Hubble-ren galaxi sailkapena

Mende honen hirugarren hamarkadan, astronomoen arteko oso eztabaida garrantzitsua erabaki zen. 1924ean E.P. Hubblek zefeida batzuk identifikatzea lortu zuen garai hartan “Andromeda nebulosa” deitzen zuten izar-sisteman. Ordurako zefeida izeneko izar aldakorren jokaera nahikoa ezaguna zenez, Hubblek Andromedarainoko distantzia neurtzea lortu zuen.

Distantziaren balioak zalantzarik gabe frogatzen zuen Andromeda gure galaxiatik kanpo zegoen beste galaxia bat zela, Frantses-Bidea edo Esne-Bidea Unibertsoan bakarra zela uste zutenen aurka. Bere lanari jarraituz, E.P. Hubblek 1926an galaxien sailkapena argitaratu zuen Mount Wilson-eko teleskopioarekin hartutako argazkietan oinarrituz. Artean ezer gutxi zekiten galaxiei buruz. Beraz, sailkapena morfologikoa da. Hubblek berak berritu egin zuen sailkapena 1936an, guk aztertuko dugun itxurarekin aurkezteko.

Ondoren, katalogatutako galaxi kopurua handiagotu den neurrian, sailkapena hobetzeko ahalegin gehiago ere egin dira, baina Hubblerenak ez du gaurkotasunik galdu. Lehenengo, bada, galaxien sailkapen hau laburki aztertuko dugu eta geroago sailkapen horretan agertzen diren galaxi mota ezberdinen sorrera azaltzeko gaur egun egiten aridiren ahaleginez arituko gara.

Frantses-Bideaz hitz egitean bere eite eta beste berezitasun batzuei buruzko informazioa eman genuen, baina ohar horiek ezin daitezke erabat orokortu; galaxia guztiak ez bait dira gurea bezalakoak. Denek ez dituzte beso inguratzaileak, eta badira inolako egiturarik gabe agertzen zaizkigunak ere. Dena den, aipatu besoek ematen dieten itxuragatik kiribil deitzen ditugunak dira ugarienak.

Baieztapen hauek zehatzegiak izan ezin badute ere, astronomoen ustez teleskopio handienen behaketa-eremuan leudekeen galaxien kopurua 100.000 milioi ingurukoa litzateke (kontuan izan behar da eremu horren sakonera, gaur egun, 12 mila milioi argi-urtekotzat jotzen dela). Zalantzarik gabe, galaxien erdia baino gehiago (agian % 75 ere bai) kiribilak dira. Gainerakoen % 20 eliptikoak dira eta beste % 5 irregularrak.

Irudian adierazten denez, galaxia kiribilek bi talde osatzen dituzte: arruntena (S motakoak) eta barradunena (SB motakoak). Lehenengoetan egitura kiribila nukleoan bertan sortzen da. Bigarrenek, aldiz, nukleotik ateratzen zaien barra bat dute eta besoak azken honetatik sortzen dira. S nahiz SB galaxiak a, b eta c azpitaldetan banatzen dira: a azpitaldekoek nukleoa handia dute eta besoak meheak eta erabat definitu gabeak; c azpitaldekoetan nukleoa oso txikia da eta besoak sendoak; b azpitaldekoak beste bien tartekoak ditugu. Frantses-Bidea azken bien artekoa izan liteke. Eskuarki, galaxia kiribilak izarrarteko materi kantitate handiz eta izar gazte eta argitsu askoz osaturik daude.

Galaxia eliptikoek (E batez adierazten dira) ere beren itxurari zor diote izena. Beren eliptikotasunaren arabera zortzi taldetan banatzen dira, EO-tik E7-raino. Zenbakia esleitzea formula erabiliz egiten da, non a eta b elipse itxurako galaxiaren ardatz nagusi eta txikiaren neurriak diren. a eta b berdinak direnean, galaxia zirkunferentzi itxuraz ikusten da eta EO motakoa da. Hasiera batean galaxia eliptikoak lente bikonbexoen eitea zutela uste zen, eliptikotasuna behatzailearekiko posizio erlatiboen menpeko berezitasuntzat hartzen zelarik. Gaur egun ezin daiteke interpretazio sinplista hau onartu.

N = 10 (1 - b / a)

Elipsoide, zilindro edo almendra itxurako galaxiak ikusi dira eta uste denez askoz ere forma konplexu eta ugariagokoak ere izan daitezke. Gainerakoan ez dute barne-egitura definiturik. Erdigunea oso argitsua da, baina distira oso azkar txikiagotzen da kanporantz joan ahala. Erdigunean izar gazteak ere egon litezke, baina gehienak oso eboluzio-egoera aurreratuetan daude. Galaxia hauek ia ez dute izarrarteko materiarik.

Irudian ikus daitekeenez, galaxia eliptiko eta kiribilen artean SO galaxiak ditugu, bien bitarteko bereiztasunekin. Eliptikoek ez bezalako diskoa dute, baina bertan ez dute inolako besorik.

Azkenik, galaxia irregularrak ditugu. Hauek ez dute inolako simetriarik, askotan ez dute nukleorik izaten eta ez dute egitura kiribilik ere. Oro har, txikiak dira eta izarrarteko materi kantitate handia izaten dute. Bi motakoak bereizten dira: I_rr I eta I_rr II motakoak. Lehenengoek oso gainazal-argitasun txikia dute, H II hodei ugari dute eta izarrak oso erraz bereiz daitezke beren barnean. Magallaes-en Hodeiak ditugu mota honetako adibide. I_rr II motakoen gainazal-argitasuna handia da, maiz hauts-zerrendez gurutzatuta daude eta teleskopio handienekin ere ezin dira barneko izarrak bereiztu.

Lehertzen ari den M82 galaxia dugu talde honetakoen eredu. Aipatu dugun azken galaxiaren kasuan bezala, galaxia irregular batzuen itxuraren arrazoia barne-aktibitate bortitza izan liteke. Beste batzuk galaxia handiagoen satelite izaten dira eta hauen grabitate-eremuaren eragina izango litzateke aurretik izan zezaketen egituraren itxuragabetzearen zioa.

Hasiera batez Hubbleren sailkapena sekuentzia ebolutibotzat hartu zen: galaxiak lehenengo eliptikoak izango lirateke, gero kiribil-formara eboluzionatuz. Gaur egun ia erabat onartuta dago ideia hori oker dagoela. Galaxia denak sasoi berean sortuak izan ziren, mota batetik bestera eboluziorik izan gabe. Hau onartuz gero, galaxia nolakoa izango den mugatzen duen parametroa, gasak izarra sortzeko behar duen denboraren eta hodei handi batek galaxia bihurtzeko behar duen denboraren arteko arrazoia da.

Gasaren egoerak hala behartuta izarrak lehenago eratzen badira, kolapsoak sortutako energia zinetikoa izarrean (bere higiduretan) gelditzen da. Izarren arteko elkarrekintzak oso urri direnez, azkenburuan izar-sistema esferiko edo elipsoidala eratuko litzateke. Izarren eraketa bietatik motelena balitz, grabitate-eremuak sortutako kolapsoaren ondorioz diskoa eratuko litzateke, energia zinetikoa prozesuan (zatien arteko elkarrekintzetan) galduko litzatekeelarik. Izarrak, orduan, diskoan eratuko lirateke (etengabe baina gutxi) eta galaxia kiribila eratuko litzateke.

Gakoa, beraz, aipatutako denboren arrazoia mugatzen duen prozesuan datza. Arazo honi heldu zioten G. Lake eta R.G. Carlberg-ek galaxien sorrera-dinamikaren simulazioa Cray X-MP superordenadorearekin egiterakoan. Zientzilari hauek 10.000 zatikiz osatutako eredu baten dinamika aztertu dute. Eredu honek materia ilunezko hondoan gasak duen jokaera aztertzen du, izarren eraketa ere kontutan hartuz. Materia iluntzat, masa guztiaren %90 hartzen da.

Orain dela urte-pare bat ateratako emaitzetatik ondoriozta daitekeenez, izar eta gasaren banaketaren itxura ezberdina da materia ilunaren zatikien abiaduraren arabera. Abiadura hau txikia bada, materia ilunaren kolapsoa errazago hasten da eta energia eta momentu angeluarra zatikien artean banatzen dira. Momentu angeluarren kanpo alderako transferentzia oso garrantzitsua da. Jakina denez, momentu angeluarrak grabitazio-indarraren aurka jokatzen du. Beraz, kanpo aldera transferitu ondoren erdi aldeko eskualdeetan izarrak erraz eratzen dira eta galaxia eliptikoen eraketa-kasuan gaude.

Zatikien abiadura handia bada, kolapsoa ez da hain erraza eta momentu angeluarraren transferentzia ere ez. Beraz, izarren eraketa motelagoa da eta galaxia kiribilak era daitezke. Gainera, erabat logikoa da galaxia kiribilek eliptikoek baino momentu angeluar handiagoa izatea, esperimentalki frogatu denez.

Guztiz argitu gabe dagoena honako hau da: materia ilunean abiadura-banaketa zerk mugatzen duen. Bestalde oso parametro gutxi dira kontutan hartu direnak eta gutxi beren balio posibleen artetik aztertu direnak ere, baina lanak garbi frogatzen du materia ilunak galaxien eraketa-prozesuan duen garrantzia.