Звезды — карлики Галактики (8 фото). Карликовые галактики - маленькие, но впечатляющие
Которые занимают пограничное положение между карликовыми и нормальными галактиками, первые карликовые галактики были обнаружены Х. Шепли в конце 1930-х годов , при проведении обзора неба в окрестности Южного полюса мира для статистического исследования галактик на обсерватории Гарвардского университета в Южной Африке. Сначала Шепли обнаружил неизвестное ранее скопление звезд в созвездии Скульптор , содержащее около 10 тыс. звезд 18-19,5 m . Вскоре было обнаружено подобное скопление в созвездии Печь . После того, как для исследования этих скоплений задействовали 2,5 м телескоп обсерватории Маунт-Вилсон , в них удалось найти цефеиды и определить расстояния. Оказалось, что оба неизвестных скопления расположены вне пределов нашей галактики , то есть представляют собой новый тип галактик низкой поверхностной яркости.
Открытия карликовых галактик стали массовыми после того как в 1950-х годах был выполнен паломарский обзор неба с помощью 120-сантиметр камеры Шмидта на обсерватории Маунт-Паломар . Оказалось, что карликовые галактики - это самые распространённые галактики во Вселенной.
Образование карликовых галактик
Местные карлики
Морфология
Существует несколько основных типов карликовых галактик:
- Карликовая эллиптическая галактика (dE
) - похожа на эллиптические галактики
- Карликовая сфероидальная галактика (dSph ) - подтип dE , отличающийся особенно низкой поверхностной яркостью
- Карликовая неправильная галактика (dIr ) - подобна неправильным галактикам , имеет клочковатую структуру
- Карликовая голубая компактная галактика (dBCG или BCD ) - имеет признаки активного звездообразования
- Ультракомпактные карликовые галактики (UCD ) - класс очень компактных галактик, содержащих порядка 10 8 звёзд при характерном поперечном размере около 50 пк . Предположительно, эти галактики являются плотными остатками (ядрами) карликовых эллиптических галактик, пролетевших сквозь центральные части богатых скоплений галактик . Ультракомпактные галактики были обнаружены в скоплениях галактик в Деве, Печи, Волосах Вероники, Абель 1689 и др.
- Карликовая спиральная галактика - аналог спиральных галактик , но, в отличие от нормальных галактик, встречается чрезвычайно редко
Галактики-хоббиты
Недавно придуманный термин Галактики-хоббиты было решено использовать для обозначения галактик, которые меньше и тусклее чем карликовые галактики.
Проблема нехватки карликовых галактик
Подробное исследование таких галактик и особенно относительных скоростей отдельных звезд в них, позволила астрономам предположить, что мощное ультрафиолетовое излучение гигантских молодых звезд в своё время "выдуло" из таких галактик большую часть газа (поэтому там мало звезд), но оставило тёмную материю, которая именно поэтому сейчас преобладает. Некоторые из подобных тусклых карликовых галактик с подавляющим преобладанием тёмной материи астрономы предлагают искать непрямыми наблюдениями: по "кильватерному следу" в межгалактическом газе, т.е. по притяжению струй газа к этой "невидимой" галактике.
Неполный список карликовых галактик
См. также
Напишите отзыв о статье "Карликовая галактика"
Примечания
- Linda S. Sparke, John S. Gallagher III. Galaxies in the Universe: An Introduction. - 2-е изд. - Cambridge University Press, 2007. - P. 410. - 442 p. - ISBN 978-0-521-85593-8 .
- Засов, А. В. Карликовые галактики (Новое в жизни, науке, технике). - М .: Знание , 1984. - 64 с. - (Космонавтика, астрономия).
- Shapley, Harlow . Two Stellar Systems of a New Kind // Nature. - 1938. - Т. 142 . - С. 715-716 .
- Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В.Г. Сурдин . - 2-е изд. - Фрязино: Век 2, 2008. - С. 373. - ISBN 978-5-85099-181-4 .
- arXiv :astro-ph/0307362 Galaxies and Overmerging: What Does it Take to Destroy a Satellite Galaxy? 21 июля 2003
- arXiv :astro-ph/0406613 Ultra Compact Dwarf galaxies in Abell 1689: a photometric study with the ACS. 28 июня 2004
- SPACE.com
- Simon, J. D. and Geha, M. (Nov 2007). «The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem». The Astrophysical Journal 670 (1): 313–331. arXiv :0706.0516 . DOI :10.1086/521816 . Bibcode : .
- 27 сентября 2007.
- 17 января 2011.
|
|
Отрывок, характеризующий Карликовая галактика
Лошадей подали.– Bonjour, messieurs, [Здесь: прощайте, господа.] – сказал Долохов.
Петя хотел сказать bonsoir [добрый вечер] и не мог договорить слова. Офицеры что то шепотом говорили между собою. Долохов долго садился на лошадь, которая не стояла; потом шагом поехал из ворот. Петя ехал подле него, желая и не смея оглянуться, чтоб увидать, бегут или не бегут за ними французы.
Выехав на дорогу, Долохов поехал не назад в поле, а вдоль по деревне. В одном месте он остановился, прислушиваясь.
– Слышишь? – сказал он.
Петя узнал звуки русских голосов, увидал у костров темные фигуры русских пленных. Спустившись вниз к мосту, Петя с Долоховым проехали часового, который, ни слова не сказав, мрачно ходил по мосту, и выехали в лощину, где дожидались казаки.
– Ну, теперь прощай. Скажи Денисову, что на заре, по первому выстрелу, – сказал Долохов и хотел ехать, но Петя схватился за него рукою.
– Нет! – вскрикнул он, – вы такой герой. Ах, как хорошо! Как отлично! Как я вас люблю.
– Хорошо, хорошо, – сказал Долохов, но Петя не отпускал его, и в темноте Долохов рассмотрел, что Петя нагибался к нему. Он хотел поцеловаться. Долохов поцеловал его, засмеялся и, повернув лошадь, скрылся в темноте.
Х
Вернувшись к караулке, Петя застал Денисова в сенях. Денисов в волнении, беспокойстве и досаде на себя, что отпустил Петю, ожидал его.
– Слава богу! – крикнул он. – Ну, слава богу! – повторял он, слушая восторженный рассказ Пети. – И чег"т тебя возьми, из за тебя не спал! – проговорил Денисов. – Ну, слава богу, тепег"ь ложись спать. Еще вздг"емнем до утг"а.
– Да… Нет, – сказал Петя. – Мне еще не хочется спать. Да я и себя знаю, ежели засну, так уж кончено. И потом я привык не спать перед сражением.
Петя посидел несколько времени в избе, радостно вспоминая подробности своей поездки и живо представляя себе то, что будет завтра. Потом, заметив, что Денисов заснул, он встал и пошел на двор.
На дворе еще было совсем темно. Дождик прошел, но капли еще падали с деревьев. Вблизи от караулки виднелись черные фигуры казачьих шалашей и связанных вместе лошадей. За избушкой чернелись две фуры, у которых стояли лошади, и в овраге краснелся догоравший огонь. Казаки и гусары не все спали: кое где слышались, вместе с звуком падающих капель и близкого звука жевания лошадей, негромкие, как бы шепчущиеся голоса.
Петя вышел из сеней, огляделся в темноте и подошел к фурам. Под фурами храпел кто то, и вокруг них стояли, жуя овес, оседланные лошади. В темноте Петя узнал свою лошадь, которую он называл Карабахом, хотя она была малороссийская лошадь, и подошел к ней.
– Ну, Карабах, завтра послужим, – сказал он, нюхая ее ноздри и целуя ее.
– Что, барин, не спите? – сказал казак, сидевший под фурой.
– Нет; а… Лихачев, кажется, тебя звать? Ведь я сейчас только приехал. Мы ездили к французам. – И Петя подробно рассказал казаку не только свою поездку, но и то, почему он ездил и почему он считает, что лучше рисковать своей жизнью, чем делать наобум Лазаря.
– Что же, соснули бы, – сказал казак.
– Нет, я привык, – отвечал Петя. – А что, у вас кремни в пистолетах не обились? Я привез с собою. Не нужно ли? Ты возьми.
Казак высунулся из под фуры, чтобы поближе рассмотреть Петю.
– Оттого, что я привык все делать аккуратно, – сказал Петя. – Иные так, кое как, не приготовятся, потом и жалеют. Я так не люблю.
– Это точно, – сказал казак.
– Да еще вот что, пожалуйста, голубчик, наточи мне саблю; затупи… (но Петя боялся солгать) она никогда отточена не была. Можно это сделать?
– Отчего ж, можно.
Лихачев встал, порылся в вьюках, и Петя скоро услыхал воинственный звук стали о брусок. Он влез на фуру и сел на край ее. Казак под фурой точил саблю.
– А что же, спят молодцы? – сказал Петя.
– Кто спит, а кто так вот.
– Ну, а мальчик что?
– Весенний то? Он там, в сенцах, завалился. Со страху спится. Уж рад то был.
Долго после этого Петя молчал, прислушиваясь к звукам. В темноте послышались шаги и показалась черная фигура.
– Что точишь? – спросил человек, подходя к фуре.
– А вот барину наточить саблю.
– Хорошее дело, – сказал человек, который показался Пете гусаром. – У вас, что ли, чашка осталась?
– А вон у колеса.
Гусар взял чашку.
– Небось скоро свет, – проговорил он, зевая, и прошел куда то.
Петя должен бы был знать, что он в лесу, в партии Денисова, в версте от дороги, что он сидит на фуре, отбитой у французов, около которой привязаны лошади, что под ним сидит казак Лихачев и натачивает ему саблю, что большое черное пятно направо – караулка, и красное яркое пятно внизу налево – догоравший костер, что человек, приходивший за чашкой, – гусар, который хотел пить; но он ничего не знал и не хотел знать этого. Он был в волшебном царстве, в котором ничего не было похожего на действительность. Большое черное пятно, может быть, точно была караулка, а может быть, была пещера, которая вела в самую глубь земли. Красное пятно, может быть, был огонь, а может быть – глаз огромного чудовища. Может быть, он точно сидит теперь на фуре, а очень может быть, что он сидит не на фуре, а на страшно высокой башне, с которой ежели упасть, то лететь бы до земли целый день, целый месяц – все лететь и никогда не долетишь. Может быть, что под фурой сидит просто казак Лихачев, а очень может быть, что это – самый добрый, храбрый, самый чудесный, самый превосходный человек на свете, которого никто не знает. Может быть, это точно проходил гусар за водой и пошел в лощину, а может быть, он только что исчез из виду и совсем исчез, и его не было.
Что бы ни увидал теперь Петя, ничто бы не удивило его. Он был в волшебном царстве, в котором все было возможно.
Он поглядел на небо. И небо было такое же волшебное, как и земля. На небе расчищало, и над вершинами дерев быстро бежали облака, как будто открывая звезды. Иногда казалось, что на небе расчищало и показывалось черное, чистое небо. Иногда казалось, что эти черные пятна были тучки. Иногда казалось, что небо высоко, высоко поднимается над головой; иногда небо спускалось совсем, так что рукой можно было достать его.
Петя стал закрывать глаза и покачиваться.
Капли капали. Шел тихий говор. Лошади заржали и подрались. Храпел кто то.
– Ожиг, жиг, ожиг, жиг… – свистела натачиваемая сабля. И вдруг Петя услыхал стройный хор музыки, игравшей какой то неизвестный, торжественно сладкий гимн. Петя был музыкален, так же как Наташа, и больше Николая, но он никогда не учился музыке, не думал о музыке, и потому мотивы, неожиданно приходившие ему в голову, были для него особенно новы и привлекательны. Музыка играла все слышнее и слышнее. Напев разрастался, переходил из одного инструмента в другой. Происходило то, что называется фугой, хотя Петя не имел ни малейшего понятия о том, что такое фуга. Каждый инструмент, то похожий на скрипку, то на трубы – но лучше и чище, чем скрипки и трубы, – каждый инструмент играл свое и, не доиграв еще мотива, сливался с другим, начинавшим почти то же, и с третьим, и с четвертым, и все они сливались в одно и опять разбегались, и опять сливались то в торжественно церковное, то в ярко блестящее и победное.
«Ах, да, ведь это я во сне, – качнувшись наперед, сказал себе Петя. – Это у меня в ушах. А может быть, это моя музыка. Ну, опять. Валяй моя музыка! Ну!..»
Он закрыл глаза. И с разных сторон, как будто издалека, затрепетали звуки, стали слаживаться, разбегаться, сливаться, и опять все соединилось в тот же сладкий и торжественный гимн. «Ах, это прелесть что такое! Сколько хочу и как хочу», – сказал себе Петя. Он попробовал руководить этим огромным хором инструментов.
«Ну, тише, тише, замирайте теперь. – И звуки слушались его. – Ну, теперь полнее, веселее. Еще, еще радостнее. – И из неизвестной глубины поднимались усиливающиеся, торжественные звуки. – Ну, голоса, приставайте!» – приказал Петя. И сначала издалека послышались голоса мужские, потом женские. Голоса росли, росли в равномерном торжественном усилии. Пете страшно и радостно было внимать их необычайной красоте.
Мессье 32, или М32, относится к типу карликовых галактик эллиптической формы. Расположена в созвездии Андромеды. М32 обладает видимой величиной в 8,1 с угловым размером – 8 х 6 угловых минут. Галактика удалена от нашей планеты на 2,9 млн световых лет. По данным Equinox 2000, выведены следующие координаты: прямое восхождение 0 ч. 42,8 мин.; склонение +40 ° 52′. Благодаря этому галактику можно увидеть на протяжении всей осени.
Мессье 32 относится к двум эллиптическим галактикам спутников Великой Андромеды, которые можно наблюдать на предоставленных изображениях. По нижней кромке объекта М31 галактика М32 является самой близкой галактикой, в то время как объект М110 – самая отдаленная галактика по правой верхней кромке. М31 – большая галактика Андромеды, представлена ярким небесным объектом, допустимым для наблюдений невооруженным глазом. Мессье 31, Мессье 32 и Мессье 110 относятся к Местной группе галактик. В нее входят также галактика Треугольника и Млечный Путь.
На предоставленных изображениях видны несжатые фотографии всех трех объектов – М31, М32 и М110. Все фото были сделаны при помощи астрографа Takahashi E-180. Рядом находится изображение трехкратного увеличения центра галактики Мессье 32.
Объект был включен в каталог Мессье, однако его обнаружил французский ученый Ле Жантиль в 1749 году. Опираясь на данные передовых исследователей 2010 года, можно вычислить примерные данные об этой галактике. Расстояние от Земли до Мессье 32 составляет 2,57 млн световых лет, примерная масса варьируется в пределах 3000000000 масс Солнца, а диаметр достигает отметки в 6500 световых лет.
Наблюдения
М32 относится к малым галактикам, но имеет яркую эллиптическую форму. Когда любители рассматривают Туманности Андромеды, именно данный объект покажется им странным. Даже самый обычный телескоп покажет особенности диффузной природы галактики. Она находится по направлению в полградуса на юг от центра галактики М31. Если рассматривать М32 в среднего качества телескоп, можно увидеть звездообразное ядро и компактное, плавно спадающее по яркости овальное гало.
Соседствующие объекты из каталога Мессье
Первый сосед галактики М32 – его физический спутник Туманность Андромеды. Это спиральная сверхгигантская галактика. Второй соседствующей галактикой является эллиптическая М110, а третьей – М31, спутник, который находится по другую сторону от объекта Мессье 32.
Благодаря Карликовой галактике можно увидеть шаровое скопление G156. Оно принадлежит объекту М31. Лучшим инструментом для наблюдения послужит телескоп с апертурой в 400 мм.
Описание Мессье 32 в каталоге
Август 1764 года
Ниже пояса Андромеды на несколько минут располагается небольшая беззвездная туманность. В сравнении с поясом эта небольшая туманность имеет более тусклый свет. Ее обнаружил Ле Жантиль 29 октября 1749 года, а в 1757 году ее увидел Мессье.
Технические детали фотографии Мессье 32
Объект: М32
Другие обозначения: NGC 221
Тип объекта: Карликовая эллиптическая галактика
Позиция: Астрономическая обсерватория Бифрост
Монтировка: Astro-Physics 1200GTO
Телескоп: Гиперболический астрограф TakahashiEpsilon 180
Камера : Canon EOS 550D (Rebel T2i) (светофильтрBaader UV/IR filter)
Экспозиция: 8 x 300s, f/2.8, ISO 800
Оригинальный размер фотографии: 3454 × 5179 pixels (17.9 MP); 11.5″ x 17.3″ @ 300 dpi
В который раз томит меня мечта,
Что где-то там, в другом углу вселенной,
Такой же сад, и та же темнота,
И те же звезды в красоте нетленной.
Н. Заболоцкий
Исследование природы астрономических (да и не только астрономических) объектов того или иного типа обычно проходит через несколько стадий. Сначала отсутствует ясное понимание, имеется букет самых различных взаимоисключающих предположений. Затем выкристаллизовывается некоторая общепринятая точка зрения, позволяющая по крайней мере качественно объяснить наблюдаемую картину в ее основных деталях. Исследуемые объекты перестают быть непонятными, от них протягиваются ниточки связи к ранее известным объектам или явлениям.
И вот через некоторое время наступает третья стадия. Новые наблюдения или теоретические расчеты показывают, что все не так просто, как казалось. Хотя старые объяснения в своей основе могут остаться, объекты исследования опять озадачивают своим нежеланием укладываться в простые и ясные схемы. Нужны новые идеи, новые расчеты. Наконец, на следующей, четвертой стадии вновь возникает непротиворечивая и уже более сложная, чем раньше, картина. Понимание поднялось на новый, более высокий уровень. В дальнейшем все может вновь повториться - при появлении неожиданных наблюдательных фактов и при ином теоретическом подходе.
Исследование карликовых эллиптических галактик (dE-галактик), о которых пойдет речь в этом разделе, проходит сейчас вторую стадию. Из всех карликовых галактик это наиболее понятные для нас объекты. Они не представляют какой-либо группы, резко выделяющейся по своим особенностям, а их свойства «продолжают» свойства обычных эллиптических галактик, экстраполируясь в область низких светимостей и размеров.
Самые близкие к нам dE-галактики - четыре эллиптических спутника Туманности Андромеды. Два из них, галактики М 32 и NGC 205, наблюдаются совсем рядом с гигантской спиральной галактикой, а два более слабых, NGC 185 и NGC 147, расположены на несколько угловых градусов к северу от нее. Два первых выглядят светлыми пятнами на любой фотографии Туманности Андромеды, проецируясь на ее внешние области; галактика М 32 - это компактное, почти круглое образование, а галактика NGC 205 на фотографии имеет более размытое, заметно вытянутое изображение. Их абсолютная звездная величина близка к -16 m , поэтому эти галактики находятся на той условной границе, которая отделяет карлики от «нормальных» галактик.
Запечатлеть отдельные звезды на фотографиях этих карликовых галактик, т. е., как говорят астрономы, разрешить галактики на звезды, ценой больших усилий удалось в 40-х годах В. Бааде, работавшему на самом крупном в то время телескопе в мире - 2,5-метровом рефлекторе Маунт Паломар. Надо сказать, что и в настоящее время даже с помощью лучших телескопов разрешить спутники Туманности Андромеды на звезды является не простой задачей.
Долгое время звездный состав этих маленьких галактик, как, впрочем, и центральной области самой Туманности Андромеды, оставался загадочным: на фотографиях не было заметно присутствия ярчайших звезд - голубых сверхгигантов, хотя эти звезды уверенно наблюдаются в спиральных ветвях рядом расположенной Туманности Андромеды.
Поставив перед собой задачу разрешить на звезды центральную часть Туманности Андромеды и ее эллиптические спутники, В. Бааде начал со всей серьезностью готовиться к ее осуществлению. Эти объекты, как было известно, имеют красноватый цвет, и он предположил (и не ошибся), что это и есть цвет самых ярких звезд, которые в них содержатся. Поэтому В. Бааде отказался от пластинок, реагирующих на синие лучи, обычно используемых в астрономической фотографии, и выбрал наиболее чувствительные из доступных в то время фотопластинок, воспринимающих оранжевый и красный цвета. Однако эти пластинки обладали значительно более низкой чувствительностью, чем «синие», и для ее повышения приходилось, прежде чем использовать пластинки, специально обрабатывать их аммиаком.
Но и после этого чувствительность оказывалась не слишком высокой, и чтобы была хоть какая-то надежда запечатлеть на них звезды, недоступные для «синих» пластинок, необходимо было рассчитывать на многочасовые экспозиции. Дело в том, что на высокочувствительных «синих» пластинках многочасовые экспозиции делать нельзя: уже через 1,5 ч слабое свечение ночного неба затягивало их плотной вуалью. По расчетам В. Бааде, такой подход должен был позволить получить на «красных» пластинках звезды на 0,5 т (в 1,6 раза) более слабые, чем на «синих».
Как еще можно поднять проницающую способность телескопа, т. е. его способность регистрировать слабые звезды?
Люди, знакомые со спецификой астрономических наблюдений, хорошо знают, что возможности телескопа как оптического инструмента сильно меняются от ночи к ночи, даже если те одинаково ясные, а иногда и в течение одной ночи. Это связано с различным состоянием атмосферы, а для больших телескопов - еще и с состоянием зеркального объектива, отражающая поверхность которого подвержена температурным деформациям из-за различия температуры как между разными частями зеркала, так и между зеркалом и воздушной средой. И лишь в последнее время научились делать большие зеркала из вещества, практически не подвергающегося тепловому расширению.
Впоследствии В. Бааде писал по этому поводу: «Нельзя было надеяться достичь успеха, если просто вставить «красную» пластинку в кассету 2,5-метрового телескопа, сделать экспозицию, проявить и пытаться что-то разглядеть. Было совершенно ясно, что звезды будут очень слабы и по всей вероятности чрезвычайно тесно расположены. Это на пределе разрешающей способности 2,5-метрового телескопа, и, очевидно, следовало бы быть очень осторожным и не пренебрегать ни малейшим шансом.
Чтобы сохранить разрешающую способность как можно более высокой, надо было, во-первых, проводить наблюдения лишь при получении самых хороших изображений, Когда турбулентный диск звезд очень мал. Во-вторых, стоило наблюдать лишь в те ночи, когда форма зеркала была близка к идеальной, без «завала» краев, который всегда ведет к увеличению диска звезды. В-третьих (и это было главной проблемой), следовало что-то предпринять при изменениях фокуса, возникавших вследствие того, что зеркало 2,5-метрового телескопа изготовлено из стекла старой марки. Даже когда ночи в этом смысле были удовлетворительными, происходили изменения фокусного расстояния от 1,5 до 2 мм, а случались и такие ночи, когда эти изменения достигали 5-6 мм».
В. Бааде в результате пришлось изобрести свой способ, как непрерывно проверять правильность фокусировки изображения, который позволял не прерывать многочасовую экспозицию.
Больше года длилась подготовка к решающим наблюдениям. Наконец, осенью 1943 г. в течение нескольких ночей с исключительно хорошим качеством изображения были получены долгожданные негативы, на которых спутники Туманности Андромеды (как и ее центральная часть, состоящая из похожих звезд) оказались усыпанными мельчайшими точками звезд. Так с расстояния почти в 700 тыс, пк выглядели ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик. Следует сказать, что успеху их обнаружения способствовало одно немаловажное обстоятельство. Над обсерваторией стояли действительно темные ночи, поскольку еще не было отменено связанное с войной затемнение гигантского города Лос-Анджелеса с его оживленными пригородами, расположенными поблизости.
К этому моменту астрономам были хорошо знакомы самые разнообразные типы звезд, но звезды, сфотографированные В. Бааде, озадачили ученого. Для обычных красных звезд они имели слишком высокую светимость. Казалось странным, что в обозреваемой звездной окрестности Солнца таких звезд почти нет, а в карликовых эллиптических галактиках они дают основной вклад в излучение галактики.
Лишь через некоторое время В. Бааде осенила догадка: точно из таких же звезд состоят шаровые скопления нашей Галактики. Эти скопления представляют собой довольно далекие объединения сотен тысяч звезд (ближайшее из них удалено от нас на расстояние несколько тысяч световых лет). Их возраст превышает 10 млрд. лет, т. е. они являются настоящими реликтами звездного мира.
Дальнейшие исследования подтвердили догадку В. Бааде. Ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик, как и шаровых скоплений, оказались красными гигантами высокой светимости - сильно раздувшимися и изменившими свою внутреннюю структуру звездами, поскольку за долгую их жизнь основное ядерное топливо (водород) в значительной степени уж исчерпалось в звездных недрах. Характерной особенностью звезд карликовых галактик является и низкое содержание тяжелых химических элементов в звездной атмосфере (хотя и не такое низкое, как в шаровых скоплениях). Забегая вперед, отметим, что этот так называемый дефицит тяжелых элементов характерен для карликовых галактик всех типов.
«Нормальные» эллиптические галактики, не относящиеся по своей светимости к карликовым, также состоят из старых звезд, правда, не столь сильно обедненных тяжелыми элементами, как в карликовых галактиках. По-видимому, звездообразование в «нормальных» Е-галактиках практически закончилось еще многие миллиарды лет назад. История dE-галактик, как оказалось, может быть иной. Это хорошо видно на примере все тех же спутников Туманности Андромеды.
Так, например, характер спектра спутника Туманности Андромеды М 32 можно объяснить, предположив, что, хотя сейчас звездообразование в галактике, по-видимому, не происходит, оно существовало там несколько миллиардов лет назад.
В двух других спутниках Туманности Андромеды NGC 205 и NGC 185, непосредственно наблюдается несколько десятков голубых звезд высокой светимости, спрятавшихся среди россыпи старых красных звезд. По астрономическим масштабам времени такие звезды только что образовались, так как большой расход энергии делает их короткоживущими. Их возраст вряд ли превышает 100 млн. лет, что для звезд очень мало. Солнце, например, существует в 50 раз дольше. Следовательно, в этих галактиках еще продолжается звездообразование.
Конечно, вместе с горячими звездами высокой светимости там могут (в значительно большем количестве) образовываться и маломассивные звезды, но их невозможно отыскать среди более ярких, но старых звезд галактики. Поэтому очаги звездообразования определяют лишь по положению голубых звезд, которые обычно локализованы в небольших участках галактики. Например, в галактике NGC 185 все голубые звезды занимают область размером менее 300 пк (размер всей галактики в десятки раз больше).
Проблема существования небольшого количества молодых звезд в некоторых dE-галактиках представляет значительный интерес. Ведь в массивных эллиптических галактиках отсутствие звездообразования обычно связывают с отсутствием межзвездного газа, т. е. той среды, которая может породить звезды при своем сильном сжатии и охлаждении. Во всех случаях присутствие молодых голубых звезд заметно только в тех галактиках, где наблюдается межзвездная среда. Однако пока лишь в двух dE-галактиках удалось обнаружить холодный межзвездный газ прямыми наблюдениями - в спутниках Туманности Андромеды NGC 205, NGC 185 (да и здесь его крайне мало - примерно 0,01 % полной массы галактики).
Тем не менее наблюдения близких dE-галактик показали что и в них молодые звезды связаны с межзвездной средой. В галактиках NGC 205 и NGC 185, в которых как раз «поштучно» наблюдаются молодые голубые звезды, заметны темные пылевые туманности, связанные, как мы знаем на примере нашей Галактики, с областями сравнительно плотного и холодного газа. Разумеется, его там мало, но и звездообразование, можно сказать, еле теплится.
Откуда же берется этот газ?
Оказывается, если даже полностью «очистить» галактику от газа, со временем он в небольшом количестве появится вновь. Его поставляют в межзвездное пространство стареющие звезды. Прямым доказательством такого процесса для ближайших галактик служат наблюдения планетарных туманностей - расширяющихся газовых оболочек, сбрасываемых звездами на определенном этапе их жизненного пути. Такие туманности обнаружены во всех близких dE-галактиках. Со временем сброшенный звездами газ заполняет все межзвездное пространство. А затем в зависимости от конкретных физических условий в галактике он либо покидает галактику, уходя в межгалактическое пространство, либо постепенно остывает и сжимается, чтобы вновь превратиться в звезды,
Судьба газа, сброшенного звездами, зависит от массы эллиптической галактики, Теоретические расчеты показали, межзвездный газ быстрее остывает и сжимается в небольших эллиптических галактиках. Качественно это объясянется тем, что звезды в них медленнее движутся, и столкновения газовых масс, сбрасываемых отдельными звездами, не приводят к такому сильному разогреву газа, какой можно ожидать в больших галактиках. Возможно, именно поэтому в эллиптических «нормальных», не карликовых, галактиках следы газа и молодых звезд встречаются крайне редко. Но кто знает, если бы какая-нибудь гигантская эллиптическая галактика находилась от нас не дальше, чем Туманность Андромеды, мы, быть может, и в ней смогли отыскать отдельные голубые звезды?
Хотя в карликовых эллиптических галактиках и происходит в некоторых случаях слабое звездообразование, в целом это очень спокойные и очень медленно меняющиеся звездные системы. В них не наблюдается никаких активных процессов, связанных с незвездными источниками энергии, - выбросов вещества, нетеплового радиоизлучения, активности ядра. Да и самого ядра в обычном понимании этого слова в dE-галактиках в большинстве случаев нет, хотя в самом центре NGC 205 и М 32 виден маленький звездообразный объект («керн»), похожий на массивное шаровое скопление звезд. В более далеких галактиках подобные образования уже не доступны для наблюдений.
Разумеется, dE-галактики не ограничиваются спутниками Туманности Андромеды. Среди карликов - это галактики сравнительно высоких светимостей, поэтому-то они доступны наблюдениям до расстояний несколько десятков миллионов световых лет. Много dE-галактик найдено, например, в ближайшем большом скоплении галактик в созвездии Девы. Но среди большого числа dE-галактик всего лишь в одном случае можно заподозрить объект с активным ядром - своего рода карликовую радиогалактику. Об этом объекте стоит рассказать подробнее, чтобы показать, с какими трудностями подчас встречаются исследователи в попытке выяснить природу наблюдаемого источника.
Радиогалактики, мощнейшие источники радиоволн в природе, являются, как правило, гигантскими эллиптическими галактиками, активное ядро которых выбрасывает потоки релятивистских (т. е. имеющих скорость, очень близкую к скорости света) протонов и электронов. Такие галактики находят, изучая фотографии тех участков неба, где наблюдается тот или иной радиоисточник.
Когда в 60-х годах было установлено, что координаты радиоисточника, имеющего обозначение ЗС 276, совпадают с координатами эллиптической галактики небольшого углового размера, это не могло вызвать большого удивления. Она вполне могла быть обычной радиогалактикой, удаленной на громадное расстояние, с которого выглядела как объект 15-й звездной величины. Спектр галактики не был известен, но сама она упоминалась в двух наиболее полных каталогах галактик - каталогах Воронцова-Вельяминова и Цвикки. У нее оказалась слегка голубоватая внутренняя область довольно высокой поверхностной яркости и более «красная» оболочка размером около 1′.
«Нормальная» радиогалактика могла так выглядеть с расстояния примерно 100 Мпк. Поскольку в мире галактик хорошо выполняется закон, по которому чем дальше галактика, тем большую лучевую скорость она имеет (закон Хаббла), можно было ожидать, что ее скорость должна быть примерно равной 6-8 тыс. км/с. Каково же было удивление, когда ее спектр, сфотографированный вскоре после отождествления с радиоисточником ЗС 276, засвидетельствовал, что ее скорость равна всего 30 км/с (к тому же спектр не содержал ожидаемых эмиссионных линий, характерных для радиогалактик).
В 1970 г. канадский астроном С. ван ден Берг, работая в США на гигантском 5-метровом телескопе, получил с помощью электронно-оптического преобразователя новую спектрограмму галактики, чтобы проверить правильность неожиданной оценки. По восьми линиям поглощения было найдено более точное значение скорости ее движения (относительно Солнца): 10±8 км/с. Такая скорость скорее характерна не для галактик, а для ближайших к Солнцу звезд.
На этом основании советский астроном Ю. П. Псковский предположил, что здесь мы имеем место не с радиогалактикой, а со слабым радиоисточником внутри нашей Галактики. Не может ли этот объект быть обычным остатком Сверхновой типа Крабовидной туманности? В пользу этого, казалось, говорило и то, что положение радиоисточника ЗС 276 всего на 1° отличается от положения Сверхновой, наблюдавшейся китайскими астрономами в XIII в.
Однако новые исследования объекта сделали такое объяснение маловероятным. Высококачественные его фотографии, полученные с помощью крупных телескопов, показали, что он не содержит такой волокнистой структуры, которая типична для остатков Сверхновых, а наблюдаемая сильная концентрация в нем яркости к центру очень характерна для эллиптических галактик. Наконец, С. ван ден Берг нашел, что спектр излучения объекта полностью аналогичен спектру шаровых скоплений, обедненных тяжелыми элементами, что, как мы знаем, можно ожидать, если перед нами dE-галактика.
Хотя скорость движения этой dE-галактики относительно Солнца близка к нулю, скорость относительно центра нашей Галактики, учитывая орбитальное движение Солнца, примерно равна 200 км/с. По закону Хаббла это соответствует расстоянию, всего в несколько раз большему, чем до Туманности Андромеды. Правда, для галактик с такими незначительными скоростями расстояние определяется из закона Хаббла ненадежно. Его можно было бы уточнить, если бы в галактике наблюдались отдельные звезды, но, увы, тех обнаружить не удалось, несмотря на специально предпринятые поиски.
Низкая скорость движения объекта ЗС 276 определенно показывает, что он не может быть очень далеким. Выходит, что это близкая карликовая звездная система. Однако если даже расстояние до нее составляет 2- 3 Мпк, то перед нами не просто карликовая эллиптическая галактика, а объект уникальный по своей низкой светимости, которая составляет всего 3-10 7 Lc . Среди известных dE-галактик нет ни одной, светимость которой была хотя бы близкой к этому значению. Рекордным оказался и радиус - лишь 150-200 пк. И отсюда совсем непонятно, как столь крохотная галактика может обладать активным ядром и не уступать по мощности радиоизлучения такой гигантской галактике, как Туманность Андромеды.
Что же за взрыв привел к выбросу радиоизлучающих облаков, которые, судя по распределению радиоизлучения, занимают сейчас объем, во много раз превышающий объем самого загадочного объекта?
Познакомившись с карликовыми эллиптическими галактиками, перейдем теперь к галактикам, очень похожим на них по звездному составу, но значительно менее понятным по своей природе.
Карликовая галактика - небольшая , состоящая из нескольких миллиардов (что очень мало по сравнению, например, с нашей галактикой, насчитывающей около 200-400 миллиардов звёзд). К карликовым относят галактики со светимостью меньше 10 9 L ☉ (примерно в 100 раз меньше светимости ), что примерно соответствует −16 m абсолютной звёздной величине. Большое Магелланово Облако, включающее 30 млрд звёзд, иногда классифицируется как карликовая галактика, в то время как другие рассматривают её как полноценную галактику, движущуюся вокруг Млечного Пути.
Очень сильно разнятся карликовые галактики по поверхностной яркости. Если обычные галактики имеют среднюю поверхностную яркость примерно равную яркости ночного неба, то карликовые галактики отличаются друг от друга по своей поверхностной яркости более чем на 10 m .
Открытие карликовых галактик
Если не считать галактики-спутники Туманности Андромеды M 32 и NGC 205, которые занимают пограничное положение между карликовыми и нормальными галактиками, первые карликовые галактики были обнаружены Х. Шепли в конце 1930-х годов, при проведении обзора неба в окрестности Южного полюса мира для статистического исследования галактик на обсерватории Гарвардского университета в Южной Африке. Сначала Шепли обнаружил неизвестное ранее скопление звезд в созвездии Скульптор, содержащее около 10 тыс. звезд 18-19,5 m . Вскоре было обнаружено подобное скопление в созвездии Печь. После того, как для исследования этих скоплений задействовали 2,5 м телескоп обсерватории Маунт-Вилсон, в них удалось найти цефеиды и определить расстояния. Оказалось, что оба неизвестных скопления расположены вне пределов нашей галактики, то есть представляют собой новый тип галактик низкой поверхностной яркости.
Открытия карликовых галактик стали массовыми после того как в 1950-х годах был выполнен паломарский обзор неба с помощью 120-сантиметр камеры Шмидта на обсерватории Маунт-Паломар. Оказалось, что карликовые галактики - это самые распространённые галактики во .
Местные карлики
В Местной группе находится очень много карликовых галактик: это маленькие галактики, часто вращающиеся по орбите вокруг крупных галактик, таких как Млечный Путь, Андромеда и Галактика Треугольника. Обнаружено 14 карликовых галактик, вращающихся вокруг нашей Галактики. Не исключено, что шаровое скопление Омега Центавра - это ядро захваченной в прошлом карликовой галактики.
Морфология
Существует несколько основных типов карликовых галактик:
- Карликовая эллиптическая галактика (dE
) - похожа на
- Карликовая сфероидальная галактика (dSph ) - подтип dE , отличающийся особенно низкой поверхностной яркостью
- Карликовая неправильная галактика (dIr ) - подобна , имеет клочковатую структуру
- Карликовая голубая компактная галактика (dBCG или BCD ) - имеет признаки активного звездообразования
- Ультракомпактные карликовые галактики (UCD ) - класс очень компактных галактик, содержащих порядка 10 8 звёзд при характерном поперечном размере около 50 пк. Предположительно, эти галактики являются плотными остатками (ядрами) карликовых эллиптических галактик, пролетевших сквозь центральные части богатых . Ультракомпактные галактики были обнаружены в скоплениях галактик в Деве, Печи, Волосах Вероники, Абель 1689 и др.
- Карликовая спиральная галактика - аналог , но, в отличие от нормальных галактик, встречается чрезвычайно редко
Галактики-хоббиты
Недавно придуманный термин Галактики-хоббиты было решено использовать для обозначения галактик, которые меньше и тусклее чем карликовые галактики.
Проблема нехватки карликовых галактик
Проблема дефицита карликовых галактик (также известная как “проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников”). Суть её в том, что число карликовых галактик (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур и общей космологии.
Есть два возможных решения этой проблемы:
- карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик;
- карликовые галактики просто не видны, так как их тёмная материя не в состоянии привлечь достаточное количество барионной материи, чтобы они стали видимыми.
Второе решение частично подтверждается недавним (2007 год) открытием обсерваторией Кека восьми ультра-тусклых карликовых галактик (галактик-хоббитов) – спутников Млечного пути. Шесть из них на 99.9% состоят из темной материи (соотношение “массы к свету” составляет около 1000).
Подробное исследование таких галактик и особенно относительных скоростей отдельных звезд в них, позволила астрономам предположить, что мощное ультрафиолетовое излучение гигантских молодых звезд в своё время “выдуло” из таких галактик большую часть (поэтому там мало звезд), но оставило тёмную материю, которая именно поэтому сейчас преобладает. Некоторые из подобных тусклых карликовых галактик с подавляющим преобладанием тёмной материи астрономы предлагают искать непрямыми наблюдениями: по “кильватерному следу” в межгалактическом газе, т.е. по притяжению струй газа к этой “невидимой” галактике.
На изображении показана Карликовая галактика в созвездии Скульптор (Sculptor Dwarf Galaxy). Снимок был получен прибором Wide Field Imager, который установлен на 2.2-метровом телескопе MPG/ESO Европейской южной обсерватории в Ла-Силья. Эта галактика является одним из соседей нашего Млечного Пути. Но, несмотря на такое близкое расположение друг к другу, у этих двух галактик совершенно различные история возникновения и эволюции, можно сказать, что их характеры совершенно разные. Карликовая галактика в Скульпторе намного меньше и старее Млечного Пути, из-за чего она стала очень ценным объектом для изучения тех процессов, которые приводили к рождению новых звёзд и других галактик в ранней Вселенной. Однако, из-за того, что она излучает очень мало света, её изучение сильно затруднено.
Карликовая галактика в созвездии Скульптор относится к подклассу карликовых сфероидальных галактик и является одной из четырнадцати галактик-спутников, которые вращаются вокруг Млечного Пути. Все они расположены близко друг к другу в области гало нашей Галактики, которая представляет собой сферическую область, простирающуюся далеко за границами спиральных рукавов. Как следует из названия, эта карликовая галактика расположилась в созвездии Скульптора и лежит на расстоянии 280000 световых лет от Земли. Несмотря на её близость, она была обнаружена только в 1937 году с появлением новых мощных приборов, поскольку звёзды её составляющие очень слабы и кажется , будто они разбросаны по всему небу. Также не стоит путать эту галактику и NGC 253, которая расположилась в том же созвездии Скульптор, но выглядит намного ярче и является спиральной с перемычкой.
Карликовая галактика в созвездии Скульптор. Источник: ESO
Информация о снимке
Информация о снимке
Несмотря на всю трудность своего обнаружения, эта карликовая галактика была среди первых слабых карликовых объектов, обнаруженных в области вокруг Млечного Пути. Её странная форма заставляет задумываться астрономов с момента открытия и до сегодняшнего дня. Но в наше время астрономы уже привыкли к сфероидальным галактикам и поняли, что такие объекты позволяют заглянуть далеко в прошлое Вселенной.
Считается, что Млечный Путь, впрочем, как и все большие галактики, сформировался в результате слияния с меньшими объектами в течение первых лет существования Вселенной. И если некоторые из этих малых галактик всё ещё существуют в наши дни, то они должны содержать в себе много чрезвычайно старых звёзд. Именно поэтому Карликовая галактика в созвездии Скульптор отвечает всем требованиям, которые предъявляются к первородным галактикам. Как раз эти древние звёзды и можно наблюдать на данном изображении.
Астрономы научились определять возраст зв ёзд в галактике по характерным подписям, которые присутствуют в их световом потоке. Это излучение несёт в себе очень мало признаков наличия в этих объектах тяжёлых химических элементов. Дело в том, что такие химические соединения имеют тенденцию накапливаться в галактиках при смене поколений звёзд. Таким образом, малые концентрации тяжёлых молекул указывают на то, что средний возраст зв ёзд в этой сфероидальной галактике достаточно высокий.
Область неба вокруг карликовой галактики в созвездии Скульптор.