Astronomowie byli w stanie dokonać ogromnego postępu w mapowaniu spiralnej struktury Drogi Mlecznej po odkryciu linii 21-cm pochodzącej od chłodnego wodoru (zobacz Między gwiazdami: gaz i pył w kosmosie). Należy pamiętać, że przesłaniający efekt pyłu międzygwiazdowego uniemożliwia nam dostrzeżenie gwiazd znajdujących się w dużych odległościach w dysku na widzialnych długościach fal. Jednak fale radiowe o długości 21 cm przechodzą bezpośrednio przez pył, umożliwiając astronomom wykrycie atomów wodoru w całej Galaktyce. Nowsze badania podczerwonej emisji gwiazd w dysku dostarczyły podobnej, wolnej od pyłu perspektywy na rozkład gwiazd w naszej Galaktyce. Pomimo postępu, jaki dokonał się w ciągu ostatnich pięćdziesięciu lat, wciąż dopiero zaczynamy poznawać dokładną strukturę naszej Galaktyki.

Ramiona Drogi Mlecznej

Nasze obserwacje radiowe gazowego składnika dysku wskazują, że Galaktyka ma dwa główne ramiona spiralne wyrastające z poprzeczki oraz kilka słabszych ramion i krótszych odgałęzień. Możesz zobaczyć niedawno zmontowaną mapę struktury ramion naszej Galaktyki – uzyskaną z badań w podczerwieni – na rysunku 1.

Słońce znajduje się blisko wewnętrznej krawędzi krótkiego ramienia zwanego Ostrogą Oriona, które ma około 10 000 lat świetlnych długości i zawiera takie rzucające się w oczy obiekty jak Szczelina Cygnusa (wielka ciemna mgławica w letniej Drodze Mlecznej) i jasna Mgławica Oriona. Rysunek 2 przedstawia kilka innych obiektów, które dzielą z nami ten niewielki fragment Galaktyki i są łatwe do dostrzeżenia. Pamiętaj, że im dalej od naszego własnego ramienia próbujemy patrzeć, tym bardziej pył w Galaktyce narasta i utrudnia jej obserwację w świetle widzialnym.

Formation of Spiral Structure

W odległości Słońca od swojego centrum, Galaktyka nie obraca się jak solidne koło lub płyta CD w odtwarzaczu. Zamiast tego sposób, w jaki poszczególne obiekty obracają się wokół centrum Galaktyki, przypomina bardziej Układ Słoneczny. Gwiazdy, jak również obłoki gazu i pyłu, podlegają trzeciemu prawu Keplera. Obiekty znajdujące się dalej od centrum potrzebują więcej czasu, aby zakończyć swoją orbitę wokół Galaktyki, niż te znajdujące się bliżej centrum. Innymi słowy, gwiazdy (i materia międzygwiazdowa) na większych orbitach w Galaktyce pozostają w tyle za tymi na mniejszych. Efekt ten nazywany jest rotacją różnicową galaktyki.

Rotacja różnicowa wydaje się wyjaśniać, dlaczego tak wiele materii w dysku Drogi Mlecznej jest skupione w wydłużone elementy przypominające ramiona spiralne. Bez względu na to jakie było pierwotne rozmieszczenie materii, rotacja różnicowa Galaktyki może rozciągnąć ją w spiralne kształty. Rysunek 3 przedstawia powstawanie ramion spiralnych z dwóch nieregularnych plam materii międzygwiazdowej. Zauważmy, że gdy fragmenty plam najbliższe centrum galaktyki poruszają się szybciej, te bardziej oddalone pozostają w tyle.

Ale taki obraz ramion spiralnych stawia astronomów przed bezpośrednim problemem. Gdyby to było wszystko, rotacja różnicowa – w ciągu około 13 miliardów lat historii Galaktyki – zacieśniałaby ramiona Galaktyki coraz bardziej i bardziej, aż zniknęłyby wszelkie pozory struktury spiralnej. Ale czy Droga Mleczna rzeczywiście posiadała ramiona spiralne, gdy formowała się 13 miliardów lat temu? I czy raz uformowane ramiona spiralne utrzymują się przez tak długi czas?

Dzięki pojawieniu się Kosmicznego Teleskopu Hubble’a możliwe stało się obserwowanie struktury bardzo odległych galaktyk oraz sprawdzenie, jak wyglądały one krótko po tym, jak zaczęły się formować ponad 13 miliardów lat temu. Obserwacje pokazują, że galaktyki w powijakach miały jasne, zbite regiony gwiazdotwórcze, ale nie miały regularnej struktury spiralnej.

W ciągu następnych kilku miliardów lat galaktyki zaczęły się „uspokajać”. Galaktyki, które miały stać się spiralami, straciły swoje masywne kępy i rozwinęły centralne wybrzuszenie. Turbulencje w tych galaktykach zmniejszyły się, rotacja zaczęła dominować w ruchach gwiazd i gazu, a gwiazdy zaczęły formować się w znacznie cichszym dysku. Mniejsze kępy gwiazdotwórcze zaczęły formować rozmyte, niezbyt wyraźne ramiona spiralne. Jasne, dobrze zdefiniowane ramiona spiralne zaczęły się pojawiać dopiero, gdy galaktyki miały około 3,6 miliarda lat. Początkowo istniały dwa dobrze zdefiniowane ramiona. Wieloramienne struktury w galaktykach, takie jak widzimy w Drodze Mlecznej, pojawiły się dopiero, gdy wszechświat miał około 8 miliardów lat.

Historię galaktyk omówimy bardziej szczegółowo w Ewolucji i rozmieszczeniu galaktyk. Ale nawet z naszej krótkiej dyskusji można wynieść, że struktury spiralne, które obecnie obserwujemy w dojrzałych galaktykach, pojawiły się później w pełnej historii rozwoju wszechświata.

Naukowcy użyli obliczeń superkomputerowych do modelowania powstawania i ewolucji ramion. Obliczenia te śledzą ruchy do 100 milionów „cząstek gwiazd”, aby zobaczyć, czy siły grawitacyjne mogą spowodować ich formowanie się w struktury spiralne. Obliczenia te pokazują, że gigantyczne obłoki molekularne (które omawialiśmy w Między gwiazdami: Gaz i pył w kosmosie) mają wystarczający wpływ grawitacyjny na swoje otoczenie, aby zainicjować tworzenie się struktur, które wyglądają jak ramiona spiralne. Ramiona te stają się wówczas samonapędzające i mogą przetrwać przez co najmniej kilka miliardów lat. Ramiona mogą z czasem zmieniać swoją jasność w miarę pojawiania się i znikania formacji gwiazd, ale nie są to cechy tymczasowe. Koncentracja materii w ramionach wywiera wystarczającą siłę grawitacyjną, aby utrzymać ramiona razem przez długie okresy czasu.

Słownik

różniczkowa rotacja galaktyk:

pomysł, że różne części Galaktyki obracają się w różnym tempie, ponieważ części Galaktyki podążają za trzecim prawem Keplera: bardziej odległe obiekty potrzebują więcej czasu, aby wykonać jedną pełną orbitę wokół centrum Galaktyki

ramię spiralne:

region w kształcie spirali, charakteryzujący się stosunkowo gęstą materią międzygwiazdową i młodymi gwiazdami, który obserwuje się w dyskach galaktyk spiralnych

.