Messier 32, hay M32, là một loại thiên hà lùn có hình elip. Nằm trong chòm sao Andromeda. M32 có độ sáng biểu kiến là 8,1 với kích thước góc 8 x 6 phút cung. Thiên hà này cách hành tinh của chúng ta 2,9 triệu năm ánh sáng. Theo Equinox 2000, các tọa độ sau được rút ra: thăng thiên phải 0 giờ 42,8 phút; xích vĩ +40°52′. Nhờ đó, thiên hà có thể được nhìn thấy trong suốt mùa thu.
Messier 32 đề cập đến hai thiên hà hình elip của các vệ tinh của Andromeda Magna có thể được nhìn thấy trong các hình ảnh được cung cấp. Dọc theo mép dưới của vật thể M31, thiên hà M32 là lớn nhất thiên hà lân cận, trong khi vật thể M110 là thiên hà xa nhất dọc theo cạnh trên bên phải. M31 là một thiên hà Andromeda lớn, được thể hiện bằng một thiên thể sáng có thể quan sát được bằng mắt thường. Messier 31, Messier 32 và Messier 110 thuộc Nhóm thiên hà địa phương. Nó cũng bao gồm Thiên hà Tam giác và dải Ngân Hà.
Các hình ảnh được cung cấp cho thấy ảnh không nén của cả ba vật thể - M31, M32 và M110. Tất cả các bức ảnh được chụp bằng máy chụp ảnh thiên văn Takahashi E-180. Gần đó là hình ảnh phóng đại 3x của trung tâm thiên hà Messier 32.
Vật thể này được đưa vào danh mục của Messier nhưng được nhà khoa học người Pháp Le Gentil phát hiện vào năm 1749. Dựa trên dữ liệu từ các nhà nghiên cứu tiên tiến năm 2010, có thể tính toán dữ liệu gần đúng cho thiên hà này. Khoảng cách từ Trái đất đến Messier 32 là 2,57 triệu năm ánh sáng, khối lượng gần đúng dao động trong khoảng 300.000.000 khối lượng mặt trời và đường kính của nó đạt tới 6.500 năm ánh sáng.
Quan sát
M32 là một thiên hà nhỏ nhưng có hình elip sáng. Khi những người nghiệp dư nhìn vào Tinh vân Tiên Nữ, vật thể đặc biệt này sẽ có vẻ xa lạ đối với họ. Ngay cả chiếc kính thiên văn bình thường nhất cũng sẽ tiết lộ những đặc điểm về tính chất khuếch tán của thiên hà. Nó nằm cách trung tâm thiên hà M31 nửa độ về phía nam. Nếu quan sát M32 bằng kính thiên văn chất lượng trung bình, bạn có thể thấy lõi hình ngôi sao và quầng sáng hình bầu dục nhỏ gọn có độ sáng giảm dần.
Các vật thể lân cận từ danh mục Messier
Người hàng xóm đầu tiên của thiên hà M32 là vệ tinh vật lý của nó, Tinh vân Tiên Nữ. Đây là một thiên hà siêu khổng lồ xoắn ốc. Thiên hà lân cận thứ hai là M110 hình elip và thiên hà thứ ba là M31, một vệ tinh nằm ở phía bên kia của Messier 32.
Nhờ Thiên hà lùn bạn có thể nhìn thấy cụm sao cầu G156. Nó thuộc về đối tượng M31. Công cụ tốt nhất Một kính viễn vọng có khẩu độ 400 mm sẽ được sử dụng để quan sát.
Mô tả về Messier 32 trong danh mục
tháng 8 năm 1764
Bên dưới vành đai Andromeda trong vài phút có một tinh vân nhỏ không có sao. So với vành đai, tinh vân nhỏ này có ánh sáng mờ hơn. Nó được Le Gentil phát hiện vào ngày 29 tháng 10 năm 1749 và được Messier nhìn thấy vào năm 1757.
Chi tiết kỹ thuật của ảnh Messier 32
Một đối tượng: M32
Các chỉ định khác: NGC 221
Loại đối tượng: Thiên hà lùn hình elip
Chức vụ:Đài quan sát thiên văn Bifröst
Gắn kết: Vật lý thiên văn 1200GTO
Kính thiên văn: Máy đo chiêm tinh hyperbol TakahashiEpsilon 180
Máy ảnh: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (Bộ lọc UV/IR Baader)
Phơi bày: 8 x 300 giây, f/2.8, ISO 800
Kích thước ảnh gốc: 3454 × 5179 pixel (17,9 MP); 11,5" x 17,3" @ 300 dpi
Một lần nữa giấc mơ hành hạ tôi,
Ở đâu đó ngoài kia, ở một góc khác của vũ trụ,
Cùng một khu vườn, và cùng một bóng tối,
Và những ngôi sao giống nhau trong vẻ đẹp bất diệt.
N. Zabolotsky
Việc nghiên cứu bản chất của các vật thể thiên văn (và không chỉ thiên văn) thuộc loại này hay loại khác thường trải qua nhiều giai đoạn. Lúc đầu, không có sự hiểu biết rõ ràng; có rất nhiều giả định loại trừ lẫn nhau. Sau đó, một quan điểm được chấp nhận chung sẽ kết tinh lại, cho phép ít nhất một lời giải thích định tính về bức tranh được quan sát trong các chi tiết cơ bản của nó. Các đối tượng được nghiên cứu không còn là điều khó hiểu; các sợi dây kết nối trải dài từ chúng đến các đối tượng hoặc hiện tượng đã biết trước đó.
Và sau một thời gian, giai đoạn thứ ba bắt đầu. Những quan sát mới hoặc tính toán lý thuyết cho thấy mọi thứ không đơn giản như người ta tưởng. Mặc dù cốt lõi của những lời giải thích cũ có thể vẫn còn, nhưng các đối tượng nghiên cứu lại một lần nữa bối rối vì không muốn phù hợp với những sơ đồ đơn giản và rõ ràng. Chúng ta cần những ý tưởng mới, những tính toán mới. Cuối cùng, ở giai đoạn tiếp theo, giai đoạn thứ tư, một bức tranh nhất quán và phức tạp hơn lại xuất hiện hơn trước. Sự hiểu biết đã nâng lên một tầm cao mới hơn cấp độ cao. Trong tương lai, mọi thứ có thể lặp lại một lần nữa - nếu không ngờ tới sự thật quan sát và với một cách tiếp cận lý thuyết khác.
Nghiên cứu các thiên hà lùn hình elip (thiên hà dE), trong đó chúng ta sẽ nói trong phần này hiện đang ở giai đoạn thứ hai. Trong số tất cả các thiên hà lùn, đây là những vật thể dễ hiểu nhất đối với chúng ta. Chúng không đại diện cho bất kỳ nhóm nào nổi bật về đặc điểm và tính chất của chúng “tiếp nối” các tính chất của các thiên hà hình elip thông thường, ngoại suy sang vùng có độ sáng và kích thước thấp.
Các thiên hà dE gần chúng ta nhất là bốn vệ tinh hình elip của Tinh vân Tiên Nữ. Hai trong số chúng, các thiên hà M 32 và NGC 205, được quan sát rất gần thiên hà xoắn ốc khổng lồ, và hai thiên hà mờ hơn, NGC 185 và NGC 147, nằm cách nó vài độ góc về phía bắc. Hai điểm đầu tiên xuất hiện dưới dạng những điểm sáng trong bất kỳ bức ảnh nào của Tinh vân Tiên Nữ, được chiếu lên các vùng bên ngoài của nó; Thiên hà M 32 có hình dạng nhỏ gọn, gần như tròn, trong khi thiên hà NGC 205 trong ảnh có hình ảnh mờ hơn và kéo dài hơn đáng kể. Độ lớn tuyệt đối của chúng gần bằng -16 tôi, vậy những thiên hà này nằm trên đó biên giới có điều kiện, ngăn cách các thiên hà lùn với các thiên hà “bình thường”.
Chụp các ngôi sao riêng lẻ trong ảnh của các thiên hà lùn này, tức là, như các nhà thiên văn học nói, phân giải các thiên hà thành các ngôi sao, với cái giá phải trả là Sự nỗ lực to lớnđã thành công vào những năm 40 bởi V. Baada, người đã chế tạo kính thiên văn lớn nhất thế giới vào thời điểm đó - kính phản xạ Mount Palomar dài 2,5 mét. Phải nói rằng ngay cả bây giờ, dù có sự giúp đỡ kính thiên văn tốt nhất Việc phân giải các vệ tinh của Tinh vân Tiên Nữ thành các ngôi sao không phải là một việc dễ dàng.
Trong một thời gian dài, thành phần sao của các thiên hà nhỏ này, cũng như khu vực trung tâm của Tinh vân Tiên nữ, vẫn còn bí ẩn: sự hiện diện của những ngôi sao sáng nhất - siêu khổng lồ màu xanh - không được chú ý trong các bức ảnh, mặc dù những ngôi sao này được cho là chắc chắn. được quan sát thấy trong các nhánh xoắn ốc của Tinh vân Andromeda gần đó.
Sau khi đặt cho mình nhiệm vụ phân giải phần trung tâm của Tinh vân Andromeda và các vệ tinh hình elip của nó thành các ngôi sao, V. Baade bắt đầu chuẩn bị nghiêm túc cho việc thực hiện nó. Những vật thể này được biết là có màu hơi đỏ, và ông cho rằng (chính xác) rằng đây là màu của những ngôi sao sáng nhất mà chúng chứa đựng. Do đó, W. Baade đã từ bỏ những tấm phản ứng với tia xanh, thường được sử dụng trong chụp ảnh thiên văn, và chọn những tấm chụp ảnh nhạy nhất hiện có vào thời điểm đó, có khả năng nhận biết màu cam và đỏ. Tuy nhiên, những tấm này có độ nhạy thấp hơn đáng kể so với những tấm “xanh” và để tăng độ nhạy, cần phải xử lý đặc biệt bằng amoniac trước khi sử dụng các tấm này.
Nhưng ngay cả sau đó, độ nhạy hóa ra không quá cao, và để có hy vọng chụp được những ngôi sao không thể tiếp cận được với các tấm “xanh”, người ta phải dựa vào nhiều giờ phơi sáng. Thực tế là không thể thực hiện phơi sáng lâu dài trên các tấm “xanh” có độ nhạy cao: chỉ sau 1,5 giờ, ánh sáng yếu ớt của bầu trời đêm đã bao phủ chúng bằng một tấm màn dày đặc. Theo tính toán của V. Baade, phương pháp này lẽ ra có thể thu được các ngôi sao 0,5 trên các tấm “đỏ” T(1,6 lần) yếu hơn so với những chiếc “xanh”.
Bạn có thể tăng khả năng xuyên thấu của kính thiên văn bằng cách nào khác, tức là khả năng phát hiện các ngôi sao mờ?
Những người quen thuộc với các chi tiết cụ thể quan sát thiên văn, nhận thức rõ rằng khả năng của kính thiên văn như một thiết bị quang học thay đổi rất nhiều từ đêm này sang đêm khác, ngay cả khi chúng rõ ràng như nhau và đôi khi trong cùng một đêm. Nó được kết nối với tình trạng khác nhau khí quyển và đối với các kính thiên văn lớn - cũng ở trạng thái của thấu kính gương, bề mặt phản chiếu của nó có thể bị biến dạng nhiệt độ do chênh lệch nhiệt độ giữa ở những phần khác nhau gương và giữa gương và môi trường không khí. Và chỉ trong Gần đâyđã học cách chế tạo những chiếc gương lớn từ một chất thực tế không chịu sự giãn nở nhiệt.
Sau đó, V. Baade đã viết về điều này: “Người ta không thể hy vọng đạt được thành công nếu chỉ đơn giản lắp một tấm “đỏ” vào hộp băng của kính thiên văn 2,5 mét, thực hiện phơi sáng, phát triển nó và cố gắng nhìn thấy thứ gì đó. Rõ ràng là các ngôi sao sẽ rất mờ nhạt và rất có thể nằm ở vị trí cực kỳ gần nhau. Đây là giới hạn khả năng phân giải của kính thiên văn 2,5 mét, và rõ ràng người ta phải hết sức cẩn thận để không có cơ hội nhỏ nhất.
Để giữ độ phân giải cao nhất có thể, trước tiên, chỉ cần thực hiện quan sát khi thu được những hình ảnh đẹp nhất, khi đĩa hỗn loạn của các ngôi sao còn rất nhỏ. Thứ hai, chỉ đáng quan sát vào những đêm khi hình dạng của gương gần như lý tưởng, không bị “sụp đổ” các cạnh, điều này luôn dẫn đến sự gia tăng của đĩa sao. Thứ ba (và đây là vấn đề chính), phải làm gì đó với những thay đổi về tiêu điểm phát sinh do gương của kính viễn vọng 2,5 mét được làm bằng một loại kính cũ. Ngay cả khi ban đêm đạt yêu cầu theo nghĩa này, vẫn có những thay đổi về độ dài tiêu cự từ 1,5 đến 2 mm, và cũng có những đêm những thay đổi này đạt tới 5-6 mm.”
Kết quả là V. Baade đã phải phát minh ra cách riêng của mình để liên tục kiểm tra tiêu điểm chính xác của hình ảnh, điều này giúp không làm gián đoạn quá trình phơi sáng kéo dài nhiều giờ.
Việc chuẩn bị cho những quan sát mang tính quyết định kéo dài hơn một năm. Cuối cùng, vào mùa thu năm 1943, trong nhiều đêm chỉ có chất lượng tốt Những bản âm bản được chờ đợi từ lâu đã thu được, trong đó các vệ tinh của Tinh vân Andromeda (cũng như phần trung tâm của nó, bao gồm các ngôi sao tương tự) được rải đầy những điểm sao nhỏ. Đây là cách những ngôi sao sáng nhất của các thiên hà lùn hình elip nhìn từ khoảng cách gần 700 nghìn chiếc. Cần phải nói rằng một hoàn cảnh quan trọng đã góp phần vào sự thành công của cuộc khám phá của họ. Họ thực sự đứng trên đài quan sát đêm tối, kể từ khi tình trạng mất điện liên quan đến chiến tranh của thành phố khổng lồ Los Angeles với các vùng ngoại ô nhộn nhịp gần đó vẫn chưa được dỡ bỏ.
Vào thời điểm này, các nhà thiên văn học đã quen thuộc với hầu hết các loại sao, nhưng những ngôi sao do V. Baade chụp ảnh đã khiến nhà khoa học bối rối. Chúng quá sáng so với những ngôi sao đỏ thông thường. Có vẻ kỳ lạ là trong vùng lân cận sao quan sát được của Mặt trời hầu như không có những ngôi sao như vậy, và trong các thiên hà hình elip lùn, chúng đóng góp chính vào bức xạ của thiên hà.
Chỉ sau một thời gian, V. Baade mới nhận ra rằng các cụm sao cầu trong Thiên hà của chúng ta bao gồm những ngôi sao giống hệt nhau. Những cụm này là những liên kết khá xa của hàng trăm nghìn ngôi sao (những ngôi sao gần nhất cách chúng ta vài nghìn năm ánh sáng). Tuổi của chúng vượt quá 10 tỷ năm, tức là chúng là di tích thực sự của thế giới sao.
Nghiên cứu sâu hơn đã xác nhận phỏng đoán của V. Baade. Những ngôi sao sáng nhất của các thiên hà lùn hình elip, cũng như các cụm sao cầu, hóa ra là những sao khổng lồ đỏ có độ sáng cao - bị phồng lên rất nhiều và thay đổi kích thước của chúng. cơ cấu nội bộ các ngôi sao, bởi vì trong cuộc sống lâu dài của chúng, chính nhiên liệu hạt nhân(hydro) phần lớn đã cạn kiệt ở bên trong các ngôi sao. Tính năng đặc trưng các ngôi sao của các thiên hà lùn có hàm lượng nặng thấp nguyên tố hóa học trong bầu khí quyển sao (mặc dù không thấp như trong các cụm sao cầu). Nhìn về phía trước, chúng tôi lưu ý rằng cái gọi là sự thiếu hụt các nguyên tố nặng này là đặc trưng của mọi loại thiên hà lùn.
Các thiên hà hình elip “bình thường”, không được phân loại là lùn về độ sáng của chúng, cũng bao gồm các ngôi sao cũ, mặc dù không bị cạn kiệt mạnh về nguyên tố nặng như trong các thiên hà lùn. Rõ ràng, sự hình thành sao trong các thiên hà E “bình thường” trên thực tế đã kết thúc từ nhiều tỷ năm trước. Hoá ra, lịch sử của các thiên hà dE có thể khác. Điều này được thấy rõ trong ví dụ về các vệ tinh tương tự của Tinh vân Tiên Nữ.
Ví dụ, mô hình quang phổ của vệ tinh M 32 của Tinh vân Andromeda có thể được giải thích bằng cách gợi ý rằng, mặc dù sự hình thành sao dường như không xảy ra trong thiên hà hiện nay nhưng nó đã tồn tại ở đó vài tỷ năm trước.
Trong hai vệ tinh khác của Tinh vân Andromeda, NGC 205 và NGC 185, có vài chục ngôi sao xanhđộ sáng cao, ẩn giấu giữa những ngôi sao đỏ già rải rác. Theo thang thời gian thiên văn, những ngôi sao như vậy mới hình thành vì mức tiêu thụ năng lượng cao khiến chúng chỉ tồn tại trong thời gian ngắn. Tuổi của chúng khó có thể vượt quá 100 triệu năm, một con số rất nhỏ đối với các ngôi sao. Ví dụ, mặt trời tồn tại lâu hơn 50 lần. Do đó, sự hình thành sao vẫn đang diễn ra trong các thiên hà này.
Tất nhiên, cùng với những ngôi sao nóng có độ sáng cao, chúng có thể (ở một mức độ đáng kể) hơn) các ngôi sao có khối lượng thấp cũng có thể hình thành, nhưng chúng không thể tìm thấy trong số những ngôi sao sáng hơn nhưng già hơn trong thiên hà. Do đó, các trung tâm hình thành sao chỉ được xác định bởi vị trí của các ngôi sao màu xanh, thường nằm ở những khu vực nhỏ của thiên hà. Ví dụ, trong thiên hà NGC 185, tất cả các ngôi sao màu xanh chiếm một vùng có kích thước nhỏ hơn 300 pc (kích thước của toàn bộ thiên hà lớn hơn hàng chục lần).
Vấn đề về sự tồn tại của một số lượng nhỏ các sao trẻ trong một số thiên hà dE đang được quan tâm đáng kể. Thật vậy, trong các thiên hà hình elip khổng lồ, việc thiếu sự hình thành sao thường liên quan đến việc không có khí giữa các vì sao, tức là môi trường có thể sinh ra các ngôi sao khi nó bị nén và làm lạnh mạnh. Trong mọi trường hợp, sự hiện diện của các ngôi sao trẻ màu xanh chỉ đáng chú ý ở những thiên hà nơi quan sát được môi trường giữa các vì sao. Tuy nhiên, cho đến nay chỉ có hai thiên hà dE có thể phát hiện khí lạnh giữa các vì sao bằng quan sát trực tiếp - trong các vệ tinh của Tinh vân Andromeda NGC 205, NGC 185 (và thậm chí ở đây nó cực kỳ nhỏ - khoảng 0,01% Tổng khối lượng thiên hà).
Tuy nhiên, các quan sát về các thiên hà dE gần đó đã chỉ ra rằng các ngôi sao trẻ trong chúng cũng có liên quan đến môi trường liên sao. Trong các thiên hà NGC 205 và NGC 185, trong đó các ngôi sao trẻ màu xanh lam được quan sát “từng ngôi sao một”, các tinh vân bụi tối có thể nhận thấy rõ ràng, có liên quan, như chúng ta biết từ ví dụ về Thiên hà của chúng ta, với các vùng khí tương đối dày đặc và lạnh. Tất nhiên, có rất ít nó ở đó, nhưng người ta có thể nói rằng sự hình thành sao hầu như không nhấp nháy.
Khí này đến từ đâu?
Hóa ra là ngay cả khi thiên hà đã hoàn toàn “làm sạch” khí, theo thời gian nó sẽ xuất hiện trở lại với số lượng nhỏ. Nó được các ngôi sao già đưa vào không gian giữa các vì sao. Bằng chứng trực tiếp về một quá trình như vậy đối với thiên hà gần nhấtđóng vai trò quan sát tinh vân hành tinh- mở rộng vỏ khí, bị các ngôi sao ném ra ở một giai đoạn nhất định trong quá trình phát triển của chúng đường đời. Những tinh vân như vậy đã được tìm thấy ở tất cả các thiên hà dE gần đó. Theo thời gian, khí thoát ra từ các ngôi sao lấp đầy mọi thứ khôn gian liên hành tinh. Và sau đó, tùy thuộc vào điều kiện vật lý cụ thể trong thiên hà, nó sẽ rời khỏi thiên hà, đi vào không gian liên thiên hà, hoặc nguội dần và co lại để biến thành các ngôi sao một lần nữa,
Số phận của khí do các ngôi sao đẩy ra phụ thuộc vào khối lượng của thiên hà hình elip. Các tính toán lý thuyết đã chỉ ra rằng khí giữa các vì sao nguội đi và co lại nhanh hơn trong các thiên hà hình elip nhỏ. Về mặt định tính, điều này có thể được giải thích là do các ngôi sao trong chúng chuyển động chậm hơn, và sự va chạm của các khối khí do từng ngôi sao đẩy ra không dẫn đến sự nóng lên mạnh của khí như có thể xảy ra ở các thiên hà lớn. Có lẽ đây là lý do tại sao trong các thiên hà hình elip “bình thường”, không lùn, dấu vết của chất khí và các ngôi sao trẻ là cực kỳ hiếm. Nhưng ai biết được, nếu một thiên hà hình elip khổng lồ nào đó không ở xa chúng ta hơn Tinh vân Tiên Nữ, thì có lẽ chúng ta có thể tìm thấy từng ngôi sao xanh riêng lẻ trong đó?
Mặc dù các thiên hà lùn hình elip có sự hình thành sao yếu, nhưng nhìn chung chúng rất yên tĩnh và hệ sao thay đổi rất chậm. Họ không thể hiện bất kỳ quá trình hoạt động liên quan đến các nguồn năng lượng phi sao - phát thải vật chất, phát xạ vô tuyến phi nhiệt, hoạt động hạt nhân. Và trong hầu hết các trường hợp, không có lõi theo nghĩa thông thường của từ này trong các thiên hà dE, mặc dù ở chính giữa NGC 205 và M 32 có thể nhìn thấy một vật thể nhỏ hình ngôi sao (“lõi”), tương tự như một cụm sao cầu khổng lồ. của các ngôi sao. Ở các thiên hà xa hơn, sự hình thành như vậy không còn có thể quan sát được nữa.
Tất nhiên, các thiên hà dE không chỉ giới hạn ở các vệ tinh của Tinh vân Tiên Nữ. Trong số các thiên hà lùn, đây là những thiên hà có độ sáng tương đối cao, đó là lý do tại sao chúng có thể được quan sát ở khoảng cách vài chục triệu năm ánh sáng. Ví dụ, nhiều thiên hà dE đã được tìm thấy trong cụm thiên hà lớn gần nhất trong chòm sao Xử Nữ. Nhưng trong số lượng lớn các thiên hà dE, chỉ trong một trường hợp người ta có thể nghi ngờ một vật thể có nhân đang hoạt động - một loại thiên hà vô tuyến lùn. Điều đáng nói về đối tượng này một cách chi tiết hơn là để chỉ ra những khó khăn mà các nhà nghiên cứu đôi khi gặp phải khi cố gắng tìm ra bản chất của nguồn được quan sát.
Thiên hà vô tuyến, những nguồn mạnh mẽ nhất Sóng vô tuyến trong tự nhiên, theo quy luật, là các thiên hà hình elip khổng lồ, hạt nhân hoạt động của nó phóng ra các dòng proton và electron tương đối tính (tức là có tốc độ rất gần với tốc độ ánh sáng). Những thiên hà như vậy được tìm thấy bằng cách nghiên cứu các bức ảnh chụp những khu vực trên bầu trời nơi quan sát thấy một hoặc một nguồn vô tuyến khác.
Vào những năm 60, người ta đã xác định rằng tọa độ của nguồn vô tuyến được chỉ định ZS 276 trùng với tọa độ của một thiên hà hình elip nhỏ kích thước góc cạnh, điều này không thể gây ngạc nhiên nhiều được. Nó có thể là một thiên hà vô tuyến bình thường, ở khoảng cách rất xa, từ đó nó trông giống như một vật thể có cường độ 15. Quang phổ của thiên hà chưa được biết đến nhưng bản thân nó đã được đề cập đến trong hai trong số nhiều nhất. danh mục đầy đủ các thiên hà - Danh mục Vorontsov-Velyaminov và Zwicky. Hóa ra nó có vùng bên trong hơi xanh với độ sáng bề mặt khá cao và lớp vỏ “đỏ” hơn có kích thước khoảng 1′.
Một thiên hà vô tuyến “bình thường” có thể trông như thế này từ khoảng cách khoảng 100 Mpc. Vì trong thế giới thiên hà, luật pháp được tuân thủ rất tốt, theo đó thiên hà tiếp theo, vận tốc hướng tâm của nó càng lớn (định luật Hubble), người ta có thể mong đợi rằng tốc độ của nó sẽ xấp xỉ bằng 6-8 nghìn km/s. Hãy tưởng tượng sự ngạc nhiên khi quang phổ của nó, được chụp ngay sau khi nhận dạng bằng nguồn vô tuyến 3S 276, cho thấy tốc độ của nó chỉ là 30 km/s (hơn nữa, quang phổ không chứa các vạch phát xạ dự kiến đặc trưng của các thiên hà vô tuyến).
Năm 1970, nhà thiên văn học người Canada S. van den Berg, đang làm việc ở Mỹ trên một kính viễn vọng khổng lồ dài 5 mét, đã thu được một quang phổ mới của thiên hà bằng cách sử dụng một bộ chuyển đổi quang điện tử để xác minh tính chính xác của ước tính bất ngờ. Hơn 8 vạch hấp thụ đã được tìm thấy giá trị chính xác tốc độ di chuyển của nó (so với Mặt trời): 10±8 km/s. Tốc độ này nhiều khả năng không phải là đặc điểm của các thiên hà mà là của các ngôi sao gần Mặt trời nhất.
Trên cơ sở này, nhà thiên văn học Liên Xô Yu. P. Pskovsky cho rằng ở đây chúng ta không xử lý một thiên hà vô tuyến mà là một nguồn vô tuyến yếu bên trong Thiên hà của chúng ta. Vật thể này có thể là tàn tích thông thường của siêu tân tinh kiểu Tinh vân Con Cua? Điều này dường như được ủng hộ bởi thực tế là vị trí của nguồn vô tuyến ZS 276 chỉ khác 1° so với vị trí của Siêu tân tinh được các nhà thiên văn học Trung Quốc quan sát vào thế kỷ 13.
Tuy nhiên, các nghiên cứu mới về vật thể này đã khiến lời giải thích như vậy khó có thể xảy ra. Những bức ảnh chất lượng cao của anh ấy thu được bằng cách sử dụng kính thiên văn lớn, cho thấy rằng nó không chứa loại cấu trúc dạng sợi đặc trưng của tàn dư siêu tân tinh và sự tập trung mạnh mẽ của độ sáng quan sát được trong nó hướng về phía trung tâm rất đặc trưng của các thiên hà hình elip. Cuối cùng, S. van den Berg phát hiện ra rằng phổ phát xạ của vật thể này hoàn toàn giống với phổ của các cụm cầu đã cạn kiệt các nguyên tố nặng, mà như chúng ta biết, có thể xảy ra nếu chúng ta có thiên hà dE ở phía trước.
Mặc dù tốc độ chuyển động của thiên hà dE này so với Mặt trời gần bằng 0, nhưng tốc độ chuyển động so với tâm Thiên hà của chúng ta, có tính đến chuyển động quỹ đạo của Mặt trời, là xấp xỉ 200 km/s. Theo định luật Hubble, khoảng cách này chỉ lớn hơn vài lần so với Tinh vân Tiên Nữ. Đúng, đối với các thiên hà có vận tốc không đáng kể như vậy, khoảng cách được xác định không đáng tin cậy theo định luật Hubble. Có thể làm rõ liệu các ngôi sao riêng lẻ có được quan sát trong thiên hà hay không, nhưng than ôi, chúng không thể được phát hiện, mặc dù các cuộc tìm kiếm đã được tiến hành đặc biệt.
Tốc độ thấp của vật thể ZS 276 chắc chắn cho thấy nó không thể ở rất xa. Hóa ra đây là một người lùn thân thiết hệ thống sao. Tuy nhiên, ngay cả khi khoảng cách tới nó là 2-3 Mpc, thì đây không chỉ là một thiên hà lùn hình elip mà còn là một vật thể duy nhất có độ sáng thấp, chỉ 3-10 7 Lc. Trong số các thiên hà dE đã biết, không có một thiên hà nào có độ sáng gần bằng giá trị này. Bán kính cũng đạt kỷ lục - chỉ 150-200 chiếc. Và từ đây, hoàn toàn không thể hiểu được làm thế nào mà một thiên hà nhỏ bé như vậy lại có thể có một hạt nhân hoạt động và không thua kém về năng lượng phát xạ vô tuyến so với một thiên hà khổng lồ như Tinh vân Andromeda.
Loại vụ nổ nào đã dẫn đến việc giải phóng các đám mây phát xạ vô tuyến, mà xét theo sự phân bố phát xạ vô tuyến, hiện nay chúng chiếm một thể tích lớn hơn nhiều lần so với thể tích của chính vật thể bí ẩn đó?
Sau khi đã làm quen với các thiên hà lùn hình elip, bây giờ chúng ta hãy chuyển sang các thiên hà rất giống chúng về thành phần sao, nhưng ít được hiểu rõ hơn về bản chất.
Thiên hà lùn là một thiên hà nhỏ, bao gồm vài tỷ ngôi sao (ví dụ, rất nhỏ so với thiên hà của chúng ta, nơi có khoảng 200-400 tỷ ngôi sao). Các thiên hà lùn bao gồm các thiên hà có độ sáng nhỏ hơn 10 9 L ☉ (độ sáng nhỏ hơn khoảng 100 lần), xấp xỉ tương ứng với −16 m tuyệt đối kích cỡ. Đám mây Magellan Lớn, chứa 30 tỷ ngôi sao, đôi khi được phân loại là thiên hà lùn, trong khi những người khác coi nó là thiên hà chính thức quay quanh Dải Ngân hà.
Các thiên hà lùn có độ sáng bề mặt rất khác nhau. Nếu các thiên hà thông thường có độ sáng bề mặt trung bình xấp xỉ bằng độ sáng của bầu trời đêm, thì các thiên hà lùn khác nhau về độ sáng bề mặt hơn 10 m.
Phát hiện thiên hà lùn
Ngoài các thiên hà vệ tinh của Tinh vân Andromeda M 32 và NGC 205 chiếm giữ vị trí biên giới giữa các thiên hà lùn và thiên hà bình thường, các thiên hà lùn đầu tiên được H. Shapley phát hiện vào cuối những năm 1930, khi đang tiến hành khảo sát bầu trời ở khu vực lân cận cực Nam thế giới để nghiên cứu thống kê các thiên hà tại đài quan sát đại học Harvard V. Nam Phi. Đầu tiên, Shapley phát hiện ra một cụm sao chưa từng được biết đến trước đây trong chòm sao Điêu khắc, chứa khoảng 10 nghìn ngôi sao cao 18-19,5 m. Một cụm tương tự đã sớm được phát hiện trong chòm sao Fornax. Sau khi sử dụng kính viễn vọng 2,5 m tại Đài thiên văn Mount Wilson để nghiên cứu các cụm sao này, người ta có thể tìm thấy các sao Cepheid trong đó và xác định được khoảng cách. Hóa ra cả hai cụm chưa biết đều nằm bên ngoài thiên hà của chúng ta, nghĩa là chúng đại diện cho kiểu mới các thiên hà có độ sáng bề mặt thấp.
Việc khám phá các thiên hà lùn trở nên phổ biến sau khi Khảo sát bầu trời Palomar được thực hiện vào những năm 1950 bằng máy ảnh Schmidt 120 cm tại Đài thiên văn Núi Palomar. Hóa ra các thiên hà lùn là những thiên hà phổ biến nhất.
Người lùn địa phương
Có rất nhiều thiên hà lùn trong Nhóm Địa phương: đây là những thiên hà nhỏ thường quay quanh thiên hà lớn, chẳng hạn như Dải Ngân hà, Andromeda và Thiên hà Tam giác. 14 thiên hà lùn đã được phát hiện quay quanh Thiên hà của chúng ta. Có thể cụm sao cầu Omega Centauri là lõi của một thiên hà lùn bị bắt giữ trong quá khứ.
Hình thái học
Có một số loại thiên hà lùn chính:
- Thiên hà hình elip lùn ( dE) - tương tự như
- Thiên hà hình cầu lùn ( dSph) - kiểu con dEđặc trưng bởi độ sáng bề mặt đặc biệt thấp
- Thiên hà lùn không đều ( dIr) - tương tự, có cấu trúc dạng cục
- Thiên hà nhỏ gọn màu xanh lùn ( dBCG hoặc BCD) - có dấu hiệu hình thành sao hoạt động
- Các thiên hà lùn siêu nhỏ ( UCD) - một lớp thiên hà rất nhỏ gọn chứa khoảng 10 8 sao với kích thước ngang đặc trưng khoảng 50 pc. Có lẽ, những thiên hà này là tàn dư dày đặc (hạt nhân) của các thiên hà lùn hình elip bay qua phần trung tâm của những thiên hà giàu có. Các thiên hà siêu nhỏ đã được phát hiện ở Xử Nữ, Fornax, Coma Berenices, Abel 1689 và các cụm thiên hà khác.
- Thiên hà xoắn ốc lùn là một thiên hà tương tự, nhưng không giống như các thiên hà bình thường, nó cực kỳ hiếm.
thiên hà hobbit
Thuật ngữ Thiên hà Hobbit được đặt ra gần đây được dùng để chỉ các thiên hà nhỏ hơn và mờ hơn các thiên hà lùn.
Vấn đề thiếu hụt các thiên hà lùn
Bài toán thiếu thiên hà lùn (còn gọi là “vấn đề thiên hà vệ tinh lùn mất tích”). Bản chất của nó là số thiên hà lùn(so với số lượng thiên hà thông thường) trên mỗi toàn bộ đơn hàng số lượng ít hơn, phải theo mô hình phân bố thứ bậc của các cấu trúc và vũ trụ học nói chung.
Có hai phương pháp khả thi vấn đề này:
- các thiên hà lùn bị phá hủy bởi lực thủy triều của các thiên hà lớn hơn;
- các thiên hà lùn đơn giản là không thể nhìn thấy được vì vật chất tối của chúng không thể thu hút đủ vật chất baryonic để khiến chúng có thể nhìn thấy được.
Lời giải thứ hai được xác nhận một phần bởi phát hiện gần đây (2007) của Đài quan sát Keck về 8 thiên hà lùn siêu mờ (thiên hà hobbit) - vệ tinh của Dải Ngân hà. Sáu trong số chúng là 99,9% vật chất tối (tỷ lệ khối lượng trên ánh sáng là khoảng 1000).
Một nghiên cứu chi tiết về các thiên hà như vậy và đặc biệt là tốc độ tương đối từng ngôi sao riêng lẻ trong đó, cho phép các nhà thiên văn học giả định rằng bức xạ cực tím mạnh mẽ từ các ngôi sao trẻ khổng lồ đã từng “thổi bay” ra khỏi những thiên hà như vậy hầu hết(đó là lý do tại sao có ít ngôi sao ở đó), nhưng để lại vật chất tối, đó là lý do tại sao hiện nay nó chiếm ưu thế. Một số thiên hà lùn mờ nhạt với ưu thế vượt trội vật chất tối các nhà thiên văn học đề xuất tìm kiếm bằng các quan sát gián tiếp: dọc theo “sự thức tỉnh” trong khí liên thiên hà, tức là. bởi lực hút của các tia khí tới thiên hà “vô hình” này.
Nghiên cứu của các nhà khoa học cho thấy loại sao này thực sự phổ biến đến mức nào trong thiên hà của chúng ta và chúng tham gia tích cực như thế nào vào quá trình hình thành các ngôi sao mới.
Các số liệu cho thấy 2 -3 ngôi sao của các lớp khác chiếm ít nhất 1 sao lùn nâu.
Loại này vật thể không gian rõ ràng nổi bật so với phần còn lại.
Chúng quá to và nóng (trong 15 -80 lớn hơn Sao Mộc của chúng ta) để có thể được phân loại là các hành tinh, nhưng đồng thời chúng quá nhỏ để trở thành những ngôi sao chính thức - chúng không có đủ khối lượng để duy trì phản ứng tổng hợp hydro ổn định trong lõi.
Tuy nhiên, các sao lùn nâu ban đầu hình thành giống như các ngôi sao bình thường, đó là lý do tại sao chúng thường được gọi là sao thất bại.
Thêm trong 2013 năm, các nhà thiên văn học bắt đầu nghi ngờ rằng các sao lùn nâu khá một sự xuất hiện phổ biến cho thiên hà của chúng ta, tính toán số lượng gần đúng của chúng trong khu vực 70 tỷ
Tuy nhiên, dữ liệu mới được trình bày tại hội nghị Thiên văn học Quốc gia Măn uống, diễn ra gần đây ở Đại học Anh ngữ Halla, họ nói rằng có thể có khoảng 100 tỷ
Xét rằng toàn bộ Dải Ngân hà có thể chứa, theo ước tính sơ bộ, lên đến 400 hàng tỷ ngôi sao, số lượng sao lùn nâu vừa ấn tượng vừa đáng thất vọng.
Để làm rõ kết quả, các nhà thiên văn học đã tiến hành một nghiên cứu trên hơn một nghìn sao lùn nâu nằm trong bán kính không quá 1500 năm ánh sáng. Vì các ngôi sao thuộc lớp này rất mờ nên việc quan sát chúng ở khoảng cách xa hơn dường như cực kỳ khó khăn, nếu không muốn nói là không thể.
Hầu hết các sao lùn nâu mà chúng ta biết đều được tìm thấy ở những khu vực nơi các ngôi sao mới đang hình thành, được gọi là cụm.
Một trong những cụm này là đối tượng NG C133 , nơi chứa nhiều sao lùn nâu như những ngôi sao bình thường.
Điều này có vẻ khá lạ lùng đối với Alex Scholz từ Đại học St Andrews và đồng nghiệp Koralka Muzic từ Đại học Lisbon. Để hiểu chi tiết hơn về tần suất sao lùn nâu sinh ra bên trong các cụm sao mật độ khác nhau các nhà nghiên cứu quyết định tìm kiếm những sao lùn ở xa hơn trong môi trường dày đặc hơn cụm sao R C W 38 .
Để có thể xem một cụm ở xa nằm ở khoảng 5000 cách xa nhiều năm ánh sáng, các nhà thiên văn học đã sử dụng máy ảnh NA C O với quang học thích ứng được đặt thành Rất kính thiên văn lớnĐài thiên văn Nam châu Âu.
Như những lần quan sát trước, lần này các nhà khoa học cũng phát hiện số lượng sao lùn nâu trong cụm này gần bằng một nửa so với Tổng số các ngôi sao nằm trong đó, điều này cho thấy tỷ lệ sinh ra của các sao lùn nâu hoàn toàn không phụ thuộc vào thành phần của các cụm sao.
" ... Chúng tôi phát hiện ra con số lớn sao lùn nâu trong các cụm này. Hóa ra, bất kể loại cụm sao nào, loại sao này được tìm thấy khá thường xuyên. Và vì các sao lùn nâu hình thành cùng với các ngôi sao khác thành các cụm, nên chúng ta có thể kết luận rằng thực sự có rất nhiều sao lùn nâu trong thiên hà của chúng ta..."
- Scholz bình luận.
Nó có thể là một con số trong 100 tỷ Tuy nhiên, có thể có nhiều hơn trong số họ.
Chúng ta hãy nhớ rằng các sao lùn nâu là những vật thể sao rất mờ, vì vậy những đại diện thậm chí mờ nhạt hơn của chúng cũng không thể lọt vào tầm quan sát của các nhà thiên văn học.
Tại thời điểm viết bài này, kết quả nghiên cứu mới nhất Scholz đang chờ các nhà khoa học bên ngoài đánh giá phê bình, nhưng những nhận xét đầu tiên về những quan sát này gửi cho Gizmodo đến từ nhà thiên văn học John Omira của Đại học Saint Miguel, người không tham gia vào công việc nhưng tin rằng những số liệu phản ánh trong đó có thể đúng.
"...Họ đến số 100 tỷ USD, đưa ra rất nhiều giả định cho việc này. Nhưng trên thực tế, kết luận về số lượng sao lùn nâu trong một cụm sao dựa trên cái gọi là hàm ban đầu khối lượng, mô tả sự phân bố khối lượng của các ngôi sao trong cụm. Khi bạn biết chức năng này và bạn biết tần suất hình thành các ngôi sao của thiên hà, thì bạn có thể tính được số lượng sao của một loại nhất định. Vì vậy, nếu chúng ta bỏ qua một vài giả định thì con số trong 100 hàng tỷ thực sự có vẻ là thật..."
- Omira nhận xét.
Và bằng cách so sánh số lượng sao lùn nâu ở hai cụm khác nhau – một cụm có mật độ sao dày đặc và một cụm có mật độ sao phân bố ít hơn – các nhà nghiên cứu đã chỉ ra rằng môi trường trong đó các ngôi sao xuất hiện không phải lúc nào cũng giống nhau. yếu tố chínhđiều chỉnh tần suất xuất hiện của loại vật thể sao này.
“Sự hình thành của sao lùn nâu là phổ biến và một phần không thể thiếu sự hình thành sao nói chung", Omira nói.
Giáo sư Abel Mendez từ Phòng thí nghiệm khả năng sinh sống của hành tinh L aboratory), một nhà thiên văn học khác cũng không tham gia vào nghiên cứu đang thảo luận, nói rằng các số liệu trong công việc mới thực sự có thể có ý nghĩa, đặc biệt khi xem xét thực tế là trong thiên hà của chúng ta có những vật thể sao nhỏ gọn hơn đáng kể so với những vật thể lớn hơn.
“... Ví dụ, các sao lùn đỏ nhỏ phổ biến hơn nhiều so với tất cả các loại sao khác. Vì vậy, tôi cho rằng những con số mới thậm chí có thể là giới hạn thấp hơn..."
Mendez nói.
Tất nhiên là có mặt sau khả năng sinh sản như vậy của các sao lùn nâu. Một số lượng lớn Các ngôi sao thất bại cũng đồng nghĩa với việc giảm khả năng sinh sống.
Mendez cho biết các sao lùn nâu không đủ ổn định để hỗ trợ một môi trường gọi là vùng có thể ở được. Ngoài ra, không phải tất cả các nhà thiên văn học đều thích thuật ngữ này “những ngôi sao thất bại”.
“...Cá nhân tôi không muốn gọi các sao lùn nâu là “những ngôi sao thất bại”, vì theo tôi, đơn giản là chúng không xứng đáng với danh hiệu sao…”
- nhận xét Jacqueline Faherty, nhà vật lý thiên văn tại Bảo tàng Hoa Kỳ lịch sử tự nhiên.
“... Tôi thà gọi chúng là “những hành tinh phát triển quá mức”, hay đơn giản là “siêu hành tinh”, vì xét về mặt khối lượng, chúng vẫn ở gần những vật thể thiên văn này hơn là các ngôi sao…”
- nhà khoa học nói.
Hình ảnh cho thấy Thiên hà Lùn trong chòm sao Thiên hà Lùn Điêu khắc. Hình ảnh được chụp bởi Máy ảnh trường rộng, được lắp đặt trên kính viễn vọng MPG/ESO 2,2 mét tại Đài thiên văn Nam châu Âu ở La Silla. Thiên hà này là một trong những hàng xóm của Dải Ngân hà của chúng ta. Tuy nhiên, mặc dù ở rất gần nhau nhưng hai thiên hà này hoàn toàn có lịch sử khác nhau xuất hiện và tiến hóa, có thể nói tính cách của chúng hoàn toàn khác nhau. Thiên hà lùn Sculptor nhỏ hơn và già hơn nhiều so với Dải Ngân hà, khiến nó trở thành một vật thể rất có giá trị để nghiên cứu các quá trình dẫn đến sự ra đời của các ngôi sao mới và các thiên hà khác trong Vũ trụ sơ khai. Tuy nhiên, do nó phát ra rất ít ánh sáng nên việc nghiên cứu nó rất khó khăn.
Thiên hà lùn trong chòm sao Sculptor thuộc lớp con của các thiên hà hình cầu lùn và là một trong mười bốn thiên hà vệ tinh quay quanh Dải Ngân hà. Tất cả chúng đều nằm gần nhau trong vùng quầng của Thiên hà chúng ta, là một vùng hình cầu vượt xa ranh giới của các nhánh xoắn ốc. Đúng như tên gọi của nó, thiên hà lùn này nằm trong chòm sao Nhà điêu khắc và nằm cách Trái đất 280.000 năm ánh sáng. Mặc dù ở rất gần nhưng nó chỉ được phát hiện vào năm 1937 với sự ra đời của các thiết bị mạnh mẽ mới, vì các ngôi sao cấu thành của nó rất mờ nhạt và dường như nằm rải rác trên bầu trời. Ngoài ra, đừng nhầm lẫn thiên hà này với NGC 253, nằm trong cùng chòm sao Điêu khắc, nhưng trông sáng hơn nhiều và là một đường xoắn ốc có rào chắn.
Thiên hà lùn trong chòm sao Nhà điêu khắc. Nguồn: ESO
Thông tin ảnh
Thông tin ảnh
Mặc dù khó phát hiện nhưng thiên hà lùn này là một trong những vật thể lùn mờ đầu tiên được phát hiện ở khu vực xung quanh Dải Ngân hà. Cô ấy Hình dạng lạ khiến các nhà thiên văn phải suy nghĩ từ lúc phát hiện ra cho đến khi Hôm nay. Nhưng ở thời đại chúng ta, các nhà thiên văn học đã quen với các thiên hà hình cầu và nhận ra rằng những vật thể như vậy cho phép chúng ta nhìn xa về quá khứ của Vũ trụ.
Tuy nhiên, người ta tin rằng Dải Ngân hà cũng giống như mọi thứ khác thiên hà lớn, được hình thành do sự hợp nhất với các vật thể nhỏ hơn trong những năm đầu của Vũ trụ. Và nếu một số thiên hà nhỏ này vẫn còn tồn tại đến ngày nay thì chúng hẳn phải chứa nhiều ngôi sao cực kỳ già. Đó là lý do vì sao Thiên hà Lùn trong chòm sao Nhà điêu khắc đáp ứng mọi yêu cầu áp dụng cho các thiên hà nguyên thủy. Những ngôi sao cổ xưa này có thể được quan sát trong hình ảnh này.
Các nhà thiên văn học đã học cách xác định tuổi của các ngôi sao trong thiên hà bằng các dấu hiệu đặc trưng hiện diện trong chúng. quang thông. Bức xạ này mang rất ít bằng chứng về sự hiện diện của các nguyên tố hóa học nặng trong các vật thể này. Vấn đề là như vậy các hợp chất hóa học có xu hướng tích tụ trong các thiên hà khi các thế hệ sao thay đổi. Vì vậy, nồng độ thấp của các phân tử nặng cho thấy rằng tuổi trung bình Các ngôi sao trong thiên hà hình cầu này khá cao.
Khu vực bầu trời xung quanh thiên hà lùn trong chòm sao Điêu khắc.