Wszystko mająca Galaktyka NGC 5128

Poznanie tajemnic tej "wszystko mającej struktury" to prosty sposób zajrzenia w naszą przyszłość - mówiła prof. Ewa Luiza Łokas z Centrum Astronomicznego PAN, podczas ostatniego w sesji jesiennej popularnonaukowego wykładu z astronomii. NGC 5128 leży na niebie południowym.

Od Słońca dzieli ją dystans 3,8 megaparseków, który zwiększa się w tempie 550 km na sekundę. To, że NGC 5128, zwana też Centaurusem A, leży poza Drogą Mleczną odkryto dopiero w roku 1954. Wcześniej sądzono, że jest skupiskiem gwiazd w naszej własnej galaktyce. W roku 1826 dostrzegł je po raz pierwszy australijski astronom James Dunlop. W roku 1847 angielski astronom John Herschel pierwszy zaobserwował jej pasmo pyłowe przesłaniające światło gwiazd, a w roku 1922 amerykański astronom Edwin Hubble odkrył w paśmie liczne obszary emisyjne.

Dwadzieścia lat później odkryto też, że NGC 5128 jest silnym źródłem fal radiowych i rentgenowskich. Obecnie wiadomo, że jest to typowa duża, rotująca galaktyka eliptyczna, piąta co do jasności na niebie po galaktykach Grupy Lokalnej, znajdująca się w grupie około 50 innych galaktyk - zarówno eliptycznych, jak i spiralnych i nieregularnych. Składa się ze starych i młodych gwiazd, gazu i pyłu. W jej skład wchodzi również pewna ilość ciemnej materii (jej wielkość szacowana jest stosunkiem całej masy do światła emitowanego przez galaktykę).

Ma też czarną dziurę, której masa wynosi 5-20 razy 10 do potęgi 7 mas Słońca, co sytuuje ją w grupie średnich mas dla galaktycznych czarnych dziur we Wszechświecie. Prof. Łokas, która zajmuje się badaniem NGC 5128, zaproponowała osiowosymetryczny model tej galaktyki, który pozwala w naturalny sposób uwzględnić jej rotację. Dopasowując ten model do wyznaczonego obserwacyjnie rozkładu prędkości mgławic planetarnych wyznaczyła całkowitą masę galaktyki, która wynosi prawie 10 do potęgi 12 mas Słońca oraz stosunek masy do światła wynoszący 26 jednostek słonecznych.

Gdyby w galaktyce znajdowały się tylko gwiazdy, wartość tego stosunku nie przekraczałaby 10. Jego wartość świadczy więc, że w galaktyce znajduje się mniej więcej 2 razy więcej ciemnej materii niż wnosi masa gwiazd. Z modelu wynika, że w galaktyce znajduje się szybko rotujące, spłaszczone, niezbyt masywne jądro (coś w rodzaju dysku) oraz bardziej sferyczny, rozległy i masywny składnik, w którym dominują ruchy przypadkowe.

Obraz ten zgadza się bardzo dobrze z wynikami symulacji zderzeń galaktyk spiralnych. NGC 5128 jest źródłem promieniowania radiowego i rentgenowskiego, które jest widoczne w postaci płatów radiowych i dżetów (strug materii wysyłanych z jądra, świecących w różnych zakresach widma). Pasmo pyłowe jest szczególnie dobrze widoczne w podczerwieni, a w nadesłanych przez Spitzera (kosmiczny teleskop NASA) zdjęciach widać również jasne jądro galaktyki, niewidoczne w zakresie widzialnym.

Pasmo pyłowe powstało najprawdopodobniej w wyniku pochłonięcia przez NGC 5128 galaktyki spiralnej. Możliwe też, że zjawisko takie występowało w przeszłości częściej niż jeden raz, zderzanie się bowiem galaktyk spiralnych jest jednym z mechanizmów powstawania galaktyk eliptycznych. Badania emisji radiowych wykazały, że w radiowym zakresie widma NGC 5128 posiada dwa obszary emisji po przeciwnych stronach galaktyki. Zaobserwowano też świecenie w zakresie radiowym pierścienia neutralnego wodoru, a w zakresie rentgenowskim (zdjęcia wykonane przez amerykańskiego satelitę Chandra) widoczny jest ciągnący się prawie przez cały obszar galaktyki dżet o długości 10 kiloparseków. Istotną cechą przy badaniu galaktyk jest ocena ich dynamiki (prędkości, rotacji i ruchów przypadkowych gwiazd, gazu i pyłu).

Analiza ruchów gwiazd w galaktyce pozwala na wyznaczenie parametrów, takich na przykład jak masa galaktyki. Śledzenie ruchu w galaktyce odbywa się na przykład poprzez mierzenie prędkości mgławic planetarnych na podstawie zmiany ich widma (obecnie astronomowie dysponują dobrej jakości pomiarami prędkości dla 780 mgławic planetarnych w tej galaktyce). Mgławice powstają w wyniku odrzucenia otoczki gwiazd (otoczki rozszerzają się z prędkością ok. 20 kilometrów na sekundę) o masach od 1 do 8 mas Słońca, w końcowych etapach ich ewolucji. Jak przebiega natomiast ewolucja galaktyk, co się dzieje, gdy dochodzi do wielkich zderzeń?

Odpowiedzi na te pytania udzielają symulacje komputerowe, podczas których odpowiadającym gwiazdom punktom przypisuje się stosowne masy i siły, by następnie śledzić w przyspieszonym tempie to, co działo się we Wszechświecie przez miliardy lat. Praktyka pokazuje, że wraz z postępem wiedzy symulacje te coraz lepiej oddają rzeczywistość. (PAP)