Zvezde nastajajo v skupinah in ostanejo krajši ali daljši čas vezane v kopice zvezd. Kako pa so zvezde in zvezdne kopice porazdeljene po vesolju? To vprašanje so si postavljali že pred stoletji. Danes vemo, da zvezde in kopice zvezd niso naključno razpršene po vesolju. Zbrane so v galaksijah, ki so gravitacijsko vezani sistemi zvezd (vključno z njihovimi planetarnimi sistemi), plina, prahu in temne snovi.

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

Poleg oblike se med seboj razlikujejo tudi po velikosti in številu zvezd: v premeru merijo od reda velikosti deset tisoč do več sto tisoč svetlobnih let, vsebujejo od deset milijonov do bilijon zvezd.

Razdalje med galaksijami so običajno več milijonov svetlobnih let (nekatere galaksije vidimo v medsebojnem trku, v teh primerih so njihove medsebojne oddaljenosti seveda manjše). Mnoge galaksije so gravitacijsko vezane v skupine galaksij, te se pogosto združujejo še naprej v večje združbe – jate galaksij.

7.1 Kratka zgodovina odkrivanja galaksij

Že stara ljudstva so s prostim očesom opazovala belkast pas, ki se razteza čez nočno nebo, in mu dala različna imena. V slovenščini mu pravimo Rimska cesta, v mnogih drugih jezikih se poimenovanje navezuje na belo barvo in mleko.^[1] Iz starogrškega izraza galaxías ‘mlečen’ izvira izraz za galaksije.

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

Podobno kot so se ljudje spraševali o položaju Zemlje v Osončju, jih je zanimal tudi položaj Sonca v Galaksiji: kje v Galaksiji je Sonce in kako velika ter kakšne oblike je Galaksija? Iskanja odgovora so se lotili s štetjem zvezd v različnih smereh. Sklepali so namreč takole: če so zvezde enakomerno porazdeljene po nekem delu vesolja in smo mi znotraj tega dela, a ne v središču, ampak bolj ali manj proti robu, bomo v smereh proti robu našteli manj zvezd kot v smereh proti središču. S štetjem zvezd v različnih smereh bi tako lahko ugotovili naš položaj v Galaksiji in njeno obliko.

Predpostavimo, da so si v tem delu vesolja zvezde podobne in da je njihova številska gostota (število zvezd na enoto prostornine) povsod približno enaka: naj imajo vse zvezde izsev in je številska gostota zvezd povsod . Recimo, da v opazovanju preštejemo vse zvezde, ki so svetlejše od navideznega sija , ki po Pogsonovem zakonu (enačba (6) iz 1. poglavja) ustreza gostoti svetlobnega toka . Prešteli bomo torej vse zvezde, ki so znotraj razdalje , ki ustreza mejni vrednosti oz. , to je po (enačbi (3) iz 6. poglavja) razdalja .
Število zvezd znotraj krogle s polmerom je torej:

(1)  

Ali če izrazimo z mejnim sijem:

(2)  

V naslednjem koraku opazovanj preštejemo tudi šibkejše zvezde, na primer vse do mejne vrednosti . S tem “vidimo” dlje, do razdalje . Če je neodvisna od oddaljenosti in z opazovanji nismo segli do roba “Galaksije”, po (1) pričakujemo, da bo število zvezd 8-krat večje kot prej: . Če v opazovanjih naštejemo manj zvezd, lahko sklepamo, da je med in manjša številska gostota zvezd kot pri in smo torej prišli do roba ali vsaj zatipali, kje je rob “Galaksije” – ugotovili smo, kako velika je.

V 18. stoletju, ko še niso znali meriti oddaljenosti zvezd, je na tak način, s štetjem zvezd v 683 različnih smereh, William Herschel s pomočjo sestre Caroline Herschel prišel do zaključka, da ima Galaksija obliko elipsoida s Soncem v bližini središča. Kasneje, v 19. stoletju, so opazovali veliko število zvezd in naredili zvezdne kataloge z več sto tisoč zvezdami. Z metodo letne paralakse so tudi že znali meriti oddaljenost zvezd, a je ta metoda delovala le za bližnje zvezde in je bila zamudna. Zato so še naprej uporabljali štetje zvezd, a na večjem vzorcu. Jacobus Kapteyn je v začetku 20. stoletja prišel do modela Galaksije, ki je bil podoben Herschlovemu: elipsoid s Soncem v bližini središča in s polosema 10.000 in 50.000 svetlobnih let, s čimer je velikost Galaksije podcenil (ker ni vedel, da so zaradi absorpcije svetlobe v medzvezdnem prahu oddaljene zvezde videti šibkejše, kot so v resnici). Nasprotno je Harlow Shapley njeno velikost precenil – meril je oddaljenost kroglastih kopic in ocenil, da meri okoli 30.000 krat 300.000 svetlobnih let – a je prvi pravilno ugotovil, da je Sonce precej izmaknjeno iz središča Galaksije.

Danes vemo, da ima Galaksija obliko zelo sploščenega diska s premerom kakih 100.000 svetlobnih let in debelino okoli 3000 svetlobnih let. Sonce je v disku nekje na pol poti od središča do roba, približno 26.000 svetlobnih let od središča. Razmerje premera in debeline diska Galaksije je podobno kot razmerje med velikostjo in debelino zvezka A4.

V začetku 20. stoletja so se veliko ukvarjali z velikostjo Galaksije. S tem vprašanjem so bile povezane tudi spiralne meglice, ki so jih opazili na nebu, a niso vedeli, kako daleč so, in posledično tudi ne, kako velike in iz česa so: ali gre za plinaste oblake, ki ležijo v Galaksiji in so razmeroma majhni, ali za skupine zvezd, po velikosti podobne Galaksiji in ležeče daleč zunaj nje? To je bilo zelo pomembno vprašanje, saj je vključevalo vprašanje o velikosti vesolja: ali je naša Galaksija tako rekoč vse vesolje in je vesolje veliko le toliko kot naša Galaksija ali pa so spiralne meglice druge galaksije in je vesolje bistveno večje? Da bi našli odgovor, so leta 1920 v Washingtonu organizirali Veliko razpravo med Harlowom Shapleyjem, ki je zagovarjal stališče, da so spiralne meglice del Galaksije, in Heberjem Curtisom, ki je zagovarjal razlago, da so spiralne meglice druge galaksije. Razprava se je končala brez jasnega odgovora, saj so bili takrat razpoložljivi podatki pomanjkljivi in nenatančni.

Rešitev iz zagate je leta 1924 priskrbel Edwin Hubble. V spiralni meglici M31^[2] v ozvezdju Andromeda je identificiral kefeidne spremenljivke in z relacijo med njihovim izsevom in periodo, ki jo je odkrila Henrietta Swan Leavitt (glej 6.4.), izmeril razdaljo do meglice. Izmerjena oddaljenost^[3] je bila veliko večja od velikosti Galaksije, kar je pomenilo, da M31 leži zunaj nje. Iz izmerjene oddaljenosti in kotne velikosti M31 je sledilo tudi, da je po velikosti primerljiva z Galaksijo. Tako so ugotovili, da so M31 in druge spiralne meglice (navidezno manjše od M31, ker so dlje od nas) pravzaprav “otoška vesolja” (angl. island universes), kot so jim rekli takrat, oz. druge galaksije, kakor jih imenujemo danes. M31 je danes znana kot Andromedina galaksija. Oddaljena je okoli 2,5 milijona svetlobnih let in je naši Galaksiji najbližja velika galaksija. Še bliže leži nekaj majhnih galaksij, npr. Mali in Veliki Magellanov oblak, in nekaj deset še manjših.

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. Kasneje so z boljšo opremo opazili še bolj oddaljene galaksije in jate galaksij. V 50. letih 20. stoletja je imela najbolj oddaljena znana galaksija kozmološki rdeči premik (glej poglavje o kozmologiji) okrog , kar po danes sprejetem kozmološkem modelu ustreza oddaljenosti okrog 5 milijard svetlobnih let.^[4] Pomemben korak v “povečanju” vesolja v predstavah ljudi je bilo odkritje kvazarjev konec 50. in v 60. letih 20. stoletja. Kvazarji^[5] so zelo svetli izvori svetlobe (več v podpoglavju o aktivnih galaktičnih jedrih), zato jih lahko zaznajo, tudi če so zelo daleč. Leta 1965 so v primeru kvazarja z oznako 3C 9 izmerili rekorden kozmološki rdeči premik , ki ustreza oddaljenosti 10 milijard svetlobnih let. Kasneje so odkrili še bolj oddaljene. Vrsto let so bili kvazarji pomembni tudi kot edini način za proučevanje medgalaktične snovi. V spektru kvazarjeve svetlobe se namreč zapišejo odtisi medgalaktične snovi in galaksij, ki ležijo v smeri zveznice med nami in kvazarjem in ki absorbirajo del kvazarjeve svetlobe. V začetku 21. stoletja so se jim, tako pri podiranju rekordov oddaljenosti kot pri proučevanju medgalaktične snovi, pridružili t. i. dolgi izbruhi sevanja gama, izredno močne eksplozije, ki nastanejo ob kolapsu masivnih zvezd. Najbolj oddaljen zaznan izbruh sevanja gama se je zgodil pri oz. pred 13,1 milijarde let.

Danes lahko s sodobno opremo, z Vesoljskim satelitom Jamesa Webba, opazujejo galaksije, ki imajo kozmološki rdeči premik okoli , s katerih je svetloba do nas potovala približno 13,4 milijarde let. Vidijo jih takšne, kot so bile, ko je bilo vesolje še mlado. Najzgodnejšo doslej opaženo galaksijo vidijo takšno, kot je bila, ko je bilo vesolje staro zgolj 290 milijonov let. Z opazovanji zgodnjega vesolja bi radi bolje spoznali, kakšne so bile prve galaksije in prve zvezde – tem pravimo zvezde populacije III – le-te so bile samo iz vodika in helija in naj bi bile kratkoživeče in znatno masivnejše, kot so zvezde v današnjem vesolju.

Pomemben prispevek k razumevanju galaksij je leta 1944 naredil Walter Baade, ko je ugotovil, da se zvezde v spiralnih rokavih spiralnih galaksij zelo razlikujejo od zvezd v kroglastih kopicah, središčnih odebelitvah spiralnih galaksij in v eliptičnih galaksijah. Slednje so rdečkaste in imajo znatno nižjo kovinskost (vsebnost elementov, ki so v periodnem sistemu za helijem) od Sonca – te je imenoval zvezde populacije II. Nasprotno so zvezde v spiralnih rokavih modre in imajo podobno kovinskost kot Sonce – te so zvezde populacije I.

Pred samo sto leti so mislili, da je naša Galaksija celotno vesolje. Danes vemo, da je naša Galaksija le ena od nekaj sto milijard galaksij v opazljivem vesolju, da so galaksije različne in da so se skozi zgodovino vesolja spreminjale in razvijale.

7.2 Naša Galaksija

Naša Galaksija je spiralna galaksija s prečko (več v 7.3.).

Po sestavi je podobna drugim galaksijam in jo sestavljajo zvezde, plin, prah in temna snov. Masa vseh zvezd v Galaksiji je okoli , masa plina je okoli 10-krat manjša, masa prahu pa okoli 1000-krat manjša od mase zvezd. Veliko večino mase Galaksije, kakih 90 % ali , predstavlja temna snov (več o njej kasneje).

Po zgradbi komponente Galaksije delimo 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 okoli 3000 svetlobnih let. Znotraj debelega diska z debelino okoli 3000 svetlobnih let je tanki disk, ki ima debelino okoli 700 svetlobnih let. Zvezde v disku se večinoma gibljejo po približno krožnih tirnicah okrog središča Galaksije, in to urejeno, večina v isti smeri (gledano od daleč, nad Zemljinim severnim polom, se gibljejo v smeri urnih kazalcev). Naše Sonce je v disku, kakih 26.000 svetlobnih let od središča, in se tako kot druge zvezde giblje okrog središča: ima hitrost 230 km/s in za en obhod potrebuje okoli 225 milijonov let (eno Galaktično leto).

Hitrost zvezd se spreminja z oddaljenostjo od središča (Galaksija se ne vrti kot togo telo) in jo lahko uporabimo za merjenje mase Galaksije. Če predpostavimo, da je masa Galaksije porazdeljena krogelno simetrično (to ni povsem res) in da neka zvezda z maso na razdalji kroži okrog središča Galaksije s hitrostjo , potem velja, da sta gravitacijska in centripetalna sila enako veliki:

(3)  

Pri tem je masa znotraj . Sledi, da je obodna (ali rotacijska) hitrost zvezde na razdalji od središča:

(4)  

Spreminjanju rotacijske hitrosti z razdaljo od središča galaksije pravimo rotacijska krivulja. Primer je na sliki 7.2.

Ko gre do roba vidnega dela Galaksije, bi pričakovali, da se tam zaobjeta masa ne spreminja več znatno (saj tam ni videti več veliko zvezd ali plina ali prahu) in da bo zato rotacijska hitrost padala približno kot:

Vendar meritve rotacijskih hitrosti zvezd in oblakov plina na robu vidnega dela Galaksije kažejo, da tam ostaja konst. (slika 7.2). Iz tega in zgornje enačbe (4) sledi sklep, da zaobjeta masa pri veliki oddaljenosti še narašča, in sicer kot , čeprav tam vidne snovi ni. Zato sklepajo, da obstaja še neka nevidna snov, ki ima maso in deluje na vidno snov s svojo gravitacijsko silo (torej vpliva na gibanje zvezd in plina), ne deluje pa z elektromagnetno silo (ne oddaja, absorbira ali sipa svetlobe). Tej nevidni snovi pravimo temna snov.

Za zdaj ne vemo, kaj točno je temna snov. Obstaja več teoretičnih razlag, vendar še nobena ni eksperimentalno dokazana. Najbolj obetavne so razlage, da gre za masivne subatomske delce, na primer delce WIMP (angl. Weakly Interactive Massive Particles) ali aksione, ali pa prvobitne črne luknje (nastale kmalu po prapoku). Temna snov je porazdeljena po 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 (razmerje male in velike polosi ). Kako velik je halo, je težko določiti; nekatera opazovanja kažejo, da naj bi se raztezal vse do milijon svetlobnih let daleč.

V disku Galaksije je poleg zvezd tudi večina medzvezdne snovi v Galaksiji.

Medzvezdna snov je sestavljena iz plina in prahu, ki sta lahko razpršena ali zbrana v posameznih oblakih (meglicah).
Prah so 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. Prah predstavlja okrog 0,5-1 medzvezdne snovi.

Velika večina medzvezdne snovi je plin. Sestavljen je iz okoli 70 masnih vodika, 28 helija in preostanka iz kisika, ogljika, dušika, silicija, železa in drugih elementov. Vodik v medzvezdnem prostoru je lahko v obliki molekularnega vodika H, atomarnega vodika (območja HI) in ioniziranega vodika (območja HII).

Iz hladnih oblakov molekularnega vodika v disku Galaksije nastajajo nove zvezde. V njem zato najdemo zvezde različnih starosti, med njimi tudi tiste, ki živijo le kratek čas (tipa O, B), in z njimi povezana območja ioniziranega vodika (območja HII) oz. Strömgrenove sfere ter razsute kopice zvezd (glej 6.3.). Nastajanje zvezd je posebej močno v spiralnih rokavih. Tam najdemo tudi Bokove globule, majhne meglice z veliko prahu, ki ne prepuščajo svetlobe in so videti kot temne zaplate.

Kako nastanejo spiralni rokavi, za zdaj še ni do potankosti znano, nedavne raziskave kažejo, da je njihov nastanek povezan s preteklimi trki drugih, manjših galaksij v našo. Spiralni rokavi so nekakšni gostotni valovi, ki pa jih ne sestavljajo vedno iste zvezde: v večini diska so zvezde hitrejše od spiralnih rokavov, zato zvezde v rokave vstopajo in čez čas na drugi strani rokava izstopijo. Spiralni rokavi niso posledica “navijanja”: v času od nastanka Galaksije so zvezde naredile že več deset obhodov okoli središča Galaksije. Če bi spiralne rokave sestavljale vedno iste zvezde, bi morali biti veliko bolj tesno naviti.

Naše Galaksije ne moremo videti “od zgoraj”, zato je ugotavljanje števila in strukture spiralnih rokavov težavna naloga. Nekoč so menili, da ima Galaksija štiri spiralne rokave (Sonce je v t. i. Orionovem rokavu), novejše raziskave kažejo, da ima le dva glavna spiralna rokava (slika 7.3).

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

V središču Galaksije je črna luknja. Prepričljiv dokaz za njen obstoj je gibanje skupine zvezd v neposredni bližini središča (slika 7.4). Njihove eliptične tirnice po 3. Keplerjevem zakonu (enačba (47) iz 4. poglavja) omogočajo izračun mase telesa, okrog katerega se gibljejo, in kažejo, da se v središču Galaksije skriva masa okoli . Ker je ta velika masa zbrana v zelo majhnem območju (zvezda S0-16 se je središču Galaksije približala na vsega 45 a. e.), 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.

Drug prepričljiv dokaz je posnetek radijskega izvora Strelec A* ^[6] v središču Galaksije, ki so ga naredili z mrežo radijskih teleskopov Event Horizon Telescope (slika 7.5 desno). Na njem je svetel disk snovi in temna senca (črna luknja) v sredini.

Tudi zunaj diska Galaksije najdemo zvezde, a v manjšem številu – ležijo v zvezdnem haloju, ki se razteza okrog diska. Je večji od diska, a manjši od haloja temne snovi in ima premer okoli 200.000 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 so tudi posebne skupine zvezd, ki jim pravimo zvezdni tokovi in jih sestavljajo zvezde, ki po dinamičnih lastnostih (energiji, vrtilni količini) kažejo, da spadajo skupaj. Zvezdni tok je skupina zvezd, ki je bila nekoč zunaj naše Galaksije (morda je bila bližnja pritlikava galaksija), a jo je naša Galaksija s svojo gravitacijsko silo pritegnila in ujela. Ob večkratnih obhodih okoli središča Galaksije se skupina zaradi plimske sile Galaksije raztrga in zvezde se razpršijo ter pomešajo med zvezde naše Galaksije, kar prikazuje ta animacija.  Zvezdni tokovi naše Galaksije so prikazani na sliki 7.6).

7.3 Vrste galaksij

Naša Galaksija je le ena od mnogih galaksij v vesolju in po ničemer ne izstopa. Nekatere med njimi so večje, druge manjše od nje.

Da bi bolje razumeli galaksije, so jih razvrstili v skupine, ki imajo nekatere skupne lastnosti. Osnovna razvrstitev temelji na njihovi obliki oz. videzu v vidni svetlobi in ji rečemo Hubblova klasifikacija galaksij. Prikazana je na sliki 7.7.

Nekaj časa so menili, da je Hubblova klasifikacija povezana z razvojem galaksij – da se galaksije razvijajo in pri tem po tej klasifikaciji napredujejo od leve proti desni. Zato so eliptične galaksije imenovali galaksije zgodnjega tipa in spiralne galaksije poznega tipa. Danes vemo, da to ne drži. Galaksije so verjetno približno enako stare, njihove različne oblike pa so morda posledica različne učinkovitosti nastajanja zvezd med njihovim zgodnjim razvojem.

Eliptične galaksije so – kot pove že ime – eliptične ali okrogle oblike. Označimo jih s črko E, ki ji dodamo številko od 0 do 7, ki opisuje njeno navidezno sploščenost: , pri čemer sta in navidezna velika in mala polos. Galaksije E0 so videti okrogle, E7 pa zelo sploščene. Navidezna sploščenost je posledica dejanske oblike galaksije in njene orientacije glede na našo smer gledanja. Po velikosti so eliptične galaksije zelo različne, od pritlikavih eliptičnih galaksij, ki so okoli 20-krat manjše od naše Galaksije in jih je po današnjih ocenah v vesolju največ, do orjaških galaksij tipa cD, ki lahko vsebujejo tudi 10-krat več zvezd kot naša Galaksija.

Eliptične galaksije vsebujejo izredno malo plina in prahu, ki sta gradbena materiala za nastanek novih zvezd, zato v eliptičnih galaksijah ni mladih zvezd. Večina zvezd je starih in rdečih, bodisi da so rdeče orjakinje in nadorjakinje, ki so že zapustile glavno vejo HR-diagrama, ali hladne, rdeče in dolgožive manj masivne zvezde na glavni veji (glej podpoglavje 6.4).

Zvezde v eliptičnih galaksijah se neurejeno gibljejo v skupnem gravitacijskem polju; v različnih smereh in po tirnicah, ki ležijo v različnih ravninah. Zaradi naključnih smeri gibanja zvezd je povprečna hitrost zvezd enaka nič. Disperzija hitrosti je v tem primeru in je različna od nič. Uporabijo jo lahko (podobno kot rotacijsko hitrost v naši in drugih spiralnih galaksijah) za oceno celotne mase eliptične galaksije :

(5)  

Pri tem je polmer galaksije.
Meritve kažejo, da so mase eliptičnih galaksij bistveno večje od skupne mase vseh zvezd, plina in prahu v njih. Zato sklepajo, da je okrog 90 mase eliptičnih galaksij v neki nevidni obliki snovi – v temni snovi.

Za eliptične galaksije velja Faber-Jacksonova relacija med izsevom in disperzijo hitrosti:

(6)  

Ta relacija nam omogoča meriti oddaljenost eliptičnih galaksij. Če izmerimo , lahko s to relacijo določimo izsev in s tem absolutni sij. Če izmerimo še navidezni sij, lahko po Pogsonovem zakonu oz. (enačbi (11) iz 1. poglavja) izračunamo oddaljenost galaksije.

Spiralne galaksije delimo na spiralne galaksije s prečko (oznaka SB – Spiral Barred) in spiralne galaksije brez prečke (oznaka S). So sploščene, diskaste oblike. V središču imajo bolj ali manj izraženo središčno odebelitev in lahko tudi podolgovato prečko. V disku imajo spiralne rokave. Glede na izrazitost teh komponent jih naprej delimo na:

• tip Sa oz. SBa – ima izrazito središčno odebelitev in tesno navite spiralne rokave,
• tip Sb oz. SBb – ima srednje izrazito odebelitev in srednje tesno navite spiralne rokave ter
• tip Sc oz. SBc – ima manj izrazito središčno odebelitev in široko navite spiralne rokave.

Spiralne galaksije v disku vsebujejo precej plina in prahu, zato je disk oz. natančneje spiralni rokavi kraj, kjer se rojevajo nove zvezde. Ker so med njimi tudi zelo masivne, kratkožive, vroče, modre zvezde, so spiralni rokavi na slikah izrazito vidni in so modrikaste barve. Središčne odebelitve so običajno rdečkaste in sestavljene iz starejših zvezd. Prav tako je redek zvezdni halo, ki obdaja disk, iz starih zvezd.

Gibanje zvezd v središčni odebelitvi in v zvezdnem haloju spiralne galaksije je neurejeno: zvezde se gibljejo v vse smeri, v vseh ravninah. Gibanje zvezd v disku je urejeno: večina zvezd se giblje po tirnicah v ravnini diska, v isto smer. Iz izmerjene hitrosti kroženja zvezd v disku okoli središča galaksije lahko izmerijo celotno maso galaksije (tako kot pri naši Galaksiji):

(7)  

Izkaže se, podobno kot pri naši in eliptičnih galaksijah, da je okrog 90 mase v spiralnih galaksijah v obliki za zdaj še neznane temne snovi.

Za spiralne galaksije velja Tully-Fisherjeva relacija med izsevom in največjo hitrostjo kroženja:

(8)  

Podobno kot Faber-Jacksonova relacija za eliptične galaksije nam ta relacija omogoča meriti oddaljenost spiralnih galaksij. Prek izmerjene ugotovimo izsev in absolutni sij. Če izmerimo še navidezni sij, po Pogsonovem zakonu oz. (enačbi (11) iz 1. poglavja) dobimo oddaljenost galaksije.

Lečaste galaksije so po obliki in lastnostih med eliptičnimi in spiralnimi galaksijami. Imajo disk, a so brez spiralnih rokavov. Vsebujejo precej prahu in nekaj plina, zato v njih nastajajo nove zvezde, a v manjšem številu kot v spiralnih galaksijah. V lečastih galaksijah prevladujejo pretežno stare, rdeče zvezde. Označimo jih z S0 (lečasta galaksija brez prečke) ali SB0 (lečasta galaksija s prečko).

Nepravilne galaksije označimo z Irr (iz angl. Irregular). V to skupino uvrščamo galaksije, ki imajo nepravilno obliko in ne spadajo v nobeno od prej naštetih vrst. Primera nepravilnih galaksij sta Veliki in Mali Magellanov oblak. Mnoge od teh nepravilnih galaksij so posledica trka dveh galaksij.

Galaksije lahko predstavimo v diagramu barve in sija (angl. Colour-Magnitude Diagram), kjer na vodoravno os nanesemo sij galaksije in na navpično os barvo (razliko sijev v različnih barvnih filtrih, npr. modrem in rdečem). Na takem diagramu (slika 7.8) so opazne tri skupine galaksij: rdeča sekvenca, zelena dolina in modri oblak. V rdeči sekvenci je večina eliptičnih galaksij (v katerih je nastajanje zvezd ugasnilo). V modrem oblaku so pretežno spiralne galaksije (v katerih nastajanje zvezd še intenzivno poteka). Med tema dvema skupinama je zelena dolina, kjer je le malo galaksij. Tam so umeščene galaksije, v katerih nastajanje novih zvezd ugaša, morda zato, ker zmanjkuje plina, morda zaradi trka z drugo galaksijo ali/in prisotnosti aktivne črne luknje (naslednje podpoglavje).

Naša Galaksija in Andromedina galaksija sta v zeleni dolini, saj jima počasi zmanjkuje plina in se v njima nastajanje zvezd upočasnjuje.

7.4 Črne luknje v središču galaksij in aktivna galaktična jedra

V središču velike večine ali morda celo v vseh velikih galaksijah so črne luknje, ki imajo maso od okoli 100.000 do nekaj milijard mas Sonca (). Takim črnim luknjam pravimo (super)masivne črne luknje.

Obstajajo tudi črne luknje z maso pod 100 , ki jim pravimo zvezdne črne luknje. Po današnjem razumevanju lahko črna luknja z maso do okoli 60 do 70 nastane ob koncu razvoja masivne zvezde, pri kolapsu njene sredice. Z zlivanjem zvezdnih črnih lukenj v dvojnem sistemu lahko nastanejo masivnejše črne luknje. Tovrstne dogodke zaznavajo detektorji gravitacijskih valov LIGO/Virgo. Doslej so zaznali nekaj primerov, pri katerih je imela novonastala črna luknja maso nad 100 (največja masa tako zaznane črne luknje doslej je bila okoli 170 ).

Črnim luknjam z maso od okoli 100 do 100.000 pravimo srednjemasivne črne luknje.  Tovrstne črne luknje verjetno obstajajo v središču manjših galaksij in morda tudi v masivnih kroglastih kopicah zvezd.

Supermasivne črne luknje v središču galaksij razkriva gibanje zvezd in plina v njihovi bližini. Iz hitrosti slednjih lahko sklepajo na maso, okoli katere se gibljejo. Ugotovili so, da je v središčih v majhnem delu prostora velika masa. V večini primerov na tem mestu ni videti ničesar ali pa izvor svetlobe ni posebno močan. Najboljša razlaga za tak rezultat opazovanj je črna luknja, saj ustreza opazovalnim dejstvom: ne oddaja svetlobe in je majhna – po enačbi za Schwarzschildov radij (enačba (50), 6. poglavje) lahko izračunamo, da ima črna luknja z maso Schwarzschildov polmer 20 a. e. in je torej po velikosti primerljiva z Osončjem (kar je veliko manjše od velikosti galaksij.)

Da bi se v majhnem delu prostora v središču galaksij skrivala velika masa v neki drugi obliki, ni verjetno. Na primer, da bi bili v središču galaksij gosti oblaki temnih zvezd: bodisi zvezd, ki imajo premajhno maso, da bi v svojem središču sprožile jedrsko zlivanje (rjave pritlikavke), bodisi temnih ostankov zvezd, ki so vso jedrsko gorivo že porabile (bele pritlikavke, nevtronske zvezde, črne luknje z majhno maso). Tak oblak ne bi bil stabilen in bi lahko obstajal le kratek čas. V njem bi namreč pogosto prihajalo do trkov med zvezdami, pri čemer bi nekatere zvezde odneslo iz oblaka, preostale pa bi se sesedle v črno luknjo.

Morebitne še obstoječe dvome o obstoju supermasivnih črnih lukenj je razblinil prvi posnetek neposredne okolice črne luknje v galaksiji M87, ki ga je naredil Event Horizon Telescope (slika 7.5 levo).

Nastanek supermasivnih črnih lukenj za zdaj ni povsem znan in je še tema raziskav. Obstaja več možnosti. Lahko da so nastale ob samem nastanku galaksij kot že precej masivne črne luknje in so se potem počasi večale, ko so požirale okoliško snov. Po drugi razlagi so nastale kasneje v razvoju galaksij iz majhnih črnih lukenj, ki so se sesedle v središču galaksij in so potem začele hitro rasti ob intenzivnem črpanju plina in zvezd iz okolice. Možno je tudi, da je njihov nastanek povezan s trki galaksij.

V večini galaksij s supermasivno črno luknjo so le-te iz svoje neposredne okolice posrkale vso snov  in so neaktivne.

Okoli 10 galaksij ima zelo svetla središča. Svetijo do nekaj 100-krat močneje kot vse zvezde v galaksiji skupaj. Takemu središču galaksije pravimo aktivno galaktično jedro in galaksiji aktivna galaksija.

Aktivna galaktična jedra imajo izjemno visoke izseve: tipični izsev je okoli W oz. .

Mnoga v kratkem času znatno spreminjajo izsev, na časovnih skalah od nekaj dni do nekaj mesecev.

Časovna spremenljivost omogoča, da ocenimo velikost območja, iz katerega prihaja izsev. Motnja, ki povzroča spremembo izseva, se ne more širiti hitreje od svetlobe. Zato območje, iz katerega prihaja izsev, ne more biti večje, kot je razdalja, ki jo v tem času prepotuje svetloba. Če se izsev spreminja na časovni skali , potem je velikost območja :

(9)  

Aktivna galaktična jedra so torej velika kvečjemu od nekaj svetlobnih dni do nekaj svetlobnih mesecev, kar je več redov velikosti manj od značilnih velikosti galaksij (več deset tisoč svetlobnih let).

Poleg tega, da izsev aktivnega galaktičnega jedra prihaja z majhnega območja v središču galaksije in daleč presega izsev vseh zvezd v galaksiji skupaj, se njegova svetloba razlikuje od svetlobe neaktivnih galaksij tudi po spektru – koliko energije izseva pri različnih valovnih dolžinah oz. vrstah svetlobe. Svetloba običajnih galaksij izvira predvsem iz milijard zvezd, ki jih vsebujejo, in jo lahko približno opišemo kot “vsoto” spektrov zvezd (črnih teles s temperaturo od 3000 do 40.000 K), ki sevajo v bližnjih ultravijoličnih, vidnih in infrardečih valovnih dolžinah. Aktivna galaktična jedra pa oddajajo svetlobo v širokem razponu valovnih dolžin, od radijske do rentgentske svetlobe. Slika… prikazuje primerjavo med spektrom galaksije tipa cD in spektrom aktivnega galaktičnega jedra tipa kvazar 3C 273.

Spektri aktivnih galaktičnih jeder kažejo netermično sevanje, ki ga ni mogoče razložiti samo z zvezdami (ali drugimi objekti, ki bi sevali kot črna telesa). To kaže, da imajo neki dodaten vir svetlobe.

Lastnosti aktivnih galaktičnih jeder lahko pojasnimo z modelom s supermasivno črno luknjo, ki požira snov iz okolice – je aktivna. Okoli črne luknje v središču galaksije je akrecijski disk, v katerem snov po spiralni poti pada proti črni luknji, se ob tem segreje do milijon stopinj in zelo močno sveti. Čeprav iz črne luknje svetloba ne more uiti, je padanje snovi v črno luknjo lahko izjemno močan vir energije. Poglejmo, kako.

Velikost črne luknje – njeno obzorje dogodkov – določa Schwarzschildov radij (enačba (50), 6. poglavje), ki je premosorazmeren z njeno maso M. Ko snov pada proti črni luknji, se njena hitrost približuje svetlobni hitrosti. A preden pade v črno luknjo, mora izgubiti vrtilno količino. Okrog črne luknje se navija v obliki akrecijskega diska (slika 7.11), se segreva in oddaja energijo v obliki elektromagnetnega valovanja/svetlobe.

Naj prihaja snov mase z velike razdalje in pada proti črni luknji. Pri tem se ji zmanjšuje gravitacijska energija in se pretvarja v druge oblike – kinetično in notranjo energijo. Predpostavimo, da ta sproščena energija črni luknji lahko pobegne (ne pade skupaj s snovjo vanjo, ampak se izseva v obliki svetlobe), vse dokler ne doseže zadnje stabilne krožne orbite okoli črne luknje, ki je pri . Do te razdalje se gravitacijska potencialna energija zmanjša za:

(10)  

Pri tem smo v zadnjem koraku uporabili izraz za Roschildov radij (enačna (50), 6. poglavje) za . Vidimo, da se pri tem procesu sprosti do 17 mirovne energije padajoče snovi, kar je približno 20-krat več kot pri jedrskem zlivanju vodika v helij (0,7 , glej enačbo (27), 6. poglavje). Padanje snovi v črno luknjo je najbolj učinkovit proces pridobivanja energije v vesolju, kar jih poznamo.

V nekaterih aktivnih galaktičnih jedrih opazijo enega ali dva nasprotno usmerjena curka snovi, ki izhajata iz središča in sta dolga do okoli milijon svetlobnih let. To pomeni, da ta jedra delujejo vsaj milijon let in da se ves ta čas smer curka ne spreminja kaj dosti. Nastanek curkov snovi je povezan z magnetohidrodinamiko notranjih delov akrecijskega diska, a še ni povsem pojasnjen. Verjetno je, da je smer curkov povezana s smerjo vrtilne količine črne luknje.

V modelu aktivnega galaktičnega jedra s črno luknjo lahko ob zmernejši predpostavki, da je učinkovitost le 10 , ocenimo, da mora za opazovane izseve aktivnih galaktičnih jeder v središčno črno luknjo pasti za nekaj snovi na leto. V običajni galaksiji, ki ima nekaj , je v središčnih delih več kot dovolj snovi, da lahko napaja črno luknjo milijarde let. Ta model torej lahko razloži velike izseve in dolgoživost aktivnih galaktičnih jeder.

Vendar črna luknja ne more posrkati vase vse snovi v galaksiji, saj se velika večina zvezd in plina giblje okoli središča galaksije na veliki razdalji in ima veliko vrtilno količino, zato ni v nevarnosti, da bi padla v črno luknjo. Ko središčna črna luknja “počisti” svojo okolico in ji zmanjka snovi, aktivno galaktično jedro ugasne. Če dobi nov vir snovi za požiranje, se lahko ponovno prižge.

Poglejmo, ali nam opazovanja kaj povedo o masi črne luknje – ali zadošča katerakoli črna luknja?

Velikost črne luknje je navzgor omejena z velikostjo območja, iz katerega prihaja izsev in ki ga določimo iz časovne spremenljivosti (9): . Uporabimo izraz za Schwarzschildov radij (enačba (50), 6. poglavje) in za 1 dan oz. 1 mesec dobimo oceni, da mora biti masa črne luknje manjša od oz. .

Masa črne luknje je omejena tudi navzdol. Spodnjo mejo določa izsev aktivnega galaktičnega jedra. Če pada v črno luknjo masni tok snovi in se pri tem 10 mirovne energije pretvori v svetlobo, je izsev:

(11)  

Vidimo, da je izsev premo sorazmeren z masnim tokom snovi v črno luknjo. Če povečamo masni tok, se poveča izsev. Vendar to ne gre do poljubno visokih izsevov. Najvišji izsev za izvor, ki ga napaja padanje snovi, je navzgor omejen zaradi sevalnega tlaka. Da snov pada proti masi , mora biti gravitacijski privlak na delce padajoče snovi (v tem primeru delce ioniziranega plina, večinoma vodika) večji od sile sevalnega tlaka, ki ga povzroči nastala svetloba (izsev) in ki “odpihuje” delce vstran. Najvišji možni izsev je takrat, ko sta gravitacijska sila in sila zaradi sevalnega tlaka enaki. Pravimo mu Eddingtonova limita:

(12)  

Pri tem je masa vodikovega atoma, (Thomsonov sipalni presek) in (klasični radij elektrona).

Iz opazovanih izsevov aktivnih galaktičnih jeder in Eddingtonove limite ocenimo, da morajo biti mase središčnih črnih lukenj vsaj med in .

Obstaja več vrst aktivnih galaksij: Seyfertove galaksije tipa 1 in 2, radijske galaksije, kvazarji in blazarji. Vsaka vrsta ima svoje značilnosti, vendar je vsem skupen velik izsev, ki prihaja z majhnega območja, in spekter svetlobe, ki se zelo razlikuje od spektra običajnih, neaktivnih galaksij. Opažene razlike med njimi so po današnjem razumevanju posledica tega, da so različno obrnjene glede na smer našega pogleda (slika 7.11).

7.6 Prostorska porazdelitev galaksij

Galaksije so povsod okoli nas: so različno daleč od nas in v vseh smereh neba (v vidni svetlobi jih ne vidimo v smereh Rimske ceste, ker jih zakrivata plin in prah v ravnini naše Galaksije, ki ne prepuščata vidne svetlobe). Kako so galaksije razporejene po vesolju? Opazovanja kažejo, da njihova porazdelitev ni naključna in povsem enakomerna.

7.6.1. Skupine in jate galaksij

Mnoge galaksije se z drugimi bližnjimi galaksijami združujejo v skupine galaksij (angl. groups) . V njih so galaksije med seboj vezane z medsebojno gravitacijsko silo. Običajno je v skupini do 50 galaksij.

Večje skupine so jate galaksij (angl. clusters). Vsebujejo od okrog 50 do nekaj sto ali celo tisoč galaksij. Opazovanja kažejo, da je večina jat galaksij približno enako velikih in imajo polmer okoli 6–7 milijonov svetlobnih let, ki mu pravimo Abellov radij. 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, v kateri so še Andromedina galaksija, Mali in Veliki Magellanov oblak, M33 in več deset drugih majhnih galaksij. Lokalna skupina ima premer okoli 10 milijonov svetlobnih let. Daleč največji članici Lokalne skupine 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 (slika 7.12) in jata v Devici, katere del je naša Lokalna skupina (jate so poimenovane po ozvezdju, v katerem jih vidimo).

Mase jat galaksij lahko merijo z različnimi metodami.

• Iz hitrosti medsebojnega gibanja galaksij v jati lahko ocenijo gravitacijsko silo, ki jih drži skupaj oz. kolikšna masa je za to potrebna;
• Okrog jat galaksij in znotraj njih obstaja redek, a zelo vroč medgalaktični plin, ki sveti v rentgenski svetlobi. Iz lastnosti te svetlobe (valovna dolžina, jakost) lahko ocenijo maso, ki ta plin veže na jato galaksij.
• V bližini telesa z veliko maso se svetlobni žarki ukrivijo, podobno kot pri potovanju skozi zbiralno lečo. Zato se slika opazovanega telesa ojači in popači, če gre njegova svetloba na poti do nas mimo masivnega objekta. Tudi jata galaksij lahko deluje kot gravitacijska leča (slika 7.13). Iz tega, kako spremeni sliko izvora, ki leži za njo, lahko izračunajo maso jate.

Z vsemi tremi metodami so ugotovili, da so mase jat galaksij okoli . Ko celotno maso neke jate primerjajo s skupno maso vseh zvezd, plina in prahu v njenih galaksijah, ugotovijo, da v večini jat ta snov predstavlja le kake 3 celotne mase jate. Medgalaktičnega plina je za okoli 17 , preostanek mase jate, okoli 80 , je v obliki neznane temne snovi.

7.6.2. Na večji skali od jat galaksij

Jate galaksij se 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 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 pogledamo karto vesolja na še večjih skalah, vidimo, da se nadjate ne povezujejo še naprej v večje gravitacijsko vezane skupine. A kljub temu po vesolju niso razporejene povsem naključno in enakomerno. V nekaterih delih vesolja je število jat in nadjat galaksij večje, v drugih manjše. Tridimenzionalna razporeditev spominja na (neurejeno) pajčevino: ponekod so gostejša vlakna (angl. filaments) in plahte (angl. sheets), drugje pa praznine (angl. voids) (slika 7.15).

Na skalah, večjih od okoli 500 milijonov svetlobnih let, naj bi bilo vesolje homogeno. Lokalne nehomogenosti (zgostitve, kot so galaksije, jate, nadjate) naj bi se na teh velikih skalah izravnale oz. izpovprečile – povprečna gostota poljubnega (dovolj velikega) dela vesolja naj bi bila približno enaka kot povprečna gostota kateregakoli drugega (dovolj velikega) dela vesolja.

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 , število atomov .

7.7 Razvoj galaksij

Razvoj galaksij je zelo kompleksen proces. Pri njegovem proučevanju uporabljajo dva pristopa, ki se med seboj dopolnjujeta: opazovanja, s katerimi gredo v času nazaj, in teoretične modele, s katerimi gredo v času naprej.

• Opazovanja: svetloba potuje s končno hitrostjo, zato vidimo oddaljene galaksije take, kot so bile pred časom – takrat, ko so oddale svetlobo, ki jo mi sedaj sprejemamo. Z opazovanjem različno oddaljenih galaksij poskušajo ugotoviti, kako drugačne so bile galaksije (v povprečju) v preteklosti od današnjih galaksij – kako so se spreminjale s časom.
• Teoretični modeli: Z uporabo podatkov o zgodnjem vesolju (zlasti fluktuacij v gostoti, glej prasevanje v 8.2.) in z upoštevanjem fizikalnih zakonov razvijejo matematične modele in računalniške simulacije, s katerimi proučujejo, kako so v mladem vesolju galaksije nastajale in kako so se spreminjale skozi njegov razvoj.

Teoretične napovedi primerjajo z opazovalnimi rezultati, na primer, kakšne so značilne lastnosti galaksij pri neki starosti vesolja.

Posebno vlogo ima tudi proučevanje naše Galaksije in njenega razvoja (t. i. galaktična arheologija), saj jo lahko, glede na to, da smo v njej, proučujejo veliko podrobneje kot druge galaksije.

Po današnjem razumevanju so izvor nastanka galaksij in drugih struktur v vesolju fluktuacije v gostoti v zelo mladem vesolju, kmalu po njegovem nastanku. Iz teh “zgoščin” so rasle najprej manjše strukture/galaksije, ki so se nato v medsebojnih trkih združevale v večje (tako imenovani scenarij od spodaj navzgor, angl. bottom up).

Zelo shematski opis rezultatov podrobnih računalniških simulacij je sledeč. Pri razvoju galaksij imajo po vsej verjetnosti zelo pomembno vlogo trki galaksij. Ob trku dveh galaksij nastane večja, eliptična galaksija. Če eliptična galaksija dovolj časa ne doživi trka z drugo veliko galaksijo, se medgalaktični plin, ki ga galaksija priteguje vase, sčasoma usede v disk, prične se nastajanje novih zvezd in galaksija postane spiralna. Če pride do novega trka s kako večjo galaksijo, je rezultat spet eliptična galaksija. Ta opis se ujema z opazovanji, ki kažejo, da je v gostih delih jat galaksij, kjer je pogostost trkov med galaksijami večja, več eliptičnih in lečastih galaksij, v najgostejših predelih galaktičnih jat pa spiralnih galaksij sploh ni.

Poleg trkov imajo velik vpliv na razvoj galaksij tudi masivne mlade zvezde in posledično eksplozije supernov, izmenjevanje plina med galaksijo in medgalaktičnim prostorom in masivne črne luknje v galaksiji.

Trki naj bi bili pomembni tudi za razvoj jat in nadjat galaksij: večje oz. bogatejše naj bi nastale s trki in združevanjem manjših oz. manj bogatih.