53. Галактикалардың шиыршықты құрылымының табиғаты

Галактика құрамына кіретін жұлдыздар оның центрі бойымен айналады. Бірақ олар көбісінің орбиталары Кеплердің классикалық эллипстеріне мүлдем ұқсамай, өте күрделі пішінді болады. Оның себебі сіздерге белгілі - əр жұлдызды өз орналасуын үздіксіз өзгертетін миллиардтаған басқа жұлдыздар тартады. Жұлдыздың траекторясын айтарлықтай өзгерте алатын ең жақын көршілерден басқа жұлдыздардың əректетін Галактика көлемін толтыратын тұтас ортаның («жұлдыздық газдың») əрекеті ретінде алуға болса да, Галактика пішіні сфералықтан өте алыс болғандықтан, жұлдыз орбитасының пішіні соншалықты күрделі болады, оларды бір жазықтықта көрсету (сызу) мүмкін емес. Əдетте оны былай көрсетеді: орбитаның галактикалық экватор жазықтығына проекциясын жəне жұлдызбен бірге айналатын, экваторлық жазықтыққа перпендикуляр меридиандық жазықтыққа проекциясын сызады. Суретте бұл тəсіл көмегімен соқтығуларды еске алмағандағы екі жұлдыздың орбиталары көрсетілген, жұлдыздардың бастапқы орналасуы бірдей, ал жылдамдықтары əр түрлі болған, əр жұлдыз Галактика центрі бойымен 10 айналымды жасап үлгірді.

Соқтығулар жұлдыз траекториясын тіпті бейберекетке айналдыра алатынын, олардың нəтижесінде жұлдыз жүйеден шығып кете алатынын (біздің Галактикадан шамамен əр мін жыл ішінде бір жұлдыз буланып кетеді екен) есімізге алсақ, барлық жүйе де (Галактика) пішінсіз болу тиіс деген қорытындыны жасауға қисынды болып табылады. Бірақ біздің Галактика да, басқа да шиыршықты галактикалар өте реттелген жұлдыздық құрылымға ие екендігі белгілі. Сөйтіп, жүздеген миллиард жұлдыз, олардың əр қайсысы бейберекет қозғалады, ал бірге олардың барлығы өте реттелген, дұрыс шиыршықты өрнекті түзеді. Бұл, əрине, таң қаларлық нəрсе. Сөйтіп, жұлдыздар қозғалысында кейбір жүйе бақыланатындай болып көрінеді, яғни жұлдыздар қозғалысын өзара үлестіретін факторлар əсер етіп, өзқауымдасуға əкелетіндей сияқты.

Бұ мəселені шешу үшін əртүрлі болжаулар (олар ішінде өзқаумдасуды еске алмайтын) айтылды. Бірақ негіздерінде бөлшектердің өзқаумдасуы (оның бір мысалы – бөлшектердің толқындық қозғалысы) бақыланады деген тоқтам жатқан болжаулар шындыққа жақындау болып көрінеді. Жалпы, қазіргі заманғы түсініктер бойынша, галактикалардың шиыршықты құрылымы – галактика заты бойынша таралатын, өз пішінін өзгертпей дерлік сақтайтын тығыздықтың шиыршықты толқындары болып табылады. Мұндай толқындар пайда болуының əр түрлі себептері қарастырылады. Мысалы, шиыршықты толқынның пайда болуын гравитациялық жəне кинетикалық орнықсыздықтар себептеу мүмкін. Айналмайтын жүйелердің – эллипстік галактикалар мен шартəрізді шоғырланулардың – пішін олар ұйытқулардың барлық түрлеріне қатысты орнықты болып табылатынына байланысты. Ал айналыстың күшеюі мен галактиканың диск пішінін алуымен бірге, меншікті тербелістердің орнықсыз түрлерінің саны өседі. Олар ішіндегі ең маңыздысы – жұқа дисктің джинстік орнықсыздығы. Жұқа дискте орташадан тығыздау аймақ пайда болғанда, бұл аймақты одан да əрі сығуға тырысатын гравитациялық күштер пайда болады. Бұл сығылуға центрден тепкіш күштер мен қысым кері əсер етеді. Центрден тепкіш күштер əсерінен дисктің тұтасымен сығуға (не кеңейтуге) тырысатын ең ірі ұйытқулар тұрақталады, қысым əсерінен толқын ұзындығы диск қалындығына жақын, не одын аз ұсақ ұйытқулар тұрақталады. Ал аралық масштабтағы ұйытқулар жұқа дискте орнықсыз болып табылады екен, олардың даму нəтижесінде шиыршықты құрылым түзілуі мүмкін. Жұқа дисктегі орнықсыздықтар дамуының сандық есептеулері көрсеткендей, ең тез артта қалатын (тармақтары оралатын) екі тармақтан тұратын шиыршықты құрылым өседі. Бұл нəтижелер галактикаларды бақылау нəтижелерімен үйлеседі: бақылаулар ең жиі кездесетін шиыршықты құрылым екі тармақты артта қалатын шиыршық болып табылатынын көрсетеді.

Шиыршықты галактикалар құрылымының басқа ерекшеліктерін кинетикалық орнықсыздықтарды еске алып түсіндіруге болатын сияқты. Мұндай орнықсыздықтар алғаш рет плазмада зерттелген еді. Олар бөлшектердің толқындармен əсерлсу кезінде, бөлшектер толқынға көп энергияны беріп, одан аз энергияны алған жағдайда пайда болады. Бұл үшін үлестірілу функция тепе-теңдіден алыс болуы тиіс. Кинетикалық орнықсыздықтардың галактикалардағы ролі толығымен əлі түсініксіз.

Жалпысында, галактикалар құрылымы туралы мəселе əлі шешілмеген деп айтуға болады.

Əлемнің ірімасштабты құрылымының (галактикалар топтарының, шоғырлануларының, ұяшықтардың) түзілуі туралы мəселеде де көп түсінікті емес жерлер бар.