Карликовая галактика в созвездии скульптор - скромный сосед млечного пути. Карликовые галактики и темная паутина

Исследование учёных показывает, насколько сильно на самом деле распространен этот тип звезд в нашей галактике и какое активное участие они принимают в формировании новых звезд.

Цифры показывают, что на 2 -3 звезды других классов приходится как минимум 1 коричневый карлик.

Данный тип космических объектов явно выделяется на фоне остальных.

Они слишком большие и горячие (в 15 -80 раз массивнее нашего Юпитера), чтобы их можно было классифицировать как планеты, но при этом слишком меленькие, чтобы являться полноценными звездами — у них не хватает массы для поддержания стабильного синтеза водорода в ядре.

Тем не менее коричневые карлики изначально формируются так же, как обычные звезды, поэтому их нередко называют неудавшимися звездами.

Eщё в 2013 году астрономы начали подозревать, что коричневые карлики являются довольно частым явлением для нашей галактики, подсчитав приблизительное их количество в районе 70 миллиардов.

Однако новые данные, представленные на конференции National Astronomy M eeting, проходившей на днях в английском Университете Халла, говорят о том, что подобных космических объектов в нашей галактике может присутствовать около 100 миллиардов.

Если учесть, что весь Млечный Путь может содержать по примерным оценкам до 400 миллиардов звезд, то количество коричневых карликов одновременно впечатляет и разочаровывает.

Для уточнения результатов астрономы провели исследование более тысячи коричневых карликов, расположенных в радиусе не более 1500 световых лет. Так как звезды подобного класса весьма тусклые, наблюдение за ними на более дальних дистанциях представляется крайне сложным, если не сказать невозможным занятием.

Большинство из известных нам коричневых карликов были обнаружены в областях формирования новых звезд, известных как скопления.

Одним из таких скоплений является объект NGC 133 , в котором содержится практически столько же коричневых карликов, сколько и обычных звезд.

Это показалось весьма странным для Алекса Шольца из Сент-Эндрюсского университета и его коллеги Коральки Мужич из Лиссабонского университета. Для более детального понимания частоты появления на свет коричневых карликов внутри звездных скоплений различной плотности исследователи решили поискать более удаленные карлики в более плотном звездном скоплении RC W38 .

Для возможности рассмотреть далекое скопление, расположенное примерно в 5000 световых годах от нас, астрономы использовали камеру NAC O с адаптивной оптикой, установленной на Очень большом телескопе Европейской южной обсерватории.

Как и рамках предыдущих наблюдений, в этот раз учёные тоже обнаружили, что численность коричневых карликов этого скопления составляет практически половину от общего числа находящихся в нем звезд, что, в свою очередь, говорит о том, что частота рождения коричневых карликов совсем не зависит от самого состава звездных скоплений.

« ... Мы обнаружили большое число коричневых карликов в этих скоплениях. Выходит, что независимо от типа скопления, подобный класс звезд встречается довольно часто. А так как коричневые карлики формируются вместе с другими звездами в скоплениях, то можно сделать вывод, что их в нашей галактике действительно очень много... »

— комментирует Шольц.

Речь может идти о цифре в 100 миллиардов. Однако их может быть eщё больше.

Напомним, что коричневые карлики являются весьма тусклыми звездными объектами, поэтому eщё более тусклые их представители могли просто не попасть в поле видимости астрономов.

На момент написания данной статьи результаты последних исследований Шольца ожидали критической проверки сторонними учеными, однако первые комментарии по поводу этих наблюдений порталу Gizmodo дал астроном Джон Омира из Колледжа Сэнт-Мигеля, не принимавший участия в работе, но считающий, что отраженные в ней цифры могут быть верны.

« ... Они приходят к числу 100 миллиардов, делая немало предположений для этого. Но на самом деле вывод о количестве коричневых карликов в звездном скоплении построен на так называемой начальной функции масс, описывающей распределение масс звезд в скоплении. Когда вам известная такая функция и вам известно, с какой частотой галактика формирует звезды, то вы можете высчитать и количество звезд определенного типа. Поэтому если опустить пару допущений, то цифра в 100 миллиардов действительно кажется реальной... »

— прокомментировал Омира.

А сравнив количество коричневых карликов в двух разных скоплениях — с плотным и менее плотным распределением звезд — исследователи показали, что среда, в которой появляются звезды, не всегда является ключевым фактором, регулирующим частоту появления подобного типа звездных объектов.

“Формирование коричневых карликов является универсальной и неотъемлемой частью звездообразования в целом” , — говорит Омира.

Профессор Абель Мендес из Лаборатории по изучению обитаемости планет (Planetary Habitability L aboratory), eщё один астроном, также не принимавший участия в обсуждаемом исследовании, говорит, что цифры в новой работе действительно могут иметь смысл, особенно если учитывать тот факт, что в нашей галактике существенно больше более компактных звездных объектов, нежели более крупных.

« ... Маленькие красные карлики, например, встречаются гораздо чаще всех остальных типов звезд. Поэтому я бы предположил, что новые цифры ─ это скорее даже нижний предел... »

— говорит Мендес.

Есть, конечно, и обратная сторона такой плодовитости коричневых карликов. Большое количество неудавшихся звезд означает и снижение потенциала обитаемости.

Мендес говорит, что коричневые карлики недостаточно стабильны для поддержания среды, которую принято называть обитаемой зоной. К тому же далеко не всем астрономам нравится сам термин “неудавшиеся звезды” .

« ... Лично я предпочитаю не называть коричневые карлики “неудавшимися звездами”, так как, на мой взгляд, они просто не заслуживают звания звезд... »

— комментирует Жаклин Фахерти, астрофизик Американского музея естественной истории.

« ... Я бы назвала их скорее “планетами-переростками”, или просто “сверхпланетами”, так как с точки зрения показателей своих масс они все-таки ближе именно к этим астрономическим объектам, нежели к звездам... »

— говорит учёный.

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

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:

1. карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик;
2. 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.

Относительно яркие и массивные светила довольно просто увидеть невооруженным глазом, но в Галактике куда больше карликовых звезд, которые видны только в мощные телескопы, даже если расположены вблизи от Солнечной системы. Среди них есть как скромные долгожители — красные карлики, так и недотянувшие до полноценного звездного статуса коричневые и отошедшие на покой белые карлики, постепенно превращающиеся в черные.

Судьба звезды целиком зависит от размера, а точнее от массы. Чтобы лучше представить себе массу звезды, можно привести такой пример. Если положить на одну чашу весов 333 тысячи земных шаров, а на другую — Солнце, то они уравновесят друг друга. В мире звезд наше Солнце — середнячок. Оно в 100 раз уступает по массе самым крупным звездам и раз в 20 превосходит самые легкие. Казалось бы, диапазон невелик: приблизительно как от кита (15 тонн) до кота (4 килограмма). Но звезды — не млекопитающие, их физические свойства гораздо сильнее зависят от массы. Сравнить хотя бы температуру: у кита и кота она почти одинаковая, а у звезд различается в десятки раз: от 2000 Кельвинов у карликов до 50 000 у массивных звезд. Еще сильнее — в миллиарды раз различается мощность их излучения. Именно поэтому на небе мы легко замечаем далекие гигантские звезды, а карликов не видим даже в окрестностях Солнца.

Но когда были проведены аккуратные подсчеты, выяснилось, что распространенность гигантов и карликов в Галактике сильно напоминает ситуацию с китами и котами на Земле. В биосфере есть правило: чем мельче организм, тем больше его особей в природе. Оказывается, это справедливо и для звезд, но объяснить эту аналогию не так-то просто. В живой природе действуют пищевые цепи: крупные поедают мелких. Если бы лис в лесу стало больше, чем зайцев, то чем бы питались эти лисы? Однако звезды, как правило, не едят друг друга. Тогда почему же гигантских звезд меньше, чем карликов? Половину ответа на этот вопрос астрономы уже знают. Дело в том, что жизнь массивной звезды в тысячи рад короче, чем карликовой. Чтобы удержать собственное тело от гравитационного коллапса, звездам-тяжеловесам приходится раскаляться до высокой температуры — сотен миллионов градусов в центре. Термоядерные реакции идут в них очень интенсивно, что приводит к колоссальной мощности излучения и быстрому сгоранию «топлива». Массивная звезда растрачивает всю энергию за несколько миллионов лет, а экономные карлики, медленно тлея, растягивают свой термоядерный век на десятки и более миллиардов лет. Так что, когда бы ни родился карлик, он здравствует до сих пор, ведь возраст Галактики всего около 13 миллиардов лет, А вот массивные звезды, появившиеся на свет более 10 миллионов лет назад, давно уже погибли.

Однако это лишь половина ответа на вопрос, почему гиганты встречаются в космосе так редко. А вторая половина состоит в том, что массивные звезды рождаются намного реже, чем карликовые. На сотню новорожденных звезд типа нашего Солнца появляется лишь одна звезда с массой раз в 10 больше, чем у Солнца. Причину этой «экологической закономерности» астрофизики пока не разгадали.

До недавних пор и классификации астрономических объектов зияла большая дыра: самые маленькие известные звезды были раз в 10 легче Солнца, а самая массивная планета — Юпитер — в 1000 раз. Существуют ли в природе промежуточные объекты — не звезды и не планеты с массой от 1/1000 до 1/10 солнечной? Как должно выглядеть это «недостающее звено»? Можно ли его обнаружить? Эти вопросы давно волновали астрономов, но ответ стал намечаться лишь в середине 1990-х годон, когда программы поиска планет за пределами Солнечной системы принесли первые плоды. На орбитах вокруг нескольких солнцеподобных звезд обнаружились планеты-гиганты, причем все они оказались массивнее Юпитера. Промежуток по массе между звездами и планетами стал сокращаться. Но возможна ли смычка, и где пронести границу между звездой и планетой?

Еще недавно казалось, что это совсем просто: звезда светит собственным светом, а планета — отраженным. Поэтому в категорию планет попадают те объекты, в недрах которых за все время существованиям не протекают реакции термоядерного синтеза. Если же на некотором этапе эволюции их мощность была сравнима со светимостью (то есть термоядерные реакции служили главным источником энергии), то такой объект достоин называться звездой. Но оказалось, что могут существовать промежуточные объекты, в которых термоядерные реакции происходят, но никогда не служат основным источником энергии. Их обнаружили в 1996 году, но еще задолго до того они получили название коричневых карликов. Открытию этих странных объектов предшествовал тридцатилетний поиск, начавшийся с замечательного теоретического предсказания.

В 1963 году молодой американский астрофизик индийского происхождения Шив Кумар рассчитал модели самых мало массивных звезд и выяснил, что если масса космического тела превосходит 7,5% солнечной, то температура в его ядре достигает нескольких миллионов градусов и R нем начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При меньшей массе сжатие останавливается раньше, чем температура в центре достигает значения, необходимого для протекания реакции синтеза гелия. С тех пор это критическое значение массы называют «границей возгорания водорода», или пределом Кумара. Чем ближе звезда к этому, пределу, тем медленнее идут в ней ядерные реакции. Например, при массе 8% солнечной звезда будет «тлеть» около 6 триллионов лет — в 400 раз больше современного возраста Вселенной! Так что, в какую бы эпоху ни родились такие звезды, все они еще находятся в младенческом возрасте.

Впрочем и в жизни менее массивных объектов бывает краткий эпизод, когда они напоминают нормальную звезду. Речь идет о телах с массами от 1% до 7% массы Солнца, то есть от 13 до 75 масс Юпитера. В период формирования, сжимаясь под действием гравитации, они разогреваются и начинают светиться инфракрасным и даже чуть-чуть красным — видимым светом. Температура их поверхности может подняться до 2500 Кельвинов, а в недрах превысить 1 миллион кельвинов. Этого хватает, чтобы началась реакция термоядерного синтеза гелия, но только не из обычного водорода, а из очень редкого тяжелого изотопа — дейтерия, и не обычного гелия, а легкого изотопа гелия-3. Поскольку дейтерия в космическом веществе очень мало, весь он быстро сгорает, не давая существенного выхода энергии. Это все равно, что бросить в остывающий костер лист бумаги: сгорит моментально, но тепла не даст. Разогреться сильнее «мертворожденная» звезда не может — ее сжатие останавливается под действием внутреннего давления вырожденного газа. Лишенная источников тепла, она в дальнейшем лишь остывает, как обычная планета. Поэтому заметить эти неудавшиеся звезды можно только в период их недолгой молодости, пока они теплые. Выйти на стационарный режим термоядерного горения им не суждено.

Открытие «мертворожденных» звезд

Физики уверены: что не запрещено законами сохранения, то разрешено. Астрономы добавляют к этому; природа богаче нашего воображения. Если Шив Кумар смог придумать коричневые карлики, то природе, казалось бы, не составит труда их создать. Три десятилетия продолжались безрезультатные поиски этих тусклых светил. В работу включались все новые и новые исследователи. Даже теоретик Кумар прильнул к телескопу в надежде найти объекты, открытые им на бумаге. Его идея была проста: обнаружить одиночный коричневый карлик очень сложно, поскольку нужно не только зафиксировать его излучение, но и доказать, что это не далекая гигантская звезда с холодной (по звездным меркам) атмосферой или даже окруженная пылью галактика на краю Вселенной. Самое трудное в астрономии – определить расстояние до объекта. Поэтому нужно искать карлики рядом с нормальными звездами, расстояния до которых уже известны. Но яркая звезда ослепит телескоп и не позволит раз-глядеть тусклый карлик. Следовательно, искать их надо рядом с другими карликами! Например с красными — звездами предельно малой массы или же белыми — остывающими остатками нормальных звезд. В 1980-х годах поиски Кумара и других астрономов не принесли результата. Хотя не раз появлялись сообщения об открытии коричневых карликов, но детальное исследование каждый раз показывало, что это — маленькие звезды. Однако идея поиска была правильная и спустя десятилетие она сработала.

В 1990-е годы у астрономов появились новые чувствительные приемники излучения — ПЗС-матрицы и крупные телескопы диаметром до 10 метров с адаптивной оптикой, которая компенсирует вносимые атмосферой искажения и позволяет с поверхности Земли получать почти такие же четкие изображения, как из космоса. Это сразу же принесло плоды: были обнаружены предельно тусклые красные карлики, буквально пограничные с коричневыми.

А первого коричневого карлика отыскала в 1995 году группам астрономов под руководством Рафаэля Реболо из Института астрофизики на Канарских островах. С помощью телескопа на острове Ла-Пальма они нашли в звездном скоплении Плеяды объект, который назвали Teide Pleiades 1, позаимствовав название у вулкана Пико-де-Тейде на острове Тенерифе. Правда, некоторые сомнения в природе этого объекта оставались, и пока испанские астрономы доказывали, что это действительно коричневый карлик, в том же году о своем открытии заявили их американские коллеги. Группа под руководством Тадаши Накаджима из Калифорнийского технологического института с помощью телескопов Паломарской обсерватории обнаружила на расстоянии 19 световых лет от Земли в созвездии Зайца, рядом с очень маленькой и холодной звездой Глизе 229, еще более мелкий и холодный ее спутник Глизе 229В. Температура его поверхности — всего 1000 К, а мощность излучения в 160 тысяч раз ниже солнечной.

Незвездная природа Глизе 229В окончательно подтвердилась в 1997 году так называемым литиевым тестом. В нормальных звездах небольшое количество лития, сохранившегося с эпохи рождения Вселенной, быстро сгорает в термоядерных реакциях. Однако коричневые карлики для этого недостаточно горячи. Когда в атмосфере Глизе 229В был обнаружен литий, этот объект стал первым «несомненным» коричневым карликом. По размерам он почти совпадает с Юпитером, а его масса оценивается в 3- 6% массы Солнца. Он обращается вокруг своего более массивного компаньона Глизе 229А по орбите радиусом около 40 астрономических единиц (как Плутон вокруг Солнца).

Очень быстро выяснилось, что для поиска «несостоявшихся звезд» годятся и не самые крупные телескопы. Первых одиночных коричневых карликов открыли на рядовом телескопе в ходе планомерных обзоров неба. Например, объект Kelu-1 в созвездии Гидры обнаружен в рамках долгосрочной программы поиска карликовых звезд в окрестностях Солнца, которая началась на Европейской Южной обсерватории в Чили еще в 1987 году. При помощи 1-метрового телескопа системы Шмидта астроном Чилийского университета Мария Тереза Руиз уже много лет регулярно фотографирует некоторые участки неба, а затем сравнивает снимки, полученные с интервалом в годы. Среди сотен тысяч слабых звезд она ищет те, которые заметно смещаются относительно других — это безошибочный признак близких светил. Таким способом Мария Руиз открыла уже десятки белых карликов, а в 1997 году ей наконец попался коричневый. Его тип определили по спектру, в котором оказались линии лития и метана. Мария Руиз назвала его Kelu-1: на языке народа мапуче, населявшего некогда центральную часть Чили, «келу» означает красный. Он расположен на расстоянии около 30 световых лет от Солнца и не связан ни с одной звездой.

Все эти находки, сделанные в 1995-1997 годах, и стали прототипами нового класса астрономических объектов, который занял место между звездами и планетами. Как это обычно бывает в астрономии, за первыми открытиями сразу последовали новые. В последние годы множество карликов обнаружено в ходе рутинных инфракрасных обзоров неба 2MASS и DENIS.

Звездная пыль

Уже вскоре после открытия бурые карлики заставили астрономов внести коррективы в устоявшуюся десятки лет назад спектральную классификацию звезд. Оптический спектр звезды — это ее лицо, а точнее — паспорт. Положение и интенсивность линий в спектре прежде всего говорят о температуре поверхности, а также о других параметрах, в частности химическом составе, плотности газа в атмосфере, напряженности магнитного поля и т. п. Около 100 лет назад астрономы разработали классификацию звездных спектров, обозначив каждый класс буквой латинского алфавита. Их порядок многократно пересматривали, переставляя, убирая и добавляя буквы, пока не сложилась общепринятая схема, безупречно служившая астрономам многие десятки лет. В традиционном виде последовательность спектральных классов выглядит так: O-B-A-F-G-K-M. Температура поверхности звезд от класса О до класса М убывает со 100 000 до 2000 К. Английские студенты-астрономы даже придумали мнемоническое правило для запоминания порядка следования букв «Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!» И вот на рубеже веков этот классический ряд пришлось удлинить сразу на две буквы. Оказалось, что в формировании спектров экстремально холодных звезд и субзвезд весьма важную роль играет пыль.

На поверхности большинства звезд из-за высокой температуры никакие молекулы существовать не могут. Однако у самых холодных звезд класса М (с температурой ниже 3000 К) в спектрах видны мощные полосы поглощения окисей титана и ванадия (TiO, VO). Естественно, ожидалось, что у еще более холодных коричневых карликов эти молекулярные линии будут еще сильнее. Все в том же 1997 году у белого карлика GD 165 был открыт коричневый компаньон GD 165В, с температурой поверхности 1900 К и светимостью 0,01% солнечной. Он поразил исследователей тем, что в отличие от других холодных звезд не имеет полос поглощения TiO и VO, за что был прозван «странной звездой». Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2000 К. Как показали расчеты, молекулы TiO и VO в их атмосферах конденсируются в твердые частицы — пылинки, и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам газа.

Чтобы учесть эту особенность, Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института уже на следу-ющий год предложил расширить традиционную спектральную классификацию, добавив в нее класс L для мало-массивных инфракрасных звезд, с температурой поверхности 1500-2000 К. Большинство объектов L-класса должны быть коричневыми карликами, хотя очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К.

Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами». Прототипом этого класса считается первый открытый бурый карлик Глизе 229В. В 2000 году Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделили в самостоятельную группу Т-карлики с температурой 1500-1000 К и даже чуть ниже.

Коричневые карлики ставят перед астрономами много сложных и очень интересных вопросов. Чем холоднее атмосфера звезды, тем труднее изучать ее как наблюдателям, так и теоретикам. Присутствие пыли делает эту задачу еще сложнее: конденсация твердых частиц не только изменяет состав свободных химических элементов в атмосфере, но и влияет на теплообмен и форму спектра. В частности, теоретические модели с учетом пыли предсказали парниковый эффект в верхних слоях атмосферы, что подтверждается наблюдениями. Вдобавок расчеты показывают, что после конденсации пылинки начинают тонуть. Возможно, на разных уровнях в атмосфере формируются плотные облака пыли. Метеорология коричневых карликов может оказаться не менее разнообразной, чем у планет-гигантов. Но если атмосферы Юпитера и Сатурна можно изучать вблизи, то расшифровывать метано-вые циклоны и пылевые бури коричневых карликов придется только по их спектрам.

Секреты «ПОЛУКРОВОК»

Вопросы о происхождении и численности коричневых карликов пока остаются открытыми. Первые подсчеты их количества в молодых звездных скоплениях типа Плеяд показывают, что по сравнению с нормальными звездами общая масса коричневых карликов, видимо, не так велика, чтобы «списать» на них всю скрытую массу Галактики. Но этот вывод еще нуждается в проверке. Общепринятая теория происхождения звезд не дает ответа и на вопрос, как образуются коричневые карлики. Объекты столь малой массы могли бы формироваться подобно планетам-гигантам в околознездных дисках. Но обнаружено довольно много одиночных коричневых карликов, и трудно предположить, что все они вскоре после рождения были потеряны своими более массивными компаньонами. К тому же совсем недавно на орбите вокруг одного из коричневых карликов открыли планету, а значит, он не подвергался сильному гравитационному влиянию соседей, иначе карлик бы ее потерял.

Совершенно особый путь рождения коричневых карликов наметился недавно при исследовании двух тесных двойных систем — LL Андромеды и EF Эридана. В них более массивный компаньон, белый карлик, своей гравитацией стягивает вещество с менее массивного спутника, так называемой звезды-до нора. Расчеты показывают, что первоначально в этих системах спутники-доноры были обычными звездами, но за несколько миллиардов лет их масса упала ниже предельного значения и термоядерные реакции в них угасли. Теперь по внешним признакам это типичные коричневые карлики.

Температура звезды-донора в системе LL Андромеды около 1300 К, а в системе EF Эридана — около 1650 К. По массе они лишь в несколько десятков раз превосходят Юпитер, а в их спектрах видны линии метана. Насколько их внутренняя структура и химический состав сходны с аналогичными параметрами «настоящих» коричневых карликов, пока неизвестно. Таким образом, нормальная маломассивная звезда, потеряв значительную долю своего вещества, может стать коричневым карликом. Правы были астрономы, утверждая, что природа изобретательнее нашей фантазии. Коричневые карлики, эти «не звезды и не планеты», уже начали преподносить сюрпризы. Как выяснилось недавно, несмотря на свой холодный характер, некоторые из них являются источниками радио- и даже рентгеновского (!) излучения. Так что в будущем этот новый тип космических объектов обещает нам немало интересных открытий.

Вырожденные звезды

Обычно в период формирования звезды ее гравитационное сжатие продолжается до тех пор, пока плотность и температура в центре не достигнут значений, необходимых для запуска термоядерных реакций, и тогда за счет выделения ядерной энергии давление газа уравновешивает его собственное гравитационное притяжение. У массивных звезд температура выше и реакции начинаются при относительно не-большой плотности вещества, но чем меньше масса, тем выше оказывается «плотность зажигания». Например, в центре Солнца плазма сжата до 150 граммов на кубический сантиметр.

Однако при плотности, еще в сотни раз большей, вещество начинает сопротивляться давлению независимо от роста температуры, и в итоге сжатие звезды прекращается прежде, чем выход энергии в термоядерных реакциях становится значимым. Причиной остановки сжатия служит квантово-механический эффект, который физики называют давлением вырожденного электронного газа. Дело в том, что электроны относятся к тому типу частиц, который подчиняется так называемому «принципу Паули», установленному физиком Вольфгангом Паули в 1925 году. Этот принцип утверждает, что тождественные частицы, например электроны, не могут одновременно находиться в одном и том же состоянии. Именно поэтому в атоме элек-троны движутся по разным орбитам. В недрах звезды нет атомов: при большой плотно-сти они раздавлены и существует единое «электронное море». Для него принцип Паули звучит так: расположенные рядом электроны не могут иметь одинаковые скорости.

Если один электрон покоится, другой должен двигаться, а третий - двигаться еще быстрее, и т. д. Такое состояние электронного газа физики называют вырождением. Даже если небольшая звезда сожгла все термоядерное топливо и лишилась источника энергии, ее сжатие может быть остановлено давлением вырожденного электронного газа. Как бы сильно ни охладилось вещество, при высокой плотности движение электронов не прекратится, а значит, давление вещества будет противостоять сжатию независимо от температуры: чем больше плотность, тем выше давление.

Сжатие умирающей звезды с массой, равной солнечной, остановится, когда она уменьшится примерно до размера Земли, то есть в 100 раз, а плотность ее вещества станет в миллион раз выше плотности воды. Так образуются белые карлики. Звезда меньшей массы прекращает сжатие при меньшей плотности, поскольку сила ее тяготения не так велика. Очень маленькая звезда-неудачник может стать вырожденной и прекратить сжатие еще до того, как в ее недрах температура поднимется до порога «термо-ядерного зажигания». Такому телу никогда не стать настоящей звездой.

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

1. 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 .
2. Засов, А. В. Карликовые галактики (Новое в жизни, науке, технике). - М .: Знание , 1984. - 64 с. - (Космонавтика, астрономия).
3. Shapley, Harlow . Two Stellar Systems of a New Kind // Nature. - 1938. - Т. 142 . - С. 715-716 .
5. Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В.Г. Сурдин . - 2-е изд. - Фрязино: Век 2, 2008. - С. 373. - ISBN 978-5-85099-181-4 .
7. arXiv :astro-ph/0307362 Galaxies and Overmerging: What Does it Take to Destroy a Satellite Galaxy? 21 июля 2003
8. arXiv :astro-ph/0406613 Ultra Compact Dwarf galaxies in Abell 1689: a photometric study with the ACS. 28 июня 2004
9. SPACE.com
11. 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 : .
12. 27 сентября 2007.
13. 17 января 2011.

Отрывок, характеризующий Карликовая галактика

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.