Bezsprzecznie jednym z najważniejszych diagramów w Astronomii jest ten, zafundowany przez Panów Hertzprunga i Russela. Przedstawia on zależność mocy promieniowania gwiazd od ich typu widmowego. Zapełnianie tego diagramu gwiazdami okazuje się mówić nam wiele o ścieżkach ewolucji, na jakie one wstępują oraz pozwala przewidywać, jak zachowają się na przykład Słońce. Brzmi zachęcająco, prawda? Tutaj rodzi się pytanie: Czy taka metoda może mówić nam coś o innych obiektach? Otóż tak! Przedstawiam SFMS (star-formation main sequence) – odpowiednik ciągu głównego dla galaktyk.
Wykres ten przedstawia, jak wraz ze wzrostem ilości gwiazd w galaktyce zwiększa się tempo ich powstawania. Różnica od ciągu głównego dla gwiazd polega na tym, że ta zależność do teraz jest tematem dyskusji astronomów, a co może nawet ważniejsze, odchylenia od oczekiwań na tym diagramie mówią nam, że istnieją galaktyki o wyraźnie wzmożonej aktywności. Tych „nadpobudliwych” galaktyk jest porównywalnie dużo, co do rzędu wielkości, co dobrze nam znanych starych, mniej aktywnych galaktyk. Fakt ten wyklucza, że obserwacje bardziej aktywnych gwiazdotwórczo galaktyk jest efektem błędu systematycznego obserwacji.
The Star-formation Main Sequence (na niebiesko) typowe galaktyki gwizdotwórcze. Nad nimi galaktyki o zwiększonej aktywności, a na samym dole natomiast dobrze nam znane starsze i mniej bogate w gaz galaktyki.
Kluczową sprawą w badaniu tego zagadnienia jest metoda obserwacji galaktyk. Jedną z nich jest bezpośrednie mierzenie całkowitej jasności galaktyki na przykład w widmie optycznym. Jest to jednak metoda efektywna jedynie w przypadku teleskopów kosmicznych oraz nielicznych naziemnych. Inną metodą jest spektroskopia w szerszym zakresie widma, stosunkowo niewymagająca co do sprzętu. Problem jednak polega na tym, że wtedy z dostateczną dokładnością możemy oglądać jedynie jądra galaktyk, które drastycznie różnią się od ich ramion czy peryferii pod względem jasności oraz rodzaju gwiazd tam występujących.
Jednak nie wszystko stracone w tej kwestii, albowiem w naszym sąsiedztwie znajduje się grupa galaktyk na tyle bliskich, że ich obraz jest rozciągły na sferze niebieskiej nie tylko dla teleskopów nastawionych na obserwacje szczególnie odległych obiektów. Dzięki temu można do ich obserwacji stosować spektroskopię całkowitego pola (integral field spectroscopy). Metoda ta przypomina zwykłe obserwacje spektroskopowe z tą różnicą, że nie obserwujemy pojedynczego punktu, ale sklejamy obraz rozległy z wielu pojedynczych próbek. Jest to metoda rewolucyjna, ponieważ daje nową jakość w obserwacji ciał z niezwykłą dokładnością, jeśli chodzi o widmo.
Przejdźmy do konkretów: Placówki takie jak Apache Point Observatory czy obserwatorium ESO w Atacamie prowadzą obserwacje około 10,000 galaktyk, jednym z celów tych obserwacji jest właśnie wyjaśnienie istnienia galaktyk o zwiększonej aktywności gwiazdo twórczej. Podczas gdy w Apache obserwowane są głównie gwiazdy, ALMA specjalizująca się w obserwacjach fal milimetrowych obserwuje również gazy, stanowiące ważny element galaktyk.
W opublikowanych przez wymienione placówki wynikach mowa jest o podziale pojedynczej galaktyki na 12,000 „fragmentów” oraz ich obserwacja pod kątem wielkości takich jak: gęstość gazów na jednostkę obserwowanej powierzchni, ilość powstających gwiazd na fragment obrazu oraz odchylenie wyników od wartości dla typowej galaktyki ichniejszego ciągu głównego.
Analiza sprawdzająca wielkości mówiące, jakie są przewidywane prędkości formowania gwiazd (niebieski) i ich nadmiaru (pomarańczowy). Od lewej do prawej: gęstość powierzchniowa masy gazu cząsteczkowego, gęstość powierzchniowa masy gwiazdowej, wydajność formowania gwiazd, stosunek masy gazu do gwiezdnej, efektywność formowania nadwyżki gwiazd i nadmiar masy gazowej.
Pomiary tempa powstawania gwiazd na próbkach różnych obszarów galaktyki pozwala porównać panujące tam warunki i oszacować wkład, jaki gaz ma w fakt podnoszenia się galaktyk ponad trend na diagramie. Widać, że najmniej nadmiaru w stosunku do przewidywań mamy przy lewym wykresie masy gazu cząsteczkowego (niebieski słupek jest zdecydowanie większy), jest to konsekwencja znanego efektu obdarzonego nazwiskami Kennicutt-Schmidt. Okazuje się, że większość nadmiarowych gwiazd powstaje dzięki większej efektywności w formowaniu gwiazd wynikającej nie tylko z ilości gazu w przestrzeni międzygwiezdnej. Potencjalne rozwiązanie tego zagadnienia mogą dać szczegółowe obserwacje gazów w obszarach narodzin gwiazd prowadzonych przez astronomów ALMA. Wiele zagadnień wciąż jednak czeka na wyjaśnienie.
Artykuł napisał Jakub Garwoła.
