Krótko i po kolei — od orbit pojedynczych gwiazd do sąsiednich galaktyk.
Skąd się biorą ramiona spiralne?
Ramiona nie są sztywnymi „szprychami” z gwiazd — takie galaktyka nawinęłaby jak nitkę na szpulkę już po kilku obrotach (to tzw. problem nawijania). Według teorii fal gęstości (B. Lindblad; C.C. Lin i F. Shu, 1964) gwiazdy krążą po lekko wydłużonych orbitach, których orientacja obraca się stopniowo z odległością od środka:
r = a · [1 + e · cos(mu)], θ = u + φ(a) + Ωpt, φ(a) = φ0 − ka
Tam, gdzie sąsiednie orbity się zbliżają, gwiazdy — jak auta w korku — tłoczą się i widzimy ramię (m to liczba ramion, k — skręcenie, e — ekscentryczność). Gwiazdy przez ramię przepływają, a sam wzór obraca się wolniej, z prędkością Ωp. Włącz „Pokaż orbity”, aby to zobaczyć.
Gaz wpadający w ramię zostaje ściśnięty: po wewnętrznej stronie ramion leżą ciemne pasma pyłu, a tuż za nimi rodzą się młode, gorące, niebieskie gwiazdy. Ich promieniowanie jonizuje wodór, który świeci na różowo (linia Hα, 656 nm) — to obszary H II.
Uproszczenie: to model kinematyczny — orbity są zadane z góry, a gwiazdy nie przyciągają się nawzajem.
Krzywa rotacji i ciemna materia
Na orbicie kołowej grawitacja masy M(<r) zawartej wewnątrz orbity wyznacza prędkość:
v = √G · M(<r)r ⇒ v ∝ r−1/2 (masa skupiona w środku)
Gdyby prawie cała masa siedziała w jasnym środku, dalej od centrum gwiazdy zwalniałyby jak planety w Układzie Słonecznym (Kepler). Tymczasem Vera Rubin i Kent Ford w latach 70. XX w. zmierzyli, że w galaktykach spiralnych gwiazdy i gaz na krańcach krążą prawie tak samo szybko jak bliżej środka — krzywa jest płaska. Z v ≈ const wynika M(<r) = v²r/G ∝ r: masy przybywa, choć światła już prawie nie. Tę niewidoczną masę nazywamy ciemną materią. Podobny kłopot zauważył już w 1933 r. Fritz Zwicky w gromadzie galaktyk w Warkoczu Bereniki.
Przykład: Słońce, r ≈ 26 000 lat św., v ≈ 224 km/s → M(<r) ≈ 9·1010 mas Słońca, a okres obiegu T = 2πr/v ≈ 220 mln lat.
Model: zgrubienie (Plummer), dysk wykładniczy (wzór Freemana), dysk gazu HI i izotermiczne halo ciemnej materii. Punkty pomiarowe są schematyczne — mają kształt typowy dla prawdziwych krzywych rotacji.
Zderzenia galaktyk
W 1972 r. bracia Alar i Juri Toomre pokazali prostym rachunkiem, że długie ogony i mosty przy niektórych galaktykach to skutek sił pływowych w czasie bliskiego przelotu. Ich metoda — ograniczony problem N ciał — działa i tutaj: dwa masywne jądra przyciągają się nawzajem, a tysiące lekkich cząstek-gwiazd czuje tylko jądra, nie siebie nawzajem:
a = −Σi GMi (r − ri)(|r − ri|² + ε²)3/2
Siła pływowa to różnica przyciągania bliższej i dalszej strony galaktyki, Δa ≈ 2GMd/D³ — dlatego rośnie gwałtownie przy zbliżeniu. Z bliższej strony powstaje most, z dalszej — ogon. Ruch liczymy metodą „żabki” (leapfrog): v ← v + a·Δt/2, x ← x + v·Δt, v ← v + a·Δt/2 — dobrze zachowuje ona energię.
Uproszczenia: jądra to „rozmyte” masy punktowe (potencjał Plummera), a wpływ ciemnych hal zastępuje prosty opór (tarcie dynamiczne) — bez niego galaktyki nie mogłyby się połączyć. Czasy i odległości są przybliżone.
Nasze miejsce we Wszechświecie
Słońce leży ok. 26 000 lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej, w niewielkim Ramieniu Oriona, między dużymi ramionami Strzelca i Perseusza. Dysk Galaktyki ma ok. 100 000 lat świetlnych średnicy i od 100 do 400 miliardów gwiazd, a w samym środku kryje się czarna dziura Sagittarius A* o masie ok. 4 mln mas Słońca.
Droga Mleczna, Andromeda i Galaktyka Trójkąta to trzy największe z ponad 80 galaktyk Grupy Lokalnej, która ma ok. 10 mln lat świetlnych średnicy.
1 rok świetlny ≈ 9,46 · 1012 km (9,46 bln km)
Światło Andromedy, które dziś widzisz gołym okiem, wyruszyło w drogę ok. 2,5 mln lat temu — mniej więcej wtedy, gdy w Afryce żyli pierwsi przedstawiciele rodzaju Homo.
Mapa jest schematyczna: z wnętrza dysku trudno zobaczyć kształt ramion, więc ich przebieg wciąż się bada. Galaktyki Grupy Lokalnej są rzutowane na płaszczyznę Drogi Mlecznej.
Widełki Hubble'a
W 1926 r. Edwin Hubble podzielił galaktyki według wyglądu, a w 1936 r. narysował diagram w kształcie kamertonu. Eliptyczne oznacza się En, gdzie
n = 10 · (1 − b/a)
(b/a to stosunek osi widocznej elipsy). Dalej są soczewkowate S0, spiralne Sa–Sc (od ciasno do luźno nawiniętych ramion i od dużego do małego zgrubienia) oraz spiralne z poprzeczką SBa–SBc. Galaktyki bez wyraźnego kształtu to nieregularne (Irr). Widoczne spłaszczenie galaktyki eliptycznej zależy też od kąta, pod jakim na nią patrzymy — obróć E6 w trybie 1 i sprawdź.
Czy wiesz, że…?
- Słońce pędzi wokół centrum Galaktyki z prędkością ok. 230 km/s (ponad 800 000 km/h), a jedno okrążenie trwa ok. 220 mln lat. Poprzednio byliśmy w tym miejscu orbity w późnym triasie, gdy żyły pierwsze dinozaury.
- Kiedy galaktyki się zderzają, same gwiazdy prawie nigdy na siebie nie wpadają. Gdyby Słońce było ziarenkiem piasku o średnicy 1 mm, najbliższa gwiazda — Proxima Centauri — leżałaby ok. 29 km dalej.
- Zderzenie z Andromedą wcale nie jest przesądzone: analiza pomiarów z teleskopów Gaia i Hubble'a opublikowana w 2025 r. daje ok. 50% szans na połączenie obu galaktyk w ciągu najbliższych 10 mld lat.