Galaxia kiribilen besoak

Azken bi artikuluetan galaxia kiribilen egituraren xehetasun txiki kontsidera daitezkeen bi gai erabili ditugu. Arrazoi berberagatik xehetasun ezezagunak dira beharbada. Oraingo honetan, aldiz, egitura kiribil berari buruz arituko gara. Oraindik ebatzi gabe daude beso kiribilen sorreraren eta ondorengo dinamikaren arazoak, baina azken bi urteotan berri izan dira arlo teorikoan nahiz esperimentalean, eta horiek aipatuko ditugu.

Iaz B. Elmergreen eta bere lankideak, ordenadore-programa sofistikatuen bidez, M81 galaxiaren argazki intentsifikatua aztertu dute, galaxia aurrez aurre balego ikusiko genukeen egituraren itxuraren irudi bat lortzeko. M81ena ezezik, M51 eta M100 galaxien argazkiak ere prozesatu dituzte. Aurrerago ikusiko dugunez, metodo hau erabiliz lortu dituzten emaitzek beso kiribilen egonkortasuna azaltzeko dentsitate-uhinaren teoria baieztatzen dute. Teoria honen azkeneko bertsioa 1989an argitaratu zen, C. C. Lin, G. Bertin, S. A. Lowe eta R. P. Thurstans-ek izenpetutako artikulu batean. Baina azken aurrerapen hauetaz aritu aurretik, teoriaren sorreraren eta mamiaren azterketa laburra egingo dugu.

Kiribil argi honek 40.000 argi-urteko luzera du eta gugandik 14 milioi argi-urtera dago. Zurunbilo izeneko galaxia da.

Teoriaren helburua beso kiribilen forma eta egonkortasuna azaltzea da, galaxiaren higiduran oinarrituz gero ezagutzen ditugun bezala existitu ezin litezkeelako. Galaxiaren bere ardatzarekiko biraketa-higidura ez da solido zurrunarena bezalakoa. Abiadura angeluarra ez da berdina puntu guztientzat. Nukleotik hurbil izan ezik, biraketaren abiadura angeluarra txikiagotu egiten da erradioa handiagotu ahala. Higidura honi biraketa diferentzial deitzen zaio. Ondorioz, une batean materia argitsuz osatutako erradio bat sortuko balitz, 200 edo 300 milioi urtetan kanpo aldeko materiak bira bat emango luke, baina nukleoaren ingurukoak bi edo hiru. Beraz, denbora horretan galaxia kiribil tipiko baten egitura eratuta egongo litzateke. Galaxien adina kontutan hartzen badugu, denbora horretan hamar bueltatik gorako kiribila eratuko litzateke. Arazo honi kiribil-arazo deitzen zaio.

C. C. Lin eta F. H. Hin izan ziren dentsitate-uhinen teoriaren lehenengo formulazioa garatu zutenak (duela 25 urte baino gehiago, B. Linblad-en ideia batean oinarrituta). Teoria honen arabera, beso kiribilak nukleoaren inguruan astiro higitzen diren dentsitate handiko materi multzoak dira. Horrek ez du dentsitate handi hori sortzen duen materia beti bera denik esan nahi. Izarrek eta hauts- eta gas-hodeiek beraien orbitak betetzen dituzte nukleoaren inguruan bakoitzari dagokion abiaduraz. Bide horretan beso batekin topo egiten dutenean, balaztada jasaten dute eta materiaren kontzentrazioa handiagotzea eragiten dute.

Besoa gurutzatutakoan aurrekaldetik ateratzen dira, berriz ere azeleratu eta bidaiari jarraitzeko. Atzetik datozenek betetzen dute aurretik joandako izar eta hodeien lekua. Prozesu hau ulertzeko, errepidean kamioi batek sortzen duen ataskuarekin konparatu ohi da. Kamioia eta atzetik dakarren automobil-ilada astiro doaz, baina ilada hori osatzen duten automobilak ez dira betik berberak. Aurrekaldekoek kamioia pasatu eta aurrera segitzen dute eta atzetik ilada osatuko duen automobil gehiago iristen da.

Balaztada ezezik, gas- eta hauts-hodeiek konpresio handia ere jasaten dute besoarekin topo egitean. Konpresio honek izarren sorrera-prozesua bultzatzen du. Izan ere nukleoa alde batera utziz gero, izar denak besoetan sortzen dira. Denen artean 0 eta B mota espektralekoak dira besoen forma agerian jartzen dutenak, daukaten masa handiari esker argitsuenak beraiek direlako. Masak sortzen duen konpresioak eta barne-tenperatura handiek, erreakzio termonuklearrak eraginkorrago bihurtzen dituzte, bero eta argitasun handiak sortuz (baina baita erregaia oso azkar agortuz ere).

Ondorioz, bizitza laburreko izarrak ditugu eta ez dute itzali baino lehen beso osoa gurutzatzeko astirik izaten. Masa gutxiagoko izarrek bizitza luzeagoa dute eta galaxiaren inguruan zenbait bira emateko denbora izaten dute. Eguzkia adibidez, seguraski izar-kumulu batean sortu zen orain dela 4.500 milioi urte inguru, gas-hodei bat beso batera sartu zenean. Ordutik Eguzkiak kumulu hartatik ihes egin eta 200 bat bira eman ditu galaxiaren nukleoaren inguruan, galaxiaren beso bakoitza beste horrenbestetan gurutzatuz. Zalantzarik gabe, izarrek besoak gurutzatzean jasaten duten eragina hodeiek jasaten dutena baino askoz ere txikiagoa da.

Lehenago deskribatu dugun besoen eta izarren sorreraren arteko lotura, 70eko hamarkadan baieztatu zen erabat. Orduan aurkitu zituzten, irratiteleskopioen bidez, gure galaxiaren besoetan izarrak sortzen ari ziren lehenengo hodei molekular erraldoiak. Hodei hauek hidrogeno molekularrez osatuta daude gehienbat, baina beste molekula batzuen oso kantitate txikiak ere badira, hala nola CO eta H ₂ O. Hidrogeno molekularrak ez du erradiaziorik igortzen, baina CO-ak bai, kitzikatuz gero. Kitzikapena H2 molekulekin dituzten talkek sortzen diete. Beraz, CO-aren banaketari begiratuta hodei molekular erraldoi hauek azter daitezke. Eredutzat har genezakeen hodei batek, Eguzkiarena baino 10 ⁶ aldiz masa handiagoa izan lezake eta seguraski gasak besoarekin topo egitean eratuko zen. Masaren % 30 izarren sortze-prozesuan dago.

Lehen aipatu ditugun egileek proposatzen duten hobekuntza teorikoak, interferentzia egingo luketen bi dentsitate-uhin aurresaten ditu. Bi uhin hauetan oinarritutako eta ordenadoreen bidez landutako eredu teorikoak, galaxiarentzat bira asko iraungo lukeen egitura kiribila ematen dute. Bestalde, B. Elmergreenek prozesatutako argazkietan galaxien besoetan hutsune edo eten batzuk ikus daitezke. Eten hauek uhin baten gailurraren eta bestearen haranaren interferentziaren ondorio izango lirateke.

Toki hauetan ez legoke dentsitate-gehikuntzarik, eta bertako izar eta materiak inolako trabarik gabe segituko luke bidaia besoan hutsune bat utziz. Dirudienez, bada, Elmergreenen saioek C. C. Lin-en teoria baieztatzen dute. Beste xehetasun interesgarri bat ere bada: argazkietan besoetatik ateratzen edo sortzen diren izar-poltsa txiki batzuk ikusten dira. Hauek uhinen erresonantziak desbideratutako izarrek osatutako multzoak izango lirateke eta beraien azterketaren bidez astronomoek dentsitate-uhin bien abiadurak kalkula ditzateke.

Dena den, bada oraindik erantzunik gabe gelditzen den funtsezko arazo bat: nola sortu ziren dentsitate-uhin horiek?