Przejdź do treści

Jak formowała się największa z zaobserwowanych „zubożałych” galaktyk?

Astronomowie znają wiele przypadków zlewających się ze sobą galaktyk, w których „brakuje” gwiazd. Ale dlaczego gwiazd jest za mało i skąd właściwie o tym wiadomo? Istnieje na ten temat wiele teorii, a co ciekawsze, dokładne analizy największej z takich ogołoconych z gwiazd galaktyk wyraźnie wskazują na to, że nie powstawała ona w zgodzie z najbardziej popularnymi do niedawna modelami.

Największa taka galaktyka nosi nazwę 2MASX J17222717+3207571 i jest znana również ze względu na swój nietypowy rozmiar, a raczej masę. Masa ta wynosi około 4,44 trylionów mas Słońca, przy czym w samym jej jądrze „brakuje” łącznej masy gwiazd rzędu 175 miliardów mas Słońca. Dla porównania – nasza Droga Mleczna liczy sobie „zaledwie” 60 miliardów mas Słońca. Astronomowie określają jądro galaktyki jako zubożałe wtedy, gdy masa gwiazd w jej ścisłym centrum nie pasuje do ogólnego trendu wyznaczanego przez zewnętrzne obszary materii w galaktyce. W przypadku większości galaktyk gęstość ich gwiazd rośnie systematycznie i gładko, licząc od ich centrów aż do samych krawędzi. Astronomowie mogą wówczas wykonać wykres takiego spadku gęstości, a następnie porównać go ze średnim, przewidywanym dla danego rodzaju galaktyk trendem.

Ale istnieją i takie galaktyki, w których ilość gwiazd w zgrubieniu centralnym jest dramatycznie niższa od tej wartości oczekiwanej! 2MASX J17222717+3207571 to największa z nich.

Astronomowie Graham i Bonfini, autorzy pracy opublikowanej w Astrophysical Journal (Vol. 829, No. 81) i zatytułowanej “The Quest for the Largest Depleted Galaxy Core: Supermassive Black Hole Binaries And Stalled Infalling Satellites”, z końcem ubiegłego roku dokładnie przyjrzeli się dwóch największym tego typu galaktykom. Mniejsza z nich, 2MASX J09194427+5622012, najprawdopodobniej powstała na skutek zlania się ze sobą dwóch galaktyk o zbliżonych rozmiarach. Każda z nich musiała mieć przy tym w swym centrum supermasywną czarną dziurę. Gdy dwa takie podobne pod względem mas centra galaktyk łączyły się, część pochodzących z nich gwiazd została wyrzucona z ich macierzystych układów poprzez uzyskanie dużych prędkości ucieczki na skutek przyśpieszenia - podobnych do tych, jakie w naszym Układzie Słonecznym uzyskają ciała przyspieszane w polu grawitacyjnym Jowisza. To dość oczywisty dla naukowców, znany i powszechnie akceptowany scenariusz.

Inaczej jest jednak w przypadku drugiej, większej z badanych galaktyk. Przede wszystkim nie wykazuje ona obecności czarnej dziury w swym centrum! Jej jądro jest dość równomiernie wypełnione gwiazdami - z wyjątkiem garstki gęstych skupień gwiazd obserwowanych w pobliżu jego krawędzi. Model opisujący taki przypadek istniał już wcześniej, ale nie był traktowany szczególnie poważnie. Wszystko to zmieniło się jednak po zaobserwowaniu rozkładu gwiazd w tej galaktyce. Okazuje się, że pasuje on bardzo dobrze do wyników pewnych symulacji numerycznych.

Gdy obie galaktyki mają w swych centrach czarne dziury, sprawa jest dosyć prosta. Gdy jednak obiektów takich brak, a galaktyki mimo to zlewają się ze sobą, robi się jeszcze ciekawiej. Zdaniem naukowców zanurzanie się jądra galaktycznego zbudowanego z silnie związanych ze sobą gwiazd w obszar drugiej galaktyki z dość jednorodnym rozkładem gwiazd jest procesem o wiele łagodniejszym i przypomina bardziej zapadanie się czekoladki w ciepłym budyniu. Ta obrazowa metafora ma pewna ograniczenia, ale generalnie jest fizycznie poprawna - część gwiazd z zapadającego się jądra może wymieniać energię kinetyczną z otaczającymi je wówczas gwiazdami drugiej galaktyki, przez co niektóre z nich nabierają sporej prędkości orbitalnej i opuszczają układ. A wówczas całkowita gęstość gwiazd maleje.

Naukowcy sądzą, że jądro galaktyki 2MASX J17222717+3207571 mogło rozpocząć swe życie jako zwykła galaktyka z typowym rozkładem gwiazd. Gdy jednak z czasem zaczęła się ona „żywić” mniejszymi galaktykami krążącymi po jej orbicie – tak zwanymi galaktykami satelitarnymi – gęstość gwiazd w jej centrum znacznie spadła.

Graham i Bonfini potwierdzili swe przypuszczenia, przeprowadzając specjalne symulacje komputerowe dla rozkładu gwiazd w galaktykach. Wynikało z nich, że gradient gęstości gwiazd w jądrze galaktyki 2MASX J17222717+3207571 powinien być typowy dla hipotetycznej, dużej galaktyki z w przybliżeniu stałą gęstością w centrum, ale bez masywnej czarnej dziury. Argumenty przemawiające za tym scenariuszem są dosyć przekonujące, jednak istnieją wciąż także inne hipotezy tłumaczące takie a nie inne obserwacje. Do ostatecznego rozstrzygnięcia omawianego tu potrzeba jeszcze zatem wielu niezależnych obserwacji oraz wielu symulacji kontrolnych.

 
Czytaj więcej:



Źródło: Astronomy.com

Zdjęcie: artystyczna wizualizacja światła gwiazdy znajdującej się częściowo za czarną dziurą.
Źródło: James Josephides, Swinburne University of Technology

Reklama