מה מכילות הגלקסיות

גלקסיות הן מערכות ענק של כוכבים בכל שלבי התפתחותם וכמויות כאלה או אחרות של גז ואבק. שביל החלב היא הגלקסיה שבה נמצאת מערכת השמש שלנו, והיא לבדה מכילה למעלה ממאה מיליארד כוכבים דוגמת השמש. גם גלקסיות באות בצורות שונות, גדלים שונים ומאפיינים שונים.

גם גלקסיות מושפעות זו מזו, מתנגשות זו עם זו, מתמזגות, נקרעות ומאבדות זהות. גלקסיות גם אינן שוקטות על שמריהן. מרגע שנוצרו הן עוברות מסלול חיים שפרטיו עדיין לא ידועים די הצורך והמושפע באופן קיצוני ממיפגשיהן השונים עם גלקסיות אחרות והחומר סביבן.

תקופות החיים והתהליכים הבין-גַלַקְטִיים נמשכים לאורך זמנים ארוכים מאוד, כמתחייב מגודלן של מערכות׀על אלה. גדלים אופייניים של גלקסיות שאינן ננסיות נעים בין עשרות אלפי למאות אלפי שנות אור. תהליכים בין-גלקטיים נמשכים מאות מיליוני ומיליארדי שנים.

חלוקה גסה מפצלת את אוכלוסיית הגלקסיות לשלושה סוגים: גלקסיות סְפּיראליות (כ-80% מכלל הגלקסיות), גלקסיות אֶליפּטיות (כ-15%) וגלקסיות בלתי סדוּרוֹת (כ-5%).

גלקסיות ספּיראליות (לוּליָיניות)

מרבית הגלקסיות ביקום הן ספּיראליות, והדעה המקובלת היא שהן הראשונות שנוצרו ב"שרשרת המזון" של הגלקסיות, אף כי ייתכן שתפקיד זה שמור לגלקסיות הבלתי׀סדורות. המאסה של גלקסיות ספּיראליות יכולה לנוע בין עשרות מיליונים למאות אלפי מיליונים של מאסות שמש.

גלקסיה ספּיראלית בנויה על פי רוב מליבּה של כוכבים במרכזה, וכפי הנראה גם חור שחור מאסיבי מאוד (כמיליון מאסות שמש). מעבר לליבּה נשלחות זרועות לולייניות שמספרן יכול לנוע מאחת (נדיר!) ומעלה. הזרועות נוצרות כתוצאה ממבנה לא יציב של דיסקת הגלקסיה הדקה, והן המקנות לגלקסיות הללו את שמן.

לעיתים חוצה "מוט" של ריכוז כוכבים את הגלקסיה - עוד עדות לחוסר יציבות בסיסי של דיסקות כוכבים. לפיכך נחלקות גלקסיות ספּיראליות לגלקסיות "רגילות" וגלקסיות "בעלות מוט" (barred). בשני המקרים, חלוקת המישנה של טיפוסי הגלקסיות נקבעת על׀פי המידה שבה נכרכות הזרועות הלולייניות סביב המרכז והיחס בין גודלן לבין גודל הליבּה.

גלקסיות שיש להן ליבּה גדולה וזרועות הכרוכות במהודק הן מטיפוס Sa, וגלקסיות בעלות ליבּה קטנה יחסית וזרועות רפויות הן מטיפוס Sc. אם הגלקסיה מכילה גם "מוט", אזי אחרי ה-S יופיע B (לדוגמה: SBb).

בגלקסיות ספּיראליות הכוכבים נעים במעגלים סביב מרכז הגלקסיה, במהירות נמוכה קרוב למרכז, ובמהירויות המגיעות למאות קילומטרים בשנייה במרחק של כמה אלפי שנות אור מהמרכז. ניתוח ההשתנוּת של המהירות כפונקציה של המרחק מהמרכז מוביל למסקנה שדיסקת הכוכבים הנראית של הגלקסיה היא רק חלק קטן מהגלקסיה כולה.

הדעה המקובלת והמאוששת היא שהדיסקה מוקפת בכדור חומר שטיבו אינו ברור והקרוי "הילת הגלקסיה". ניתן להבחין בכוכבים מעטים בתוך הכדור הזה, אך רוב הצבירים הכדוריים שוכנים דווקא בו, הרחק ממישור הדיסקה.

בדיסקה עצמה יש ריכוז של כוכבים וצבירי כוכבים פתוחים, כמו גם כמויות משמעותיות ביותר של אבק וגז ואתרים שבהם נוצרים כוכבים חדשים. שביל החלב שאנחנו רואים בשמים הוא היטל (פּרוֹיֶקציה) של דיסקת הגלקסיה שלנו על כיפת השמים. טיפוס הגלקסיה שלנו הוא כנראה Sbc (טיפוס ביניים), אך קיימות עדויות לא סופיות שגם בגלקסיה שלנו קיים "מוט" של כוכבים שכיוונו מצביע ממרכז הגלקסיה אל מקום מערכת השמש.

גלקסיה

גלקסיות אליפּטיות

צורת גלקסיות אֶליפּטיות היא כצורת בֵּיצה של כוכבים. מידת האֶליפּטיות של הביצה קובעת את חלוקת המישנה של הטיפוסים השונים. אֶליפּטית כדורית מסומנת E0 ואֶליפּטית פחוסה במידה משמעותית מסומנת E7 - בין שתי אלה נפרשות כל דרגות הביניים.

גלקסיות אֶליפּטיות רגילות (לא ננסיות) הן מאסיביות פי עשרה מגלקסיות ספּיראליות רגילות, והכוכבים שבהן אינם בהכרח סובבים סביב מרכז אלא נעים באקראיות לכל כיוון בתוך הגלקסיה. אוכלוסיית הכוכבים של האֶליפּטיות מורכבת ככלל מכוכבים עתיקים בשלבים מתקדמים של חייהם.

בין הכוכבים בגלקסיות אֶליפּטיות יש רק כמויות זעירות של גז ואבק - החומרים הזמינים ליצירת כוכבים. הגלקסיות האֶליפּטיות מצטופפות רובן ככולן באזורים שיש בהם ריכוז גבוה של גלקסיות וחומר, בדרך כלל בחלקים הפנימיים של צבירי גלקסיות.

גלקסיות בלתי סדוּרוֹת

הגלקסיות הקרויות "בלתי סדורות" (irregular) אינן מראות כל צורה מוגדרת ובדרך כלל הן פחות מאסיביות מגלקסיות ספּיראליות. הדעה הרווחת היא שמדובר בגלקסיות שחוו טראומה כלשהי במהלך חייהן, דוגמת התנגשות, או מעבר קרוב לגלקסיה אחרת שקרעה מהן חלקים נבחרים.

קיימות עדויות לא נחרצות (עדיין?) שגם גלקסיות ביקום הקדום הן בעלות צורה "לא-סדורה". העננים המָגֶלאניים, שתי גלקסיות לוויין קטנות של שביל החלב, מסוּוגות כגלקסיות בלתי סדורות, אף כי ייתכן שהענן הגדול משמר מיתווה מטושטש של זרועות ספּיראליות.

גלקסיות פעילות

במרכזן של אחדות מהגלקסיות מתקיים "גרעין פעיל", שלמרות ממדיו הקטנים הקרינה ממנו שולטת ומשתלטת על הקרינה הכוללת הבוקעת מאזור הגלקסיה. לעיתים עוצמת הקרינה של הגרעין כה גדולה עד שהוא "מסנוור" ואינו מאפשר לראות את הגלקסיה שבתוכה הוא שוכן.

גרעינים מסוג זה נקראים AGN, ראשי תיבות של "גרעין גלקסיה פעיל" (active galactic nucleus), והגלקסיות המארחות אותן - "גלקסיות פעילות". הדעה הרווחת היא שהמנוע שמאחורי עוצמת הקרינה מאזור קטן כל׀כך (עד עשרות שנות אור) הוא חור שחור עצום׀ממדים (לפחות מיליוני מאסות שמש). החומר שסוֹפח אליו החור השחור מסביבתו פולט בנפילתו קרינה באורכי גל שונים.

מסביב לחור השחור קיים טוֹרוּס ("בייגלה") של גז ולעיתים בוקעים שני סילוני גז היישר מאזור הקרינה המרכזי ועוברים דרך החור של הטוֹרוּס. מערך שכזה נראה שונה מאוד מזוויות שונות. אם הצופה נמצא במישור הטוֹרוּס, האזור פולט הקרינה יהיה מוסתר על׀ידי הגז, והאור הנקלט יהיה בלתי ישיר.

אם הצופה מסתכל היישר במורד אחד מסילוני הגז, עוצמת הקרינה תהיה גדולה ביותר והיא תכלול חלקיקי אור (פוֹטוֹנים) אנרגטיים מאוד. בין שתי האפשרויות האלה קיימים כל מצבי הביניים. זו הסיבה שהביאה ל"מודל מאוחד" הכולל עצמים רבים בעלי מופעים שונים תחת מטרייה אחת של גלקסיות פעילות.

פלנטה (צילום: איי פי)

קוּאַזָרִים

גרעיני הגלקסיות הראשונים שנתגלו (בשנות השישים של המאה ה-20) פלטו קרינת רדיו חזקה מאוד. כשכּוּונוּ אליהם טלסקופים, היה ברור שמדובר בעצם שנראה נקודתי, בלא מיבנה פנימי. עצמים נקודתיים נחשבו עד אז לכוכבים, בניגוד לגלקסיות, למשל, שנראות ככתמים בעלי ממדים.

המראה הזה הטעה את האסטרונומים לחשוב שמדובר בכוכבים, וליתר זהירות כינו אותם "מקור רדיו דמוי-כוכב" (Quasi-Stellar Radio Source, או בקיצור Quasars) וראשי התיבות שיוחדו להם היו QSO. על קירבתם (המוטעית!) של העצמים הללו העידה גם כמות האנרגיה שהתקבלה מהם.

עם התקדמות המדידות, הצליחו האסטרונומים לזהות שמדובר בעצמים קוסמולוגיים הנמצאים במרחק מאות מיליוני שנות אור מאיתנו, וגברה התמיהה על כמות האנרגיה הפנטסטית שהם פולטים. בחלוף הזמן התברר שרק חלק קטן מהעצמים פולטים קרינת רדיו משמעותית, אך השם שדבק בהם נשמר.

מאז שמם הכולל של עצמים אלה הוא קוּאַזָרִים (Quasars) והם נחלקים למספר סוגים. בין הסוגים ניתן למצוא קוּאַזָרים שפולטים קרינת רדיו רבה (ביחס לפליטה בשאר אורכי הגל) ונקראים "קוּאַזָרִים של רדיו". קוּאַזָרים אחרים מראים השתנות גדולה מאוד של עוצמת הקרינה שלהם. אלה נקראים בְּלֵייזֶרים או עצמֵי BL Lac, על שם אב הטיפוס שבקבוצת לָסֶרְטָה׀לטאה (ר' שם).

הסברה היא שזווית הראייה שלנו אותם מאפשרת לנו לצפות היישר לתוך אחד מהסילונים הנפלטים מהם (בניגוד לצפייה מ"הצד" של קוּאַזָרים אחרים). זווית ראייה נדירה זו גורמת לכך שהשתנות עוצמת הקרינה היא תכופה, זאת מכיון שסילוני הקוּאַזָרים הם עצמים צרים יחסית ודינאמיים במיוחד.

כאחוז אחד מכלל הגלקסיות הספּיראליות מציגות אזור מצומצם במרכזן הפולט קרינה עזה ורישום מטושטש בלבד של זרועות ספּיראליות. רוב הגלקסיות האלה פולטות קרינה אינפרא׀אדומה ולעיתים גם רדיו. שמן של גלקסיות מסוג זה הוא סייפרט (Seyfert), על שם המגלה הראשון שלהן בשנות הארבעים של המאה ה-20. יש הטוענים שמדובר בקוּאַזרים נמוכי עוצמה.

גלקסיות פעילות נדירות מאוד בסביבת היקום הקרובה אלינו, אך ככל שמתרחקים לתוך מרחבי היקום, ולכן לתקופות קדומות יותר של חיי היקום, הולך ועולה מספר הגלקסיות הפעילות. ייתכן שרוב הגלקסיות (הספּיראליות) עוברות שלב קצר בחייהן שבו הן פעילות. שלב זה חייב להתקיים בשלב התפתחותי מוקדם, ואולי הוא נגרם כתוצאה מהתמזגות או התנגשות בין גלקסיות.

מתוך" אטלס השמים הישראלי", מאת צפריר קולת. מפות השמיים: ויל טיריון. הוצאת מפה, 303 עמודים.