Autoblogerski vodič kroz galaksije

“Naseljenost NE POSTOJI !

Poznato je da je broj svetova beskonačan. To je iz prostog razloga što ima beskonačno mnogo prostora u kome se nalaze. Ali, nisu svi naseljeni. Prema tome, broj naseljenih svetova mora biti konačan. Bilo koji konačan broj podeljen sa beskonačnošću toliko je blizu ničemu da ga ne treba ni pominjati, tako da se može reći da je prosečna naseljenost svih planeta Vaseljene jednaka nuli! Iz ovoga sledi da je naseljenost čitave Vaseljene takođe ravna nuli, a ljudi koje srećete s vremena na vreme samo su proizvod vaše bolesne mašte!“

Verujem da je većina vas čitala knjigu Autostoperski vodič kroz galaksiju, neponovljivog Daglasa Adamsa. Sve što treba da znate o uređenju životnih prilika (i neprilika) u dostupnom nam Univerzumu, nalazi se u toj knjizi. Ovaj tekst je pokušaj da se na najjednostavniji mogući način opišu svojstva galaksija koje se javljaju u nama dostupnom Univerzumu. Ukoliko neko od vas, članova SAPIENS KLUBA, tamo naiđe na autostopera, recite mu da se kloni Vogonaca... i da pažljivo ispija Grgolj blaster!

Hm, a šta je to – galaksija?

Čak i onima koji se bave astronomijom nije lako da jednoznačno definišu pojam galaksije. Teškoća potiče iz našeg (još uvek) nedovoljnog poznavanja detalja galaktičke strukture, naročito kod ređih primeraka galaktičke družine. Drugi deo problema pripisuje se dinamičkoj prirodi samih ovih sistema koji se vremenom menjaju, evoluiraju, čak i nestaju pri sudarima i stapanjima sa drugim galaksijama... Kao što je to slučaj i sa mnogim drugim stvarima, lakše je prepoznati galaksiju na slici snimljenoj u optičkom deklu spektra nego reći šta je ona zapravo! Naravno, jednostavnost pogađanja se menja ukoliko se posmatra galaksija snimljena u talasnim dužinama različitim od optičkih.

Spiralna galaksija M81

Čekajući odgovor na pitanje...

Možemo reći da su galaksije jedne od ključnih gradivnih jedinica koje nas okružuju.

Galaksije se prostiru do samog našeg kosmološkog horizonta – najveće udaljenosti do koje se i teorijski može posmatrati. Dobar primer za ovakvo tvrđenje jesu i fotografije dobijene savremenim snimanjem neba (recimo Hubble Deep Field). 

Hubble Ultra Deep Field dijagram

Kako nastaje galaksija?

Proces formiranja galaksija može se vrlo jednostavno opisati: u određenom trenutku razvoja Univerzuma došlo je do udruživanja atomskih jezgara i elektrona nakon čega su stvoreni prvi atomi. Pod uticajem gravitacije novostvoreni atomi vodonika i helijuma su počeli da se privlače stvarajući velike skupine zvezda, gasa i druge materije koje su se organizovale u strukture poznate kao galaksije.

Galaksije koje danas vidimo kolapsirale su iz oblasti koje su na početku bile tek neznatno gušće od obližnjih oblasti. Uopšteno govoreći, kada neznatno gušća oblast mase jedne galaksije počne da se sažima, rasipanje i hlađenje će zaustaviti taj proces čim materijal dostigne veličinu galaksije. Korišćenjem savremenih posmatračkih instrumenata, kao što je svemirski teleskop Habl, mi možemo da vidimo kako su izgledale galaksije u trenutku kada je svemir bio star svega milijardu godina. Svetlost zvezda iz najudaljenijih poznatih galaksija putovala je do nas dvostruko duže od starosti naše planete Zemlje.

Kakve vrste galaksija postoje?

Postoje različite vrste galaksija, a isto tako postoji i mnoštvo parametara na osnovu kojih se galaksije mogu klasifikovati. U praksi se najviše upotrebljava klasifikacija koju je predložio slavni američki astronom Edvin Habl (eng. Edwin Hubble) i koja se popularno još zove i Hablova viljuška (a videće se i zbog čega).

Edwin Hubble

Naime, Hablova viljuška predstavlja model morfološke klasifikacije, što znači da se u njemu galaksije razvrstavaju po obliku. Ono što autori mnogih knjiga ne nude jeste odgovor na još jedno jednostavno pitanje: Po obliku čega se vrši takva podela?

Naime, ono što se na većini slika galaksija vidi jesu ovi objekti u optičkom delu spektra (još preciznije rečeno -  u B ili V filtru). Takva, vidljiva tela galaksija ograničena su tzv. Holmbergovim radijusom. Naravno, uvođenje ovog radijusa kao radijusa oblasti u kojoj se nalazi vidljivi deo galaksije ne znači da se galaksije doista tamo i završavaju. Ono što možemo videti svojim ograničenim čulima svakako nije čitava realnost, pa ni veći deo nje. Vidljiva tela galaksija se nalaze unutar Holmbergovog radijusa, međutim, najveći deo onoga što čini svaku galaksiju je nevidljiva tamna materija.

Klasifikacija galaksija po Edvinu Hablu

Kao što se vidi iz Hablove klasifikacije, na levoj strani se nalaze eliptične galaksije, dok se na desnoj strani nalaze spiralne galaksije. Jedno vreme se verovalo da evolucija galaksije ide od eliptičnih ka spiralnim, ali danas je ta teorija napuštena jer se pretpostavlja da je oblik neke galaksije posledica načina sažimanja još u protogalaktičkom stadijumu.

Tabela 1. Osnovna svojstva eliptičnih i spiralnih galaksija

Svojstva galaksija	Osnovne vrste galaksija
	Eliptične	Spiralne
Nomenklatura	Označavaju se oznakom En, gde je n indeks spljoštenosti. Þ Sa n = 0 označeni su sferni sistemi, dakle sistemi koji su najmanje spljošteni, dok je za najspljoštenije elipsoidne sisteme n = 7 Treba reći da će ovako računata spljoštenost biti tačna jedino za one galaksije koje gledamo sa strane (osu rotiranja vidimo pod pravim uglom). Mnoge eliptične galaksije vidimo "od gore", tj. tako da njihova osa rotiranja ide ka nama i tada te galaksije imaju skoro kružni oblik.	Označavaju se slovom S. Postoje dve osnovne grane spiralnih galaksija: klasične spirale (S) i spirale sa prečagom (SB) I date grupe imaju nekoliko različitih podsistema, tako da imamo Sa, Sb, Sc ili SBa, SBb, SBc podgrupe. Obe ove podele nastale su prema razvijenosti jezgra i spiralnih krakova[1]. Tako, na primer, u oba slučaja a-tip spiralnih galaksija ima veliko jezgro i male krake, dok c-tip ima najotvorenije krake i najmanje jezgro.
Boja	Odlikuju se crvenim bojama Þ Nizak B-V kolor indeks	Odlikuju se plavim bojama Þ Visok B-V kolor indeks
Rotacija	Nemaju rotaciju Þ Zvezde se u njima kreću po haotičnim orbitama	Imaju rotaciju
Zvezdana populacija	Stara zvezdana populacija Þ Odsustvo međuzvezdane materije, samim tim i procesa formiranja zvezda	Mešavina stare i mlade zvezdane populacije Þ Aktivno formiranje zvezda u spiralnom disku
Primer tipične galaksije	M87 u centru galaktičkog jata Virgo	Mlečni put

Tabela 2. Osnovna svojstva nepravilnih i sočivastih galaksija

Svojstva galaksija	Ostale vrste galaksija
	Nepravilne galaksije	Sočivaste (S0) galaksije
Nomenklatura	Označavaju se oznakom Ir Nemaju neki izdefinisan oblik pa su po tome i dobile ime	Označavaju se sa S0 Predstavljaju prelazni oblik, jer nemaju spiralne grane
Boja	Odlikuju se veoma plavim bojama Þ Velika količina međuzvezdane materije	Imaju više izraženu crvenu boju u odnosu na spiralne galaksije
Rotacija	Nemaju rotaciju Þ Zvezde se u njima kreću po haotičnim orbitama	Imaju rotaciju Odlikuju se prilično ravnim diskom
Zvezdana populacija	Postoje dve klase nepravilnih galaksija Klasa I koja je sjajnija i bogatija zvezdama, i klasa II koja je veoma siromašna zvezdama	Stara zvezdana populacija Ova vrsta galaksija nema oblake prašine i gasova
Primer tipične galaksije	Veliki i Mali Magelanov oblak – sateliti naše galaksije, vidljivi sa južne Zemljine hemisfere	M102

 

Kakav je opšti odnos broja ovih galaksija u našem Univerzumu?

Ako se uzme dovoljno velika zapremina Univerzuma, odnos broja navedenih galaksija bio bi

Spiralne : Eliptične : Nepravilne = 60 : 30 : 10

Međutim, treba odmah istaći da je ovo samo opšti rezultat, i da postoje značajna odstupanja na lokalnim nivoima kada se radi o sastavu grupa i jata galaksija.

Superjato galaksija

Otkriće Mlečnog puta

U vreme kada naselja nisu bila tako gusto naseljena, a svetlosno zagađenje veliko kao danas, veličanstvena izdužena traka beličaste svetlosti koja predstavlja Mlečni put, bila je jedan od najupadljivijih astronomskih fenomena. Zato je i objašnjenje prirode Mlečnog puta bio jedan od najvećih izazova za astronome.

Poznato je da je jedna od prvih meta Galilea Galileja 1609. godine bio upravo Mlečni put.Galileju je pripala čast da bude prvi čovek koji je i praktično potvrdio spekulacije koje su bile prisutne još od antičkih vremena, da se radi o skupu od više miliona zvezda, suviše tamnih i gusto zbijenih da bi mogle da se razdvoje kao pojedinačni izvori. Nakon Galileja, Mlečni put su posmatrali mnogi značajni astronomi XVII i prve polovine XVIII veka (recimo, Njutn i Hajgens), međutim bez značajnijeg napretka u njegovom razumevanju.

Zašto je mnoštvo zvezda skoncentrisano u jednoj, relativno uskoj traci na nebu?  Kakav je odnos Sunca i obližnjih zvezda (čije udaljenosti nisu bile poznate astronomima sve do sredine XIX veka) prema Mlečnom putu?

Za skromne mogućnosti posmatračke astronomije tog doba odgovori na ova pitanja činili su se izuzetno teški. Interesantno je da prvo rešenje i nije stiglo od nekog uglednog astronoma, već od arhitekte, putopisca i mistika Tomasa Rajta (eng. Thomas Wright) koji je u svom delu Original Theory or New Hypothesis of the Universe iz 1750. godine izneo zaključak da se Zemlja i Sunce ne nalaze blizu centra, već na periferiji našeg zvezdanog sistema. Danas se zna da je ova tvrdnja potpuno tačna, a svakako je značajno i to što je Rajt bio prvi koji je počeo da razmišlja o uređenju Univerzuma na skali nepoznatoj dotadašnjm misliocima, kao i to da je sugerisao ono što će postati i astronomski potkrepljeno objašnjenje Mlečnog puta – on navodi da je Mlečni put planarni sistem, čije su dve dimenzije daleko veće od treće, i da se baš zbog toga on nama manifestuje kao uska traka na nebu. 

Stara opservatorija u Vestertonu, gde je radio Tomas Wright

Radove Tomasa Rajta pažljivo je proučio slavni filozof Imanuel Kant i postao prvi autor teorije o onome što je on nazvao "ostrvskim Univerzumima", odnosno kosmosu prepunom galaksija. Skoro 150 godina nakon te Kantove teorije, vodila se prava astronomska bitka o dokazivanju postojanja tih "ostrvskih Univerzuma". Vilijam Heršel je pokazao da su zvezde neravnomerno raspoređene u Mlečnom putu, kao i to da su grupisane oko centralne ravni, a Harlou Šepli (eng. Harllow Shapley) je 1919. godine razbio iluzije da je Sunce centar naše galaksije, utvrdivši da se ono nalazi blizu ekvatorijalne ravni, na oko 10 000 pc od centra. Najveći posmatrački astronom XX veka Edvin Habl je prvi uspeo da 1924. godine dođe do otkrića koje je bilo ključno za naše razumevanje strukture kosmosa na skalama većim od našeg Sunčevog sistema. Korišćenjem velikog (256 cm) teleskopa na planini Maunt Vilson u Kaliforniji, Habl je bio u stanju da otkrije cefeide[2] u Andromedinoj maglini (M31), i pomoću njih izmeri udaljenost do ovog objekta. Ispostavilo se da je M31 udaljena od nas više miliona svetlosnih godina, tako da je zaključeno da se ona mora nalaziti van Mlečnog puta.

Ajnštajn na opservatoriji Mt. Wilson

Na taj način su posmatranja Edvina Habla dala nedvosmislenu potvrdu hipotezi o "ostrvskim Univerzumima", odnosno drugim galaksijama u Unverzumu koji se širi. Danas smo svesni da je naš Mlečni put samo jedna među milijardama galaksija koje su nam otkrili savremeni teleskopi. 

---

[1] Spiralni kraci su posebno zanimljivi jer su mnogo postojaniji nego što bi se pomislilo. Kako se zvezde bliže jezgru kreću brže od onih koje su na daljim orbitama, trebalo bi da se kraci sve više uvijaju dok se ne stope u jedinstven disk. To se, međutim, ne događa. Objašnjenje ove pojave ponudila je interesantna teorija po kojoj su kraci samo veća koncentracija zvezda, ali se oni ne sastoje uvek od istih zvezda. Naime, zvezde prolaze kroz krake i  u njima se nešto duže zadržavaju, jer njihov izlazak iz kraka usporava gravitacija zvezda koje su iza njih (onih koje tek što su ušle u krak). To znači da se zvezde u ovim galaksijama ne kreću konstantnom brzinom: prilikom približavanja kraku one se kreću brzo, a kad izlaze one se kreću polako. Na ovaj način kraci uspevaju da zadrže svoj nepromenjen izgled. Oni se i sami lagano obrću oko jezgra, ali mnogo sporije od onih zvezda koje ih sačinjavaju.

[2] Cefeide predstavljaju specijalnu vrstu periodičnih promenljivih zvezda. Njihova pulsiranja dovode do skupljanja i širenja sa periodom od nekoliko dana. Cefeide imaju masu desetak puta veću od mase Sunca, a od njega su sjajnije i do hiljadu puta. Za astronome su ove zvezde izuzetno važne zbog mogućnosti da se pomoću njih određuju udaljenosti i izvan naše galaksije. Tipičan predstavnik je zvezda d-Cephei.