Zvezdna učna pot

Postaja 6: Galaksije

Galaksije

6.1. O galaksijah

Zvezde nastajajo v skupinah in ostanejo krajši ali daljši čas vezane v kopice zvezd. Kako pa so zvezde in kopice zvezd porazdeljene po vesolju? Podobna vprašanja so si postavljali astronomi že pred stoletji. Danes vemo, da zvezde in kopice zvezd niso razpršene naključno po celotnem vesolju, ampak so zbrane v galaksijah, ki so gravitacijsko vezani sistemi zvezd (in manjših teles okoli njih), plina, prahu in temne snovi.

Galaksije so različnih oblik, delimo jih na:

  • eliptične,
  • spiralne,
  • lečaste in
  • nepravilne galaksije.

Poleg oblike se razlikujejo tudi po številu zvezd v njih in velikosti: vsebujejo lahko od deset milijonov do tisoč milijard zvezd, velike pa so od deset tisoč do več sto tisoč svetlobnih let. Med seboj so galaksije običajno oddaljene več milijonov svetlobnih let. Mnoge galaksije so gravitacijsko vezane v skupine, te pa se pogosto združujejo še naprej v večje združbe.

6.2. Kratka zgodovina odkrivanja galaksij

Že stara ljudstva so s prostimi očmi opazovala belkast pas, ki se razteza čez nočno nebo, in mu dala različna imena. V slovenščini mu pravimo Rimska cesta, v mnogih drugih jezikih pa se poimenovanje navezuje na belo barvo in mleko. Iz starogrškega izraza galaxias=mlečen izvira izraz za galaksije.

Ko je Galileo Galilej pred dobrimi 400 leti kot prvi človek s teleskopom pogledal v nebo in na Rimsko cesto, je z navdušenjem odkril, da je ta bel trak sestavljen iz tisočev drobnih zvezdic. Danes vemo, da je tudi naše Sonce le ena od zvezd v tej številčni skupini, ki ima obliko sploščenega diska, in ji rečemo naša Galaksija ali Galaksija (z veliko začetnico). Ker se Sonce nahaja v disku Galaksije, vidimo na nebu projekcijo diska kot belkast pas, v katerem je veliko število zvezd - pas Rimske ceste. Temni madeži v pasu so posledica absorbcije in sipanja svetlobe v medzvezdnem prahu, ki leži v disku in nam preprečuje videti zvezde za njim.

Iskanja odgovora so se lotili s štetjem zvezd v različnih smereh. Sklepali so: če so zvezde enakomerno porazdeljene po nekem delu vesolja (po ’Galaksiji’) in smo mi v tem delu, a ne v središču ampak bolj ali manj proti robu, bomo v smereh proti robu našteli manj zvezd kot v smereh proti središču. Preko tega bi lahko določili naš položaj v Galaksiji in njeno obliko.

V 18.stoletju so astronomi s štetjem zvezd prišli do zaključka, da ima Galaksija obliko elipsoida s Soncem v bližini središča; v 19. stoletju so opazovali veliko število zvezd in naredili zvezdne kataloge z več sto tisoč zvezdami. V 20. stoletju so ugotovili, da je Sonce precej izmaknjeno iz središča Galaksije.

Danes vemo, da ima Galaksija obliko zelo sploščenega diska s premerom okrog 100.000 svetlobnih let in debelino okrog 2.000 svetlobnih let, Sonce pa se nahaja v disku nekje na pol poti od središča do roba.

Veliko uganko so na začetku 20.stoletja predstavljale tako imenovane spiralne meglice, saj niso vedeli, kako daleč so in posledično tudi ne, kako velike so; ali gre za plinaste oblake, ki ležijo v Galaksiji in so relativno majhni, ali pa so skupine zvezd, po velikosti podobne Galaksiji in ležijo daleč izven nje? To je bilo zelo pomembno vprašanje, saj je vključevalo vprašanje velikosti vesolja: ali je naša Galaksija praktično vse vesolje in je vesolje veliko le toliko kot naša Galaksija ali pa so spiralne meglice druge galaksije in je vesolje bistveno večje?

Edwin Hubble je leta 1924 s pomočjo kefeidnih spremenljivk v spiralni meglici M31 v Andromedi uspelo izmeriti razdaljo do nje. Pokazal je, da je njena oddaljenost veliko večja od velikosti Galaksije in da iz izmerjene oddaljenosti in kotne velikosti sledi, da je po velikosti primerljiva z Galaksijo. Danes pravimo tej meglici Andromedina galaksija in vemo, da je naša najbližja galaktična soseda, oddaljena okrog 2,5 milijona svetlobnih let. Druge ’spiralne meglice’ oz. galaksije, kakor jim pravimo danes, so še veliko dlje. S Hubblovo meritvijo razdalje do Andromedine galaksije se je vesolje v predstavah ljudi zelo povečalo: od nekaj sto tisoč svetlobnih let na vsaj nekaj deset milijonov svetlobnih let.

Danes lahko s sodobno opremo opazujemo galaksije, ki so še dlje, ve kot 10 milijard svetlobnih let daleč in vemo, da je naša Galaksija le ena od nekaj sto milijard velikih galaksij v vesolju. Pred samo 100 leti pa je človeštvo mislilo, da je naša Galaksija celotno vesolje.

6.3. Naša Galaksija

Naša Galaksija je po sestavi podobna drugim galaksijam in jo sestavljajo:

  • zvezde,
  • plin, prah in
  • temna snov.

Po zgradbi delimo komponente Galaksije na: disk, središčno odebelitev, zvezdni halo in halo temne snovi.

V disku Galaksije je večina zvezd, plina in prahu. Ima premer okoli 100.000 svetlobnih let in debelino 2.000 svetlobnih let. Zvezde v disku se gibljejo po približno krožnih tirnicah okoli središča Galaksije in to urejeno, vse v isti. Naše Sonce se nahaja v disku, okrog 26.000 svetlobnih let od središča in se tako kot druge zvezde giblje okoli središča: ima hitrost 220 km/s in potrebuje za en obhod okrog 250 milijonov let (eno galaktično leto). Hitrost zvezd se spreminja z oddaljenostjo od središča in jo lahko uporabimo za merjenje mase Galaksije.

Galaksijal, vir: Bojan Kambič: Raziskujmo ozvezdja z daljnogledom 10x50, 2007

Galaksija 2, vir: Bojan Kambič: Raziskujmo ozvezdja z daljnogledom 10x50, 2007

V disku se poleg zvezd nahaja tudi večina medzvezdnega plina in prahu v Galaksiji. Prah sestavljajo drobni delci, ki so po velikosti primerljivi z valovno dolžino vidne svetlobe in jo močno sipajo. Zato nam prah otežuje opazovanje zvezd v disku. V smereh, kjer je prahu veliko, zvezd ne vidimo, kar se pokaže kot temna območja v Rimski cesti. Iz oblakov medzvezdnega plina v disku nastajajo nove zvezde.

V središču diska so zvezde zbrane v središčni odebelitvi. Tam je gostota zvezd večja, zvezde so stare in mlade, gibljejo pa se neurejeno: v različnih ravninah in smereh. Središčna odebelitev ima obliko podolgovatega elipsoida. Zaradi podolgovatosti ji pravimo prečka, naši Galaksiji pa, da je spiralna galaksija s prečko. Podobne prečke vidimo tudi v nekaterih drugih spiralnih galaksijah.

Čisto v središču Galaksije se nahaja črna luknja. Najbolj prepričljiv dokaz za njen obstoj je gibanje skupine zvezd v neposredni bližini središča. Velika masa, zbrana v zelo majhnem delu prostora v katerem v vidni svetlobi ni videti zvezd ali drugih objektov in v katerega ne bi mogli natlačiti stabilno kopico z nekaj milijoni zvezd, je edina možna razlaga, da je ta središčni objekt supermasivna črna luknja.

Tudi izven diska Galaksije najdemo zvezde, a v manjšem številu - nahajajo se v zvezdnem haloju, ki se razteza okrog diska. Je večji od diska, a manjši od haloja temne snovi in ima premer okoli 150.000 svetlobnih let. Zvezde v zvezdnem haloju so stare, rdeče zvezde, nekatere od njih so zbrane v starih kroglastih kopicah. Okoli središča Galaksije se gibljejo po eliptičnih tirnicah in neurejeno: v različnih ravninah in smereh, podobno kot v središčni odebelitvi.

V Galaksiji obstaja še neka nevidna snov, ki ima maso in deluje na vidno snov s svojo gravitacijsko silo (vpliva na gibanje zvezd in plina), ne deluje pa z elektromagnetno silo (ne oddaja, absorbira ali sipa svetlobe). Tej nevidni snovi pravimo temna snov. Zaenkrat ne vemo, kaj točno je. Obstaja več teoretičnih razlag, vendar še nobena ni eksperimentalno dokazana.

Temna snov naj bi bila porazdeljena na veliko večjem območju, kot je disk Galaksije, in manj sploščeno. Tako imenovan halo temne snovi naj bi imel obliko elipsoida, ki je na polih nekoliko sploščen. Kako velik je, je težko določiti, opazovanja pa kažejo, da naj bi se raztezal vsaj okrog 150.000 svetlobnih let daleč, do Velikega in Malega Magellanovega oblaka.

6.4. Druge galaksije

Ko so pred slabim stoletjem ugotovili, da obstajajo poleg naše tudi druge galaksije, je bilo človeštvo še enkrat prestavljeno iz središča vesolja: Sonce ni v središču Osončja, Osončje ni v središču Galaksije in tudi Galaksija ni v središču vesolja - je le ena od mnogih galaksij v vesolju in nič posebnega med njimi. Nekatere med njimi so večje, druge manjše od nje.

Da bi bolje razumeli galaksije, so jih razvrstili v skupine, ki imajo nekatere skupne lastnosti. Za osnovno klasifikacijo galaksij je zaslužen Edwin Hubble in ji rečemo Hubblova klasifikacija galaksij ali Hubblov diagram, kljub temu, da je v vmesnih letih doživela nekaj sprememb.

Galaksije so različnih oblik, delimo jih na: eliptične, spiralne, lečaste in nepravilne galaksije.

Vrste galaksij, vir: Researchgate.net

Z opazovanjem gibanja zvezd in plina v bližini središč galaksij so ugotovili, da se v središčih praktično vseh galaksij nahaja v majhnem delu prostora velika masa. V večini primerov na tem mestu ni videti ničesar. Najboljši model za razlago opazovanj je črna luknja, saj ustreza vsem opazovalnim dejstvom: ne oddaja svetlobe in je majhna, v velikosti Osončja.

V običajnih galaksijah so te supermasivne črne luknje posrkale vso snov iz svoje neposredne okolice in so temne oziroma neaktivne.

Zaenkrat še ni natančno znano, kako so supermasivne črne luknje nastale: lahko da so nastale kot že precej masivne črne luknje ob samem nastanku galaksij in so se potem počasi večale, ko so požirale okoliško snov, ali pa so nastale kasneje v razvoju galaksij iz majhnih črnih lukenj, ki so se sesedle v središčih galaksij, in so potem začele hitro rasti ob intenzivnem črpanju plina in zvezd iz okolice. Nekatere razlage pa pravijo, da je njihov nastanek povezan z burnimi trki galaksij.

Črna luknja se nahaja tudi v središču naše Galaksije.

V nekaj odstotkih galaksij je središčna črna luknja aktivna: vanjo po spiralni poti pada snov, ki se ob tem segreje do milijon stopinj in zelo močno sveti. Samo središče galaksije lahko sveti tudi 100-krat močneje kot vse zvezde v galaksiji skupaj. Takim središčem galaksij pravimo aktivna galaktična jedra, galaksijam pa aktivne galaksije.

Črne_luknje, vir: sciencecentric.com

6.5. Jate galaksij

Galaksije so povsod okoli nas: vidimo jih v vseh smereh neba in na različnih razdaljah od nas. Opazovanja kažejo, da galaksije niso porazdeljene povsem naključno in enakomerno, ampak tvorijo neke strukture.

Mnoge galaksije se z drugimi bližnjimi galaksijami združujejo v skupine. V njih so galaksije med seboj vezane z medsebojno gravitacijsko silo. Glede na število galaksij jih delimo na skupine galaksij (angl. groups) in jate galaksij (angl. clusters). Skupine galaksij so manjše, v njih je manj kot 50 galaksij, jate pa imajo od 50 do nekaj sto galaksij. Opazovanja kažejo, da je večina jat galaksij približno enako velikih in imajo polmer okoli 6-7 milijonov svetlobnih let. Zato pogosto ne govorimo o ’večjih’ in ’manjših’ jatah, ampak o tem, kako ’bogate’ so z galaksijami (jata z večjim številom galaksij je bolj bogata). V jatah, kjer je več galaksij, prevladujejo eliptične galaksije, spiralne galaksije pa pogosteje najdemo v jatah, ki so manj bogate.

Naša Galaksija je članica Lokalne skupine ali jate galaksij, v kateri so še Andromedina galaksija, Mali in Veliki Magellanov oblak in več deset drugih majhnih galaksij. Lokalna skupina ali jata ima premer okoli 10 milijonov svetlobnih let. Daleč največji članici lokalne skupine galaksij sta naša in Andromedina galaksija. Zaradi medsebojne gravitacijske sile se približujeta in naj bi se zaleteli čez okoli milijardo let. Drugi znani jati galaksij sta jata v Berenikinih kodrih in jata v Devici (jate so poimenovane po ozvezdju, v katerem jih vidimo).

Jata galaksij, vir: Jim Misti, Misti Mountain Observatory

Če pogledamo vesolje na skalah, ki so večje od jat galaksij, ugotovimo, da se jate galaksij povezujejo v nadjate galaksij (angl. superclusters). Te so velike okoli 100 milijonov svetlobnih let in so gravitacijsko šibko vezane (šibkeje od jat galaksij). Naša lokalna skupina ali jata je povezana z jato v Devici, jato v Zmaju, jato v Velikem medvedu in skupinami M81, M101 idr. v Lokalno nadjato galaksij ali Nadjato v Devici. Sosednje nadjate galaksij so nadjata v Vodni kači, v Berenikinih kodrih, v Kentavru idr.

Če naredimo še večjo karto vesolja, ugotovimo, da se nadjate ne povezujejo še naprej v večje gravitacijsko vezane skupine, a tudi niso razporejene po vesolju povsem naključno in enakomerno. Opazovanja kažejo, da je v nekaterih delih vesolja večje število jat in nadjat galaksij, v drugih pa manj. Tri-dimenzionalna razporeditev nekoliko spominja na (neurejeno) pajčevino: ponekod so gostejša vlakna in plahte, drugje pa praznine.

Karta vesolja, vir: apod.nasa.gov

Na skalah večjih od okoli 500 milijonov svetlobnih let naj bi bilo vesolje homogeno. Ocenjujejo, da je v vidnem vesolju okoli 10 milijonov nadjat, 25 milijard jat in skupin galaksij, okoli 350 milijard velikih galaksij ter okoli 7 bilijonov pritlikavih galaksij. Skupno število zvezd je po ocenah okoli 3 x 1022, število atomov pa 1080.

6.6. Kozmologija

Kozmologija je veja astrofizike, ki išče odgovore na vprašanja o vesolju kot celoti, od nastanka, razvoja do konca vesolja. Pri tem združuje fiziko največjega (vesolja) s fiziko najmanjšega (subatomskih osnovnih delcev).

Glavna vprašanja, ki si jih o vesolju zastavlja človeštvo, so: iz česa je sestavljeno, kako je zgrajeno, kako je nastalo in se razvijalo ter kakšna bo končna usoda vesolja.

Nekoč so ta vprašanja sodila v področje religij in filozofije, pred nekaj desetletji pa je razvoj tehnologije in znanosti ta vprašanja prenesel v znanstveno ’areno’: na njih lahko sedaj iščemo odgovore z znanstvenimi metodami: gradnjo konsistentnih fizikalnih teoretičnih modelov in preverjanjem njihovih napovedi z opazovanji in poskusi.

Odkar je Nikolaj Kopernik ’premaknil’ človeštvo iz središča Osončja, je sledilo še nekaj podobnih premikov. Najprej so ugotovili, da tudi Sonce ni v središču Galaksije, ampak je le ena precej povprečna zvezda izmed stotin milijard zvezd v Galaksiji. Nato se je izkazalo, da tudi Galaksija ni nič posebnega v vesolju, ampak je le ena izmed stotin milijard galaksij. Zato pri kozmologiji izhajamo iz t.i. Kopernikanskega principa, ki pravi, da naš položaj v vesolju ni nič posebnega.

Še bolj splošen je kozmološki princip ali načelo, ki pravi, da je vesolje videti enako za vse opazovalce. Pri tem je mišljeno, da opazovalec opazuje oz. meri lastnosti vesolja na dovolj velikih skalah.

Pravimo, da je vesolje na dovolj velikih skalah homogeno (ima enake lastnosti, npr. povprečno gostoto, temperaturo, sestavo ipd.). Kozmološko načelo pravi, da kdorkoli in kjerkoli v vesolju je opazovalec, izmeri enake lastnosti vesolja (enake fizikalne lastnosti in tudi enake fizikalne zakone) in torej vključuje predpostavko, da je vesolje homogeno.

Homogenost pomeni, da je en del vesolja enakovreden drugemu, oz. da opazovalci v različnih delih vesolja izmerijo enake lastnosti vesolja.

Poleg tega pa kozmološko načelo vključuje še predpostavko, da je vesolje izotropno

Izotropnost pa pomeni, da je za opazovalce vesolje videti enako v vseh smereh. Ti lastnosti sta povezani; vesolje, ki je izotropno za več opazovalcev, mora biti tudi homogeno. Obe lastnosti je mogoče preveriti z opazovanji.

Najpreprostejše kozmološko opazovanje je to, da je nebo ponoči temno. Če predpostavimo, da je vesolje neskončno veliko in da so zvezde enakomerno razporejene po njem, bi v katerikoli smeri naš pogled slej ko prej trčil ob neko zvezdo. Ker površinska svetlost zvezde ni odvisna od oddaljenosti, bi torej vsaka točka neba morala biti tako svetla kot površje zvezd (npr. Sonca). Če bi bilo vesolje neskončno in nespremenljivo, bi moralo biti nočno nebo svetlo. Ker pa je očitno temno, nas to pripelje do paradoksa, ki mu pravimo Olbersov paradoks. Ker je nebo temno, sledi sklep, da vesolje ne more biti neskončno veliko (tako je sklepal Kepler) in/ali pa zvezde v njem ne svetijo neskončno dolgo (to je sodobna rešitev tega paradoksa).

6.6.1. Veliki pok ali prapok

Teorija velikega poka ali prapoka ima začetke v 1930.-tih, podpira pa jo več vrst opazovanj: širjenje vesolja, mikrovalovno sevanje ozadja ali prasevanje, spreminjanje lastnosti galaksij z oddaljenostjo od nas (in s tem s časom, saj vidimo bolj oddaljene objekte takšne, kot so bili bolj daleč v preteklosti) idr.

Teorija prapoka tudi uspešno napove razmerja kemijskih elementov, ki so nastali v začetku vesolja v t.i. procesu prvinske nukleosinteze. Če namreč na podlagi opazovanj določajo kemijsko sestavo zvezd, planetov, medzvezdnega plina in prahu, ugotovijo, da v tej običajni snovi v vesolju močno prevladujeta vodik in helij: vodik predstavlja 73% mase obiˇcajne snovi, helij 25%, težji elementi pa le 2%.

S poznavanjem osnovnih lastnosti zvezd (njihovih mas, izsevov) in učinkovitosti jedrskih reakcij zlivanja vodikovih jeder v helijeva lahko ocenijo, da so zvezde od nastanka vesolja do danes pretvorile le okrog 2% vodika v galaksijah v helij. To pomeni, da je morala večina današnjega helija nastati že ob nastanku vesolja. Teorija prapoka napoveduje, da naj bi v začetku vesolja nastala običajna snov (ne-temna oz. vidna oz. barionska snov), ki je bila sestavljena iz 75 masnih % H in 25% 4He, vsebovala pa je še zelo malo devterija 2H (okrog 0,01%) in 3He (0,001%) ter ˇse manj (10´8%) elementov litija 7Li in berilija 7Be, kar se dobro sklada z opazovanji.

Na začetku je bilo vesolje izjemno gosto in vroče. Če štejemo čas od samega prapoka, lahko rečemo, da je od časa 0 do okrog 10 -43 s trajala Planckova doba. Kaj se je dogajalo v tem obdobju, današnja fizika ne zna opisati, saj bi za opis tako majhnega in gostega vesolja potrebovali teorijo, ki bi združevala kvantno mehaniko in splošno teorijo relativnosti. Te teorije, ki je rečemo tudi kvantna gravitacija, še nimamo.

Razvoj vesolja, vir: NASA

Na kratko bi rekli, da je vesolje nastalo v prapoku pred okrog 14 milijardami let in se od takrat ves čas širi. V zgodnjem vesolju sta bili zelo visoki temperatura in gostota, ko pa se je vesolje širilo, se je ohlajalo. Kvarki so se združili v protone in nevtrone in v nekaj minutah po prapoku so nastala atomska jedra helija: 25 masnih % običajne snovi se je vezalo v obliki helijevih jeder, preostali protoni (vodikova jedra) so predstavljali 75%, nastala je še sled litija in berilija. Verjetno so bili prisotni tudi ne-barionski delci (tisti, ki niso iz kvarkov in antikvarkov), tako da je verjetno nastala tudi neka nebarionska temna snov, za katero ne vemo, kaj točno je. Ko je temperatura vesolja dovolj padla, so se prosti elektroni povezali z atomskimi jedri v atome in vesolje je postalo prozorno. Ostanek iz tega časa je prasevanje. V tem obdobju so že bile prisotne majhne fluktuacije v gostoti in temperaturi vesolja, iz katerih so kasneje zrasle strukture v vesolju (galaksije, jate galaksij). Zvezde so tekom milijonov in milijard let proizvedle vse kemijske elemente višje od vodika in helija, iz katerih so lahko nastali skalnati planeti, kot je Zemlja, in živa bitja.

6.6.2. Širjenje vesolja

Recimo, da si izberemo dve galaksiji, ki se glede na prostor ne gibljeta. Ker se vesolje širi, se bo njuna medsebojna razdalja kljub temu povečevala. Da to opišemo, si predstavljajmo, da smo v prostor narisali koordinatno mrežo, v kateri je oddaljenost med galaksijama r (npr. r kvadratkov) in da se ta mreža širi oz. razteguje skupaj s širjenjem vesolja. Kako se vesolje širi (oz. koliko je velik en kvadratek) nam pove količina, ki jo označimo

Kateri od kozmoloških modelov je pravi, ugotovimo z opazovanji. En način je, da opazujemo astronomska telesa na različnih oddaljenostih od nas, saj to pomeni, da jih vidimo ob različnih časih oz. starosti vesolja. Neodvisno izmerimo njihovo oddaljenost in kozmološki rdeči premik. Meritve nato primerjamo z napovedmi kozmoloških modelov (kako naj bi se vesolje širilo v preteklosti) in ugotovimo, kateri se najbolje ujema z opazovanji.

Vesolje se je pričelo širiti pospešeno. Pospešeno širjenje naj bi se nadaljevalo tudi v prihodnje. Končna usoda vesolja ni prav nič lepa: čez okrog 100 milijard let naj bi se naša lokalna skupina galaksij zlila v eno veliko super-galaksijo, galaksije v drugih jatah galaksij pa bodo zaradi pospešenega širjenja vesolja pobegnile iz našega horizonta, njihova svetloba ne bo več mogla priti do nas, zato jih ne bomo več videli. Okrog 100 bilijonov let od sedaj naj bi ugasnile vse zvezde. Vesolje bo postalo hladen in temen kraj.