Rozwiązali wielką zagadkę kosmosu. Wiemy już, co nadaje galaktykom kształt
Astronomowie odkryli, że galaktyki karłowate nie rodzą się z gotowym kształtem, lecz ewoluują ku jednej wspólnej formie. Za tym procesem stoją niewidzialne grudki ciemnej materii.
Galaktyki karłowate sferoidalne od lat stawiały astronomom pytanie, na które nie potrafili odpowiedzieć. Dlaczego ich wnętrza wyglądają zupełnie inaczej, niż przewidują modele ciemnej materii? Nowe badanie dwóch astronomów z Uniwersytetu w Edynburgu i Uniwersytetu Kalifornijskiego w San Diego proponuje odpowiedź, która zmienia sposób myślenia o tym, jak galaktyki powstają i dojrzewają. Każda z nich ma z góry wyznaczoną formę końcową, a za cały proces odpowiadają niewidzialne grudki ciemnej materii ukryte w ich wnętrzu.
Kosmiczne góry lodowe
Galaktyki karłowate sferoidalne to jedne z najciekawszych obiektów we Wszechświecie i jednocześnie jedne z najbardziej zdradliwych. Gdy astronomowie patrzą na nie przez teleskopy, widzą bardzo niewiele: garstki starych, bladych gwiazd, tak mało jasnych, że łatwo je przeoczyć. Typowa karłowata sferoidalna galaktyka może zawierać zaledwie kilka tysięcy do kilku milionów gwiazd. To nic w porównaniu z setkami miliardów gwiazd w Drodze Mlecznej.
Pozory jednak mylą. Pomiary ruchu tych kilku gwiazd pokazują, że galaktyki karłowate poruszają się tak, jakby ważyły znacznie więcej, niż wynika z ich widocznej masy. Ogromna większość ich masy (nawet ponad 99 proc.) to ciemna materia, czyli niewidzialna substancja, która nie emituje światła, nie odbija go i nie wchodzi w interakcje elektromagnetyczne, ale wywiera potężny wpływ grawitacyjny. Galaktyki karłowate to w gruncie rzeczy kosmiczne góry lodowe. To, co widzimy na powierzchni, stanowi znikomy ułamek tego, co naprawdę tam jest.
Właśnie ta dominacja ciemnej materii czyni galaktyki karłowate idealnym laboratorium. Są na tyle proste (mało gazu, mało kurzu, stare populacje gwiazd), że wpływ zwykłej materii na ich strukturę jest minimalny. Jeśli chcesz zrozumieć, jak zachowuje się ciemna materia, spójrz na galaktykę karłowatą. Problem w tym, że to, co widać, nie pasuje do tego, co powinno być.
Zagadka szczytu i płaskowyżu
Najlepsze modele ciemnej materii oparte na tzw. modelu zimnej ciemnej materii, który od dekad stanowi fundament kosmologii przewidują, że gęstość ciemnej materii powinna gwałtownie rosnąć ku centrum każdej galaktyki. Im bliżej środka, tym więcej ciemnej materii stłoczonej na coraz mniejszej przestrzeni. Na wykresie tworzy to ostry szczyt.
Tyle z teorii. Gdy naukowcy mierzą faktyczne ruchy gwiazd we wnętrzach galaktyk karłowatych, widzą coś zupełnie innego. Zamiast skoncentrowanego piku gęstości w centrum, obserwują łagodny, płaski rozkład. Jakby ktoś wziął ostry szczyt i spłaszczył go dłonią.
Ta rozbieżność między teorią (szczyt) a obserwacjami (płaskowyż) jest jednym z najbardziej uporczywych problemów we współczesnej kosmologii. Jedni podejrzewają, że modele ciemnej materii wymagają fundamentalnej korekty. Inni szukają mechanizmów, które mogłyby wygładzić ten szczyt w trakcie ewolucji galaktyki, np. wybuchy supernowych wyrzucające gaz z centrum i zmieniające rozkład grawitacyjny. Jeszcze inni proponują alternatywne formy ciemnej materii (ciepłą, samooddziałującą, rozmytą), które z natury tworzą łagodniejsze profile gęstości.
Właśnie na tym tle pojawia się praca Jorge Peñarrubie z Uniwersytetu w Edynburgu i Ethana O. Nadlera z Uniwersytetu Kalifornijskiego w San Diego, która proponuje rozwiązanie bez konieczności zmiany samego modelu ciemnej materii.
To prawdziwy kosmiczny flipper
Kluczem do nowego modelu jest pojęcie ciemnych subhalo, czyli mniejszych grudek ciemnej materii zagnieżdżonych wewnątrz większego halo ciemnej materii, które otacza każdą galaktykę karłowatą. Kosmologiczny model zimnej ciemnej materii przewiduje, że takie podstruktury powinny istnieć w dużych ilościach. Formują się naturalnie w procesie hierarchicznego budowania struktury Wszechświata – mniejsze skupiska materii łączą się w większe, ale wiele z tych mniejszych przetrwa jako odrębne bryły wewnątrz większej całości.
Te ciemne subhalo nie świecą. Nie tworzą gwiazd. Nie da się ich zobaczyć żadnym teleskopem. Oddziałują jednak grawitacyjnie i właśnie to jest istotne. Każda z tych niewidzialnych grudek wywiera na gwiazdy galaktyki karłowatej niewielką, ale nieprzewidywalną siłę grawitacyjną. Gwiazdy, zamiast krążyć spokojnie po regularnych orbitach, są nieustannie potrącane.
Peñarrubia i Nadler opisują te potrącenia jako stochastyczne fluktuacje sił – przypadkowe, chaotyczne zmiany pola grawitacyjnego, które dostarczają gwiazdom energii i stopniowo rozszerzają ich orbity. Gwiazdy zyskują energię kinetyczną, oddalają się od centrum galaktyki, a cała struktura gwiazdowa powoli puchnie i rozprzestrzenia się. To rodzaj wewnętrznego ogrzewania galaktyki. Powolnego, ale nieodwracalnego.
Kosmiczny atraktor, czyli z góry wyznaczona forma
Okazuje się, że to rozszerzanie się nie jest chaotyczne ani przypadkowe. Galaktyka karłowata potrącana przez ciemne subhalo nie rozpływa się w nieskończoność. Zmierza ku ściśle określonej konfiguracji końcowej, którą naukowcy nazywają atraktorem dynamicznym.
Atraktor dynamiczny to stan w fizyce, do którego system naturalnie zmierza niezależnie od warunków początkowych. Trochę jak kula, którą można puścić z dowolnego miejsca na ściankach misy, która zawsze skończy na dnie. Peñarrubia i Nadler wykazali, że każda galaktyka karłowata sferoidalna, bez względu na to, jak wyglądała na początku, zmierza ku stanowi, w którym jej promień połówkowy (radius, w obrębie którego mieści się połowa światła galaktyki) zbliża się do pewnej charakterystycznej skali halo ciemnej materii, a rozrzut prędkości gwiazd stabilizuje się na poziomie około połowy maksymalnej prędkości kołowej w halo.
To oznacza, że różnorodność galaktyk karłowatych, którą obserwujemy dziś (różne rozmiary, różne wewnętrzne dynamiki) nie odzwierciedla różnych warunków początkowych. To raczej migawki z różnych etapów tej samej podróży ku wspólnej formie końcowej. Jak gdyby wszystkie te małe galaktyki podążały tym samym kosmicznym planem budowy, ale każda była na innym etapie realizacji.
Pływy przyspieszają, izolacja spowalnia
Tempo, w jakim galaktyka karłowata dojrzewa do swojej formy końcowej, zależy od tego, gdzie się znajduje. Galaktyki orbitujące wokół dużych sąsiadów są dodatkowo szarpane grawitacyjnie przez siły pływowe. Wielka galaktyka rozciąga i obdziera mniejszą z zewnętrznych warstw ciemnej materii, przyspieszając cały proces wewnętrznego ogrzewania i ekspansji.
Symulacje pokazują, że galaktyka karłowata musi stracić ponad 99 proc. swojej początkowej ciemnej materii, zanim zacznie tracić znaczącą liczbę gwiazd. Ciemna materia jest rozłożona znacznie szerzej niż gwiazdy, więc jako pierwsza podlega erozji. Gwiazdy, zagnieżdżone głęboko w centrum potencjału grawitacyjnego, są chronione do samego końca.
Galaktyki karłowate dryfujące samotnie w pustce kosmicznej, bez wielkiego sąsiada, który by je szarpał, też zmierzają ku atraktorowi, ale drogą znacznie wolniejszą. Badacze szacują, że galaktyka w izolacji może potrzebować nawet 14 mld lat, czyli mniej więcej tyle, ile wynosi wiek Wszechświata, żeby w pełni osiągnąć stabilną formę końcową. To sugeruje, że część najdrobniejszych galaktyk, które obserwujemy, wciąż jest po prostu w drodze.
Opracowali wirtualne galaktyki na superkomputerach
Peñarrubia i Nadler nie ograniczyli się jednak tylko do rozważań teoretycznych. Zbudowali cyfrowe modele miniaturowych galaktyk, wypełnili je milionami wirtualnych cząstek gwiezdnych i ciemnych subhalo, a następnie śledzili ich ewolucję przez miliardy lat w symulacjach N-ciałowych – zaawansowanych obliczeniach komputerowych, w których każda cząstka oddziałuje grawitacyjnie na każdą inną.
Część symulowanych galaktyk umieścili na wydłużonych orbitach wokół wirtualnej Drogi Mlecznej, żeby sprawdzić, jak siły pływowe wpływają na proces. Inne zostawili w izolacji. We wszystkich przypadkach galaktyki zmierzały ku temu samemu atraktorowi. Różniły się jedynie tempem podróży.
Następnie porównali przewidywania modelu z rzeczywistymi danymi obserwacyjnymi z galaktyk karłowatych orbitujących wokół naszej Drogi Mlecznej. Odkryli, że satelity Drogi Mlecznej układają się wzdłuż przewidywanych torów pływowych, czyli krzywych ewolucyjnych, które model wyznacza dla galaktyk poddawanych ogrzewaniu przez subhalo i jednoczesnej erozji pływowej. Stosunek rozrzutu prędkości gwiazd do maksymalnej prędkości kołowej w halo wynosił w różnych modelach od 0,48 do 0,54. To niezwykle spójna wartość, sugerująca, że mamy do czynienia z uniwersalnym zachowaniem.
Ukryte galaktyki, o których nie wiemy
Jednym z najbardziej intrygujących przewidywań modelu jest istnienie galaktyk, które mogły się rozszerzyć do tego stopnia, że stały się praktycznie niewykrywalne. Badacze z Edynburga opublikowali wcześniej osobną pracę, w której pokazali, że niektóre modele galaktyk karłowatych ogrzewanych przez subhalo rozszerzają się tak bardzo, iż ich rozmiary i rozrzuty prędkości przypominają tzw. galaktyki ultradyfuzyjne, czyli rozległe, blade obiekty znane z obserwacji, ale o luminosjach miliony razy niższych. Takie galaktyki-widma byłyby niewidoczne dla obecnych przeglądów nieba.
Przeczytaj także:
Jeśli ten scenariusz jest prawdziwy, to Wszechświat może być zaludniony przez populację miniaturowych, ekstremalnie rozrzedzonych galaktyk, o których istnieniu nie mamy pojęcia. Przyszłe obserwatoria będą miały szansę ich szukać. Jeśli je znajdą, będzie to potężne potwierdzenie modelu ciemnych subhalo.
