Messier 32 ehk M32 on elliptilise kujuga kääbusgalaktika tüüp. Asub Andromeeda tähtkujus. M32 näiv magnituud on 8,1 ja nurga suurus on 8 x 6 kaareminutit. Galaktika asub meie planeedist 2,9 miljoni valgusaasta kaugusel. Equinox 2000 järgi on tuletatud järgmised koordinaadid: parem tõus 0 tundi 42,8 minutit; deklinatsioon +40 ° 52′. Tänu sellele on galaktikat näha kogu sügise vältel.
Messier 32 viitab kahele Andromeda Magna satelliitide elliptilisele galaktikale, mida on näha esitatud piltidel. Objekti M31 alumises servas on galaktika M32 kõige rohkem lähedal asuv galaktika, samas kui objekt M110 on kõige kaugem galaktika ülemises paremas servas. M31 on suur Andromeeda galaktika, mida esindab palja silmaga vaadeldav hele taevaobjekt. Messier 31, Messier 32 ja Messier 110 kuuluvad kohalikku galaktikate rühma. See hõlmab ka kolmnurga galaktikat ja Linnutee.
Esitatud piltidel on pakkimata fotod kõigist kolmest objektist – M31, M32 ja M110. Kõik fotod on tehtud Takahashi E-180 astrograafiga. Läheduses on 3x suurendusega pilt Messier 32 galaktika keskmest.
Objekt oli Messier' kataloogis, kuid Prantsuse teadlane Le Gentil avastas selle 1749. aastal. Edasijõudnud teadlaste 2010. aasta andmete põhjal on selle galaktika kohta võimalik välja arvutada ligikaudsed andmed. Kaugus Maast Messier 32ni on 2,57 miljonit valgusaastat, ligikaudne mass varieerub 300 000 000 Päikese massi vahel ja selle läbimõõt ulatub 6500 valgusaastani.
Tähelepanekud
M32 on väike galaktika, kuid sellel on ere elliptiline kuju. Kui amatöörid vaatavad Andromeeda udukogu, tundub see konkreetne objekt neile kummaline. Isegi kõige tavalisem teleskoop paljastab galaktika hajusa olemuse tunnused. See asub pool kraadi M31 galaktika keskmest lõuna pool. Kui vaadata M32 keskmise kvaliteediga teleskoobiga, on näha tähekujuline südamik ja kompaktne ovaalne halo, mille heledus väheneb järk-järgult.
Läheduses olevad objektid Messieri kataloogist
M32 galaktika esimene naaber on selle füüsiline satelliit Andromeeda udukogu. See on spiraalne ülihiiglane galaktika. Teine naabergalaktika on elliptiline M110 ja kolmas on M31, satelliit, mis asub Messier 32 teisel küljel.
Tänu kääbus galaktikale näete kerasparv G156. See kuulub objektile M31. Parim tööriist Vaatluseks kasutatakse 400 mm avaga teleskoopi.
Messier 32 kirjeldus kataloogis
august 1764
Andromeeda vöö all on mõneks minutiks väike täheta udukogu. Võrreldes vööga on sellel väikesel udukogul hämaram valgus. Selle avastas Le Gentil 29. oktoobril 1749 ja 1757. aastal nägi seda Messier.
Messier 32 foto tehnilised andmed
Objekt: M32
Muud nimetused: NGC 221
Objekti tüüp: Elliptiline kääbusgalaktika
Asukoht: Bifrosti astronoomiline vaatluskeskus
Kinnitus: Astrofüüsika 1200GTO
Teleskoop: Hüperboolne astrograaf TakahashiEpsilon 180
Kaamera: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (Baader UV/IR filter)
Kokkupuude: 8 x 300 s, f/2.8, ISO 800
Foto originaalsuurus: 3454 × 5179 pikslit (17,9 MP); 11,5″ x 17,3″ @ 300 dpi
Taas piinab mu unenägu mind,
Et kuskil seal, teises universumi nurgas,
Sama aed ja sama pimedus,
Ja samad tähed hävimatus ilus.
N. Zabolotski
Ühte või teist tüüpi astronoomiliste (ja mitte ainult astronoomiliste) objektide olemuse uurimine läbib tavaliselt mitu etappi. Esialgu puudub selge arusaam, on hulk erinevaid üksteist välistavaid eeldusi. Seejärel kristalliseerub üldtunnustatud vaatenurk, mis võimaldab vaadeldavat pilti selle põhidetailides vähemalt kvalitatiivselt selgitada. Uuritavad objektid lakkavad olemast arusaamatud, nendest ulatuvad seosed varem tuntud objektide või nähtusteni.
Ja mõne aja pärast algab kolmas etapp. Uued tähelepanekud või teoreetilised arvutused näitavad, et kõik pole nii lihtne, kui tundus. Kuigi vanad seletused nende tuumaks võivad jääda, on uurimisobjektid jällegi hämmingus oma soovimatusega sobituda lihtsatesse ja selgetesse skeemidesse. Vajame uusi ideid, uusi arvutusi. Lõpuks, järgmises, neljandas etapis, tekib taas järjekindel ja senisest keerulisem pilt. Arusaamine on tõusnud uueks, enamaks kõrge tase. Tulevikus võib kõik uuesti korduda – kui see on ootamatu vaatluslikud faktid ja teistsuguse teoreetilise lähenemisega.
Kääbuselliptiliste galaktikate (dE galaktikate) uurimine, mille kohta me räägime selles jaotises on nüüd teine etapp. Kõigist kääbusgalaktikatest on need meie jaoks kõige arusaadavad objektid. Nad ei esinda ühtegi rühma, mis oma omaduste poolest teravalt silma paistaks, ja nende omadused "jätkavad" tavaliste elliptiliste galaktikate omadusi, ekstrapoleerides madala heleduse ja suurusega piirkonda.
Meile lähimad dE galaktikad on Andromeeda udukogu neli elliptilist satelliiti. Neist kahte, galaktikaid M 32 ja NGC 205, vaadeldakse hiiglaslikule spiraalgalaktikale väga lähedal ning kaks nõrgemat, NGC 185 ja NGC 147, asuvad sellest mitu nurkkraadi põhja pool. Esimesed kaks paistavad eredate laikudena igal Andromeeda udukogu fotol, mis on projitseeritud selle välimistele piirkondadele; Galaktika M 32 on kompaktne, peaaegu ümmargune moodustis, samas kui fotol kujutatud galaktika NGC 205 pilt on hägusem ja märgatavalt piklik. Nende absoluutne suurusjärk on -16 lähedal m, nii et need galaktikad on sellel tingimuslik piir, mis eraldab kääbused "tavalistest" galaktikatest.
Jäädvustage üksikuid tähti nende kääbusgalaktikate fotodele, st nagu astronoomid ütlevad, lahutage galaktikad tähtedeks selle hinnaga suur pingutus pälvis 40ndatel V. Baada, kes töötas tollase maailma suurima teleskoobi - 2,5-meetrise Mount Palomar helkuri kallal. Peab ütlema, et ka praegu, isegi abiga parimad teleskoobid Andromeeda udukogu satelliitide eraldamine tähtedeks ei ole lihtne ülesanne.
Nende väikeste galaktikate tähekoostis, aga ka Andromeeda udukogu enda keskosa jäi pikka aega salapäraseks: eredaimate tähtede - siniste superhiiglaste - olemasolu ei olnud fotodel märgatav, kuigi need tähed on enesekindlad. täheldatud lähedalasuva Andromeeda udukogu spiraalsetes harudes.
Olles võtnud ülesandeks lahutada Andromeeda udukogu keskosa ja selle elliptilised satelliidid tähtedeks, asus V. Baade selle elluviimiseks tõsiselt valmistuma. Need objektid olid teadaolevalt punaka värvusega ja ta eeldas (õigesti), et see on nendes leiduvate heledamate tähtede värv. Seetõttu loobus W. Baade tavaliselt astronoomilises fotograafias kasutatud sinistele kiirtele reageerivatest plaatidest ja valis kõige tundlikumad tol ajal saadaolevad fotoplaadid, mis tajuvad oranži ja punast värvi. Need plaadid olid aga oluliselt väiksema tundlikkusega kui “sinised” ja selle suurendamiseks oli vaja neid enne plaatide kasutamist spetsiaalselt ammoniaagiga töödelda.
Kuid isegi pärast seda osutus tundlikkus mitte liiga kõrgeks ja selleks, et oleks lootust tabada tähti, mis olid "siniste" plaatide jaoks kättesaamatud, tuli loota mitmetunnisele kokkupuutele. Tõsiasi on see, et väga tundlikel "sinistel" plaatidel ei saa pikaajalist säritust teha: juba 1,5 tunni pärast kattis öötaeva nõrk kuma need tiheda looriga. V. Baade arvutuste kohaselt oleks see lähenemine pidanud võimaldama saada "punastel" plaatidel tähed 0,5 T(1,6 korda) nõrgem kui “sinistel”.
Kuidas muidu saate suurendada teleskoobi läbitungimisvõimet, st selle võimet tuvastada nõrku tähti?
Inimesed, kes tunnevad spetsiifikat astronoomilised vaatlused, teavad hästi, et teleskoobi kui optilise instrumendi võimalused on ööti väga erinevad, isegi kui need on võrdselt selged, ja mõnikord ka samal ööl. See on seotud erinev seisund atmosfäär ja suurte teleskoopide puhul - ka peegelläätse olekuga, mille peegelduspind on temperatuuride erinevuste tõttu allutatud temperatuuride deformatsioonidele. erinevates osades peeglid ning peegli ja vahel õhukeskkond. Ja ainult sisse Hiljutiõppis tegema suuri peegleid ainest, mis praktiliselt ei allu soojuspaisumisele.
Seejärel kirjutas V. Baade sellest: “Edu ei saaks loota, kui 2,5-meetrise teleskoobi kassetti lihtsalt “punane” plaat pista, säritada, arendada ja midagi näha. Oli üsna selge, et tähed on väga nõrgad ja suure tõenäosusega väga lähedal. See on 2,5-meetrise teleskoobi lahutusvõime piiril ja ilmselgelt tuleks olla väga ettevaatlik, et mitte võtta vähimatki võimalust.
Eraldusvõime võimalikult kõrge hoidmiseks tuli esiteks teha vaatlusi ainult parimate kujutiste saamisel, kui tähtede turbulentne ketas on väga väike. Teiseks tasus seda jälgida vaid neil öödel, mil peegli kuju oli ideaalilähedane, ilma servade “kokkuvarisemiseta”, mis viib alati täheketta suurenemiseni. Kolmandaks (ja see oli peamine probleem), tuli midagi ette võtta fookuse muutustega, mis tekkisid seoses sellega, et 2,5-meetrise teleskoobi peegel oli valmistatud vana marki klaasist. Isegi siis, kui ööd olid selles mõttes rahuldavad, oli fookuskauguse muutusi 1,5-2 mm ja oli ka öid, mil need muutused ulatusid 5-6 mm-ni.
Sellest tulenevalt pidi V. Baade leiutama oma viisi, kuidas pidevalt pildi teravustamise õigsust kontrollida, mis võimaldas mitmetunnist säritust mitte katkestada.
Ettevalmistus otsustavateks vaatlusteks kestis üle aasta. Lõpuks, 1943. aasta sügisel, mitmeks ööks eranditult hea kvaliteet Saadi kauaoodatud negatiivid, milles Andromeeda udukogu satelliidid (nagu ka selle sarnastest tähtedest koosnev keskosa) olid puistatud pisikeste tähepunktidega. Nii paistsid elliptiliste kääbusgalaktikate heledaimad tähed ligi 700 tuhande tk kauguselt. Peab ütlema, et nende avastamise õnnestumisele aitas kaasa üks oluline asjaolu. Need seisid tõesti tähetorni kohal pimedad ööd, kuna sõjaga seotud elektrikatkestust hiiglaslikus Los Angelese linnas ja selle lähedal asuvas elavas eeslinnas ei olnud veel lõpetatud.
Selleks ajaks olid astronoomid hästi kursis kõige erinevamate tähetüüpidega, kuid V. Baade pildistatud tähed tekitasid teadlases hämmingut. Need olid tavaliste punaste tähtede jaoks liiga helendavad. Tundus kummaline, et Päikese vaadeldavas tähenaabruses selliseid tähti peaaegu pole ja kääbus-elliptilistes galaktikates annavad need galaktika kiirgusele peamise panuse.
Alles mõne aja pärast taipas V. Baade, et meie galaktika kerasparved koosnevad täpselt samadest tähtedest. Need parved on üsna kauged sadade tuhandete tähtede ühendused (lähim neist on meist mitme tuhande valgusaasta kaugusel). Nende vanus ületab 10 miljardit aastat, st nad on tähemaailma tõelised säilmed.
Edasised uuringud kinnitasid V. Baade oletust. Elliptiliste kääbusgalaktikate heledaimad tähed, aga ka kerasparved osutusid suure heledusega punasteks hiiglasteks – need olid tugevasti täis puhutud ja muutsid nende kuju. sisemine struktuur tähed, sest nende pika eluea jooksul peamine tuumakütus(vesinik) on tähtede sisemuses suures osas ammendatud. Iseloomulik tunnus kääbusgalaktikate tähed on ja raske sisaldus on madal keemilised elemendid tähe atmosfääris (kuigi mitte nii madalal kui kerasparvedes). Tulevikku vaadates märgime, et see niinimetatud raskete elementide puudus on tüüpiline igat tüüpi kääbusgalaktikatele.
"Tavalised" elliptilised galaktikad, mida oma heleduse poolest kääbusgalaktikateks ei klassifitseerita, koosnevad samuti vanadest tähtedest, kuigi rasketest elementidest mitte nii tugevalt vaesestatud kui kääbusgalaktikates. Ilmselt lõppes tähtede teke "tavalistes" E-galaktikates praktiliselt palju miljardeid aastaid tagasi. dE galaktikate ajalugu, nagu selgub, võib olla erinev. Seda on selgelt näha samade Andromeeda udukogu satelliitide näitel.
Näiteks võib Andromeeda udukogu satelliidi M 32 spektri mustrit seletada väitega, et kuigi tähed ei paista praegu galaktikas toimuvat, eksisteeris see seal mitu miljardit aastat tagasi.
Kahel teisel Andromeeda udukogu satelliidil NGC 205 ja NGC 185 on mitukümmend sinised tähed suur heledus, peidetud vanade punaste tähtede vahele. Astronoomiliste ajaskaalade järgi on sellised tähed just tekkinud, kuna suure energiatarbimise tõttu on need lühiealised. Nende vanus ei ületa tõenäoliselt 100 miljonit aastat, mis on tähtede jaoks väga vähe. Näiteks päike eksisteerib 50 korda kauem. Järelikult tähtede moodustumine neis galaktikates veel käib.
Muidugi võivad nad koos suure heledusega kuumade tähtedega (olulisel määral) rohkem) võivad tekkida ka väikese massiga tähed, kuid neid ei leidu galaktika heledamate, kuid vanemate tähtede hulgast. Seetõttu määrab tähtede tekkekeskused ainult siniste tähtede asukoht, mis paiknevad tavaliselt galaktika väikestel aladel. Näiteks NGC 185 galaktikas asuvad kõik sinised tähed piirkonnas, mille suurus on alla 300 pc (kogu galaktika suurus on kümneid kordi suurem).
Väikese arvu noorte tähtede olemasolu mõnes dE galaktikas pakub märkimisväärset huvi. Tõepoolest, massiivsetes elliptilistes galaktikates seostatakse tähtede moodustumise puudumist tavaliselt tähtedevahelise gaasi puudumisega, st keskkonnaga, mis võib tugevalt kokkusurutuna ja jahutatuna tähti sünnitada. Kõikidel juhtudel on noorte siniste tähtede olemasolu märgatav ainult nendes galaktikates, kus vaadeldakse tähtedevahelist keskkonda. Külma tähtedevahelist gaasi on aga seni olnud võimalik otsevaatlustega tuvastada vaid kahes dE galaktikas – Andromeeda udukogu satelliitidel NGC 205, NGC 185 (ja isegi siin on see üliväike – ligikaudu 0,01%. kogukaal galaktikad).
Sellegipoolest on lähedal asuvate dE galaktikate vaatlused näidanud, et ka neis olevad noored tähed on seotud tähtedevahelise keskkonnaga. Galaktikates NGC 205 ja NGC 185, kus noori siniseid tähti vaadeldakse "ükshaaval", on märgata tumedaid tolmuudukogusid, mis, nagu me teame meie galaktika näitel, on seotud suhteliselt tiheda ja külma gaasi piirkondadega. Muidugi on seda seal vähe, aga tähetekke, võiks öelda, vaevu särab.
Kust see gaas tuleb?
Selgub, et isegi kui galaktika on gaasist täielikult "puhastatud", ilmub see aja jooksul uuesti väikestes kogustes. Selle viivad tähtedevahelisse ruumi vananevad tähed. Otsesed tõendid sellise protsessi kohta lähimad galaktikad olla vaatlusteks planetaarsed udukogud- laieneb gaasi kestad, mille staarid teatud etapis maha visavad elutee. Selliseid udukogusid on leitud kõigist lähedalasuvatest dE galaktikatest. Aja jooksul täidab tähtedest välja paiskuv gaas kõik tähtedevaheline ruum. Ja siis, sõltuvalt galaktika konkreetsetest füüsilistest tingimustest, lahkub see galaktikast, minnes galaktikavahelisse ruumi, või jahtub järk-järgult ja tõmbub kokku, et muutuda uuesti tähtedeks,
Tähtede väljutatava gaasi saatus sõltub elliptilise galaktika massist.Teoreetilised arvutused on näidanud, et tähtedevaheline gaas jahtub ja tõmbub kokku kiiremini väikestes elliptilistes galaktikates. Kvalitatiivselt võib seda seletada asjaoluga, et neis olevad tähed liiguvad aeglasemalt ning üksikute tähtede väljapaiskuvate gaasimasside kokkupõrked ei too kaasa gaasi nii tugevat kuumenemist, nagu suurtes galaktikates oodata võib. Võib-olla on see põhjus, miks elliptilistes "normaalsetes", mitte-kääbuslikes galaktikates on gaasijäljed ja noored tähed äärmiselt haruldased. Aga kes teab, kui mõni hiiglaslik elliptiline galaktika ei asuks meist kaugemal kui Andromeeda udukogu, võiksime sellest leida üksikuid siniseid tähti?
Kuigi kääbuselliptiliste galaktikate tähtede moodustumine on mõnel juhul nõrk, on need üldiselt väga vaiksed ja muutuvad väga aeglaselt. Nad ei näita ühtegi aktiivsed protsessid seotud mittetäheliste energiaallikatega - aineemissioonid, mittetermiline raadiokiirgus, tuumategevus. Ja enamikul juhtudel puudub dE galaktikates tuum selle sõna tavalises tähenduses, kuigi NGC 205 ja M 32 keskmes on näha väike tähekujuline objekt (“tuum”), mis sarnaneb massiivse kerasparvega. tähtedest. Kaugemates galaktikates pole sellised moodustised enam vaatluseks ligipääsetavad.
Muidugi ei piirdu dE galaktikad ainult Andromeeda udukogu satelliitidega. Kääbuste hulgas on need suhteliselt suure heledusega galaktikad, mistõttu on need ligipääsetavad vaatlustele mitmekümne miljoni valgusaasta kaugusel. Paljud dE galaktikad on leitud näiteks Neitsi tähtkuju lähimast suurest galaktikate parvest. Kuid suure hulga dE galaktikate seas võib vaid ühel juhul kahtlustada aktiivse tuumaga objekti – omamoodi kääbus-raadiogalaktikat. Sellest objektist tasub rääkida üksikasjalikumalt, et näidata, milliste raskustega teadlased mõnikord vaadeldava allika olemuse väljaselgitamisel kokku puutuvad.
raadiogalaktikad, kõige võimsamad allikad raadiolained looduses on reeglina hiiglaslikud elliptilised galaktikad, mille aktiivne tuum paiskab välja relativistlikke (st valguse kiirusele väga lähedase kiirusega) prootoneid ja elektrone. Sellised galaktikad leitakse, uurides fotosid nendest taevapiirkondadest, kus vaadeldakse üht või teist raadioallikat.
Kui 60ndatel tehti kindlaks, et ZS 276 tähistatud raadioallika koordinaadid langesid kokku väikese elliptilise galaktika koordinaatidega. nurga suurus, see ei saanud olla nii suur üllatus. See oleks võinud olla tavaline tohutule kaugusele viidud raadiogalaktika, kust see näis olevat 15. tähesuurusega objekt. Galaktika spekter ei olnud teada, kuid seda mainiti kahes kõige enam täielikud kataloogid galaktikad - Vorontsov-Velyaminov ja Zwicky kataloogid. Selgus, et sellel on kergelt sinakas sisemine piirkond, millel oli üsna kõrge pinna heledus ja rohkem "punane" kest, mille mõõtmed on umbes 1′.
"Tavaline" raadiogalaktika võiks umbes 100 Mpc kauguselt selline välja näha. Kuna galaktikate maailmas järgitakse hästi seadust, mille järgi järgmine galaktika, mida suurem on selle radiaalkiirus (Hubble'i seadus), võib eeldada, et selle kiirus peaks olema ligikaudu 6-8 tuhat km/s. Kujutage ette üllatust, kui selle spekter, mis pildistati vahetult pärast identifitseerimist raadioallikaga 3S 276, näitas, et selle kiirus oli vaid 30 km/s (pealegi ei sisaldanud spekter raadiogalaktikatele iseloomulikke eeldatavaid kiirgusjooni).
Kanada astronoom S. van den Berg, kes töötas USA-s hiiglasliku 5-meetrise teleskoobi kallal, sai 1970. aastal elektronoptilise muunduri abil galaktika uue spektrogrammi, et kontrollida ootamatu hinnangu täpsust. Leiti rohkem kui kaheksa neeldumisjoont täpne väärtus selle liikumiskiirus (Päikese suhtes): 10±8 km/s. See kiirus on pigem iseloomulik mitte galaktikatele, vaid Päikesele kõige lähemal asuvatele tähtedele.
Selle põhjal tegi nõukogude astronoom Yu. P. Pskovsky ettepaneku, et siin ei ole tegemist raadiogalaktikaga, vaid nõrga raadioallikaga meie galaktikas. Kas see objekt võib olla tavaline krabi udukogu tüüpi supernoova jäänuk? Seda näis toetavat fakt, et raadioallika ZS 276 asend erines vaid 1° võrra supernoova asukohast, mida Hiina astronoomid 13. sajandil jälgisid.
Objekti uued uuringud on aga muutnud sellise seletuse ebatõenäoliseks. Kvaliteetsed fotod temast saadud kasutades suured teleskoobid, näitas, et see ei sisalda sellist filamentstruktuuri, mis on tüüpiline supernoova jäänustele, ja selles täheldatud tugev heleduse kontsentratsioon keskpunkti suunas on elliptiliste galaktikate jaoks väga iseloomulik. Lõpuks leidis S. van den Berg, et objekti emissioonispekter on täiesti sarnane rasketest elementidest ammendatud kerasparvede spektriga, mida teadupärast võib oodata, kui meie ees on dE galaktika.
Kuigi selle dE galaktika liikumiskiirus Päikese suhtes on nullilähedane, on kiirus meie galaktika keskpunkti suhtes, võttes arvesse Päikese orbitaalset liikumist, ligikaudu 200 km/s. Hubble'i seaduse kohaselt vastab see kaugusele, mis on vaid mitu korda suurem kui Andromeeda udukoguni. Tõsi, nii ebaoluliste kiirustega galaktikate puhul määratakse kaugus Hubble'i seaduse alusel ebausaldusväärselt. Võib selgitada, kas galaktikas vaadeldi üksikuid tähti, kuid paraku ei õnnestunud neid tuvastada, hoolimata spetsiaalsetest otsingutest.
Objekti ZS 276 väike kiirus näitab kindlasti, et see ei saa olla väga kaugel. Selgub, et see on lähedane kääbus tähesüsteem. Kuid isegi kui kaugus selleni on 2-3 Mpc, pole see lihtsalt kääbus-ellipsikujuline galaktika, vaid objekt, mis on ainulaadne oma vähese heledusega, mis on vaid 3-10 7. Lc. Tuntud dE galaktikate hulgas pole ühtegi, mille heledus oleks sellele väärtusele isegi lähedane. Rekordiks osutus ka raadius - ainult 150-200 tk. Ja siit edasi on täiesti arusaamatu, kuidas saab nii pisikesel galaktikal olla aktiivne tuum ja ta ei jää raadiokiirguse võimsuselt alla sellisele hiiglaslikule galaktikale nagu Andromeeda udukogu.
Milline plahvatus viis raadiokiirgust kiirgavate pilvede vabanemiseni, mis raadiokiirguse jaotuse põhjal otsustades hõivavad nüüd mitu korda suurema ruumala kui salapärase objekti enda maht?
Olles tutvunud elliptiliste kääbusgalaktikatega, liigume nüüd edasi galaktikate juurde, mis on nendega tähekoostiselt väga sarnased, kuid looduses palju vähem mõistetavad.
Kääbusgalaktika on väike, mitmest miljardist koosnev galaktika (mis on väga väike võrreldes näiteks meie galaktikaga, kus on umbes 200–400 miljardit tähte). Kääbusgalaktikate hulka kuuluvad galaktikad, mille heledus on väiksem kui 10 9 L ☉ (umbes 100 korda väiksem heledus), mis vastab ligikaudu –16 m absoluutsele. suurusjärk. 30 miljardit tähte sisaldav Suur Magellani pilv on mõnikord klassifitseeritud kääbusgalaktikaks, samas kui teised peavad seda täisväärtuslikuks Linnuteel tiirlevaks galaktikaks.
Kääbusgalaktikate pinna heledus on väga erinev. Kui tavaliste galaktikate keskmine pinna heledus on ligikaudu võrdne öötaeva heledusega, siis kääbusgalaktikad erinevad üksteisest oma pinna heledusest rohkem kui 10 m.
Kääbusgalaktikate avastamine
Peale Andromeeda udukogu M 32 ja NGC 205 satelliitgalaktikad, mis asuvad piiri positsioon kääbus- ja tavagalaktikate vahel avastas esimesed kääbusgalaktikad H. Shapley 1930. aastate lõpus, kui ta korraldas ümbruskonna taevauuringu lõunapoolus maailm observatooriumis galaktikate statistiliseks uurimiseks Harvardi ülikool V Lõuna-Aafrika. Esiteks avastas Shapley Skulptori tähtkujust varem tundmatu tähtede parve, mis sisaldas umbes 10 tuhat tähte pikkusega 18-19,5 m. Varsti avastati sarnane klaster Fornaxi tähtkujust. Pärast Mount Wilsoni observatooriumi 2,5-meetrise teleskoobi kasutamist nende klastrite uurimiseks õnnestus neis leida tsefeidid ja määrata nende kaugused. Selgus, et mõlemad tundmatud parved asuvad väljaspool meie galaktikat ehk esindavad uut tüüpi madala pinna heledusega galaktikad.
Kääbusgalaktikate avastused said laialt levinud pärast seda, kui 1950. aastatel viidi läbi Palomari taevauuring, kasutades Mount Palomari observatooriumis 120-sentimeetrist Schmidti kaamerat. Selgus, et kääbusgalaktikad on kõige levinumad galaktikad.
Kohalikud päkapikud
Kohalikus rühmas on palju kääbusgalaktikaid: need on väikesed galaktikad, mis sageli tiirlevad ümber suured galaktikad, nagu Linnutee, Andromeeda ja Kolmnurga galaktika. Meie galaktikas on avastatud 14 kääbusgalaktikat. Võimalik, et Omega Centauri kerasparv on minevikus püütud kääbusgalaktika tuum.
Morfoloogia
Kääbusgalaktikaid on mitut tüüpi:
- Elliptiline kääbusgalaktika ( dE) - sarnane
- Kääbus sfääriline galaktika ( dSph) - alamtüüp dE iseloomustab eriti madal pinna heledus
- Kääbus ebakorrapärane galaktika ( dir) – sarnane, on klompsilise struktuuriga
- Kääbussinine kompaktne galaktika ( dBCG või BCD) – sellel on aktiivse tähetekke tunnuseid
- Ülikompaktsed kääbusgalaktikad ( UCD) – väga kompaktsete galaktikate klass, mis sisaldab umbes 10 8 tähte, mille iseloomulik ristisuurus on umbes 50 tk. Arvatavasti on need kääbus-elliptiliste galaktikate tihedad jäänused (tuumad), mis lendasid läbi rikaste galaktikate keskosa. Ultrakompaktsed galaktikad on avastatud Neitsi, Fornaxi, Coma Berenicese, Abel 1689 ja teistest galaktikaparvedest.
- Kääbusspiraalgalaktika on analoog, kuid erinevalt tavalistest galaktikatest on see äärmiselt haruldane
Hobitide galaktikad
Hiljuti kasutusele võetud terminit Hobbit-galaktikad kasutati galaktikate tähistamiseks, mis on kääbusgalaktikatest väiksemad ja tuhmimad.
Kääbusgalaktikate nappuse probleem
Kääbusgalaktika puuduse probleem (tuntud ka kui "kadunud kääbusgalaktika probleem"). Selle olemus seisneb selles, et number kääbusgalaktikad(tavaliste galaktikate arvu suhtes) per kogu tellimus vähem numbrit, mis peaks olema vastavalt struktuuride hierarhilise jaotuse ja üldise kosmoloogia modelleerimisele.
On kaks võimalikud lahendused see probleem:
- kääbusgalaktikaid hävitavad suuremate galaktikate loodete jõud;
- kääbusgalaktikad pole lihtsalt nähtavad, kuna nende tumeaine ei suuda ligi tõmmata piisavalt barüoonset ainet, et need nähtavaks teha.
Teist lahendust kinnitab osaliselt Kecki observatooriumi hiljutine (2007) avastus kaheksa ülinõrkjat kääbusgalaktikat (hobbitgalaktikat) – Linnutee satelliite. Neist kuus on 99,9% tumeainest (massi ja valguse suhe on umbes 1000).
Selliste galaktikate üksikasjalik uuring ja eriti suhtelised kiirusedüksikud tähed neis, võimaldasid astronoomidel eeldada, et noorte hiiglaslike tähtede võimas ultraviolettkiirgus "puhus" sellistest galaktikatest välja. enamus(sellepärast on seal vähe tähti), kuid jättis tumeaine, mistõttu see nüüd domineerib. Mõned neist nõrkadest kääbusgalaktikatest, millel on ülekaalukas ülekaal tumeaine astronoomid teevad ettepaneku otsida kaudsete vaatluste abil: mööda galaktikatevahelist gaasi, s.o. gaasijugade ligitõmbamise tõttu sellesse "nähtamatule" galaktikasse.
Teadlaste uuring näitab, kui laialt levinud seda tüüpi tähed meie galaktikas tegelikult on ja kui aktiivselt nad uute tähtede tekkes osalevad.
Arvud näitavad seda 2 -3 teiste klasside tähed moodustavad vähemalt 1 pruun kääbus.
Seda tüüpi kosmoseobjektid eristub selgelt teistest.
Need on liiga suured ja kuumad (in 15 -80 korda massiivsemad kui meie Jupiter), nii et neid saab liigitada planeetidena, kuid samal ajal on nad liiga väikesed, et olla täisväärtuslikud tähed - neil ei ole piisavalt massi, et säilitada tuumas vesiniku stabiilne sulandumine.
Pruunid kääbused tekivad aga algul samamoodi nagu tavalised tähed, mistõttu neid sageli kutsutakse ebaõnnestunud tähtedeks.
Rohkem sisse 2013 aastal hakkasid astronoomid kahtlustama, et pruunid kääbused on üsna tavaline nähtus meie galaktika jaoks, arvutades nende ligikaudse arvu piirkonnas 70 miljardit
Küll aga esitati riiklikul astronoomiakonverentsil uusi andmeid M eeting, mis toimus hiljuti aastal Inglise ülikool Halla, nad ütlevad, et seal võib olla umbes 100 miljardit
Arvestades, et kogu Linnutee võib ligikaudsete hinnangute kohaselt sisaldada kuni 400 miljardeid tähti, on pruunide kääbuste arv nii muljetavaldav kui ka pettumus.
Tulemuste selgitamiseks viisid astronoomid läbi uuringu enam kui tuhande pruuni kääbusega, kes paiknesid raadiuses kuni 1500 valgusaastad. Kuna selle klassi tähed on väga tuhmid, tundub nende vaatlemine pikemalt distantsilt äärmiselt keeruline, kui mitte võimatu.
Enamik meile teadaolevatest pruunidest kääbustest leiti piirkondadest, kus moodustuvad uued tähed, mida nimetatakse parvedeks.
Üks neist klastritest on objekt NG C133 , mis sisaldab peaaegu sama palju pruune kääbusi kui tavalisi tähti.
Alex Scholzile St Andrewsi ülikoolist ja tema kolleegile Koralka Muzicile Lissaboni ülikoolist tundus see üsna kummaline. Täheparvede sees sündinud pruunide kääbuste sageduse täpsemaks mõistmiseks mitmesugused tihedused teadlased otsustasid otsida kaugemaid kääbusi tihedamast täheparv R C W 38 .
Ligikaudu asuva kauge klastri vaatamiseks 5000 valgusaastate kaugusel kasutasid astronoomid NA kaamerat C O koos adaptiivse optikaga, mis on seatud asendisse Very suur teleskoop Euroopa Lõunaobservatoorium.
Nagu eelmistegi vaatluste puhul, avastasid teadlased ka seekord, et pruunide kääbuste arv on selles klastris peaaegu poole väiksem. koguarv selles paiknevad tähed, mis omakorda viitab sellele, et pruunide kääbuste sündimus ei sõltu sugugi täheparvede koostisest.
" ... avastasime suur number pruunid kääbused nendes kobarates. Selgub, et olenemata parve tüübist leidub seda tähtede klassi üsna sageli. Ja kuna pruunid kääbused tekivad koos teiste tähtedega parvedena, võime järeldada, et neid on meie galaktikas tõesti palju..."
- kommenteerib Scholz.
See võib olla number 100 miljardit Neid võib aga veelgi rohkem olla.
Meenutagem, et pruunid kääbused on väga tuhmid täheobjektid, mistõttu nende veelgi nõrgemad esindajad ei saanud lihtsalt astronoomide vaatevälja sattuda.
Selle artikli kirjutamise ajal tulemused uusim uurimus Scholz ootas välisteadlaste kriitilist ülevaadet, kuid esimesed kommentaarid nende tähelepanekute kohta Gizmodole tulid Saint Migueli kolledži astronoom John Omiralt, kes ei osalenud töös, kuid usub, et selles kajastatud arvud võivad olla õiged.
„...Tulevad numbri juurde 100 miljardeid, tehes selle kohta palju oletusi. Kuid tegelikult põhineb järeldus pruunide kääbuste arvukuse kohta täheparves nn. esialgne funktsioon mass, mis kirjeldab tähtede masside jaotust parves. Kui teate seda funktsiooni ja teate sagedust, millega galaktika tähti moodustab, saate arvutada teatud tüüpi tähtede arvu. Seega, kui jätame paar eeldust välja, siis joonis in 100 miljardid tunduvad tõesti tõelised..."
- kommenteeris Omira.
Võrreldes pruunide kääbuste arvu kahes erinevas klastris – ühes tiheda ja teises vähem tiheda tähtede jaotusega – näitasid teadlased, et keskkond, kus tähed ilmuvad, ei ole alati sama. võtmetegur reguleerides seda tüüpi täheobjektide ilmumise sagedust.
“Pruunkääbuste teke on universaalne ja lahutamatu osa tähtede teke üldiselt", ütleb Omira.
Professor Abel Mendez planeetide elamisvõime laborist L aboratoorium), ütleb teine astronoom, kes samuti arutatavas uuringus ei osalenud, et arvud aastal uus töökoht võib tõepoolest olla mõttekas, eriti kui arvestada asjaolu, et meie galaktikas on täheobjekte oluliselt rohkem kui suuremaid.
“...Väikesed punased kääbused on näiteks palju tavalisemad kui kõik muud tüüpi tähed. Seetõttu pakun, et uued numbrid on tõenäolisemalt isegi alampiir..."
ütleb Mendez.
Muidugi on olemas tagakülg selline pruunide kääbuste viljakus. Suur hulk Ebaõnnestunud tähed tähendavad ka elamiskõlblikkuse vähenemist.
Mendez ütleb, et pruunid kääbused ei ole piisavalt stabiilsed, et toetada keskkonda, mida nimetatakse elamiskõlblikuks tsooniks. Lisaks ei meeldi termin ise kõigile astronoomidele "Ebaõnnestunud tähed".
“...Isiklikult ei eelista ma pruune kääbusid “ebaõnnestunud staarideks” nimetada, kuna minu arvates nad lihtsalt ei vääri staaritiitlit...”
— kommenteerib Jacqueline Faherty, Ameerika muuseumi astrofüüsik looduslugu.
"... Ma nimetaksin neid pigem "ülekasvanud planeetideks" või lihtsalt "superplaneetideks", kuna oma massi poolest on nad ikkagi nendele astronoomilistele objektidele lähemal kui tähtedele..."
- ütleb teadlane.
Pildil on kujutatud kääbusgalaktikat Skulptori kääbus galaktika tähtkujus. Pildi tegi Wide Field Imager, mis on paigaldatud La Sillas asuva Euroopa lõunaobservatooriumi 2,2-meetrisele MPG/ESO teleskoobile. See galaktika on üks meie Linnutee naabreid. Kuid vaatamata üksteisele nii lähedale on neil kahel galaktikal täiesti olemas mitmesugust ajalugu tekkimist ja arengut, võime öelda, et nende tegelased on täiesti erinevad. Skulptori kääbusgalaktika on Linnuteest palju väiksem ja vanem, mistõttu on see väga väärtuslik objekt nende protsesside uurimiseks, mis viisid varajases universumis uute tähtede ja muude galaktikate sünnini. Kuid kuna see kiirgab väga vähe valgust, on selle uurimine väga keeruline.
Skulptori tähtkujus asuv kääbusgalaktika kuulub sfääriliste kääbusgalaktikate alamklassi ja on üks neljateistkümnest satelliitgalaktikast, mis tiirlevad ümber Linnutee. Need kõik asuvad üksteise lähedal meie galaktika halo piirkonnas, mis on sfääriline piirkond, mis ulatub kaugele üle spiraalharude piiride. Nagu nimigi ütleb, asub see kääbusgalaktika Skulptori tähtkujus ja asub Maast 280 000 valgusaasta kaugusel. Vaatamata oma lähedusele avastati see alles 1937. aastal uute võimsate instrumentide tulekuga, kuna selle moodustavad tähed on väga nõrgad ja näivad olevat mööda taeva laiali. Samuti ärge ajage seda galaktikat segi NGC 253-ga, mis asub samas Skulptori tähtkujus, kuid näeb palju heledam välja ja on trellitatud spiraal.
Kääbusgalaktika skulptori tähtkujus. Allikas: ESO
Foto teave
Foto teave
Kuigi seda oli raske tuvastada, oli see kääbusgalaktika üks esimesi Linnuteed ümbritsevas piirkonnas avastatud nõrku kääbusobjekte. Tema kummaline kuju paneb astronoomid mõtlema avastamise hetkest kuni täna. Kuid meie ajal on astronoomid harjunud sfääriliste galaktikatega ja mõistnud, et sellised objektid võimaldavad meil vaadata kaugele universumi minevikku.
Arvatakse, et Linnutee aga nagu kõik muu suured galaktikad, mis tekkis Universumi algusaastatel väiksemate objektidega ühinemise tulemusena. Ja kui mõned neist väikestest galaktikatest eksisteerivad ka tänapäeval, siis peavad need sisaldama palju väga vanu tähti. Seetõttu vastab Skulptori tähtkujus asuv kääbusgalaktika kõikidele nõuetele, mis kehtivad ürggalaktikatele. Just neid iidseid tähti saab sellel pildil jälgida.
Astronoomid on õppinud galaktikas asuvate tähtede vanust määrama nende iseloomulike tunnuste järgi. valgusvoog. Sellel kiirgusel on väga vähe tõendeid raskete keemiliste elementide olemasolust nendes objektides. Asi on selles, et selline keemilised ühendid kipuvad tähtede põlvkondade vahetumisel galaktikatesse kogunema. Seega näitavad raskete molekulide madalad kontsentratsioonid seda keskmine vanus Selle sfäärilise galaktika tähed on üsna kõrged.
Taeva ala kääbusgalaktika ümber Skulptori tähtkujus.