Galaktiku klasifikācija: Pēc formas galaktikas iedala trīs tipos – eliptiskās, spirālveida un nerergulārās.
Spirālveida un lēcveida galaktikas: Lielākā daļa galaktiku, tāpat kā mūsu Galaktika, ir spirālveida.
Eliptiskās un neregulārās galaktikas: Eliptiskās un neregulārās galaktikas ir ļoti atšķirīgas.
Aktīvās galaktikas: Dažu galaktiku kodolos norisinās intensīvi procesi, kuros rodas spēcīgs starojums.
Galaktiku mijiedarbība: Galaktikas var mainīt savu struktūru mijiedarbojoties vai pat saplūstot.
Galaktiku klasifikācija
Daļa miglaino plankumu, kas redzami starp zvaigznēm, nepieder mūsu Galaktikai, bet ir patstāvīgas zvaigžņu sistēmas - galaktikas. Vēl 20. gadsimta sākumā nebija skaidrības par galaktiku dabu - tās uzskatīja par mūsu Galaktikā ietilpstošiem spirālveida miglājiem. Tikai 1924. gadā amerikāņu astronomam Edvinam Hablam izdevās ar tai laikā pasaulē spēcīgāko Vilsona kalna observatorijas teleskopu ieraudzīt atsevišķas zvaigznes Andromedas miglājā un pierādīt, ka spirālveida miglāji ir tālas zvaigžņu sistēmas. Spēcīgā teleskopā pie visas debess var redzēt aptuveni desmitiem miljonu galaktiku un katra no tām ir milzīga zvaigžņu sistēma ar daudziem miljardiem zvaigžņu. Taču patiesībā galaktiku ir vēl daudz vairāk. Galaktiku izmēri ir ļoti dažādi. Pastāv gigantiskas galaktikas, kas ir vairākas reizes lielākas par mūsu Galaktiku, taču netrūkst arī pundurgalaktiku.
Pēc ārējā izskata galaktikas iedala eliptiskajās, spirālveida un neregulārajās galaktikās (1. att.). Eliptiskās galaktikas ir lodveida vai saplacināti zvaigžņu mākoņi. Tās apzīmē ar burtu E un to saspieduma pakāpi raksturo ar skaitli no 0 līdz 7. E0 tipa galaktikas ir lodveidīgas, bet E7 – stipri saplacinātas. Mūsu galaktika pieder pie spirālveida galaktikām. To raksturīgākā pazīme ir spirālzari. Spirālveida galaktikas dalās divās grupās. Normālajām spirālveida galaktikām (S) spirālzari sākas tieši no centra, bet šķērsotajām spirālveida galaktikām (SB) centrālais sablīvējums ir pagarināts un spirālzari sākas tā galos. Pastāv arī lēcveida galaktikas (S0), kas ir pārejas forma no eliptiskajām uz spirālveida galaktikām. Neregulārās galaktikas (Ir), kā rāda nosaukums, ir neregulāras formas zvaigžņu mākoņi.
1. att. E. Habla ieviestā galaktiku klasifikācija.
_1725612855.jpg)
Tabula 1: Galaktiku tipi
Spirālveida un lēcveida galaktikas
Spirālveida galaktikas veido apmēram 60 % galaktiku no to kopskaita. Savukārt puse no visām spirālveida galaktikām ir šķērsotās galaktikas. Galaktiku izvietojums attiecībā pret Zemi atšķiras (2. att.), tādēļ daļu galaktiku mēs redzam it kā pretskatā, citas - ieslīpi vai arī no sāniem. Pēdējām bieži redzama tumšo miglāju josla, kas sadala galaktiku divās daļās.
2. att. Spirālveida galaktikas, kas redzamas no dažādiem leņķiem (HST attēls)
Spirālveida galaktikām, tāpat kā mūsu Galaktikai, ir zvaigžņu disks ar centrālo sablīvējumu. Praktiski katrai galaktikai centrālā sablīvējuma vidū atrodas supermasīvs melnais carums. Tas ir sfērisks sablīvējums, kurā ir daudz vecu zvaigžņu, kurām ir stipri eliptiskas orbītas. Ja tās ir šķērsotās galaktikas, tad centrālajam sablīvējumam ir "rokas", kuras rotē kā ciets ķermenis. Tās arī darbojas kā kanāli gāzes un zvaigžņu apmaiņai ar disku. Tā rašanās vēljoprojām nav līdz galam skaidra, bet tas varētu būt vai nu galaktiku apvienošanās dēļ vai arī vienmērīgas zvaigžņu un gāzes sablīvešanās centrālajā daļā dēļ.
Galaktikas diskā atrodas lielākā daļa zvaigžņu, gāzes un putekļu (3. att.). Spirālzaros atrodas lielākais gāžu sablīvejums, līdz ar to tur arī rodas jaunas, spožas zvaigznes. Spirāles rotē ātrāk tuvāk centram un lēnāk prom no tā, kas ļauj saglabāt spirālveida formu. Lielāko spirālveida galaktiku diametrs sasniedz pat vairāk kā 100 kpc.
Spirālies tiek uzturētas un raksturotas ar blīvuma viļņu teoriju. Tā iemesla dēļ arī tur rodas gāzu sablīvējumi dažādo rotācijas ātrumu dēļ diskā, kas ļauj radīt jaunas zvaigznes. Šī teorija arī paredz, ka šīs spirāles var izdzīvot miljardiem gadu, ja vien galaktika nesaskrienas ar kādu citu šajā laika posmā. Tad mijiedarbību rezultāta galaktikas struktūra var tikt pilnībā izjaukta.
3. att. Džeimsa Veba teleskopa spirālveida galaktikas NGC 628 attēls. Sarkanās spirales reprezentē gāzi (JWST attēls)
Pēc spirālzaru attīstības pakāpes spirālveida galaktikas iedala trīs apakštipos: Sa, Sb un Sc. Sa tipa galaktikām ir liels centrālais sablīvējums un vāji izteikti spirālzari, Sc - spirālzari ir visizteiktākie. Šķērsotās galaktikas apzīmē attiecīgi SBa, SBb un SBc. Mūsu Galaktika pieder pie SBc tipa galaktikām
Lēcveida galaktikas (4. att.) veido aptuveni 20 % visu galaktiku. Lēcveida galaktikas ir līdzīgas gan eliptiskajām, gan spirālveida galaktikām. Tām ir saplacināts zvaigžņu disks ar blīvāku centrālo daļu līdzīgi kā spirālveida galaktikām, bet tām nav spirālzaru un tās ir biezākas, kā jau eliptiskajām galaktikām. Lēcveida galaktikām ir maz vai vispār nav gāzes un putekļu, kas nozīmē, ka tās ir praktiski pārstājušas veidot jaunas zvaigznes. Tāpēc tās galvenokārt sastāv no vecākām zvaigznēm, līdzīgi kā eliptiskās galaktikas.
4. att. Lēcveida galaktika NGC 1023, kas ir viena no tuvākajām un masīvakajām šāda tipa galaktikām (HST attēls)
Lēcveida galktikas var izveidoties, kad spirālveida galaktikas zaudē savu gāzi un putekļus no mijiedarbībām ar citām galaktikām vai arī no karstās gāzes galaktiku kopās, kas arī to izkliedē. Šis galaktiku tips tiek bieži vien uzskatīts kā starpposms starp spirālveida un eliptiskajām galaktikām - galaktika jau ir zaudējusi spirālzarus, bet vēl nav pilnīgi eliptiska struktūra. Visbiežāk lēcveida galaktikas ir sastopamas galaktiku kopās, kur apstākļi ir labvēlīgi to izveidei.
Eliptiskās un neregulārās galaktikas
Eliptiskās galaktikas (5. att.) veido 15% galaktiku kopskaita. Tām ir ļoti vienkārša struktūra. Eliptiskās galaktikas ir elipsoidālas formas zvaigžņu mākoņi, kuru spožums pakāpeniski palielinās centra virzienā. Tajās praktiski nav gāzes, tāpēc tajās nenotiek jaunu zvaigžņu veidošanās. Eliptiskās galaktikas sastāv galvenokārt no vecām zvaigznēm - sarkanajiem milžiem, dzeltenajiem un sarkanajiem punduriem. Starp eliptiskajām galaktikām sastopamas gan pašas lielākās galaktikas ar milzīgu diametru, masu un starjaudu, gan niecīgas pundurgalaktikas.
5. att. Eliptiskā galaktika Abell S0740 (NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA); J. Blakeslee (Washington State University) attēls)
Eliptiskās galaktikas parasti atrodas galaktiku kopu centros, tātad to blīvakajā reģionā. Savukārt spirālveida galaktikas atrodas tālu no centra. Tas ir tāpēc, ka ir uzskatīts, ka elipitiskās galaktikas veidojas no spirālveidu galaktiku saplūšanas kopā. Galaktiku kopās, kur ir vairāk galaktiku, ir lielāka iespeja tām saskrieties un saplūst kopā. Tikmēr kopu nomalē ir mazāk galaktiku, līdz ar to spirālveida galaktikas ir pasargātākas no kaimiņiem.
25% galaktiku, kas neietilpst nevienā no minētajiem iedalījumiem, ir neregulārās galaktikas (6.att.). Tām ir neregulāra forma un neviendabīga struktūra. Tām nav ne centrālā sablīvējuma, ne spirālzari, ne citas izteiktas struktūras. Šajās galaktikās ir daudz gāzu un putekļu, kas veido 20 līdz 50 % visas galaktikas masas. Atsevišķos neregulāro galaktiku apgabalos norisinās intensīva zvaigžņu veidošanās, tāpēc tur ir daudz jaunu un karstu zvaigžņu. Neregulāro galaktiku masa, izmēri un starjauda vidēji ir mazāka nekā eliptiskajām un spirālveida galaktikām.
6. att. Neregulārā pundurgalaktika NGC 5264 (ESA/Hubble & NASA)
Neregulārās galaktikas var iedalīt divās kategorijās. Pirmā veida neregulārajām galaktikām ir redzamas kaut kāda veida struktūras, piemēram, kaut ko līzīgu spirālzariem. Tomēr tās nav pietiekamas, lai tās varētu klasificēt kā elliptisku vai spirālveida galaktiku. VIena no pazīstamākajām šī tipa galaktikām ir Lielais Magelāna Mākonis. Otrā veida galaktikām nav iespējams ieraudzīt nekāda veida struktūras.
Šīs galaktikas var veidoties dažādos ceļos, bet lielākoties tas ir no galaktiku saplūšanas vai arī no kaimiņgalaktikām, kas ar tām mijiedarbojas un pilnībā izmaina. Līdz ar to ir ļoti vērtīgi novērot šīs galaktikas, jo tās dod gan informāciju par galaktiku mijiedarbošanos, gan arī par zvaigzņu veidošanos.
Citas galaktiku klasifikācijas
Līdz šim mēs aprakstījām galaktiku klasifikāciju, kas tika izveidota 20. gadsima sākumā. Šī klasifikācija balstās uz vizuālo galaktiku izskatu. Gandrīz 100 gadi ir pagājuši, un mums ir daudz vairāk metodes, kā galaktikas novērot, līdz ar to arī citas metodes kā tās klasificēt. Jāpiemin, kaut gan Habla klasifikācija ir veca metode, tā tomēr ir ļoti noderīga, kas arī ir iemesls, kāpēc tā vēljoprojām ir tik populāra.
Habla klasifikācijai ir vairākas problēmas. Pirmkārt, galaktikas var tikai klasificēt, ja tās ir novērotas ar labu izšķirtspēju. Ja neredz to struktūru, tad arī nespēs noteikt galaktikas kategoriju. Otrkārt, šī metode neiekļauj nevienu fizikālu parameteru - starjaudu, masu, zvaigžņu "dzimstību", zvaigžņu orbītas un citus. Lai gan jau iepriekš redzējām, ka vairāki fizikāli parametri ir saistīti ar vienu vai otru galaktiku veidu, tomēr tas netiek tieši iekļauts klasifikācijā. Treškārt, galaktikas veids ir atkarīgs no leņķa, kādā tā tiek novērota. Piemēram, ja ir saplacināta elliptiskā galaktika, tad, ja to novērotu no sāna, tad varētu ļoti labi redzēt tās dimensijas. Bet ja tā tiktu novērota no augšas, tad izskatītos, ka tā ir sfēriska elliptiskā galaktika, un tai tiktu iedota nepareizā kategorija (7. att.)!
7. att. Ilustrācija, kā elliptisko galaktiku klasifikācija ir atkarīga no novērotāja leņķa pret vienu un to pašu galaktiku (Cosmos attēls)
Lai vairākas no šīm problēmām atrisinātu, ir piedāvatas neiskaitāmi daudz citas galaktiku klasifikācijas. Viena no populārākajām ir Vakulēra klasifikācija (8. att.), kas ir kā papildinajums Habla klasifikācijai. Viņam šķita, ka ir svarīgi klasificēt spirālveida galaktikas pēc to trīs svarīgākajām kategorijām: centrālā sablīvējuma pagarinājuma (šķēsotās spirālveida galaktikas), gredzena un spirālzariem. Tagad tā vairs nav dakšveida diagramma, bet gan trīsdimensionāla diagramma, kas attēlota kreisajā pusē 8. att.
8. att. Vakulēra klasifikācija. Galvenās izmaiņas ir attēlotas labajā pusē, kur iekļauj gredzenveidīgas spirālveida galaktikas, kā arī s-veida (Spiral structures in galaxies grāmatas attēls)
Ir vēl dažnedažādas klasifikācijas, kas, piemēram, iekļauj to fizikālās īpašības, kā starjaudu. Vai arī sadala tās trijās kategorijās - cik tās ir sablīvētas, asimetriskas un gludas -, un pēc tā atķšir dažādas galaktikas. Tomēr viena no veiksmīgākajām klasifikācijām ir pēc to zvaigžņu kinemātiskās un dinamiskās kustības (9. att.). Īsumā, ar šo metodi apskata, cik organizēti vai haotiski zvaigznes kustās galaktikā, un pēc tā tās var iedalīt vairākās kategorijās. Tomēr šīs kategorijas var reducēt uz divām kategorijām vien - ātrie un lēnie rotētāji. Tātad eliptiskās galaktikas rotē lielākoties lēni, un jo plakanākas tās ir, jo ātrāk tās rotē. Un ātrie rotētāji ir vai nu spirālveida vai lēcveida galaktikas. Šī klasifkācija lieliski parāda galaktikas evolūcijas gaitu no labās uz kreiso pusi, kā arī tā ir praktiski neatkarīga no galaktikas leņķa pret novērotāju, jo zvaigzņu ātrums nemainīsies!
9. att. Kinemātiskā galaktiku klasifikācija (Atlas3D attēls)
Kinemātiskā galaktiku klasifikācija ir viena no jaunākajām, un tā arī izmanto modernu novērošanu veidu - 3D spektrometriju, kas ļauj novērot galaktiku spektru vairākās galaktikas vietās. Var iztēloties, ka galaktika ir sadalīta pikseļos, un katrā pikselī ir iespējams novērot tās spektru. Pēc spektra arī var noteikt vidējo zvaigzņu rotācijas ātrumu, pateicoties Doplera efektam. Pikselis, kas vairāk "kustēsies" uz novērotāju, būs zilāks spektrs, bet ja tas attālināsies, tad tas būs sarkanāks. Lūk, tā var noteikt zvaigžņu dinamikas sadalījumu galaktikā un pēc tā arī zvaigznes klasificēt!
Aktīvās galaktikas
Nelielai daļai galaktiku ir neparasti kodoli, kas spēcīgi izstaro redzamo gaismu, radioviļņus un citu starojumu, kā arī izmet gāzu strūklas. Galaktikas, kuru kodolos notiek intensīvi procesi, sauc par aktīvajām galaktikām (10.att). Šie intensīvie procesi ir skaidrojami ar supermasīvu melno caurumu centrā, kam apkārt ir akrēcijas disks, kurā notiek arī šie enerģiskie un spožie notikumi. Atkarībā no dominējošā starojuma veida, izšķir radiogalaktikas, Seiferta galaktikas, blazārus, kvazārus un citus veidus.
10. att. Aktīvās galaktikas kodola ilustrācija, kur tas ir apskauts ar gāzes un putekļu mākoni (NASA/JPL attēls)
Vēsturiski šķita, ka visi šie dažādie veidi arī nāk no dažādiem avotiem. Bija teorijas, ka galaktikas bija citādākas katram aktīvo galaktiku veidam vai arī bija melno caurumu masas vai citu īpašību atšķirības. Beigu beigās, līdzīgi kā ar standarta modeli daļiņām, izdevās apvienot visus šos dažadā tipa aktīvās galaktikas vienotā modeli, ko arī sauc par aktīvo galaktiku apvienoto modeli (11. att.). Šis attēls ir pilns ar dažnežādiem terminiem, kategorijām un svešvārdiem. Īsumā apskatīsim pašu svarīgāko.
11. att. Apvienotais modelis aktīvajām galaktikām (Richard J. Britto attēls)
Vispirms apskatīsim pašas aktīvās galaktikas struktūru (12. att.). Tātad pašā vidū atrodas supermasīvs melnais caurums, kura masa var būt vairāku miljardu Saules masu liela. Apkārt tam atrodas akrēcijas disks, kas ir veidots no pārņemtām zvaigznēm, gāzes un putekļiem. Tas ir ļoti karsts, un tā temperatūra palielinās, jo tuvāk tas ir melnajam caurumam. Vistuvāk tam tas sasniedz vairāku miljonu kelvinu temperatūru. Tad ap šo melno caurumu un akrēcijas disku ir izveidojies elektronu plazma, kas ir kaut kas līdzīgs kā Saulei korona. No šī reģiona tiek izdalīts augstas enerģijas starojums, ko bieži vien novēro rentgenstarojuma vai gamma starojuma diapazonā. Un tad dažiem melnajiem caurumiem var novērot arī strūklas, kas izšaujas no to poliem. Dažiem melnajiem caurumiem to nav, dažiem ir tikai viena, dažiem ir abas, kā tas ir parādīts 12. attēlā.
Tad šo visu struktūru apņem tors (virtuļveida forma), kas ir veidots no putekļiem. Tas nav sfēriska tipa objekts, bet gan izveidojies akrēcijas diska plaknē. Tas bieži vien bloķē skatu uz centru, līdz ar to lielu daļu starojuma. Perpendikulāri šai plaknei atrodas šie šaurie un platie līniju reģioni (11. att.). Tajos atrodas gāzu un putekļu mākoņi, kas ir izkaisīti vienmērīgi apkārt toram. Nosaukums radies, jo tie izstaro šauras vai platas emisijas līnijas. Šauras līnijas ir tāpēc, ka šie reģioni atrodas tālāk no centra, līdz ar to tiem ir mazāka ietekme no melnā cauruma un tātad arī mazāks ātrums. Tas nozīmē, ka Doplera efekts nav tik liels. Pretēji ir platajiem emisijas reģioniem, kas atrodas pietiekami tuvu melnajam caurumam, lai tas paplašinātu novērotā spektra līnijas.
12. att. Aktīvās galaktikas kodola struktūra (B. Saxton NRAO/AUI/NSF attēls)
Ar pamatstruktūru tikuši galā, varam iet atpakaļ pie 11. attēla. Ko nozīmē visas actiņas šajā attēlā? Tā ir tā būtiskākā ideja apvienotajai teorijai - aktīvās galaktikas veids ir atkarīgs, no kāda leņķa tiek novērots. Piemēram, ja mēs skatītos aktīvajai galaktikai tieši pretī strūklai, tad mēs to kategorizētu kā blazāru. Tomēr ja to pašu galaktiku mēs vērotu apakšas, kur strūklas nav, tad mēs tiektu, ka tā ir Seiferta galaktika. Šīs galaktikas sīkāk apskatīsim vēlāk, bet vispirms - kas ir radio klusas un skaļas galaktikas? Kāda loma ir to jaudai?
Aktīvās galaktikas var iedalīt divās lielās kategorijās - radio skaļas un radio klusas. Tātad radio skaļajām galaktikām ir būtisks radio diapazona starojums, kas parasti rodas no strūklām (13. att.). Šādas galaktikas ir tikai 10% no visām aktīvajām galaktikām. Pārējās galaktikas ir radio klusās. Tās neasociējas ar spēcīgām strūklām, līdz ar to, lai gan tām ir pietiekami jaudīgs starojums UV, redzamajā un rentgena diapazonā, tās nav "spožas" radio diapazonā.
13. att. Radio diapazona novērojumi aktīvajai galaktikai (rozā krāsa), kurai ir izteiktas strūklas abos virzonos (NASA, ESA, S. Baum and C. O'Dea (RIT), R. Perley unW. Cotton (NRAO/AUI/NSF), un the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) attēls)
Tad var vēl iedalīt divās lielās kategorijās - mazas un agustas jaudas aktīvās galaktikas. Tas ir atkarīgs no akrēcijas diska un no tā, kādā tempā materiāls tiek "apēsts". Tātad mazas jaudas aktīvajām galaktikām lēnāk tiek iegūts materiāls, lai uzturētu akrēcijas disku. Līdz ar to tas nav tik spožs, kā arī bieži vien tas nespēj izveidot strūklas. Augstas jaudas galaktikas akrēcijas disks tiek labi "pabarots", līdz ar to šīs galaktikas parasti ir ar lielu starjaudu visu starojumu diapazonos. Tiem arī ir spēcīgas strūklas, kas dažkārt arī ietekmē visas galaktikas noteikošos procesus. Piemēram, tās var izviest lielu daļu gāzes no galaktikām, un tās vairs nebūs spējīgas veidot jaunas zvaigznes. To sauc par aktīvo galaktiku atgriezenisko saiti.
Pēdējā no 11. attēla klasifikācijām ir Fanarofa-Railija (FR) piedāvātā, kas salīdzina kodola un apkārtnes starjaudu (14. att.). Tātad FR I tipa aktīvajām galaktikām kodols ir spožākā struktūra, un tas paliek blāvāks tālāk no centra. Savukārt FR II veida galaktikām spožākā virsma radio diapazonā ir tieši ārpus kodola. Šajām aktīvajām galaktikām ir izteiktas lodveida struktūras, kas redzamas arī 13. attēlā. Tie ir mākoņi, kuri veidojušies no izmestā materiāla caur kodola strūklām.
14. att. Fanarofa-Railija klasifikācija (Emma Alexander attēls)
Kā redzams, aktīvajām galaktikām ir dažnedažādas klasifikācijas, un mēs tikai apskatījām populārākās. Tās ir tik daudz, jo aktīvās galaktikas ir sarežģīti objekti, kuriem ir daudz atsevišķu komponenšu, un katra no tām sniedz informāciju par kopējo veidolu. Katrā kategorijā arī atrodas specifiska veida aktīvās galaktikas, kur dažas no tām tagad izpētīsim.
Blazāri - vienas no spožākajām un dinamiskākajām parādībām Visumā (15. att). Blazāri izceļas ar to, ka viena no daļiņu strūklām ir pavērsta gandrīz tieši pret Zemi. Šī orientācija rada ārkārtīgi spilgtu un mainīgu starojumu, kas aptver plašu elektromagnētiskā spektra daļu — no radioviļņiem līdz gamma stariem. Blazāri maina to spožumu īsā laika periodā, jo tas ir tieši atkarīgs no tā, ko tas apēd. Apēdot lielāku porciju gāzes, tas spēj izdalīt vairāk starojuma, līdz ar to mēs saņemam enerģiskākas strūklas. Jāņem vērā, ka salīdzināšana ar diētu nav līdz galam akurāta, jo īstenībā materiāls no akrēcijas diska tiek izšauts ārā ar sarežģītu, bet ļoti spēcīgu, magnētiskā lauka palīdzību. Jo galu galā, ja melnais caurums tiešām kaut ko apēd, tad tas nekad neizkļus ārā.
15. att. Mākslinieka ilustrācija, kā aktīvā galaktika, šajā gadījumā Blazārs, ir tieši pavērsts pret Zemi (IceCube/NASA attēls)
Kvazāri (16. att.) ir arī ārkārtīgi spoži un enerģiski aktīvie galaktiku kodoli, kuru starojums pārsniedz to saimniekgalaktiku kopējo spožumu. Tie ir apzīmēti kā QSO jeb angliski quasi-stellar objects, tā kā 1950. gados, kad tie tika atklāti, to izcelsme nebija zināma. Kā redzams 11. attēlā, kvazāri tiek novēroti ar lielāku leņķi no strūklas, un atkarībā no šī leņķa vēl var iedalīt dažādus kvazāra veidus. Tomēr tiem ir vienāds darbības princips - akrēcijas disks ap to supermasīvo melno caurumu ir pilns ar gāzi un putekļiem, un tas tiek uzkarsēts tik milzīgās temperatūrās, ka tā starojums var būt tūkstoš reižu spožāks par tā galaktiku.
Tā kā kvazāri ir tik spoži, tad tos var novērot ļoti lielos attālumos, kas nozīmē, ka mēs tos varam novērot arī agrīnajā Visumā. Paši jaunākie kvazāri ir novēroti tikai 700 miljonus gadus pēc Lielā sprādziena. Tas palīdz mums izprast galaktiku un to centrā esošo melno caurumu dinamiku, jo viens no lielajiem astrofizikas jautājumiem ir - kā un kad melnie caurumi radās galaktiku centrā? Un kāda ir to ietekme uz pašu galaktiku?
16. att. Mākslinieka ilustrācija kvazāram (NASA/ESA/CSA/Joseph Olmsted (STScI) attēls)
Seiferta galaktikas (17. att.), kā redzams 11. attēlā, tiek novērotas bez strūklām no kodola. Tas nozīmē, ka tās arī ir mazāk spožas nekā iepriekš minētie veidi. Šajām galaktikām, lai gan ir spožs kodols gan redzamajā, gan UV, gan rentgenstarojuma diapazonā, tomēr vēljoprojām var redzēt saimniekgalaktikas definējošās struktūras, piemēram, spirālveida zarus. Seiferta galaktikas iedala divos veidos, kas ir atkarīgs, vai tās kodols tiek caurskatīts caur toru, līdz ar to daļa no starojuma tiek aizsegts no gāzes un putekļiem.
17. att. Seiferta galaktika NCG 5728 (ESA/Hubble, A. Riess et al., J. Greene attēls)
Tātad seiferta galatikas ir ļoti līdzīgas kvazāriem pēc to emisijas principa, tikai tās nav tik spožas, līdz ar to tās atrodas tuvāk. Aptuveni 10% no visām galaktikām ir tieši Seiferta galaktikas, tāpēc tās ir visvairāk izpētītas. Ar to palīdzību var vēl labāk nekā ar kvazāriem izpētīt aktīvo kodolu ietekmi uz pašu galaktiku.
Galaktiku mijiedarbība
Galaktikas savā starpā arī var mijiedarboties. To jau esam īsi pieminējuši, aprakstot Magelāna mākoņus un Piena ceļu. Starp galaktikām var notikt dažāda veida mijiedarbības, kas ir atkarīga no abu galaktiku masas un attāluma. Šīs mijiedarbības var būt vājas, kas izraisa nelielas strukturālas izmaiņas, bet tās arī var būt dramatiskas sadursmes, kas var radikāli pārveidot galaktiku izskatu un evolūciju. Galaktiku mijiedarbības ir būtisks aspekts galaktiku veidošanās un attīstības procesā un ir galvenais faktors, kas ietekmē zvaigžņu veidošanos, supermasīvo melno caurumu aktivitāti un vispārējo galaktiku struktūru.
18. att. Galaktiku saplūšana, kas veido lielākas galaktikas (ESO attēls)
Ja divas galaktikas atrodas cieši blakus, starp tām darbojas spēcīgs pievilkšanās spēks, kas izraisa galaktiku pārvietošanos vienai attiecībā pret otru un var arī izmainīt galaktiku formu. Reizēm notiek galaktiku sadursmes. Sadursme šajā gadījumā ir nosacīts jēdziens, jo attālumi starp zvaigznēm galaktikās ir ļoti lieli un galaktikas var brīvi iziet viena otrai cauri, zvaigznēm nesaskaroties. Taču starp tām notiek gravitācijas mijiedarbība, tāpēc šādas galaktikas sauc par mijiedarbojošām galaktikām. Iespējams arī galaktiku “kanibālisms”, kad lielākā galaktika “aprij” mazāko, piesaistot sev daļu tās zvaigžņu. No mūsu viedokļa galaktiku sadursme ir lēns process - tā ilgst vairākus simtus miljonu gadu, tāpēc no Zemes šķiet kā nemainīga, sastingusi aina.
Galaktiku saplūšana ir būtisks process, kas var būtiski ietekmēt galaktiku evolūciju (18. att.). Kad divas galaktikas saplūst, gravitācijas spēki izjauc to sākotnējās struktūras, izraisot intensīvu gāzu un zvaigžņu kustību. Tas bieži vien izraisa masveida zvaigžņu veidošanos, jo gāze tiek saspiesta un jauni zvaigžņu kopumi veidojas saplūšanas vietās. Tajā pašā laikā galaktiku centrālie supermasīvie melnie caurumi var sākt aktīvāk pievilkt materiālu, veicinot aktīvo galaktiku kodolu darbību. Saplūšanas rezultātā spirālveida galaktikas bieži kļūst par eliptiskajām galaktikām, zaudējot savas spirālstruktūras un izveidojot vienmērīgāku, masīvāku formu. Šī dinamiskā mijiedarbība būtiski ietekmē galaktiku izskatu, to zvaigžņu veidošanās spējas un turpmāko attīstību.
