Σπειροειδείς γαλαξίες: πώς γεννιούνται, πώς αποκτούν βραχίονες και πώς χάνουν τη μορφή τους Στον νυχτερινό ουρανό, οι σπειροειδείς γαλαξίες συγκαταλέγονται στις πιο αναγνωρίσιμες δομές του Σύμπαντος...

Original Post

Πλήρες Κείμενο:

Τεράστιοι δίσκοι από άστρα, αέρια και σκόνη σχηματίζουν φωτεινούς βραχίονες γύρω από μια κεντρική περιοχή.

Ο δικός μας Γαλαξίας ανήκει σε αυτή την οικογένεια.

Πίσω από τη φαινομενική συμμετρία τους εξελίσσονται συνεχείς βαρυτικές αλληλεπιδράσεις, αστρογένεση, μετακινήσεις ύλης και συχνά συναντήσεις με άλλους γαλαξίες.

Ένας τυπικός σπειροειδής περιλαμβάνει έναν λεπτό αστρικό και αέριο δίσκο, ένα κεντρικό εξόγκωμα διαφορετικού μεγέθους σε κάθε περίπτωση και μια εκτενέστερη αστρική άλω.

Στο καθιερωμένο κοσμολογικό μοντέλο, ολόκληρο αυτό το σύστημα βρίσκεται μέσα σε πολύ μεγαλύτερη άλω σκοτεινής ύλης.

Η περιστροφή καθορίζεται από το συνολικό βαρυτικό πεδίο.

Η υπερμεγέθης μαύρη τρύπα που υπάρχει σε πολλούς γαλαξιακούς πυρήνες κυριαρχεί βαρυτικά μόνο κοντά στο κέντρο· η επιρροή της στο αέριο μπορεί, μέσω ακτινοβολίας και εκροών, να φτάνει πολύ μακρύτερα.

Οι βραχίονες ξεχωρίζουν επειδή συνδυάζουν αυξημένη πυκνότητα ύλης με φωτεινά νεαρά άστρα.

Τα θερμά, μεγάλης μάζας άστρα δίνουν συχνά κυανή απόχρωση, τα νέφη ιονισμένου υδρογόνου εμφανίζονται ροδόχρωμα σε κατάλληλες αστρονομικές εικόνες, ενώ η σκόνη σχηματίζει σκοτεινές λωρίδες.

Ανάμεσα στους βραχίονες υπάρχουν επίσης πολλά άστρα.

Η εντυπωσιακή αντίθεση στη φωτεινότητα υπερβάλλει συχνά την πραγματική διαφορά στην αστρική μάζα.

Η πρώτη βασική διάκριση αφορά την κεντρική ράβδο.

Οι μη ραβδωτοί σπειροειδείς συμβολίζονται ως SA, οι έντονα ραβδωτοί ως SB και οι ενδιάμεσοι ως SAB.

Η ράβδος αποτελεί επιμήκη αστρική δομή, την οποία υποστηρίζουν κατάλληλες οικογένειες τροχιών.

Στους ραβδωτούς γαλαξίες οι κύριοι βραχίονες συχνά ξεκινούν κοντά στα άκρα της. Ο NGC 1300 είναι χαρακτηριστικό παράδειγμα, ενώ και ο Γαλαξίας μας διαθέτει κεντρική ράβδο.

Μια δεύτερη διάκριση περιγράφει τη μορφή του δίσκου: Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc, Scd, Sd, Sdm και Sm. Σε γενικές γραμμές, προχωρούμε από σφιχτά τυλιγμένους βραχίονες και περισσότερο εμφανές εξόγκωμα προς ανοιχτότερους, πιο κατακερματισμένους βραχίονες και μικρότερο εξόγκωμα, με αρκετές εξαιρέσεις. Οι Sm είναι οι λεγόμενοι μαγγελανικοί σπειροειδείς, συχνά ασύμμετροι, με έναν κυρίαρχο βραχίονα.

Οι ενδιάμεσοι S0/a συνδέουν μορφολογικά τους σπειροειδείς με τους φακοειδείς S0. Οι ιστορικοί όροι «πρώιμος» και «όψιμος» τύπος περιγράφουν μορφολογία και δεν προσδιορίζουν την ηλικία ενός γαλαξία.

Υπάρχει επιπλέον η ταξινόμηση με βάση την οργάνωση των βραχιόνων.

Οι σπειροειδείς μεγάλου σχεδίου, γνωστοί ως grand-design, παρουσιάζουν εκτεταμένους, ευδιάκριτους βραχίονες, συχνά δύο, όπως ο M51.

Οι πολυβραχίονες έχουν περισσότερους κύριους βραχίονες, διακλαδώσεις και τμήματα που ενώνονται ή χωρίζουν.

Οι κροκιδωτοί, ή flocculent, εμφανίζουν πολλά μικρά, κατακερματισμένα σπειροειδή τμήματα, όπως ο NGC 2775.

Ένας γαλαξίας μπορεί να είναι ταυτόχρονα ραβδωτός και πολυβραχίονας.

Ο αριθμός των βραχιόνων μπορεί επίσης να αλλάζει από το εσωτερικό προς το εξωτερικό του δίσκου.

Συναντούμε ακόμη σπειροειδείς με εσωτερικούς, εξωτερικούς ή πυρηνικούς δακτυλίους και ψευδοδακτυλίους, στους οποίους οι βραχίονες σχεδόν κλείνουν πάνω στον εαυτό τους.

Πολλές τέτοιες δομές συνδέονται με τη δυναμική της ράβδου και με τροχιακούς συντονισμούς.

Διαφορετικός μηχανισμός μπορεί να δημιουργήσει δακτύλιο έπειτα από διέλευση ενός άλλου γαλαξία μέσα από τον δίσκο.

Υπάρχουν επίσης σπειροειδείς χαμηλής επιφανειακής λαμπρότητας, με αραιούς και δυσδιάκριτους δίσκους.

Αυτές οι ιδιότητες προστίθενται στις προηγούμενες ταξινομήσεις.

Στις ιδιαίτερες περιπτώσεις περιλαμβάνονται οι ασύμμετροι ή μονόβραχιοι σπειροειδείς, οι παραμορφωμένοι δίσκοι και οι σπάνιοι γαλαξίες με προπορευόμενους βραχίονες.

Συνήθως οι βραχίονες υστερούν ως προς την περιστροφή: τα εξωτερικά τους τμήματα καμπυλώνονται προς την αντίθετη φορά. Στον NGC 4622, όμως, οι παρατηρήσεις υποστηρίζουν ότι οι δύο εξωτερικοί βραχίονες προπορεύονται, ενώ ο εσωτερικός υστερεί.

Η δεξιόστροφη ή αριστερόστροφη όψη μιας φωτογραφίας, από μόνη της, δεν αρκεί για να προσδιορίσουμε την πραγματική περιστροφή.

Πώς γεννιέται ένας τέτοιος γαλαξίας; Στο πλαίσιο της σύγχρονης κοσμολογίας, η βαρύτητα ενισχύει αρχικές διακυμάνσεις πυκνότητας και σχηματίζει άλω σκοτεινής ύλης, μέσα στις οποίες συγκεντρώνεται συνηθισμένη ύλη.

Το αέριο αποκτά στροφορμή από τις βαρυτικές ροπές του περιβάλλοντος, την προσαύξηση ύλης και τις συγχωνεύσεις.

Καθώς ακτινοβολεί ενέργεια και ανακατανέμει τη στροφορμή του, μπορεί να εγκατασταθεί σε περιστρεφόμενο δίσκο.

Τα άστρα που γεννιούνται εκεί κληρονομούν την οργανωμένη κίνησή του.

Η σχετικά ήρεμη τροφοδοσία με αέριο ευνοεί τη διατήρηση και την ανάπτυξη του δίσκου.

Η ιστορία αυτή έχει πολλές παραλλαγές.

Αέριο μπορεί να φτάνει μέσω κοσμικών νημάτων ή να ψύχεται από θερμότερη άλω.

Συγχωνεύσεις μπορεί να διαταράσσουν έναν δίσκο και αργότερα να ακολουθεί ανασχηματισμός του.

Ορισμένοι δίσκοι οργανώθηκαν πολύ νωρίς: στον BRI 1335−0417 έχουν εντοπιστεί δομές συμβατές με σπειροειδείς βραχίονες μόλις περίπου 1,4 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη.

Η αρχική μελέτη εξέταζε και την πιθανότητα παλιρροϊκών ουρών, υπενθυμίζοντας πόση προσοχή χρειάζεται η ερμηνεία τόσο μακρινών συστημάτων.

Η δημιουργία δίσκου και η δημιουργία βραχιόνων αποτελούν διαφορετικά προβλήματα.

Ένας γαλαξιακός δίσκος παρουσιάζει συνήθως διαφορική περιστροφή: διαφορετικές ακτίνες έχουν διαφορετικές γωνιακές ταχύτητες.

Μια σταθερή σειρά από τα ίδια άστρα, απλωμένη από το κέντρο προς τα έξω, θα τυλιγόταν προοδευτικά.

Αυτό είναι το πρόβλημα της περιέλιξης, το οποίο δείχνει ότι μια μακρόβια σπειροειδής εμφάνιση χρειάζεται συλλογική δυναμική, ανανέωση του μοτίβου ή εξωτερική διέγερση.

Μια κλασική εξήγηση είναι η θεωρία των κυμάτων πυκνότητας των Lin και Shu.

Η αυξημένη πυκνότητα σχηματίζει ένα σπειροειδές μοτίβο που μπορεί να περιστρέφεται με διαφορετική γωνιακή ταχύτητα από την ύλη.

Άστρα και αέριο περνούν μέσα από αυτό, περίπου όπως τα αυτοκίνητα διασχίζουν μια περιοχή κυκλοφοριακής συμφόρησης.

Το αέριο μπορεί να συμπιεστεί και να δημιουργήσει νέες εστίες αστρογένεσης.

Η αναλογία αυτή αφορά κυρίως οργανωμένα κύματα· η υπόθεση ενός σχεδόν αμετάβλητου μοτίβου επί πολλές περιστροφές παραμένει αντικείμενο ελέγχου.

Σε πολλές προσομοιώσεις οι βραχίονες είναι παροδικοί και επανεμφανιζόμενοι.

Μικρές ανομοιογένειες πυκνότητας ενισχύονται από τον συνδυασμό αυτοβαρύτητας και διαφορικής περιστροφής, μέσω του μηχανισμού swing amplification.

Τα σπειροειδή τμήματα αναπτύσσονται, αλλάζουν σχήμα, ενώνονται και εξασθενούν, ενώ καινούργια εμφανίζονται.

Υπό ορισμένες συνθήκες, η συλλογική σπειροειδής δραστηριότητα μπορεί να συνεχίζεται ακόμη και μετά την απομάκρυνση της αρχικής διαταραχής.

Η διάρκεια ενός συγκεκριμένου βραχίονα διαφέρει επομένως από τη διάρκεια της συνολικής σπειροειδούς εμφάνισης.

Δύο ακόμη βασικοί μηχανισμοί είναι η διέγερση από ράβδο και οι παλιρροϊκές αλληλεπιδράσεις.

Η ράβδος ασκεί μεταβαλλόμενες βαρυτικές ροπές και μπορεί να οργανώνει σπειροειδείς δομές, χωρίς όλοι οι βραχίονες να ακολουθούν υποχρεωτικά την ίδια ταχύτητα μοτίβου με αυτήν.

Ένας κοντινός συνοδός μπορεί επίσης να διεγείρει ισχυρούς βραχίονες, όπως στην περίπτωση του M51 και του συνοδού του.

Οι μηχανισμοί αυτοί μπορούν να συνυπάρχουν με εσωτερικές αστάθειες.

Η παρουσία εντυπωσιακών βραχιόνων δεν προσδιορίζει από μόνη της μία μοναδική αιτία.

Και πώς χάνεται αυτή η μορφή; Πρώτα μπορεί να εξασθενήσει ένα συγκεκριμένο μοτίβο.

Η διαφορική περιστροφή και η μεταβολή των αστρικών τροχιών διασπείρουν μια διαταραχή.

Η αύξηση των τυχαίων αστρικών κινήσεων, η λεγόμενη δυναμική θέρμανση, περιορίζει την απόκριση του δίσκου σε νέες αστάθειες.

Το αέριο, που μπορεί να αποβάλλει ενέργεια και να σχηματίζει άστρα με μικρές τυχαίες ταχύτητες, βοηθά στη συντήρηση της σπειροειδούς δραστηριότητας.

Έτσι οι βραχίονες μπορεί να μεταβάλλονται επί μακρόν, ενώ ο γαλαξίας εξακολουθεί να διατηρεί τον δίσκο του.

Μια δεύτερη εξέλιξη είναι η σταδιακή διακοπή της αστρογένεσης.

Αν η τροφοδοσία με νέο αέριο περιοριστεί, τα διαθέσιμα αποθέματα μειώνονται.

Στα γαλαξιακά σμήνη, η γρήγορη κίνηση μέσα στο θερμό αέριο του σμήνους μπορεί να απογυμνώσει έναν γαλαξία από μέρος του διαστρικού του αερίου, μέσω της πίεσης εμβολισμού, ή ram-pressure stripping.

Ο μηχανισμός δρα άμεσα στο αέριο, ενώ τα άστρα επηρεάζονται κυρίως βαρυτικά.

Οι νεαρές κυανές αστρικές ομάδες λιγοστεύουν και η φωτεινή αντίθεση των βραχιόνων εξασθενεί.

Προκύπτουν έτσι αναιμικοί σπειροειδείς, με περιορισμένο αέριο και ασθενή αστρογένεση, καθώς και παθητικοί ερυθροί σπειροειδείς που διατηρούν αναγνωρίσιμους βραχίονες.

Η διακοπή της αστρογένεσης μπορεί να προηγείται της μορφολογικής μεταμόρφωσης.

Σε ορισμένες περιπτώσεις η εξέλιξη οδηγεί σε φακοειδή γαλαξία S0, με δίσκο και χωρίς εμφανή σπειροειδή δομή.

Η κατάληξη εξαρτάται και από τη δυναμική ιστορία.

Η θέρμανση ή απομάκρυνση αερίου από αστρική δραστηριότητα και ενεργούς πυρήνες μπορεί επίσης να συμβάλει στον περιορισμό της αστρογένεσης.

Μια τρίτη οδός είναι οι βαρυτικές διαταραχές.

Κοντινά περάσματα άλλων γαλαξιών μπορούν αρχικά να ενισχύσουν τους βραχίονες, αλλά ισχυρότερες ή επαναλαμβανόμενες αλληλεπιδράσεις μπορούν να παχύνουν τον δίσκο και να αλλάξουν τις αστρικές τροχιές.

Παλιρροϊκές δυνάμεις αποσπούν ύλη σε ουρές και αστρικά ρεύματα.

Σε πυκνά σμήνη, οι επανειλημμένες γρήγορες συναντήσεις και το συνολικό βαρυτικό πεδίο προκαλούν τη λεγόμενη γαλαξιακή παρενόχληση, με ιδιαίτερα σημαντικές συνέπειες για μικρότερους και ευάλωτους δίσκους.

Η πιο δραστική μεταμόρφωση μπορεί να συμβεί σε μια συγχώνευση γαλαξιών συγκρίσιμης μάζας.

Το γρήγορα μεταβαλλόμενο βαρυτικό πεδίο αναδιατάσσει τις τροχιές και μπορεί να καταστρέψει την προηγούμενη οργάνωση των αστρικών δίσκων, δημιουργώντας σφαιροειδέστερο ή ελλειπτικό υπόλειμμα.

Τα νέφη αερίου συγκρούονται και ενδέχεται να τροφοδοτήσουν έντονη αστρογένεση.

Οι άμεσες συγκρούσεις μεταξύ μεμονωμένων άστρων παραμένουν εξαιρετικά σπάνιες.

Η συνολική στροφορμή ανακατανέμεται στον γαλαξία, στην άλω και στο υλικό που απομακρύνεται.

Η συγχώνευση, πάντως, έχει διαφορετικές εκβάσεις ανάλογα με τον λόγο μαζών, τις τροχιές και κυρίως το διαθέσιμο αέριο.

Μέρος ενός δίσκου μπορεί να επιβιώσει.

Αέριο που παραμένει ή συσσωρεύεται αργότερα μπορεί να ψυχθεί, να σχηματίσει νέο περιστρεφόμενο δίσκο και να γεννήσει νέους αστρικούς πληθυσμούς.

Προσομοιώσεις έχουν δείξει ανασχηματισμό δίσκων ακόμη και έπειτα από μεγάλες συγχωνεύσεις.

Το τελικό σχήμα επομένως διατηρεί πληροφορίες τόσο για την καταστροφή της προηγούμενης δομής όσο και για την ύλη που επέτρεψε την αναδόμησή της.

Η πραγματική βαρυτική διάλυση αποτελεί πιο ακραία περίπτωση: ισχυρές παλιρροϊκές δυνάμεις μπορούν να αφαιρέσουν τόσο μεγάλη ποσότητα ύλης ώστε να χαθεί η συνοχή ενός συστήματος, ιδιαίτερα ενός μικρού δορυφόρου.

Τότε τα άστρα διασπείρονται σε ρεύματα ή ενσωματώνονται σε μεγαλύτερο γαλαξία.

Η απώλεια των βραχιόνων, η παύση της αστρογένεσης και αυτή η διάλυση έχουν διαφορετικό φυσικό περιεχόμενο και διαφορετικές χρονικές κλίμακες.

Η έρευνα συνδυάζει ορατό και υπέρυθρο φως, χαρτογράφηση ατομικού και μοριακού αερίου, μετρήσεις ταχυτήτων και αριθμητικές προσομοιώσεις.

Ένα μοτίβο που φαίνεται κατακερματισμένο στο ορατό μπορεί να αποκαλύπτει πιο συνεχή αστρική δομή στο υπέρυθρο.

Οι ακριβείς διάρκειες ζωής των βραχιόνων και η σχετική σημασία κάθε μηχανισμού εξακολουθούν να μελετώνται.

Στις σπείρες καταγράφεται έτσι η ιστορία μιας αδιάκοπης ανταλλαγής ενέργειας και στροφορμής ανάμεσα στα άστρα, το αέριο, την άλω και το γαλαξιακό περιβάλλον. Πηγές Buta, R.J. (2011) ‘Galaxy Morphology’. arXiv:1102.0550. Buta, R.J. (2013) ‘Galaxy Morphology’, στο Secular Evolution of Galaxies. Cambridge University Press. arXiv:1304.3529. Stewart, K.R. (2017) ‘Gas Accretion and Angular Momentum’, στο Gas Accretion onto Galaxies, Astrophysics and Space Science Library, 430, σ. 249–271. Dobbs, C. and Baba, J. (2014) ‘Dawes Review 4: Spiral Structures in Disc Galaxies’, Publications of the Astronomical Society of Australia, 31, e035. Sellwood, J.A. and Masters, K.L. (2022) ‘Spirals in galaxies’, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 60, σ. 73–120. D’Onghia, E., Vogelsberger, M. and Hernquist, L. (2013) ‘Self-Perpetuating Spiral Arms in Disk Galaxies’, The Astrophysical Journal, 766, 34. Buta, R.J., Byrd, G.G. and Freeman, T. (2003) ‘The Ringed Spiral Galaxy NGC 4622. I. Photometry, Kinematics, and the Case for Two Strong Leading Outer Spiral Arms’, The Astronomical Journal, 125, σ. 634–666. Tsukui, T. and Iguchi, S. (2021) ‘Spiral morphology in an intensely star-forming disk galaxy more than 12 billion years ago’, Science, 372, σ. 1201–1205. Masters, K.L. et al. (2010) ‘Galaxy Zoo: passive red spirals’, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 405, σ. 783–799. Boselli, A., Fossati, M. and Sun, M. (2022) ‘Ram pressure stripping in high-density environments’, The Astronomy and Astrophysics Review, 30, 3. Moore, B. et al. (1996) ‘Galaxy harassment and the evolution of clusters of galaxies’, Nature, 379, σ. 613–616. Hopkins, P.F., Cox, T.J., Younger, J.D. and Hernquist, L. (2009) ‘How Do Disks Survive Mergers?’, The Astrophysical Journal, 691, σ. 1168–1201. Peschken, N., Łokas, E.L. and Athanassoula, E. (2020) ‘Disc galaxies formed from major mergers in Illustris’. arXiv:1909.01033. NASA (χ.χ.) ‘Hubble’s Galaxies’, NASA Science. NASA/ESA (2020) ‘Hubble Spots Feathered Spiral’, NASA Science.

Η επιλογή των posts/links γίνεται με ένα στατιστικό μοντέλο και μπορεί να μην απεικονίζει επακριβώς τη σειρά δημοτικότητάς τους