Wszechświat krok po kroku

Tekst
0
Recenzje
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa

Rys. K4. Ewolucja grupy galaktyk. Kolorem niebieskim oznaczono gaz galaktyczny. Obszary czerwone to miejsca, w których dochodzi do powstawania gwiazd z tego gazu. Kolorem żółtym oznaczono jądra galaktyk – większa żółta elipsa symbolizuje jądra aktywne, występujące głównie na wczesnym etapie ewolucji. Na diagramie po prawej stronie nie pokazano poszczególnych gwiazd, które na ilustracjach po lewej stronie przedstawione są jako czarne kropki: stąd galaktyki składające się wyłącznie z gwiazd, ale nie z gazu ani obszarów gwiazdotwórczych (choćby jak galaktyka eliptyczna na górze), wyglądają po prawej stronie jak „puste tuby”. Gromady kuliste pokazano tylko dla jednej galaktyki.

[K4] Galaktyki

• Współczesne galaktyki powstały ze zlania się ze sobą dziesiątków lub setek protogalaktyk. Proces ten rozpoczął się w pierwszych milionach lat istnienia Wszechświata, gdy dopiero co zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy lub nawet wcale ich nie było.

• Łączeniu się tych amorficznych „chmur” gazu galaktycznego towarzyszyło powstawanie gwiazd oraz formowanie się struktur galaktycznych.

• Niektóre obiekty z czasem spłaszczyły się: gaz oraz orbity gwiazd opadły na wspólną płaszczyznę, tworząc galaktykę dyskową, przypominającą pod tym względem układ planetarny.

• Nasza własna Droga Mleczna jest takim właśnie cienkim dyskiem, w którym gaz galaktyczny zagęszcza się w postaci spiralnych ramion – jest galaktyką spiralną.

• Gdy gaz w galaktyce dyskowej wyczerpie się (tj. zostanie całkowicie lub niemal całkowicie zamieniony w gwiazdy), powstanie galaktyka soczewkowata, pozbawiona spektakularnych chmur gazu i młodych, jasnych gwiazd.

• Inne galaktyki, prawdopodobnie wskutek licznych zderzeń, nie przybrały formy dysku, lecz mniej lub bardziej spłaszczonej kuli (elipsoidy) – stały się więc galaktykami eliptycznymi.

• Wokół większości dużych galaktyk krąży ponadto populacja galaktyk karłowatych – wciąż aktywnych i zasadniczo podobnych do swoich „dużych” odpowiedników, choć znacznie od nich mniejszych – oraz maleńkich, zbitych gromad kulistych – nieaktywnych gwiazdotwórczo i składających się głównie z bardzo starych gwiazd.

Prawdziwymi bohaterami wszystkich poprzednich rozdziałów były galaktyki – a jednak aktorami niemymi i w niewielkim stopniu obdarzonymi indywidualnością. Ba, na Rys. K3 galaktyki zostały „rozsmarowane” w przestrzeni i mówiliśmy w zasadzie o uśrednionej w przestrzeni „gęstości galaktyk”. Z rozdziałów K3.2 i K3.3 można jednak wyczytać, że cały ten potężny kosmiczny proces „zbiegania się” materii do postaci odrębnych „wysp” jest tłem dla indywidualnych historii poszczególnych galaktyk. W skali typowej dla wielkoskalowej struktury Kosmosu są one w zasadzie ledwie punktami masy, a jednak każdy z tych punktów posiada swoistą historię i własne cechy charakterystyczne.

Rys. K4 ilustruje historię fragmentu kosmicznej przestrzeni, z którego po 14 miliardach lat uformują się trzy sporej wielkości galaktyki – jest to więc przeciętnych rozmiarów grupa galaktyk, której odpowiednikiem na Rys. K3 byłyby dowolne trzy silnie zbliżone do siebie czarne punkciki.

K4.1. Protogalaktyki i halo ciemnej materii

Pierwszym etapem ewolucji galaktyk jest zagęszczanie się pierwotnego, niemal jednorodnego gazu, do postaci protogalaktyk. Są to niewielkie, nieregularne skupienia masy, wciąż jeszcze rozgrzane przez resztkowe ciepło Wielkiego Wybuchu. (Warto pamiętać, że średnia temperatura kosmicznego gazu wynosiła 380 000 lat po Momencie Zero ok. 3000 kelwinów, więc pierwsze etapy ewolucji Wszechświata dokonały się w dość ciepłym środowisku. Dopiero ok. 20 milionów lat po Momencie Zero temperatura spadła poniżej zera stopni Celsjusza [Loeb 2014]).

Warto w tym momencie poświęcić chwilę uwagi problemowi ciemnej materii. Terminem tym obejmuje się w astronomii „brakującą masę” – rozdźwięk pomiędzy zaobserwowanymi ruchami „zwykłej” (emitującej promieniowanie, czyli obserwowalnej bezpośrednio przez teleskopy) materii a ilością tejże materii. Przykładowo, galaktyki dyskowe wydają się obracać na sposób, którego nie da się wyjaśnić wyłącznie dającymi się zaobserwować gwiazdami, pozostałościami gwiazdowymi (zob. rozdział [K5]) czy chmurami gazu. Stopień, w jakim wielkie galaktyki zakrzywiają czasoprzestrzeń (daje się to bezpośrednio zaobserwować w postaci tzw. [silnego] soczewkowania grawitacyjnego), również jest zbyt duży ze względu na to, ile jest dającej się dostrzec materii. Problem ciemnej materii rozpoczął się więc jako problem czysto obserwacyjny. I to niebagatelny – materii „ciemnej” wydaje się być ok. 5-krotnie więcej niż „świecącej”[37].

Początkowo próbowano rozwiązać ten problem, odwołując się do całkiem przyziemnych, ale mimo wszystko „ciemnych” obiektów materialnych – czyli po prostu czegoś, co sporo waży, ale nie emituje żadnego światła. Mogłyby to być na przykład bardzo lekkie prawie-gwiazdy – kule gazu, które ważą znacznie więcej od Jowisza, ale mniej od Słońca, i nie emitują światła (tzw. brązowe karły, zob. rozdział [K5]). Okazało się, że są z tym różnego rodzaju szczegółowe kłopoty techniczne, ale to nie największy problem: modelowanie teoretyczne Wielkiego Wybuchu prowadzi do wniosku, że ilość „zwykłej” (barionowej, zob. rozdział [K2.5]) materii jest ograniczona. Nie da się w prosty sposób „podrasować” rozmaitych parametrów fizycznych istotnych dla opisu Wielkiego Wybuchu tak, aby zwiększyć 5-krotnie ilość materii barionowej. Krótko mówiąc, preferowanym obecnie wyjaśnieniem „problemu ciemnej materii” jest istnienie jakiegoś rodzaju nowych, nieznanych, niebarionowych cząstek, które oddziałują grawitacyjnie ze zwykłą materią barionową, jednak nie elektromagnetycznie[38].

Ciemna materia zachowuje się tak naprawdę w skali astronomicznej bardzo podobnie do zwykłej materii barionowej. Ponieważ materia ciemna i barionowa przyciągają się, zwykle ich rozkład w przestrzeni pokrywa się – choć są spektakularne przypadki „rozchodzenia się” materii ciemnej i zwykłej (jak choćby w gromadzie galaktyk 1E 0657-558, zwanej Gromadą Pocisk, Bullet Cluster [Clowe i in. 2006]). W pierwszym przybliżeniu o ciemnej materii można jednak myśleć jako o niewidocznym „towarzyszu” materii zwykłej, który idzie za nią krok w krok, zwiększając całkowitą gęstość masy Wszechświata, ale niewywołującym przy tym żadnych dodatkowych zjawisk fizycznych.

Wróćmy do wczesnej ewolucji galaktyk. Z modeli teoretycznych – i częściowo również z obserwacji [Rauch i in. 2008] – wydaje się wynikać, że jako pierwsze uformowały się zagęszczenia ciemnej materii (tzw. halo ciemnej materii, dark matter halos), a za nimi z pewnym opóźnieniem podążyła materia barionowa. Trudno jest oszacować, jakiej wielkości były tak naprawdę pierwsze halo tego typu, ponieważ ich rozmiar zależy od przyjętego modelu ciemnej materii. Większość modeli przewiduje, że miały one ok. 106–108 Mʘ [Wise i Abel 2008; Paardekooper i in. 2013] (czyli „mas Słońca”, konwencjonalnej jednostki masy w astronomii), co oznacza, że do utworzenia galaktyki rozmiarów Drogi Mlecznej musi ostatecznie dojść do połączenia się ze sobą ok. 10–100 tysięcy takich halo wraz z towarzyszącym im gazem barionowym[39] (od tego momentu terminem „protogalaktyka” – a dalej: galaktyka – będę obejmował halo ciemnej materii wraz z towarzyszącą jej zwykłą materią barionową).

Pierwsze protogalaktyki powstają – i niedługo później zaczynają łączyć się ze swoimi sąsiadami – już po kilku, może kilkudziesięciu milionach lat od Momentu Zero. Trudno oszacować, co było pierwsze – czy najpierw powstały gwiazdy, we w miarę jednorodnym Kosmosie, i dopiero już ów trochę rozgwieżdżony gaz zaczął skupiać się do postaci protogalaktyk, czy też protogalaktyki powstały „po ciemku”, a pierwsze gwiazdy narodziły się już w ich łonach. Dowody wydają się nieznacznie wskazywać na tę drugą ewentualność [zob. O’Shea i Norman 2007]: pierwsze etapy wykształcania się protogalaktyk zachodziły w ciemnym, neutralnym (czyli składającym się z obojętnych elektrycznie atomów – zob. rozdział [K3.1]), ciepłym gazie, nieprzekształconym jeszcze w gwiazdy. Czas ten określa się czasem jako Ciemną Epokę (Dark Epoch).

Zapalenie się gwiazd sprawiło, oprócz samego rozjaśnienia Wszechświata, że gaz kosmiczny, podgrzewany, oświetlany i bombardowany różnego rodzaju cząstkami, uległ w pobliżu gwiazd jonizacji – czyli częściowemu lub całkowitemu wybiciu elektronów z atomów. Proces ten określa się jako kosmiczną rejonizację (reionisation) – przedrostek „re-” przypomina nam, że początkowo materia Wszechświata była całkowicie zjonizowana (czyli była plazmą; zob. rozdziały [K2.4] i [K2.5]) i „zneutralizowała się” dopiero 380 000 lat po Momencie Zero. Cóż, nie było jej dane cieszyć się neutralnością długo. Do dzisiaj przeważająca część gazu galaktycznego jest zjonizowana (zob. rozdział [K10.5]) – co ma choćby taki skutek, że jest „przewodzącym płynem” zdolnym do generowania i podtrzymywania galaktycznego pola magnetycznego (zob. rozdział [K8.1]). Prawdopodobnie już na etapie protogalaktyk występowały pierwotne pola magnetyczne.

Zobaczmy, co działo się dalej.

K4.2. Supermasywne czarne dziury, jądra aktywne i kwazary

Ponieważ protogalaktyki mają początkowo masę około 1–10 milionów Mʘ, a typowa spora galaktyka typu Drogi Mlecznej waży dziś ok. 1 biliona (!) Mʘ, historia galaktyk to długa opowieść o łączeniu się ze sobą setek, tysięcy i milionów protogalaktyk, a następnie również i w miarę uformowanych galaktyk zwykłych i karłowatych. Procesowi temu towarzyszy powstawanie gwiazd, przez co z każdym kolejnym milionem lat dana galaktyka nieuniknienie ma w sobie coraz mniej gazu i coraz więcej gwiazd oraz tego, co po ich ewolucji pozostaje (zob. rozdział [K5]).

 

Proces ten jest samonapędzający. Coraz większe protogalaktyki zderzają się ze sobą coraz silniej, zaś energia tych zderzeń przyczynia się do wytrącania gazu z równowagi i tworzenia coraz większej liczby gwiazd (gaz nie przekształca się, ot tak, w gwiazdę – musi zostać „skłoniony” do zapadania się, zob. rozdziały [K5.1] i [K7.1]). Każde kolejne połączenie się dwóch protogalaktyk sprawia, że kolejna porcja gazu zamienia się w gwiazdy, czemu towarzyszy też emisja promieniowania i produkcja ciepła.

Drugim skutkiem tego typu zaburzeń jest „spadanie” gwiazd i gazu w potencjale grawitacyjnym galaktyki, tj. „zsuwanie” się ich ku jej środkowi[40]. O co chodzi? W idealnym świecie składającym się z niestykających się ze sobą punktów masy wirujących wokół wspólnego środka masy, punkty te mogą orbitować w ten sposób w nieskończoność. Jeżeli jednak ciało takie zostanie w odpowiedni sposób pchnięte, może „zsuwać się” ku coraz „niższym”[41], tj. bliższym środkowi układu, orbitom. Zjawisko to będzie miało wielkie znaczenie w ewolucji młodych układów planetarnych (zob. rozdziały [P1]–[P3]), gdzie będzie mowa o „zsuwaniu” się pyłu protoplanetarnego i planet ku Słońcu. Wszelkiego typu „zamieszanie” w dysku galaktyki może więc sprawić, że część masy galaktyki powędruje w kierunku jej obszaru centralnego.

Z biegiem czasu obszar ten – nazywany po prostu centrum galaktyki (galactic centre), a czasem centralnym zgrubieniem (central bulge), jeśli jest wyjątkowo widoczny – staje się coraz bardziej masywny. W samym „centrum centrum” znajduje się natomiast coś, co bardziej ostrożni astronomowie określają jako „centralną koncentrację masy” [Binney i Tremaine 2008, s. 629–632], a co standardowo interpretuje się dziś jako supermasywną czarną dziurę (supermassive black hole, SBH). Nie do końca wiadomo, w jaki sposób obiekt taki powstaje, jednak najprostszy jest model, zgodnie z którym zaczyna się po prostu od „zwykłej” gwiazdowej czarnej dziury (zob. rozdział [K9.5]), do której z czasem wpada coraz więcej materii (lub z którą łączą się inne gwiazdowe czarne dziury). Są to obiekty rzeczywiście bardzo masywne jak na gwiazdy – supermasywna czarna dziura Drogi Mlecznej ma masę ok. 106 Mʘ – choć w skali całej Galaktyki jest to zaledwie jedna milionowa jej całkowitej masy. Nasze własne Słońce prawie nie „odczuwa” obecności SBH w centrum naszej Galaktyki; znacznie większy wpływ na jego dynamikę mają okoliczne gwiazdy z naszego galaktycznego „sąsiedztwa”.

Każda większa porcja gazu wpadająca do galaktyki wywołuje więc charakterystyczną kaskadę: najpierw zwiększenie aktywności gwiazdotwórczej (czasem niemal wybuchowo; wtedy powstają obiekty określane jako galaktyki gwiazdotwórcze[42] (starburst galaxy); zob. też rozdział [K5.4]), a później „karmienie” centralnej czarnej dziury. W tych momentach sam centralny obszar wokół czarnej dziury może emitować więcej promieniowania niż cała reszta galaktyki razem wzięta i określany jest jako aktywne jądro galaktyczne (active galactic nucleus). Związane z tym procesem błyski, zwłaszcza emitowane w pierwszych kilku miliardach lat ewolucji Wszechświata (to była „złota era” aktywności gwiazdotwórczej) określane są jako kwazary.

Standardowy obraz jądra galaktyki jest dziś następujący [Volonteri 2010]. W centrum większości galaktyk (a praktycznie na pewno w centrum naszej i kilku okolicznych) znajdują się obiekty o masie ok. 106–109 Mʘ, przy czym masa ta skupiona jest w tak małej objętości, że obiekt ten kwalifikuje się jako czarna dziura (w rozdziale [K9.5] wyjaśniona jest zasadnicza „idea” czarnej dziury). Powstały one bardzo szybko, w ciągu pierwszych kilkuset milionów lat istnienia Wszechświata – albo „od razu”, czyli w wyniku zapadnięcia się masywnej chmury gazu, albo w wyniku stopniowego zlewania się powstałych wcześniej gwiazd w gęstym „roju” pośrodku galaktyki. Wokół takiego obiektu znajduje się dysk akrecyjny – płaska, spiralna, skręcająca ku środkowi struktura, po której gaz „spływa” do środka. Fizycznie jest to takiego samego typu obiekt, co dysk protoplanetarny (zob. rozdział [P1]) – tylko znacznie, znacznie większy. Gaz galaktyczny, który zostanie wytrącony ze stabilnej orbity wokół centrum i „zsuwa się” do środka, opada na ów centralny dysk akrecyjny, który z kolei „karmi” supermasywną czarną dziurę. Po drodze „gubiona” jest potężna ilość energii[43], dysk ten nagrzewa się więc i emitowane są olbrzymie dawki promieniowania.

Gdy jakaś chmura gazu trafia do tego regionu, jądro galaktyczne jest aktywne; przez resztę czasu jest „uśpione” – jak jądro naszej własnej galaktyki, nawiasem mówiąc. Ponieważ dziś, 14 mld lat po Momencie Zero, galaktyki zdążyły się już troszkę „uspokoić”, tylko nieliczne z nich mają jądra aktywne. Większość kolizji pomiędzy galaktykami zachodziła w relatywnie wczesnej fazie ewolucji Kosmosu – między 1 i 5 miliardów lat po Momencie Zero – to właśnie wtedy dochodziło do najbardziej intensywnego powstawania gwiazd i aktywności kwazarów.

K4.3. Zderzenia galaktyk i co z nich wynika: morfologia galaktyk

Tyle tu mowy o „zderzeniach galaktyk” – ale jak właściwie wygląda takie zderzenie w praktyce? Przede wszystkim nie zapominajmy, że galaktyki składają się głównie z rzadkiego ośrodka międzygwiazdowego (zob. rozdział [K10.5]), a poszczególne gwiazdy zajmują maleńki odsetek ich całkowitej objętości. Dwie galaktyki mogą więc przejść przez siebie „na wylot”, a znajdujące się w nich gwiazdy nie zaznają żadnego uszczerbku. Globalna struktura galaktyki ulega jednak poważnej przebudowie.


Rys. K4a. Sześć klatek z filmu przedstawiającego symulację komputerową zderzenia dwóch galaktyk spiralnych. Przedstawiona tu sekwencja zdarzeń trwa ok. kilkaset milionów lat. Źródło: James Webb Space Telescope, licencja Creative Commons, via Wikimedia[44].

W pewnym momencie galaktyki zbliżają się do siebie na tyle, że ich wzajemne oddziaływanie grawitacyjne zaczyna je nieznacznie deformować. Gdzieś pomiędzy etapami [1] i [2] z Rys. K4a deformacja taka zaczyna być widoczna gołym okiem. Na przedstawianej tu symulacji galaktyki uderzyły w siebie „pod kątem” (a więc ich dyski nie były pierwotnie ustawione równolegle) i zahaczyły o siebie tylko jednym bokiem; możliwe są jednak inne geometrie, prowadzące do innych rezultatów. Tak czy inaczej w pewnym momencie [etap 3] galaktyki przechodzą przez siebie i zaczyna je z powrotem ściągać ku wspólnemu środkowi masy. To w tym momencie zaczyna się etap najsilniejszej deformacji i procesów gwiazdotwórczych (zob. rozdział [K5]) – pewna część gazu zostaje w krótkim czasie zamieniona w gwiazdy. Część masy galaktyk zostaje „uwspólniona” (środkowa część ilustracji etapu [5]); może zdarzyć się tak, że dwie pierwotne galaktyki oddalą się od siebie, a z owej sekcji środkowej wyłoni się nowa, niewielka galaktyka. Jeśli w relacje pomiędzy partnerami takiego zderzenia nie włączy się jakaś trzecia galaktyka, która na przykład „podkradnie” którąś z galaktyk, zanim ta zdąży zawrócić, to po pierwszym „przejściu” nastąpi powrót i kolejne zderzenie, następnie kolejne, a galaktyki ostatecznie złączą się, tworząc pojedynczy, większy obiekt.

Zobaczmy teraz, jakie ma to skutki dla budowy galaktyk.

Gdy zderzenia galaktyk następują relatywnie wcześnie i nie są zbyt intensywne, tak że zapas gazu galaktycznego nie zostanie od razu wyczerpany, często powstają dyski galaktyczne. Jeśli pozostawić tego typu dysk „w spokoju” na plus minus miliard lat, ośrodek międzygwiazdowy będzie miał skłonność do zagęszczania się w ramionach spiralnych; powstaje więc galaktyka spiralna. Ma ona postać płaskiego dysku, w którym mieszczą się nie tylko poszczególne gwiazdy, lecz ponadto ośrodek międzygwiazdowy (interstellar medium) – skomplikowana mieszanina gazu i pyłu (zob. rozdział [K10.5]), której różne obszary mają różne gęstości i temperatury – od kilku po kilka tysięcy kelwinów. O ośrodku międzygwiazdowym można pomyśleć jako o „osoczu” galaktycznym – żyznym, dynamicznym ośrodku, opływającym poszczególne gwiazdy, odgrywającym aktywną rolę w ewolucji galaktyki (zob. rozdział [K10.5]). W skali największej gaz ten zorganizowany jest w strukturę spiralną, składającą się z kilku ramion. Wiele galaktyk spiralnych posiada ponadto[45] dodatkowe cechy „anatomiczne”: poprzeczki (bars), rączki (ansae), pierścienie (rings), a także jądra ekscentryczne (eccentric nuclei), pudełkowate wybrzuszenia centralne (boxy central bulge), haki spiralne (spiral hooks), pozajądrowe włókna pyłowe (off-nuclear dust filaments)... są to bez wątpienia najbardziej wyrafinowane galaktyki we Wszechświecie.

Galaktyka dyskowa, która z jakiegoś powodu wyczerpała swój zasób gazu, staje się galaktyką soczewkowatą. Obiekt taki również ma kształt dysku, w którym wszystkie gwiazdy krążą w tym samym kierunku. Jest to w pewnym sensie galaktyka spiralna minus gaz. Brak gazu oznacza jednak, że nie powstają w niej już nowe gwiazdy, następuje więc stopniowe „starzenie się” populacji gwiazdowej i brak – jakże spektakularnych – regionów gwiazdotwórczych. O galaktyce takiej można pomyśleć jako o mieście, w którym nie rodzą się już dzieci. Życie wciąż się toczy, jednak przy braku „przyrostu naturalnego” prędzej czy później wszyscy mieszkańcy wymrą (choć zajmie to baaardzo długo; zob. rozdział [K7]).

Gdy oddziaływania z innymi galaktykami mają charakter znacznie częstszy i bardziej intensywny, w końcu powstaje galaktyka eliptyczna. Ma ona kształt mniej lub bardziej spłaszczonej piłki i składa się po prostu z wielu setek miliardów lub nawet bilionów gwiazd, orbitujących chaotycznie wokół wspólnego środka masy, jak potężny rój much. Tego typu obiektu można rozsądnie spodziewać się jako efektu końcowego procesu oddziaływania ze sobą i łączenia się dużej liczby galaktyk na przestrzeni miliardów lat. Jeśli każda interakcja odrobinę zaburza dotychczasową strukturę galaktyki – po odpowiednio dużej ilości zderzeń po prostu nie zostanie już żadna struktura.

K4.4. Zależność morfologia-gęstość

Bezpośrednim skutkiem tych nieustannych zderzeń i oddziaływań na odległość jest tzw.zależność morfologia-gęstość (morphology-density relation). Głosi ona, że im gęstsze środowisko galaktyczne, tym więcej w nim będzie galaktyk typu eliptycznego, zaś w środowiskach bardziej rzadkich dominować będą galaktyki typu spiralnego; galaktyki soczewkowate mają bardziej równomierny rozkład, jednak mają one nieco większy udział w środowiskach „gęstych”. Nie widać tego może od razu na Rys. K4b, ale galaktyki eliptyczne występują niemal wyłącznie w centralnych obszarach o największej gęstości – nie ma tu ani jednej swobodnej „galaktyki pola”, odległej od innych, która by była galaktyką eliptyczną. W tych rzadkich obszarach wyraźnie dominują galaktyki spiralne i nieregularne.


Rys. K4b. Mapa najbliższej dużej gromady galaktyk, Gromady Panny. Kolorem zielonym oznaczono galaktyki eliptyczne; kolorem niebieskim: soczewkowate; kolorem czerwonym: spiralne; kolorem czarnym: nieregularne. Źródło: Richard Powell, Atlas of the Universe[46], rysunek na licencji Creative Commons, zmodyfikowany.

W naszym bezpośrednim sąsiedztwie – my sami znajdujemy się na peryferiach kosmicznej struktury (zob. Rys. K3a) – niemal wszystkie normalnej wielkości (tj. nie: karłowate) galaktyki są galaktykami spiralnymi. W centrum dużych gromad galaktyk znajdują się natomiast znaczne ilości galaktyk eliptycznych. W ścisłym centrum daje się czasem zauważyć pojedynczą, szczególnie dużą galaktykę tego typu, określaną jako „dominującą w gromadzie” (cluster dominant, cD). Galaktyka taka może mieć masę odpowiadającą tysiącom „typowych” galaktyk, jak Droga Mleczna. Niewykluczone, że jest to zalążek przyszłej super-olbrzymiej galaktyki eliptycznej, w której zbierze się za wiele miliardów lat cała masa supergromady (zob. rozdział [K1.3]). Ostatecznie wszystkie istniejące dziś strugi gazu, ramiona spiralne, rączki, dyski, poprzeczki czy pierścienie zostaną roztarte i rozproszone, a epoka galaktyk dobiegnie końca.