Astronomowie potwierdzili w symulacjach numerycznych, że wiatry w galaktyce z pierścieniem z formujących się gwiazd, który otacza jej jądro (ang. nuclear starburst ring), mogą przyczynić się do powstania ogromnych struktur, podobnych do bąbli (Droga Mleczna np. Bąble Fermiego/eRosita). Takie pierścienie obserwuje się np. w galaktykach NGC 253 i NGC 3079. Nasza Droga Mleczna również posiada strukturę pierścieniową zwaną Centralną Strefą Molekularną.
Wyjaśnienia wymaga użyte tutaj pojęcie „jądrowych” pierścieni (… galaktycznych) z rodzącymi się gwiazdami (ang. nuclear starburst rings / nuclear star-forming rings).
Struktury pierścieniowe w rozkładzie jasności galaktyk są znane od czasu użycia fotografii do badań galaktyk (koniec XIX i początek XX wieku) – z epoki, gdy jeszcze nie znano prawdziwej ich natury i nazywano „mgławicami” spiralnymi. Pojawiły się opisowe pojęcia wewnętrznych, zewnętrznych i jądrowych pierścieni galaktycznych. Wewnętrzne pierścienie są tak nazywane, ponieważ znajdują się w obszarze pośrednim pomiędzy centralnym zgrubieniem galaktycznym i ramionami spiralnymi lub dyskiem. W 1922 roku Perrine odkrył w galaktyce z poprzeczką NGC 1291 drugi typ pierścieni zewnętrznych, które znajdują się w większej odległości od jądra galaktyki.
Trzeci typ pierścieni zwanych „jądrowymi” jest najmniejszy, bo dotyczący centralnych („jądrowych”) obszarów galaktyki. W 1961 roku astronom Sandage zwrócił uwagę na ten rodzaj struktury, gdy zauważył intrygujący przypadek „jądrowej spirali” w centrum galaktyki NGC 4314, gdzie jądro charakteryzuje się bardzo małą, spiralną strukturą wychodzącą ze skomplikowanej struktury pierścieniowej skupionej wokół małego jądra. Sandage zaobserwował, że ta wewnętrzna spirala nie jest z żaden sposób powiązana ze słabymi zewnętrznymi ramionami galaktyki.
Więcej informacji na temat pierścieni galaktycznych można znaleźć w przeglądowej publikacji z 1996 roku autorstwa Buta & Combes pt. „Pierścienie Galaktyczne” (ang. „Galactic Rings”), która nadal jest dostępna na stronie internetowej caltech.edu (nawet PDF!) – „PIĄTY” poziom wiedzy o Astronomii Pozagalaktycznej i Kosmologii.
Powszechnie obserwuje się wiatry galaktyczne, które są wielkimi wypływami materii gazowej generowanymi przez kombinację wybuchów supernowych i wiatrów gwiazdowych.
Są one ściśle powiązane z wczesnymi etapami ewolucji galaktyk w aspektach takich jak ich wielkość, kształt, a nawet ile gwiazd ostatecznie powstanie w galaktyce.
Takie galaktyczne wiatry obserwowane w różnych długościach fali mają ciekawą cechę, że gorący wypływ (temperatura ~106-107 K) jest z otoczony przez szybko poruszający się, chłodny gaz (temperatura ~104 K). Prędkość składnika gorącego wiatru galaktycznego jeszcze nie zmierzono, ale z modeli teoretycznych ocenia się ją na ~500-2000 km/sek. Natomiast zmierzona prędkość chłodnego składnika wiatru galaktycznego np. M82 wynosi ~500-1000 km/sek.
Jednak słabo jest rozumiany mechanizm powstawania wiatrów galaktycznych. Przez długi czas astronomowie spekulowali, że wiatry galaktyczne mogą być generowane w obszarach wokół jąder galaktyk, zwanych pierścieniami powstawania gwiazd, gdzie rodzi się dużo gwiazd. W najnowszym artykule opublikowanym w The Astrophysical Journal Letters astrofizycy za pomocą otwartego oprogramowania o nazwie Cholla stworzyli trójwymiarowe symulacje, które wyjaśniają obserwowaną morfologię wiatrów galaktycznych.
Schematyczny model pierścienia z rodzącymi się gwiazdami, który otacza jądro galaktyki. Model wyjaśnia krytyczną kwestię mechanizmu przyspieszania chłodnego składnika wiatru galaktycznego (np. M82–zmierzona prędkość ~500-1000 km/sek). W tym modelu supernowe wyrzucają energię i masę przy założeniu geometrii pierścienia. Prowadzi to do stałego wypływu materii o początkowej temperaturze ~10 mln K, który przyspiesza do dużej prędkości, gdy opuszcza objętość pierścienia. Dla wypływów o dużych masach, wiatr opuszczający zewnętrzny obszar pierścienia, może szybko schłodzić się do temperatury ~10 tys. K w odległości Rcool - praktycznie bez utraty prędkości. W symulacjach uwzględniono szerokość pierścienia RA: 25-200 pc i jego promień RB: 0,5-2 kpc. Wynikiem jest wielofazowy szybki wypływ materii nad płaszczyznę dysku galaktycznego (kolor fioletowy) o różnej temperaturze (kolor niebieski – 10 tys. K, kolor czerwony – 10 mln K). Źródło: The Astrophysical Journal Letters (2022). DOI: 10.3847/2041-8213/ac86c3
Według głównego omawianej publikacji autora Dustina Nguyen'a, a zarazem absolwenta The Ohio State University (USA), ich praca pokazuje, że przyjęte założenia dotyczące geometrii, w jakiej uwalniania się energia gwiazd są ważne do zrozumienia ewolucji galaktyk. Naukowcy zauważyli, że to nie sfery, a pierścienie z formującymi się gwiazdami generują wiatry galaktyczne obserwowane w naturze.
Obserwuje się, że jądra galaktyk z rodzącymi się gwiazdami są niesferyczne i odpowiednio do tego powinniśmy je modelować – powiedział Nguyen.
Do tej pory panowało również przekonanie, że to głównie czarne dziury są odpowiedzialne za tworzenie się ogromnych bąbli z promieniowaniem rentgenowskim, ponieważ występują one poniżej i powyżej dysku Drogi Mlecznej. W omawianej publikacji badacze podkreślają, że pierścienie z rodzącymi się gwiazdami, które otaczają jądra galaktyk mogą jakościowo generować podobne struktury. Może to być istotne, ponieważ Droga Mleczna również posiada strukturę pierścieniową zwaną Centralną Strefą Molekularną (ang. Central Molecular Zone).
Widok Centralnej Strefy Molekularnej w naszej Galaktyce rozciągający się na ~750 l.św. (~1,6° na niebie). Jest to największa i najgęściej upakowana w Drodze Mlecznej grupa ogromnych obłoków molekularnych – materiału do formowania dziesiątek milionów gwiazd. Ten widok łączy archiwalne obrazy w podczerwieni (λ=850μm, tutaj mapowany jako kolor niebieski) zakresie mikrofalowym (zielony, λ=2mm) i radiowym (czerwony, λ=19,5cm). Kolor niebieski i seledynowy w kompleksie molekularnym Sagittarius B2 ujawnia obecność zimnego pyłu i gwiazd w najwcześniejszych etapach powstawania. Żółty kolor w kompleksie Sagittarius B1 wskazuje na dużą ilość zjonizowanego gazu i obszarów w późniejszej fazie powstawania gwiazd. Kolor czerwony i pomarańczowy oznacza obszary z emisją promieniowania synchrotronowego (np. Sagittarius A, Łuk Radiowy/Radia Arc, Sierp/The Sickle) Źródło: NASA’s Goddard Space Flight Center
Te wyniki badań mogą mieć istotne implikacje dla astronomii promieniowania rentgenowskiego - dziedzina nauki, która bada ciała niebieskie, mierząc poziom promieniowania X, które emitują. Nguyen wyjaśnił również, że użyty model jest prostszy do przygotowania niż istniejące do tej pory. Podczas wyboru parametrów symulacji, zdecydował się zaniedbać wpływ dodatkowych sił fizycznych takich jak grawitacja i pola magnetyczne – a mimo to uzyskał działający model wiatru galaktycznego. W przyszłości autor zamierza powtórzyć symulację, ale z uwzględnieniem bardziej skomplikowanej fizyki zjawiska.
Więcej informacji:
- Publikacja naukowa (dostęp otwarty - Creative Commons Attribution 4.0 licence): Dustin D. Nguyen et al, Galactic Winds and Bubbles from Nuclear Starburst Rings, The Astrophysical Journal Letters (2022). DOI: 10.3847/2041-8213/ac86c3
- How superwinds help drive galactic development
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Źródło: OSU
Na ilustracji: zdjęcie spiralnej galaktyki z poprzeczką NGC 4314 odległej o ~40 milionów l.św. w gwiazdozbiorze Coma Berenices, które zostało wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Jest widoczny pierścień z powstającymi gwiazdami o promieniu 9", w którym odkryto 76 otwartych gromad gwiazdowych. Te gromady nie są starsze niż 15 milionów lat i najprawdopodobniej, przynajmniej częściowo, są w rezonansie Lindblada z ramionami spiralnymi (ten sam rezonans ma również wpływ na pierścienie Saturna). Źródło: Wikipedia
