Hladová galaktická monstra: Poznejte svět největších galaxií ve vesmíru

Galaxii s označením IC 1101 najdeme v centru kupy galaxií Abell 2029 v souhvězdí Panny. Dělí ji od nás o něco víc než jedna miliarda světelných let a za dobrých podmínek by mohla být pozorovatelná amatérskými dalekohledy. Patří mezi největší známé galaxie ve vesmíru, její hmotnost se odhaduje na 2,5 × 10¹⁵ sluncí. Typem se však Mléčné dráze nepodobá – zatímco náš hvězdný ostrov řadíme mezi spirální galaxie, konkrétně spirální s příčkou (Sbc v Hubbleově klasifikaci), IC 1101 se nachází na pomezí galaxií eliptických (typ E) a čočkových (typ S0). Z jiného hlediska třídění představuje zástupce kategorie cD: Galaxie tohoto typu se podobají eliptickým, ale liší se od nich přítomností rozsáhlé difuzní hvězdné obálky. 

Pořádní cvalíci 

Zmíněné hvězdné ostrovy patří mezi nejsvítivější a nejhmotnější ve vesmíru. Jiným zástupcem je například M87, kterou najdeme ve středu blízké kupy galaxií v Panně: Její hmotnost přesahuje 10¹⁴ sluncí, tedy víc než stonásobek hmotnosti Mléčné dráhy. 

Je zajímavé, že označení „cD“ nic nezkracuje – jde o skupinu v yerkeské klasifikaci galaxií, která rozšiřuje původní Hubbleovo třídění na spirály, čočky, elipsoidy a nepravidelné. Přesto se v průběhu času astronomové pokusili k akronymu „cD“ dohledat výstižné označení. Objevily se tedy výrazy jako „cluster dominant“, což bychom mohli přeložit jako „dominantní v kupách“, případně „central dominant“ nebo „central diffuse“. A tato spojení napovídají mnohé o velmi specifickém umístění cD galaxií v prostoru. 

Zatímco spirály, malé eliptické nebo nepravidelné galaxie jsou v rámci kup a nadkup v prostoru poměrně rozptýleny, cD galaxie se nacházejí výhradně ve značně hmotných a hustých kupách, a to vždy poblíž jejich těžiště. V místech, kde nalezneme stovky hvězdných ostrovů nahuštěných v prostoru o rozměrech několika milionů světelných let, není přitom o vzájemné srážky a jiné projevy galaktického kanibalismu nouze. Koneckonců – předpokládá se, že právě díky tomu cD galaxie vůbec existují. 

Pohlceny zaživa

Populární scénář vzniku cD galaxií představuje tzv. hierarchické paradigma. V modelech tohoto typu se počáteční struktury postupně spojují ve větší útvary, a to hierarchicky v několika krocích. Hlavní slovo má přirozeně gravitační přitažlivost, která je tím větší, čím větší jsou jednotlivé spojující se fragmenty. Zajímavé věci se dějí zejména v případě, že se slučují dva srovnatelně hmotné objekty. 

TIP: Vesmírný kanibal: Obří galaxie M87 požírá své sousedy

Předpokládá se totiž, že právě při takových srážkách dochází ke změně typu výsledné galaxie: Konzumuje-li spirála okolo obíhající trpaslíky libovolných typů, zůstává převážně spirálou; zatímco kolize dvou podobně hmotných spirál vede ke vzniku eliptických galaxií. Důvod tkví nejspíš v rychlých (z astronomického pohledu) změnách celkového gravitačního potenciálu, které vychylují hvězdy z uspořádaného pohybu kolem galaktických center a mění jejich trajektorie na více náhodné. Týká se to zejména sklonů drah jednotlivých stálic, takže z plochého disku se náhle stává plně trojrozměrná struktura. Numerické simulace ukazují, že galaxie typu cD musely během svého života absolvovat popsaných setkání se srovnatelným protějškem postupně až pět. 

V záchvatu hvězdotvorby

Při srážce se však nemění pouze dráhy hvězd, ale také plynná složka obou fragmentů – mlhoviny a obří molekulová oblaka. Stálice jsou totiž relativně malé a dělí je obrovské vzdálenosti, takže ani při prolínání dvou galaxií prakticky nehrozí, že by se dvě hvězdy přímo srazily. Nicméně mlhoviny, s rozměry stovek světelných let, skutečně fyzicky kolidují. Zatímco v původních fragmentech jsou plynná oblaka obvykle v rovnováze, a tudíž dlouhodobě stabilní, srážka je z rovnováhy vyvádí a nutí je gravitačně kolabovat za vzniku nové generace hvězd. Pozorování dokládají, že spirální galaxie zahrnují velké procento plynné složky, kdežto jejich eliptické kolegyně (zejména pak ty obří eliptické) neobsahují plyn prakticky vůbec. 

Podle numerických simulací se pak v řádu desítek až stovek tisíc let vytvoří nová generace velmi hmotných hvězd – astronomové tento proces označují jako „starburst“ a v češtině bychom mohli použít sousloví „záchvat hvězdotvorby“. Masivní stálice bývají obklopeny obálkou rozpínajícího se hvězdného větru, a navíc rychle vybuchují jako supernovy. Obojí poté jako rázová vlna proniká okolním materiálem a nejen indukuje druhotnou tvorbu hvězd, ale také látku ohřívá – a to, co zbylo po původním „záchvatu“, efektivně rozfukuje do okrajových částí galaxie. Tam je materiál již tak řídký, že se z něj nové stálice nevytvoří. Také proto nalezneme v eliptických galaxiích převážně staré hvězdy, neboť vývoj horkých hmotných stálic už skončil a pouhých několik stovek milionů let po srážce se již ve výsledné galaxii nenacházejí. 

Nejbližší obr

Nejbližším obrem z třídy cD galaxií je již zmíněná M87, kterou od nás dělí asi 54 milionů světelných let. Je zhruba o 20 % větší než Mléčná dráha a obklopuje ji řídké hvězdné halo, jež měří napříč až milion světelných roků. Vzhledem k relativní blízkosti jde o nejstudovanější exemplář cD galaxií a astronomové u něj objevili několik zvláštností. 

Hvězdná populace v M87 je neobvykle stará – tamní stálice patří k nejstarším v okolním vesmíru. Zmíněné rozlehlé halo je zdrojem až sedmi desetin svítivosti této galaxie, což rovněž není běžné. Pohyby okolních hvězdných ostrovů naznačují, že vývoj M87 ještě neskončil; a přítomnost rozsáhlých slapových struktur dál poukazuje na to, že galaxie dosud nespočívá v úplné rovnováze. Jedním z důkazů galaktického kanibalismu v minulosti je obří halo kulových hvězdokup, které ji obklopuje. Podle vědců představují tyto kupy starých stálic pozůstatky velkolepých hvězdných superkup, vznikajících při záchvatech hvězdotvorby. Odborníci přitom kolem M87 napočítali minimálně dvanáct tisíc hvězdokup, zatímco u Mléčné dráhy jich známe pouhé dvě stovky. 

Planetární mlhoviny pomohou

Astronomové se domnívají, že galaxie jako M87 vznikají dvojstupňově. Nejprve – snad hned v rané fázi vývoje vesmíru – se zformoval kompaktní předchůdce dnešní eliptické galaxie, a to zřejmě srážkou podobně hmotných složek. Později se systém již jen zvětšoval, postupně pohlcoval množství hvězd při galaktickém kanibalismu a takto přibrané stálice se preferenčně shromažďovaly v hvězdném halu. Vše přitom nasvědčuje, že M87 pojídá své sousedky i v současnosti (opět z astronomického hlediska vzato). 

Aby to mohli vědci ověřit, museli použít chytrý trik. Je totiž nesmírně obtížné hledat v hvězdném halu čerstvé přírůstky – už proto, že svítivost jednotlivých hvězd je malá a na vzdálenosti, na jaké je pozorujeme, nelze dělat smysluplné závěry. Naštěstí se v galaxiích nevyskytují jen stálice a rozměrné mlhoviny. Nalezneme tam i tzv. planetární mlhoviny, rozpínající se obálky po pozdních fázích vývoje hvězd podobných Slunci. 

Planetární mlhoviny nemají tedy s planetami nic společného. Od jiných mlhovin se však odlišují zejména svým zářením – svítí totiž převážně v tzv. zakázaných čarách kyslíku nebo dusíku, které se nacházejí v modrozelené oblasti spektra. Můžeme je tak odlišit od hvězdného pozadí a pečlivé spektroskopické studie pak umožňují postihnout pohyb těchto objektů.

Další důležitý rys planetárních mlhovin tkví v tom, že žijí velmi krátce. Astronomové tak v M87 objevili populaci planetárních mlhovin, jejichž kinematické vlastnosti se liší od vlastností hvězdného pozadí a které svědčí o tom, že nedávno došlo k pohlcení trpasličí galaxie z okolí. Pátrání po „patřičných“ planetárních mlhovinách se však podobá hledání pověstné jehly v kupce sena. Elementy pohlcené galaxie jsou totiž roztroušeny na stonásobně větším prostoru, než jaký zaujímal jejich původce. 

S monstrem uprostřed

U M87 ovšem není zajímavé jen její halo, ale i samotný střed. Tam se totiž nachází opravdová černá veledíra, jejíž hmotnost se odhaduje na šest miliard sluncí. Pro srovnání: V srdci Mléčné dráhy sídlí veledíra o hmotnosti „pouhých“ čtyř milionů sluncí. Centrum M87 je přirozeně mnohem aktivnější než v případě naší Galaxie. Výtrysk urychlených částic, jež mají původ v akreci materiálu na středovou veledíru, lze pozorovat až do vzdálenosti pěti tisíc světelných let. V současnosti však aktivita spíš doznívá a její náhlá excitace pravděpodobně souvisela s kanibalistickou událostí zaznamenanou v halu. Podobně jako veledíra v centru Mléčné dráhy, i její kolegyně v srdci M87 již zřejmě „sežrala“, co mohla, a nyní jen hladově čeká, zda se opět něco objeví v dosahu. 

TIP: Jak astronomové určují hmotnost galaxií?

Otázkou zůstává, jak mohla veledíra v centru M87 narůst do tak enormní hmotnosti – a také zde zřejmě hrály roli galaktické kolize. V současnosti máme totiž důkazy, že se černá veledíra nachází v nitru všech velkých hvězdných ostrovů. Pokud se pak dva takové objekty srazí, může mít sice výsledný útvar dvě „srdce“, avšak v hustém prostředí v blízkém okolí černých veleděr bývá obvykle dostatek příležitostí k postupnému odnosu momentu hybnosti. Obě veledíry tak kolem sebe rozehrají tango, které skončí vzájemným splynutím. Nespojí se však jen obě veledíry – vezmou s sebou i mnoho hvězd z bezprostředního okolí. A s každou další srážkou proces pokračuje.