Messier 32, eller M32, er en type dverggalakse med en elliptisk form. Ligger i stjernebildet Andromeda. M32 har en tilsynelatende styrke på 8,1 med en vinkelstørrelse på 8 x 6 bueminutter. Galaksen er 2,9 millioner lysår unna planeten vår. I følge Equinox 2000 er følgende koordinater utledet: høyre oppstigning 0 timer 42,8 minutter; deklinasjon +40 ° 52′. Takket være dette kan galaksen sees hele høsten.
Messier 32 refererer til to elliptiske galakser av Andromeda Magnas satellitter som kan sees på de medfølgende bildene. Langs den nedre kanten av objektet M31 er galaksen M32 mest nærliggende galakse, mens objektet M110 er den fjerneste galaksen langs øvre høyre kant. M31 er en stor Andromedagalakse, representert av et lyst himmelobjekt som kan observeres med det blotte øye. Messier 31, Messier 32 og Messier 110 tilhører den lokale gruppen av galakser. Det inkluderer også Triangulum Galaxy og Melkeveien.
Bildene som leveres viser ukomprimerte fotografier av alle tre objektene - M31, M32 og M110. Alle bildene ble tatt med en Takahashi E-180 astrograf. I nærheten er et 3x forstørrelsesbilde av sentrum av Messier 32-galaksen.
Objektet ble inkludert i Messiers katalog, men ble oppdaget av den franske forskeren Le Gentil i 1749. Basert på data fra avanserte forskere i 2010, er det mulig å beregne omtrentlige data for denne galaksen. Avstanden fra jorden til Messier 32 er 2,57 millioner lysår, den omtrentlige massen varierer mellom 300 000 000 solmasser, og diameteren når 6 500 lysår.
Observasjoner
M32 er en liten galakse, men har en lys elliptisk form. Når amatører ser på Andromedatåken, vil dette spesielle objektet virke rart for dem. Selv det mest vanlige teleskopet vil avsløre egenskapene til galaksens diffuse natur. Den ligger en halv grad sør for sentrum av M31-galaksen. Hvis du ser på M32 med et teleskop av middels kvalitet, kan du se en stjerneformet kjerne og en kompakt oval glorie som gradvis avtar i lysstyrke.
Nærliggende objekter fra Messier-katalogen
Den første naboen til M32-galaksen er dens fysiske satellitt, Andromedatåken. Dette er en supergigantisk spiralgalakse. Den andre nabogalaksen er den elliptiske M110, og den tredje er M31, en satellitt som er på den andre siden av Messier 32.
Takket være Dverggalaksen kan du se kulehop G156. Den tilhører objekt M31. Det beste verktøyet Et teleskop med en blenderåpning på 400 mm vil bli brukt til observasjon.
Beskrivelse av Messier 32 i katalogen
august 1764
Under Andromedas belte i noen minutter er det en liten stjerneløs tåke. Sammenlignet med beltet har denne lille tåken et svakere lys. Den ble oppdaget av Le Gentil 29. oktober 1749, og i 1757 ble den sett av Messier.
Tekniske detaljer for Messier 32-bildet
En gjenstand: M32
Andre betegnelser: NGC 221
Objekttype: Dverg elliptisk galakse
Posisjon: Bifrost Astronomical Observatory
Feste: Astro-fysikk 1200GTO
Teleskop: Hyperbolsk astrograf TakahashiEpsilon 180
Kamera: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (Baader UV/IR-filter)
Eksponering: 8 x 300s, f/2,8, ISO 800
Original bildestørrelse: 3454 × 5179 piksler (17,9 MP); 11,5" x 17,3" @ 300 dpi
Nok en gang plager drømmen meg,
At et sted der ute, i et annet hjørne av universet,
Den samme hagen og det samme mørket,
Og de samme stjernene i uforgjengelig skjønnhet.
N. Zabolotsky
Studiet av naturen til astronomiske (og ikke bare astronomiske) objekter av en eller annen type går vanligvis gjennom flere stadier. Til å begynne med er det ingen klar forståelse; Da krystalliserer et generelt akseptert synspunkt, som i det minste tillater en kvalitativ forklaring av det observerte bildet i dets grunnleggende detaljer. Objektene som studeres slutter å være uforståelige tråder av forbindelse strekker seg fra dem til tidligere kjente objekter eller fenomener.
Og etter en tid begynner den tredje fasen. Nye observasjoner eller teoretiske beregninger viser at alt ikke er så enkelt som det så ut til. Selv om de gamle forklaringene i kjernen kan bestå, lurer studieobjektene igjen med sin motvilje mot å passe inn i enkle og klare skjemaer. Vi trenger nye ideer, nye beregninger. Til slutt, på neste, fjerde trinn, oppstår igjen et konsistent og mer komplekst bilde enn før. Forståelse har steget til en ny, mer høy level. I fremtiden kan alt gjenta seg igjen - hvis det er uventet observasjonsfakta og med en annen teoretisk tilnærming.
Studie av dverg elliptiske galakser (dE galakser), om hvilke vi vil snakke i denne delen, er nå i sin andre fase. Av alle dverggalaksene er dette de mest forståelige objektene for oss. De representerer ikke noen gruppe som skiller seg kraftig ut i egenskapene deres, og egenskapene deres "fortsetter" egenskapene til vanlige elliptiske galakser, ekstrapolerer til området med lav lysstyrke og størrelse.
De nærmeste dE-galaksene til oss er de fire elliptiske satellittene til Andromedatåken. To av dem, galaksene M 32 og NGC 205, er observert svært nær den gigantiske spiralgalaksen, og to svakere, NGC 185 og NGC 147, ligger flere kantegrader nord for den. De to første vises som lyspunkter i ethvert fotografi av Andromedatåken, projisert på dens ytre områder; M 32-galaksen er en kompakt, nesten rund formasjon, mens NGC 205-galaksen på fotografiet har et mer uskarpt, merkbart forlenget bilde. Deres absolutte størrelse er nær -16 m, så disse galaksene er på det betinget grense, som skiller dverger fra "normale" galakser.
Fang individuelle stjerner i fotografier av disse dverggalaksene, dvs., som astronomer sier, oppløs galakser til stjerner, til prisen god innsats etterfulgt på 40-tallet av V. Baada, som jobbet på det største teleskopet i verden på den tiden - den 2,5 meter lange Mount Palomar-reflektoren. Det må sies at selv nå, selv med hjelp beste teleskoperÅ løse opp satellittene til Andromedatåken til stjerner er ikke en lett oppgave.
I lang tid forble stjernesammensetningen til disse små galaksene, så vel som den sentrale delen av selve Andromeda-tåken, mystisk: tilstedeværelsen av de lyseste stjernene - blå superkjemper - var ikke merkbar på fotografiene, selv om disse stjernene er selvsikker. observert i spiralgrenene til den nærliggende Andromedatåken.
Etter å ha satt seg i oppgave å løse den sentrale delen av Andromedatåken og dens elliptiske satellitter til stjerner, begynte V. Baade seriøst å forberede seg på implementeringen. Disse gjenstandene var kjent for å være rødlige i fargen, og han antok (korrekt) at dette var fargen på de klareste stjernene de inneholdt. Derfor forlot W. Baade plater som reagerer på blå stråler, vanligvis brukt i astronomisk fotografering, og valgte de mest følsomme fotografiske platene som var tilgjengelige på den tiden, som oppfatter oransje og røde farger. Disse platene hadde imidlertid en betydelig lavere følsomhet enn de «blå», og for å øke den var det nødvendig å spesialbehandle dem med ammoniakk før platene ble brukt.
Men selv etter dette viste det seg at følsomheten ikke var for høy, og for å ha noe håp om å fange stjerner som var utilgjengelige for "blå" plater, var det nødvendig å stole på mange timers eksponering. Faktum er at langtidseksponeringer ikke kan gjøres på svært følsomme "blå" plater: etter bare 1,5 time dekket den svake gløden fra nattehimmelen dem med et tett slør. I følge beregninger fra V. Baade skulle denne tilnærmingen ha gjort det mulig å få stjerner på 0,5 på de "røde" platene T(1,6 ganger) svakere enn på de "blå".
Hvordan kan du ellers øke gjennomtrengningskraften til et teleskop, det vil si evnen til å oppdage svake stjerner?
Folk som er kjent med detaljene astronomiske observasjoner, er godt klar over at evnene til et teleskop som optisk instrument varierer mye fra natt til natt, selv om de er like klare, og noen ganger i løpet av samme natt. Det henger sammen med annen tilstand atmosfære, og for store teleskoper - også med tilstanden til en speillinse, hvis reflekterende overflate er utsatt for temperaturdeformasjoner på grunn av temperaturforskjeller mellom i ulike deler speil, og mellom speilet og luftmiljø. Og bare i I det siste lært å lage store speil av et stoff som praktisk talt ikke er utsatt for termisk utvidelse.
Deretter skrev V. Baade om dette: «Man kunne ikke håpe å oppnå suksess hvis man bare satte en «rød» plate inn i kassetten på et 2,5 meter teleskop, foretok en eksponering, utviklet den og prøvde å se noe. Det var helt klart at stjernene ville være veldig svake og etter all sannsynlighet ekstremt nært plassert. Dette er på grensen for oppløsningskraften til et 2,5 meter teleskop, og man må selvsagt være veldig forsiktig med å ta den minste sjanse.
For å holde oppløsningen så høy som mulig, var det for det første nødvendig å utføre observasjoner bare når man får de beste bildene, når den turbulente stjerneskiven er veldig liten. For det andre var det verdt å observere bare de nettene da formen på speilet var nær ideell, uten "kollaps" av kantene, noe som alltid fører til en økning i stjernens skive. For det tredje (og dette var hovedproblem), måtte noe gjøres med endringene i fokus som oppsto på grunn av at speilet til det 2,5 meter store teleskopet var laget av et gammelt glass. Selv når nettene var tilfredsstillende i denne forstand, var det endringer i brennvidden fra 1,5 til 2 mm, og det var også netter da disse endringene nådde 5-6 mm.
Som et resultat måtte V. Baade finne opp sin egen måte å kontinuerlig kontrollere riktigheten av bildefokuseringen, som gjorde det mulig å ikke avbryte den mange timer lange eksponeringen.
Forberedelsene til de avgjørende observasjonene varte i mer enn ett år. Endelig, høsten 1943, i flere netter med eksklusivt god kvalitet Etterlengtede negativer ble oppnådd, der satellittene til Andromedatåken (så vel som dens sentrale del, bestående av lignende stjerner) var strødd med bittesmå stjerner. Slik så de lyseste stjernene i elliptiske dverggalakser ut fra en avstand på nesten 700 tusen stk. Det skal sies at en viktig omstendighet bidro til suksessen til oppdagelsen deres. De sto virkelig over observatoriet mørke netter, siden den krigsrelaterte blackouten av den gigantiske byen Los Angeles med sine travle forsteder i nærheten ennå ikke var opphevet.
På dette tidspunktet var astronomene godt kjent med de mest forskjellige typer stjerner, men stjernene fotografert av V. Baade forundret forskeren. De var for lysende for vanlige røde stjerner. Det virket rart at i det observerte stjerneområdet til Solen er det nesten ingen slike stjerner, og i elliptiske dverggalakser gir de hovedbidraget til strålingen fra galaksen.
Først etter en tid innså V. Baade at kulehopene i galaksen vår består av nøyaktig de samme stjernene. Disse hopene er ganske fjerne assosiasjoner av hundretusenvis av stjerner (den nærmeste av dem er flere tusen lysår unna oss). Deres alder overstiger 10 milliarder år, det vil si at de er ekte relikvier fra stjerneverdenen.
Ytterligere forskning bekreftet V. Baades gjetning. De lyseste stjernene i dverg-elliptiske galakser, så vel som kulehoper, viste seg å være røde kjemper med høy lysstyrke - kraftig oppblåst og endret deres intern struktur stjerner, fordi i løpet av deres lange liv den viktigste kjernebrensel(hydrogen) har stort sett vært oppbrukt i det indre av stjerner. Karakteristisk trekk stjerner av dverggalakser er og lavt innhold av tunge kjemiske elementer i stjerneatmosfæren (men ikke så lavt som i kulehoper). Når vi ser fremover, legger vi merke til at denne såkalte mangelen på tunge elementer er typisk for alle typer dverggalakser.
"Normale" elliptiske galakser, som ikke er klassifisert som dverg i sin lysstyrke, består også av gamle stjerner, selv om de ikke er så sterkt utarmet i tunge grunnstoffer som i dverggalakser. Tilsynelatende tok stjernedannelsen i "normale" E-galakser praktisk talt slutt for mange milliarder år siden. Historien til dE-galakser, som det viser seg, kan være annerledes. Dette er tydelig sett i eksemplet med de samme satellittene til Andromedatåken.
For eksempel kan mønsteret av spekteret til Andromedatåkens satellitt M 32 forklares ved å antyde at selv om stjernedannelse ikke ser ut til å finne sted i galaksen nå, eksisterte den der for flere milliarder år siden.
I to andre satellitter i Andromedatåken, NGC 205 og NGC 185, flere dusin blå stjerner høy lysstyrke, skjult blant en spredning av gamle røde stjerner. I følge astronomiske tidsskalaer har slike stjerner nettopp blitt dannet, siden det høye energiforbruket gjør dem kortvarige. Alderen deres vil neppe overstige 100 millioner år, noe som er veldig lite for stjerner. Solen eksisterer for eksempel 50 ganger lenger. Følgelig pågår stjernedannelse fortsatt i disse galaksene.
Selvfølgelig, sammen med varme stjerner med høy lysstyrke, kan de (i betydelig grad) mer) lavmassestjerner kan også dannes, men de kan ikke finnes blant de lysere, men eldre stjernene i galaksen. Derfor bestemmes stjernedannelsessentre kun av posisjonen til blå stjerner, som vanligvis er lokalisert i små områder av galaksen. For eksempel, i NGC 185-galaksen, okkuperer alle blå stjerner et område som er mindre enn 300 pcs. i størrelse (størrelsen på hele galaksen er titalls ganger større).
Problemet med eksistensen av et lite antall unge stjerner i noen dE-galakser er av betydelig interesse. Faktisk, i massive elliptiske galakser er mangelen på stjernedannelse vanligvis assosiert med fraværet av interstellar gass, det vil si mediet som kan føde stjerner når det er sterkt komprimert og avkjølt. I alle tilfeller er tilstedeværelsen av unge blå stjerner merkbar bare i de galaksene der det interstellare mediet er observert. Så langt har det imidlertid bare vært mulig å oppdage kald interstellar gass ved direkte observasjoner - i satellittene til Andromedatåken NGC 205, NGC 185 (og selv her er den ekstremt liten - omtrent 0,01 % Total vekt galakser).
Likevel har observasjoner av nærliggende dE-galakser vist at unge stjerner i dem også er assosiert med det interstellare mediet. I galaksene NGC 205 og NGC 185, der unge blå stjerner blir observert "en etter en", er mørke støvtåker merkbare, assosiert, som vi vet fra eksemplet med vår galakse, med områder med relativt tett og kald gass. Selvfølgelig er det lite av det der, men stjernedannelsen kan man si at den så vidt glimter.
Hvor kommer denne gassen fra?
Det viser seg at selv om galaksen er fullstendig "tømt" for gass, vil den over tid dukke opp igjen i små mengder. Den blir levert inn i det interstellare rommet av aldrende stjerner. Direkte bevis på en slik prosess for nærmeste galakser tjene som observasjoner planetariske tåker- ekspanderer gassskjell, kastet av stjerner på et visst stadium av deres livsvei. Slike tåker er funnet i alle nærliggende dE-galakser. Over tid fyller gassen som kastes ut fra stjernene alt interstellare rom. Og så, avhengig av de spesifikke fysiske forholdene i galaksen, forlater den enten galaksen, går inn i det intergalaktiske rommet, eller kjøler seg gradvis ned og trekker seg sammen for å bli til stjerner igjen,
Skjebnen til gass som skytes ut av stjerner avhenger av massen til den elliptiske galaksen. Teoretiske beregninger har vist at interstellar gass avkjøles og trekker seg sammen raskere i små elliptiske galakser. Kvalitativt kan dette forklares med at stjernene i dem beveger seg langsommere, og kollisjoner av gassmasser som skytes ut av enkeltstjerner fører ikke til så sterk oppvarming av gassen som man kan forvente i store galakser. Kanskje dette er grunnen til at i elliptiske "normale", ikke-dverger, galakser, spor av gass og unge stjerner er ekstremt sjeldne. Men hvem vet, hvis en gigantisk elliptisk galakse ikke var lenger unna oss enn Andromedatåken, kunne vi kanskje finne individuelle blå stjerner i den?
Selv om elliptiske dverggalakser i noen tilfeller viser svak stjernedannelse, er de generelt veldig stillegående og svært sakte skiftende stjernesystemer. De viser ingen aktive prosesser assosiert med ikke-stjerneenergikilder - utslipp av materie, ikke-termisk radioutslipp, kjernefysisk aktivitet. Og i de fleste tilfeller er det ingen kjerne i ordets vanlige betydning i dE-galakser, selv om i sentrum av NGC 205 og M 32 er en liten stjerneformet gjenstand ("kjerne") synlig, som ligner på en massiv kulehop. av stjerner. I fjernere galakser er slike formasjoner ikke lenger tilgjengelige for observasjon.
Selvfølgelig er dE-galakser ikke begrenset til satellittene til Andromedatåken. Blant dverger er dette galakser med relativt høy lysstyrke, som er grunnen til at de er tilgjengelige for observasjoner på avstander på flere titalls millioner lysår. Mange dE-galakser er for eksempel funnet i den nærmeste store galaksehopen i stjernebildet Jomfruen. Men blant det store antallet dE-galakser kan man i bare ett tilfelle mistenke et objekt med en aktiv kjerne – en slags dvergradiogalakse. Det er verdt å fortelle om dette objektet mer detaljert for å vise hvilke vanskeligheter forskere noen ganger møter når de prøver å finne ut av arten av den observerte kilden.
Radiogalakser, de kraftigste kildene radiobølger i naturen er som regel gigantiske elliptiske galakser, hvis aktive kjerne sender ut strømmer av relativistiske (dvs. har en hastighet svært nær lysets hastighet) protoner og elektroner. Slike galakser blir funnet ved å studere fotografier av de områdene på himmelen der en eller annen radiokilde er observert.
Da det på 60-tallet ble fastslått at koordinatene til en radiokilde kalt ZS 276 falt sammen med koordinatene til en liten elliptisk galakse vinkelstørrelse, dette kunne ikke komme som en stor overraskelse. Det kunne godt ha vært en vanlig radiogalakse, fjernet til en enorm avstand, hvorfra den så ut som et objekt av 15. størrelsesorden. Spekteret til galaksen var ikke kjent, men det selv ble nevnt i to av de mest komplette kataloger galakser - Vorontsov-Velyaminov og Zwicky kataloger. Den viste seg å ha en litt blåaktig indre region med ganske høy overflatelysstyrke og et mer "rødt" skall som målte omtrent 1′.
En "normal" radiogalakse kan se slik ut fra en avstand på rundt 100 Mpc. Siden i galaksenes verden er loven godt fulgt, ifølge hvilken neste galakse, jo større radiell hastighet den har (Hubbles lov), kan man forvente at hastigheten skal være omtrent lik 6-8 tusen km/s. Se for deg overraskelsen da spekteret, fotografert kort tid etter identifisering med radiokilden 3S 276, indikerte at hastigheten bare var 30 km/s (deretter inneholdt ikke spekteret de forventede emisjonslinjene som er karakteristiske for radiogalakser).
I 1970 skaffet den kanadiske astronomen S. van den Berg, som jobbet i USA på et gigantisk 5-meters teleskop, et nytt spektrogram av galaksen ved å bruke en elektron-optisk omformer for å verifisere nøyaktigheten til det uventede estimatet. Mer enn åtte absorpsjonslinjer ble funnet eksakt verdi dens bevegelseshastighet (i forhold til solen): 10±8 km/s. Denne hastigheten er mer sannsynlig ikke karakteristisk for galakser, men for stjernene nærmest Solen.
På dette grunnlaget foreslo den sovjetiske astronomen Yu P. Pskovsky at her har vi ikke å gjøre med en radiogalakse, men med en svak radiokilde inne i galaksen vår. Kan dette objektet være en vanlig rest av en supernova av typen krabbetåke? Dette så ut til å bli støttet av det faktum at posisjonen til radiokilden ZS 276 skilte seg bare 1° fra posisjonen til Supernovaen observert av kinesiske astronomer på 1200-tallet.
Nye studier av objektet har imidlertid gjort en slik forklaring usannsynlig. Høykvalitetsfotografier av ham oppnådd ved hjelp av store teleskoper, viste at den ikke inneholder den typen filamentær struktur som er typisk for supernovarester, og den observerte sterke konsentrasjonen av lysstyrke i den mot sentrum er veldig karakteristisk for elliptiske galakser. Til slutt fant S. van den Berg at emisjonsspekteret til objektet er fullstendig likt spekteret av kulehoper som er utarmet i tunge grunnstoffer, som, som vi vet, kan forventes hvis vi har en dE-galakse foran oss.
Selv om bevegelseshastigheten til denne dE-galaksen i forhold til Solen er nær null, er hastigheten i forhold til sentrum av galaksen vår, tatt i betraktning Solens banebevegelse, omtrent 200 km/s. I følge Hubbles lov tilsvarer dette en avstand som bare er flere ganger større enn til Andromedatåken. Riktignok for galakser med så ubetydelige hastigheter bestemmes avstanden upålitelig fra Hubbles lov. Det kunne avklares om individuelle stjerner ble observert i galaksen, men dessverre kunne de ikke oppdages, til tross for spesielt utførte søk.
Den lave hastigheten til objektet ZS 276 viser definitivt at det ikke kan være veldig langt unna. Det viser seg at dette er en nær dverg stjernesystem. Men selv om avstanden til den er 2-3 Mpc, så er dette ikke bare en dverg elliptisk galakse, men et objekt unikt i sin lave lysstyrke, som bare er 3-10 7 Lc. Blant de kjente dE-galaksene er det ikke en eneste hvis lysstyrke var i nærheten av denne verdien. Radien viste seg også å være rekord - kun 150-200 stk. Og herfra er det helt ubegripelig hvordan en så liten galakse kan ha en aktiv kjerne og ikke være dårligere enn en så gigantisk galakse som Andromedatåken i radioutstråling.
Hva slags eksplosjon førte til utgivelsen av radioutsendende skyer, som, å dømme etter fordelingen av radioutslipp, nå opptar et volum mange ganger større enn volumet til selve det mystiske objektet?
Etter å ha blitt kjent med elliptiske dverggalakser, la oss nå gå videre til galakser som er veldig like dem i stjernesammensetning, men mye mindre forstått i naturen.
En dverggalakse er en liten, som består av flere milliarder (som er veldig liten sammenlignet med for eksempel vår galakse, som har omtrent 200-400 milliarder stjerner). Dverggalakser inkluderer galakser med lysstyrker mindre enn 10 9 L ☉ (omtrent 100 ganger mindre lysstyrke), som tilsvarer omtrentlig −16 m absolutt omfanget. Den store magellanske skyen, som inneholder 30 milliarder stjerner, er noen ganger klassifisert som en dverggalakse, mens andre anser den som en fullverdig galakse som går i bane rundt Melkeveien.
Dverggalakser varierer sterkt i overflatelysstyrke. Hvis vanlige galakser har en gjennomsnittlig overflatelysstyrke som er omtrent lik lysstyrken på nattehimmelen, skiller dverggalaksene seg fra hverandre i overflatelysstyrke med mer enn 10 m.
Oppdagelse av dverggalakser
Bortsett fra satellittgalaksene til Andromedatåken M 32 og NGC 205, som okkuperer grenseposisjon mellom dverg- og normale galakser ble de første dverggalaksene oppdaget av H. Shapley på slutten av 1930-tallet, mens de utførte en undersøkelse av himmelen i nærheten sydpol verden for statistiske studier av galakser ved observatoriet Harvard University V Sør-Afrika. Først oppdaget Shapley en tidligere ukjent stjerneklynge i stjernebildet Sculptor, som inneholder rundt 10 tusen stjerner 18-19,5 m. En lignende klynge ble snart oppdaget i stjernebildet Fornax. Etter å ha brukt 2,5 m-teleskopet ved Mount Wilson Observatory for å studere disse klyngene, var det mulig å finne cepheider i dem og bestemme avstandene. Det viste seg at begge ukjente klynger befinner seg utenfor galaksen vår, det vil si at de representerer ny type galakser med lav overflatelysstyrke.
Oppdagelser av dverggalakser ble utbredt etter at Palomar Sky Survey ble utført på 1950-tallet ved bruk av 120-centimeter Schmidt-kameraet ved Mount Palomar Observatory. Det viste seg at dverggalakser er de vanligste galaksene i.
Lokale dverger
Det er mange dverggalakser i den lokale gruppen: disse er små galakser som ofte går i bane rundt store galakser, som Melkeveien, Andromeda og Triangulum Galaxy. 14 dverggalakser er oppdaget i bane rundt galaksen vår. Det er mulig at kulehopen Omega Centauri er kjernen i en dverggalakse fanget i fortiden.
Morfologi
Det er flere hovedtyper av dverggalakser:
- Dverg elliptisk galakse ( dE) - lik
- Dverg sfæroid galakse ( dSph) - undertype dE preget av spesielt lav overflatelysstyrke
- Dverg uregelmessig galakse ( dir) - lignende, har en klumpete struktur
- Dvergblå kompakt galakse ( dBCG eller BCD) - har tegn på aktiv stjernedannelse
- Ultrakompakte dverggalakser ( UCD) - en klasse med svært kompakte galakser som inneholder omtrent 10 8 stjerner med en karakteristisk tverrstørrelse på omtrent 50 pc. Antagelig er disse galaksene tette rester (kjerner) av dverg-elliptiske galakser som fløy gjennom de sentrale delene av rike galakser. Ultrakompakte galakser har blitt oppdaget i Jomfruen, Fornax, Coma Berenices, Abel 1689 og andre galaksehoper.
- En dvergspiralgalakse er en analog, men i motsetning til vanlige galakser er den ekstremt sjelden
Hobbit galakser
Det nylig oppfunnet begrepet Hobbit Galaxies ble brukt for å referere til galakser som er mindre og svakere enn dverggalakser.
Problemet med mangelen på dverggalakser
Problemet med mangel på dverggalakser (også kjent som "problemet med manglende dverggalakser"). Essensen er at antallet dverggalakser(i forhold til antall vanlige galakser) pr hele ordren mindre antall, som bør være i henhold til modelleringen av den hierarkiske fordelingen av strukturer og generell kosmologi.
Det er to mulige løsninger dette problemet:
- dverggalakser blir ødelagt av tidevannskrefter fra større galakser;
- Dverggalakser er rett og slett ikke synlige fordi deres mørke materie ikke er i stand til å tiltrekke seg nok baryonisk materie til å gjøre dem synlige.
Den andre løsningen er delvis bekreftet av den nylige (2007) oppdagelsen av Keck-observatoriet av åtte ultrasvake dverggalakser (hobbitgalakser) - satellitter fra Melkeveien. Seks av dem er 99,9 % mørk materie (masse-til-lys-forholdet er omtrent 1000).
En detaljert studie av slike galakser og spesielt relative hastigheter individuelle stjerner i dem, tillot astronomer å anta at kraftig ultrafiolett stråling fra gigantiske unge stjerner på en gang "blåste" ut av slike galakser mest(det er derfor det er få stjerner der), men etterlot mørk materie, som er grunnen til at den nå dominerer. Noen av disse svake dverggalaksene med en overveldende overvekt mørk materie astronomer foreslår å søke ved indirekte observasjoner: langs "kjølvannet" i den intergalaktiske gassen, dvs. ved tiltrekningen av gassstråler til denne "usynlige" galaksen.
Forskernes studie viser hvor utbredt denne typen stjerner faktisk er i vår galakse og hvor aktivt de deltar i dannelsen av nye stjerner.
Det viser tallene 2 -3 stjerner i andre klasser står for minst 1 brun dverg.
Denne typen romobjekter skiller seg klart ut fra resten.
De er for store og varme (in 15 -80 ganger mer massive enn vår Jupiter) slik at de kan klassifiseres som planeter, men samtidig er de for små til å være fullverdige stjerner – de har ikke nok masse til å opprettholde stabil hydrogenfusjon i kjernen.
Imidlertid dannes brune dverger i utgangspunktet på samme måte som normale stjerner, og det er derfor de ofte kalles mislykkede stjerner.
Mer i 2013 år begynte astronomer å mistenke at brune dverger er ganske en vanlig hendelse for vår galakse, beregner deres omtrentlige antall i området 70 milliarder
Nye data presentert imidlertid på National Astronomy-konferansen M spising, som fant sted nylig i engelsk universitet Halla, de sier at det kan være ca 100 milliarder
Tatt i betraktning at hele Melkeveien kan inneholde, etter grove anslag, opptil 400 milliarder av stjerner, antallet brune dverger er både imponerende og skuffende.
For å klargjøre resultatene utførte astronomer en studie av mer enn tusen brune dverger som befinner seg innenfor en radius på ikke mer enn 1500 lysår. Siden stjerner i denne klassen er veldig svake, virker det ekstremt vanskelig, om ikke umulig å observere dem på lengre avstander.
De fleste av de brune dvergene vi kjenner til ble funnet i områder der det dannes nye stjerner, kjent som klynger.
En av disse klyngene er objektet NG C133 , som inneholder nesten like mange brune dverger som vanlige stjerner.
Dette virket ganske merkelig for Alex Scholz fra University of St Andrews og hans kollega Koralka Muzic fra University of Lisboa. For en mer detaljert forståelse av frekvensen av brune dverger født inne i stjernehoper ulike tettheter forskerne bestemte seg for å se etter fjernere dverger i en tettere stjernehop R C W 38 .
For å kunne se en fjern klynge lokalisert ca 5000 lysår unna brukte astronomer NA-kameraet C O med adaptiv optikk satt til Very stort teleskop European Southern Observatory.
Som i tidligere observasjoner, oppdaget forskere denne gangen også at antallet brune dverger i denne klyngen er nesten halvparten av totalt antall stjerner som ligger i den, noe som igjen antyder at fødselsraten til brune dverger ikke i det hele tatt avhenger av sammensetningen av stjerneklynger.
" ... Vi oppdaget stort antall brune dverger i disse klasene. Det viser seg at uansett type klynge, finnes denne klassen av stjerner ganske ofte. Og siden brune dverger dannes sammen med andre stjerner i klynger, kan vi konkludere med at det virkelig er mange av dem i galaksen vår..."
- kommenterer Scholz.
Det kan være et tall i 100 milliarder Imidlertid kan det være enda flere av dem.
La oss huske at brune dverger er veldig svake stjerneobjekter, så deres enda svakere representanter kunne rett og slett ikke falle inn i synsfeltet til astronomer.
På tidspunktet for skriving av denne artikkelen, resultatene siste forskning Scholz ventet på kritisk vurdering av eksterne forskere, men de første kommentarene til disse observasjonene til Gizmodo kom fra astronom John Omira fra College of Saint Miguel, som ikke var involvert i arbeidet, men mener at tallene som reflekteres i det kan være korrekte.
«...De kommer til nummeret 100 milliarder, gjør mange antakelser for dette. Men faktisk er konklusjonen om antall brune dverger i en stjernehop basert på den s.k. innledende funksjon masse, som beskriver fordelingen av masser av stjerner i klyngen. Når du kjenner denne funksjonen og vet hvor ofte galaksen danner stjerner, kan du beregne antall stjerner av en bestemt type. Derfor, hvis vi utelater et par antakelser, så er figuren i 100 milliarder virker virkelig ekte ..."
- Omira kommenterte.
Og ved å sammenligne antallet brune dverger i to forskjellige klynger – en med en tett og en med en mindre tett fordeling av stjerner – viste forskerne at miljøet der stjerner opptrer ikke alltid er det samme. nøkkelfaktor regulerer hyppigheten av utseendet til denne typen stjerneobjekter.
"Danningen av brune dverger er universell og integrert del stjernedannelse generelt", sier Omira.
Professor Abel Mendez fra Planetary Habitability Laboratory L aboratorium), en annen astronom som heller ikke deltok i studien under diskusjon, sier at tallene i ny jobb kan faktisk være fornuftig, spesielt med tanke på det faktum at i vår galakse er det betydelig mer kompakte stjerneobjekter enn større.
«...Små røde dverger, for eksempel, er mye mer vanlig enn alle andre typer stjerner. Derfor vil jeg foreslå at de nye tallene er mer sannsynlige til og med den nedre grensen ..."
sier Mendez.
Det er selvfølgelig baksiden slik fruktbarhet av brune dverger. Et stort nummer av Mislykkede stjerner betyr også en nedgang i beboelsespotensialet.
Mendez sier at brune dverger ikke er stabile nok til å støtte et miljø som kalles den beboelige sonen. I tillegg er det ikke alle astronomer som liker selve begrepet “mislykkede stjerner”.
"...Personlig foretrekker jeg ikke å kalle brune dverger "mislykkede stjerner", siden de etter min mening rett og slett ikke fortjener tittelen stjerner..."
— kommenterer Jacqueline Faherty, astrofysiker ved American Museum naturlig historie.
"... Jeg vil heller kalle dem "overgrodde planeter", eller ganske enkelt "superplaneter", siden de fra massene deres fortsatt er nærmere disse astronomiske objektene enn stjerner..."
- sier forskeren.
Bildet viser Dverggalaksen i stjernebildet Sculptor Dwarf Galaxy. Bildet er tatt av Wide Field Imager, som er installert på det 2,2 meter store MPG/ESO-teleskopet ved European Southern Observatory i La Silla. Denne galaksen er en av naboene til Melkeveien vår. Men til tross for så nærhet til hverandre, har disse to galaksene absolutt forskjellig historie fremvekst og evolusjon, kan vi si at karakterene deres er helt forskjellige. Sculptor-dverggalaksen er mye mindre og eldre enn Melkeveien, noe som gjør den til et svært verdifullt objekt for å studere prosessene som førte til fødselen av nye stjerner og andre galakser i det tidlige universet. Men på grunn av det faktum at den sender ut veldig lite lys, er studien veldig vanskelig.
Dverggalaksen i stjernebildet Sculptor tilhører underklassen av dvergkulegalakser og er en av fjorten satellittgalakser som går i bane rundt Melkeveien. De er alle lokalisert nær hverandre i haloregionen til galaksen vår, som er et sfærisk område som strekker seg langt utenfor spiralarmenes grenser. Som navnet antyder, ligger denne dverggalaksen i stjernebildet Sculptor og ligger i en avstand på 280 000 lysår fra Jorden. Til tross for dens nærhet, ble den først oppdaget i 1937 med ankomsten av nye kraftige instrumenter, siden dens bestanddeler er veldig svake og ser ut til å være spredt over hele himmelen. Ikke forveksle denne galaksen med NGC 253, som ligger i samme stjernebilde Sculptor, men ser mye lysere ut og er en sperret spiral.
Dverggalaksen i stjernebildet Skulptør. Kilde: ESO
Bildeinformasjon
Bildeinformasjon
Selv om det er vanskelig å oppdage, var denne dverggalaksen blant de første svake dvergobjektene som ble oppdaget i regionen rundt Melkeveien. Henne merkelig form får astronomene til å tenke fra oppdagelsesøyeblikket til i dag. Men i vår tid har astronomer blitt vant til sfæroidale galakser og har innsett at slike objekter lar oss se langt inn i universets fortid.
Det antas at Melkeveien, men som alt annet store galakser, dannet som et resultat av fusjoner med mindre objekter i løpet av de første årene av universet. Og hvis noen av disse små galaksene fortsatt eksisterer i dag, må de inneholde mange ekstremt gamle stjerner. Derfor oppfyller Dverggalaksen i stjernebildet Sculptor alle kravene som gjelder for urgalakser. Det er disse eldgamle stjernene som kan observeres på dette bildet.
Astronomer har lært å bestemme alderen til stjerner i en galakse ved hjelp av de karakteristiske signaturene som finnes i deres lysstrøm. Denne strålingen bærer svært lite bevis på tilstedeværelsen av tunge kjemiske elementer i disse objektene. Poenget er at slikt kjemiske forbindelser har en tendens til å samle seg i galakser etter hvert som generasjoner av stjerner endres. Dermed indikerer lave konsentrasjoner av tunge molekyler det gjennomsnittsalder Stjernene i denne kulegalaksen er ganske høye.
Området med himmelen rundt dverggalaksen i stjernebildet Sculptor.