Zagadkowe sąsiadki Drogi Mlecznej
W lipcu 2012 roku na łamach amerykańskiego czasopisma „The Astrophysical Journal” ukazała się seria trzech artykułów poświęconych prędkości galaktyki w Andromedzie, najbliższej dużej galaktyki w sąsiedztwie Drogi Mlecznej. Grupa uczonych pod kierunkiem Roelanda van der Marela ogłosiła wyniki badań przeprowadzonych za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Wynika z nich jednoznacznie, że w odległej przyszłości, za mniej więcej 6 miliardów lat, Andromeda zderzy się z Drogą Mleczną. W efekcie z tych dwóch dość typowych galaktyk spiralnych powstanie wówczas jedna duża galaktyka eliptyczna (…)
Galaktyka eliptyczna, która powstanie w wyniku tego zderzenia, będzie dużo rozleglejsza od obecnych charakterystycznych rozmiarów Drogi Mlecznej czy Andromedy, a Słońce znajdzie się prawdopodobnie znacznie dalej od środka tego nowego układu gwiezdnego, może nawet w odległości 50 kiloparseków (to dużo w porównaniu z obecną odległością od środka Drogi Mlecznej, wynoszącą 8 kiloparseków), jednak pozostanie z nim grawitacyjnie związane. Zderzenie Słońca z inną gwiazdą jest jednak bardzo mało prawdopodobne. Spotkanie z galaktyką w Andromedzie jest najbliższym w czasie, bardzo prawdopodobnym zdarzeniem kosmicznym, które wywrze olbrzymi wpływ na otoczenie Słońca i Układu Słonecznego.
Dzięki opisanym badaniom poznaliśmy bardzo szczegółowo scenariusz przyszłej ewolucji Drogi Mlecznej i jej najbliższej dużej sąsiadki, Andromedy. Czy zatem wszystko już wiemy o naszej Galaktyce i jej najbliższym otoczeniu? Niestety, wydaje się, że od pełnej wiedzy na ten temat dzieli nas jeszcze daleka droga. Dynamika naszego kosmicznego środowiska jest dużo bardziej skomplikowana, zarówno w dużej skali kosmologicznej, jak i w mniejszych skalach. Najwięcej zagadek napotykamy właśnie w mniejszych skalach galaktyk karłowatych, których – według przewidywań teoretycznych – w otoczeniu Drogi Mlecznej powinno być znacznie więcej, niż obserwujemy. Kłopoty sprawia również wyjaśnienie ich struktury wewnętrznej. Czy zatem czeka nas zdecydowana modyfikacja istniejącej teorii, czy też wystarczy tylko dokładniej opisać znane już procesy?
Grupa Lokalna
Droga Mleczna i galaktyka w Andromedzie to dwa największe składniki tzw. Grupy Lokalnej Galaktyk o rozmiarze około 2 megaparseków. Grupy galaktyk to obiekty plasujące się w hierarchii wielkoskalowej struktury Wszechświata między galaktykami a dużymi gromadami galaktyk. Powstały z połączenia co najmniej kilku galaktyk, do którego doszło na skutek niestabilności grawitacyjnej, leżącej u podstaw ewolucji rozkładu gęstości materii we Wszechświecie, od niewielkich zaburzeń do gęstych obiektów, takich jak galaktyki i ich gromady. Kiedyś grupy i gromady galaktyk utworzą jeszcze większe obiekty związane grawitacyjnie, zwane supergromadami, a Grupa Lokalna, już w postaci zdominowanej przez ową jedną galaktykę eliptyczną, połączy się z sąsiednimi gromadami galaktyk, takimi jak Gromada w Pannie czy w Warkoczu Bereniki.
Tak wygląda otoczenie Drogi Mlecznej i Andromedy w szerszym kontekście kosmologicznym. A co zobaczymy, gdy przyjrzymy się Grupie Lokalnej z większą „rozdzielczością”? Oprócz tych dwóch obiektów o porównywalnej jasności, masie, a nawet podobnym kształcie w skład Grupy Lokalnej wchodzi jeszcze kilkadziesiąt mniejszych galaktyk. Populacja tych galaktyk karłowatych jest dużo bardziej zróżnicowana, choć wszystkie mają jasności i masy o kilka rzędów wielkości mniejsze od dwóch największych członków Grupy Lokalnej. (…)
Ciekawe prawidłowości zaobserwowano też w przypadku rozkładu przestrzennego galaktyk karłowatych poszczególnych typów. Okazuje się, że galaktyki dyskowe dominują na obrzeżach Grupy Lokalnej, natomiast galaktyki sferoidalne grupują się wokół Drogi Mlecznej i Andromedy. Każda z tych dużych galaktyk skupia wokół siebie kilkadziesiąt małych obiektów, które krążą wokół niej niczym planety wokół Słońca, choć po nieco bardziej skomplikowanych orbitach. Zaobserwowany związek pomiędzy kształtem a odległością galaktyki karłowatej od dużej galaktyki macierzystej naprowadził astronomów na trop scenariusza ewolucji, który wyjaśnia związek pomiędzy tymi dwoma typami obiektów.
Sądzimy, że ze względu na konieczność zachowania momentu pędu akreowanego gazu, który potem tworzy gwiazdy, wszystkie galaktyki rodzą się jako dyski zanurzone w halo ciemnej materii. Zgodnie z dominującym obecnie poglądem we Wszechświecie dominuje ciemna materia, która najpierw tworzy strukturę w postaci halo, a ta z kolei przyciąga gaz barionowy. Jeśli wszystkie galaktyki były kiedyś rotującymi dyskami, to w jaki sposób doszło do powstania galaktyk sferoidalnych i eliptycznych? Prawdopodobnie galaktyki tych typów są „wtórne” w tym sensie, że do ich powstania konieczne są jeszcze jakieś inne mechanizmy ewolucyjne, poza pierwotnym kolapsem grawitacyjnym i akrecją gazu. Przykładem takiego mechanizmu są zderzenia galaktyk podobne do opisanego wyżej. W Grupie Lokalnej galaktyki karłowate poruszają się jednak ze zbyt dużą prędkością, aby mogło między nimi dochodzić do częstych zderzeń, choć przypadki takie mogły mieć miejsce na wczesnych etapach ewolucji.
Scenariusz ewolucji pływowej
Inną możliwością są oddziaływania pływowe między galaktykami karłowatymi a Drogą Mleczną lub Andromedą. Okazuje się, że jeśli tylko galaktyka karłowata znajdzie się wystarczająco blisko środka Drogi Mlecznej (w praktyce oznacza to około 50 kiloparseków), to jako obiekt rozciągły zacznie bardzo silnie odczuwać siły pływowe, których źródłem jest pole grawitacyjne dużej galaktyki. Mechanizm tego oddziaływania jest taki sam jak pływów powstających w układzie Ziemia-Księżyc i ma swoje źródło w różnicy przyciągania grawitacyjnego dużej galaktyki po obu stronach galaktyki karłowatej. Różnica ta prowadzi do powstania wypadkowej siły skierowanej na zewnątrz galaktyki karłowatej, czyli dążącej do jej rozerwania.
Działanie sił pływowych prowadzi do powstania silnych zaburzeń w rozkładzie gwiazd (i ciemnej materii) galaktyki karłowatej. Niektóre gwiazdy są całkowicie wyrywane z karła i zaczynają samodzielnie krążyć po orbitach wokół galaktyki macierzystej, tworząc efektowne ramiona pływowe. Gwiazdy, które pozostają związane grawitacyjnie z galaktyką karłowatą, zmieniają natomiast znacznie swój rozkład i orbity – z początkowego dysku formuje się wydłużone cygaro (poprzeczka), a potem obiekt w przybliżeniu kulisty, natomiast początkowo uporządkowane ruchy gwiazd (rotacja) stają się przypadkowe (...)
Brakujące satelity
Wydaje się więc, że dość dobrze rozumiemy już mechanizm powstawania galaktyk karłowatych w najbliższym otoczeniu Drogi Mlecznej. Problem stanowi jednak ich liczba. Symulacje ewolucji rozkładu materii we Wszechświecie, śledzące ten proces od bardzo wczesnych etapów do tego momentu, przewidują, że w otoczeniu Drogi Mlecznej i Andromedy powinno się znajdować kilkaset obiektów o masach zbliżonych do galaktyk karłowatych, a nie tylko kilkadziesiąt, które obserwujemy. Problem ten, sformułowany ponad dziesięć lat temu, jest znany jako problem brakujących satelitów i zaczął spędzać sen z powiek nie tylko astronomom zajmującym się Grupą Lokalną, ale i kosmologom, którzy uznali, że stawia on pod znakiem zapytania całą teorię powstawania struktury, opartą na zimnej ciemnej materii.
W ciągu ostatnich lat zaproponowano wiele różnych rozwiązań tego problemu, włącznie z modyfikacjami własności postulowanej ciemnej materii, tak aby efektywnie powstawało mniej satelitów. Wydaje się jednak, że – jak to się często zdarza w nauce – zanim zaczniemy proponować rewolucyjne zmiany w naszych teoriach, powinniśmy przyjrzeć się założeniom, które doprowadziły do tych niepokojących wniosków. Otóż w swej pierwotnej postaci problem brakujących satelitów został sformułowany w oparciu o symulacje śledzące wyłącznie ewolucję ciemnej materii, bez uwzględnienia roli barionów, gazu, procesów gwiazdotwórczych itp. Prawdopodobnie właściwe włączenie opisu tych procesów do symulacji znacznie zmodyfikuje przewidywania. W szczególności wiemy już, że obiekty o małej masie dużo mniej efektywnie tworzą gwiazdy i łatwo tracą gaz, mogą więc pozostawać całkowicie ciemne. Uwzględnienie wszystkich istotnych procesów barionowych z odpowiednią dokładnością jest jednak niezwykle trudne i jeszcze nie w pełni osiągalne.
W sukurs zmartwionym teoretykom przyszli jednak niedawno obserwatorzy, dzięki którym problem brakujących satelitów przestał być tak palący. Dzięki obserwacjom prowadzonym w ramach przeglądu Sloan Digital Sky Survey w otoczeniu Drogi Mlecznej w ciągu ostatnich kilku lat odkryto kilkanaście nowych galaktyk karłowatych. Są to obiekty niezwykle słabe, niektóre o jasności zaledwie tysiąc razy większej od Słońca, a także o nieregularnych kształtach. Co ciekawe, znajdują się stosunkowo niedaleko, w odległościach kilkudziesięciu kiloparseków od Drogi Mlecznej, a więc typowych dla wcześniej znanych karłów. Ze względu na ich niezwykle małą jasność wyodrębniono osobną podklasę i nazwano je ultrasłabymi galaktykami karłowatymi. Kolejne galaktyki karłowate (choć nie są tak słabe, ponieważ są bardziej oddalone) odkrywane są również w otoczeniu Andromedy. O odkryciu ostatniej z nich, Andromedy XXIX, doniesiono w październiku ubiegłego roku.
Płaskie jądra
Kolejnym spektakularnym przewidywaniem teorii opartej na zimnej ciemnej materii jest rozkład tej materii w halo galaktycznym. Symulacje uwzględniające tylko ciemną materię postulują mianowicie, że jej gęstość powinna rosnąć w kierunku środka galaktyki do bardzo dużych wartości. Tymczasem modele dobrze odtwarzające dane obserwacyjne sugerują raczej, że gęstość ciemnej materii w pobliżu środka galaktyki powinna być stała. Wynik ten osiągnięto poprzez dopasowywanie różnych modeli rozkładu gęstości do pomiarów prędkości rotacji gwiazd w wielu galaktykach, zwłaszcza w obiektach o niskiej jasności powierzchniowej, które szczególnie nadają się do takiej analizy, gdyż wydają się całkowicie zdominowane przez ciemną materię. Chociaż w celu wyjaśnienia tej sprzeczności również sięgano już po działa dużego kalibru, czyli modyfikacje własności samej ciemnej materii, to wydaje się, że i w tym przypadku rozwiązanie zagadki tkwi raczej w poprawnym modelowaniu ewolucji gazu i gwiazd w galaktykach.
W 2010 roku grupie teoretyków pod kierunkiem Fabia Governata udało się przeprowadzić symulacje powstawania galaktyki karłowatej w kontekście kosmologicznym, z uwzględnieniem wielu procesów barionowych, które wcześniej zaniedbywano. Wyniki okazały się przełomowe dla problemu rozkładu gęstości ciemnej materii. Stwierdzono, że procesy tworzenia i ewolucji gwiazd, w tym wybuchy supernowych, mogą znacząco modyfikować rozkład ciemnej materii wewnątrz galaktyk. Otrzymany w tych symulacjach obiekt pod wieloma względami bardzo przypominał dyskową galaktykę karłowatą, jakich wiele obserwujemy w pobliżu Grupy Lokalnej, lecz co najważniejsze – charakteryzował się płaskim rozkładem gęstości ciemnej materii w pobliżu środka, tak jak to wynika z obserwacji.
Dwie pieczenie przy jednym ogniu
Ostatnio, zainspirowani tymi wynikami, wraz ze współpracownikami przeprowadziliśmy symulacje ewolucji pływowej galaktyk karłowatych o płaskim rozkładzie ciemnej materii w jądrze, krążących po różnych orbitach wokół Drogi Mlecznej. Galaktyki o takich własnościach są dużo słabiej związane grawitacyjnie, a więc dużo łatwiej są rozrywane przez siły pływowe. Wskutek tego znacznie szybciej przebiega w ich przypadku ewolucja morfologiczna i dynamiczna, od obiektu dyskowego do sferoidalnego, a także utrata masy. Niektóre galaktyki karłowate na odpowiednio ciasnych orbitach ulegają nawet całkowitemu unicestwieniu – przekształcają się w jednorodne strumienie gwiazd krążących po orbitach wokół Drogi Mlecznej. Ma to oczywiście znaczenie dla ostatecznego rozwiązania problemu brakujących satelitów: karły o płaskich jądrach i odpowiednio ciasnych orbitach uległy po prostu całkowitej destrukcji i dlatego dzisiaj ich już nie obserwujemy.
Niespodziewanym, choć równie ciekawym wynikiem tych symulacji było odtworzenie własności odkrytych niedawno ultrasłabych satelitów Drogi Mlecznej. Dla niektórych początkowych konfiguracji (orbity i struktury galaktyki karłowatej) ewolucja przebiega w ten sposób, że chociaż karzeł traci znakomitą większość gwiazd i ciemnej materii, które początkowo zawierał, to pozostaje obiektem związanym grawitacyjnie przez kilka miliardów lat. W końcowych etapach ewolucji osiąga niezwykle małą jasność, masę i rozmiar, o wartościach bardzo bliskich parametrom charakterystycznym dla ultrasłabych galaktyk sferoidalnych.
Te wstępne wyniki pozwalają przypuszczać, że uwzględnienie procesów barionowych w symulacjach powstawania i ewolucji galaktyk może okazać się panaceum na oba problemy: brakujących satelitów i rozkładu gęstości. Udało się wykazać, że procesy te są w stanie modyfikować rozkład ciemnej materii tak, aby zgadzał się z obserwacjami. Ów zmodyfikowany rozkład ma z kolei istotne znaczenie dla dalszej ewolucji galaktyk karłowatych w otoczeniu Drogi Mlecznej i może prowadzić do ich całkowitego rozerwania. Obecnie nie jest możliwe przeprowadzenie symulacji całej populacji galaktyk karłowatych w Grupie Lokalnej z rozdzielczością konieczną do śledzenia ich struktury wewnętrznej. Uczeni cały czas jednak doskonalą metody numeryczne, rośnie też nasza wiedza na temat procesów gwiazdotwórczych, wkrótce więc możemy się spodziewać ostatecznego rozwiązania problemów powstawania struktury w skalach galaktyk.
GRUPA MEDIA INFORMACYJNE & ADAM NAWARA |
