazu (kolor czerwony) uzyskany z badań promieniowania rentgenowskiego zarejestrowanego przez satelitę Chandra Źródło: Chandra nien się pokrywać z rozkładem gazu, którego wkład do całkowitej masy jest znacznie większy niż wkład od gwiazd w galaktykach. Skoro tak nie jest, dominujący wkład musi pochodzić od ciemnej materii, która powinna się zachowywać podobnie jak galaktyki – bezzderzeniowo. Odkrywcy gromady pocisk uważają ją za bardzo przekonujący dowód na istnienie ciemnej materii. Podsumowanie Zderzenia galaktyk i gromad są zjawiskiem powszechnym we Wszechświecie, a w przeszłości występowały znacznie czę- ściej niż dziś. Są one istotnym elementem ewolucji i przyczyniły się do powstania wielkoskalowej struktury Wszechświata. Zderzenia modyfikują własności galaktyk, np. ich kształt, zmieniając galaktyki spiralne w eliptyczne. Badanie zderzeń może nas także przybliżyć do rozwiązania zagadki ciemnej materii. L c c dr hab. EWA L. ŁOKAS c Polska Akademia Nauk Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika Warszawa c 3/2009 ITERATURA [1] M. Jaroszyński, Galaktyki i budowa wszechświata, Wydawnictwo Naukowe PWN, 1993. [2] A. R. Liddle, Wprowadzenie do kosmologii współczesnej, Prószyński i S-ka, 2000. [3] E. L. Łokas, Sąsiadki Drogi Mlecznej, Academia, nr 2, 2008. [4] R. Ibata, B. Gibson, Duchy dawnych galaktyk, Świat Nauki, maj 2007. 27
