A törpegalaxisok kicsik, de lenyűgözőek. Csillagok – a galaxis törpéi (8 kép)

Lehet, hogy a törpegalaxisok nagyon kicsik, de olyan fenomenális erejük van, amely új csillagokat szülhet. A Hubble Űrteleszkóp új megfigyelései azt mutatják, hogy a törpegalaxisok csillagkeletkezése nagyobb szerepet játszik a korai univerzumban, mint azt jelenleg gondolják.

És bár a galaxisok az univerzumban még mindig alkotnak új csillagokat, legtöbbjük két-hat milliárd évvel az Ősrobbanás után jött létre. Az univerzum történetének korai korszakának tanulmányozása kulcsfontosságú, ha meg akarjuk érteni, hogyan jelentek meg az első csillagok, és hogyan nőttek és fejlődtek az első galaxisok.

Ezen a képen az égbolt egy foltja látható, amelyen törpegalaxisok láthatók, amelyek csillagkeletkezési kitöréseket tapasztalnak. A kép a GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) program részeként készült, és csak egy képkockát mutat a teljes felmérésből. Forrás: NASA, ESA, a GOODS Team és M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

A Hubble Wide Field Camera 3 (WFC3) segítségével végzett új tanulmány lehetővé tette a csillagászok számára, hogy előrelépést tegyenek a korszak megértésében azáltal, hogy megvizsgálják a korai univerzum különböző típusú törpegalaxisait, és különösen azokat, amelyek nyilvánvaló csillagkeletkezési folyamatokkal rendelkeznek. Az ilyen galaxisokat általában csillagkitörésnek nevezik. Az ilyen objektumokban az új csillagok sokkal gyorsabban keletkeznek, mint más galaxisokban. A korábbi tanulmányok elsősorban a közepes és nagy tömegű galaxisokra összpontosítottak, és nem vették figyelembe az aktív korszakban létező törpegalaxisok hatalmas számát. De a hiba itt nem annyira a tudósokban van, akik nem akarták feltárni a törpegalaxisokat. Ennek nagy valószínűséggel az az oka, hogy nem látjuk ezeket a kis tárgyakat, mivel nagyon messze vannak tőlünk. Egészen a közelmúltig a csillagászok megfigyelhették a kis galaxisokat rövidebb távolságból, vagy a nagy galaxisokat nagyobb távolságból.

Mostanra azonban, a grizm segítségével, a csillagászok képesek voltak a távoli univerzum kis tömegű törpegalaxisaiba pillantani, és figyelembe vették csillagkeletkezési kitöréseik hozzájárulását, közelítve az információt az akkor létező kis galaxisok lehetséges számához. A grizma egy objektív prizma, egy prizma és egy diffrakciós rács kombinációja, amely a fényt a spektrum eltolódása nélkül engedi át. A névben szereplő „G” betű a rácsból származik.

„Mindig is azt feltételeztük, hogy a csillagkitörések törpegalaxisai jelentős hatással lesznek az új csillagok kialakulására a fiatal univerzumban, de most először tudtuk megmérni a tényleges hatásukat. És úgy tűnik, jelentős, ha nem kulcsszerepet játszottak.” – Hakim Atek, a Svájci Műszaki Egyetem munkatársa.

„Ezek a galaxisok olyan gyorsan alkotnak csillagokat, hogy mindössze 150 millió év alatt megduplázhatják teljes csillagtömegüket. Összehasonlításképpen, a hétköznapi galaxisok csillagtömege átlagosan 1-3 milliárd évente megduplázódik” – teszi hozzá Jean-Paul Kneib társszerző.

Galaxisok képe grizm módban a Hubble-ra telepített és ebben a spektroszkópiai módban működő Wide Field Camera 3 példáján. A kiterjesztett szivárványvonalak nem mások, mint az objektívbe fogott galaxisok, de grizmus módban szivárványspektrumként jelennek meg. Ennek köszönhetően a tudósok képesek felmérni az űrobjektumok kémiai összetételét.

A tudósok tanulmánya megmutatja, hogy valójában mennyire elterjedt ez a csillagtípus galaxisunkban, és milyen aktívan vesznek részt új csillagok kialakulásában.

A számok ezt mutatják 2 -3 más osztályok sztárjai legalább 1 barna törpe.

Az ilyen típusú űrobjektumok egyértelműen kitűnnek a többi közül.

Túl nagyok és melegek (in 15 -80 szor nagyobb tömegű, mint a mi Jupiterünk), így bolygók közé sorolhatók, ugyanakkor túl kicsik ahhoz, hogy teljes értékű csillagok lehessenek – nincs elég tömegük a stabil hidrogénfúzió fenntartásához a magban.

A barna törpék azonban kezdetben ugyanúgy keletkeznek, mint a normál csillagok, ezért gyakran nevezik őket bukott csillagoknak.

Bővebben 2013 évben a csillagászok gyanakodni kezdtek, hogy a barna törpék meglehetősen gyakoriak galaxisunkban, kiszámítva a hozzávetőleges számukat a régióban. 70 milliárd

Azonban az Országos Csillagászati ​​Konferencián bemutatott új adatok M eeting, amelyet nemrégiben tartottak a Hull-i Angol Egyetemen, azt mondják, hogy kb 100 milliárd

Figyelembe véve, hogy az egész Tejútrendszer durva becslések szerint akár 400 több milliárd csillag, a barna törpék száma lenyűgöző és kiábrándító.

Az eredmények tisztázása érdekében a csillagászok több mint ezer barna törpével végeztek vizsgálatot, amelyek legfeljebb 500 méter sugarú körben helyezkedtek el. 1500 fényévek. Mivel az ebbe az osztályba tartozó csillagok nagyon halványak, nagyobb távolságból való megfigyelésük rendkívül nehéznek, ha nem lehetetlennek tűnik.

Az általunk ismert barna törpék többségét olyan régiókban találták meg, ahol új csillagok képződnek, amelyeket halmazoknak neveznek.

Az egyik ilyen klaszter az NG objektum C133 , amely majdnem annyi barna törpét tartalmaz, mint a közönséges csillagok.

Ez elég furcsának tűnt Alex Scholznak a St Andrews Egyetemről és kollégájának, Koralka Muzicnak a Lisszaboni Egyetemről. A változó sűrűségű csillaghalmazokban született barna törpék gyakoriságának részletesebb megértése érdekében a kutatók úgy döntöttek, hogy távolabbi törpéket keresnek a sűrűbb R csillaghalmazban. C W 38 .

Egy távoli klaszter megtekintésére, amely kb 5000 fényévnyire a csillagászok az NA kamerát használták C O adaptív optikával az Európai Déli Obszervatórium nagyon nagy teleszkópjára szerelve.

A korábbi megfigyelésekhez hasonlóan a tudósok ezúttal is felfedezték, hogy ebben a halmazban a barna törpék száma csaknem a fele a benne lévő csillagok számának, ami viszont arra utal, hogy a barna törpék születési gyakorisága egyáltalán nem függ. magán a csillaghalmazok összetételén.

„...Nagyszámú barna törpét fedeztünk fel ezekben a klaszterekben. Kiderült, hogy a halmaz típusától függetlenül ez a csillagosztály meglehetősen gyakran megtalálható. És mivel a barna törpék más csillagokkal együtt alakulnak ki halmazokban, arra a következtetésre juthatunk, hogy valóban sok van belőlük a galaxisunkban..."

- kommentálja Scholz.

Ez egy szám lehet 100 milliárd Azonban még több is lehet belőlük.

Emlékezzünk arra, hogy a barna törpék nagyon halvány csillagtárgyak, így még halványabb képviselőik egyszerűen nem kerülhettek a csillagászok látóterébe.

E cikk írásakor Scholz legújabb kutatásának eredményei külső tudósok kritikai áttekintésére vártak, de az első észrevételeket a Gizmodóhoz John Omira, a Saint Miguel College csillagászától érkezett, aki nem vett részt a munkában. de úgy véli, hogy a benne szereplő számadatok igazak lehetnek.

„...A számhoz jönnek 100 milliárdokat, ehhez sok feltételezéssel élve. Valójában azonban a csillaghalmazban lévő barna törpék számára vonatkozó következtetés az úgynevezett kezdeti tömegfüggvényen alapul, amely leírja a csillagok tömegének eloszlását a halmazban. Ha ismeri ezt a függvényt, és tudja, hogy a galaxis milyen gyakorisággal alkot csillagokat, akkor kiszámíthatja egy bizonyos típusú csillagok számát. Ezért, ha kihagyunk néhány feltevést, akkor az ábra in 100 a milliárdok valóban valósnak tűnnek..."

- kommentálta Omira.

A barna törpék számának összehasonlításával két különböző halmazban – az egyikben sűrű, a másikban kevésbé sűrű a csillagok eloszlása ​​– a kutatók kimutatták, hogy a csillagok megjelenési környezete nem mindig a kulcsfontosságú tényező, amely szabályozza ennek előfordulási gyakoriságát. csillag objektum típusa.

"A barna törpék kialakulása a csillagkeletkezés általános és általános része.", mondja Omira.

Abel Mendez professzor, a Planetary Habitability Laboratory munkatársa L aboratory, egy másik csillagász, aki szintén nem vett részt a tárgyalt tanulmányban, azt mondja, hogy az új munkában szereplő számok valóban értelmet kaphatnak, különös tekintettel arra, hogy galaxisunk lényegesen több kompakt csillagobjektumot tartalmaz, mint a nagyobbak.

„...A kis vörös törpék például sokkal gyakoribbak, mint az összes többi csillagtípus. Ezért azt javaslom, hogy az új számok még az alsó határt is inkább..."

mondja Mendez.

A barna törpék szapora természetének természetesen van egy árnyoldala is. A sikertelen csillagok nagy száma a lakhatósági potenciál csökkenését is jelenti.

Mendez szerint a barna törpék nem elég stabilak ahhoz, hogy fenntartsák a lakható zónának nevezett környezetet. Ráadásul nem minden csillagász szereti magát a kifejezést „Elbukott sztárok”.

„...A barna törpéket személy szerint inkább nem nevezem „bukott sztároknak”, hiszen szerintem egyszerűen nem érdemlik meg a sztár címet...”

- kommentálja Jacqueline Faherty, az Amerikai Természettudományi Múzeum asztrofizikusa.

„... Inkább „elnőtt bolygóknak”, vagy egyszerűen csak „szuperbolygóknak” nevezném őket, hiszen tömegük szempontjából mégis közelebb állnak ezekhez a csillagászati ​​objektumokhoz, mint a csillagokhoz...”

- mondja a tudós.

A viszonylag fényes és masszív világítótesteket szabad szemmel is elég könnyű látni, de sokkal több törpecsillag van a Galaxisban, amelyek csak erős távcsöveken keresztül láthatók, még akkor is, ha a Naprendszer közelében helyezkednek el. Vannak köztük szerény, hosszú életű vörös törpék, barna törpék, amelyek nem érték el a teljes csillagállást, és nyugdíjas fehér törpék, amelyek fokozatosan feketévé válnak.

Egy csillag sorsa teljes mértékben a méretétől, pontosabban a tömegétől függ. A csillag tömegének jobb elképzeléséhez a következő példát adhatjuk. Ha az egyik skálára 333 ezer földi gömböt teszel, a másikra a Napot, akkor ezek kiegyenlítik egymást. A csillagok világában a Napunk átlagos. 100-szor kisebb tömegű, mint a legnagyobb csillagok és 20-szor nagyobb, mint a legkönnyebb. Úgy tűnik, hogy a tartomány kicsi: körülbelül ugyanaz, mint a bálnától (15 tonna) a macskáig (4 kilogramm). De a csillagok nem emlősök, fizikai tulajdonságaik sokkal erősebben függnek a tömegtől. Hasonlítsa össze a hőmérsékletet: egy bálna és egy macska esetében majdnem ugyanaz, de a csillagok esetében tízszeres: a törpék 2000 Kelvintől a hatalmas csillagok 50 000-ig. Még erősebb - sugárzásuk ereje milliárdszor különbözik. Emiatt könnyen észreveszünk az égen a távoli óriáscsillagokat, de törpéket még a Nap közelében sem látunk.

Ám amikor gondos számításokat végeztek, kiderült, hogy az óriások és törpék elterjedtsége a galaxisban nagyon hasonló a földi bálnák és macskák helyzetéhez. A bioszférában van egy szabály: minél kisebb a szervezet, annál több egyede van a természetben. Kiderült, hogy ez a sztárokra is igaz, de a hasonlatot nem olyan könnyű megmagyarázni. Az élő természetben táplálékláncok működnek: a nagyok megeszik a kicsiket. Ha több róka lenne az erdőben, mint nyúl, mit ennének ezek a rókák? A sztárok azonban általában nem eszik meg egymást. Akkor miért van kevesebb óriáscsillag, mint törpe? A csillagászok már tudják a válasz felét erre a kérdésre. A helyzet az, hogy egy hatalmas csillag élettartama több ezer raddal rövidebb, mint egy törpecsillagoké. Ahhoz, hogy testüket megóvják a gravitációs összeomlástól, a nehéz csillagoknak magas hőmérsékletre kell felmelegedniük – több száz millió fokos középpontban. A termonukleáris reakciók nagyon intenzíven mennek végbe bennük, ami kolosszális sugárzási teljesítményhez és az „üzemanyag” gyors elégetéséhez vezet. Egy masszív csillag néhány millió év alatt minden energiáját elpazarolja, míg a takarékos törpék lassan parázsolva több tízmilliárd évre meghosszabbítják termonukleáris korukat. Tehát nem számít, hogy mikor született a törpe, még mindig él, mert a Galaxis kora csak körülbelül 13 milliárd év, de a több mint 10 millió évvel ezelőtt született hatalmas csillagok már régen meghaltak.

Ez azonban csak a válasz fele arra a kérdésre, hogy miért olyan ritkák az óriások az űrben. A másik fele pedig az, hogy masszív csillagok sokkal ritkábban születnek, mint a törpék. Minden száz újszülött csillagra, mint a mi Napunk, csak egy csillag jelenik meg, amelynek tömege tízszer nagyobb, mint a Napé. Az asztrofizikusok még nem találták ki ennek az „ökológiai mintának” az okát.

Egészen a közelmúltig nagy lyuk volt a csillagászati ​​objektumok osztályozásában: a legkisebb ismert csillagok 10-szer könnyebbek voltak a Napnál, a legnagyobb tömegű bolygó, a Jupiter pedig 1000-szer könnyebb volt. Vannak köztes objektumok a természetben – nem csillagok vagy bolygók, amelyek tömege 1/1000-től 1/10-ig terjed? Hogyan nézzen ki ez a „hiányzó láncszem”? Kideríthető? Ezek a kérdések már régóta foglalkoztatják a csillagászokat, de a válasz csak az 1990-es évek közepén látott napvilágot, amikor a Naprendszeren kívüli bolygók felkutatására irányuló programok meghozták első gyümölcseiket. Óriásbolygókat fedeztek fel több napszerű csillag körüli pályán, amelyek mindegyike nagyobb tömegű, mint a Jupiter. A csillagok és a bolygók közötti tömegkülönbség csökkenni kezdett. De lehetséges-e az összefüggés, és hol húzzuk meg a határt egy csillag és egy bolygó között?

Egészen a közelmúltig úgy tűnt, hogy ez nagyon egyszerű: a csillag a saját fényével világít, a bolygó pedig a visszavert fénnyel. Ezért a bolygók kategóriájába azok az objektumok tartoznak, amelyek mélyén teljes létezésük során nem ment végbe termonukleáris fúziós reakció. Ha az evolúció egy szakaszában erejük összemérhető volt a fényességükkel (vagyis a termonukleáris reakciók szolgáltak a fő energiaforrásként), akkor egy ilyen tárgyat érdemes csillagnak nevezni. De kiderült, hogy lehetnek köztes objektumok, amelyekben termonukleáris reakciók mennek végbe, de soha nem szolgálnak fő energiaforrásként. 1996-ban fedezték fel őket, de jóval azelőtt barna törpének hívták őket. E furcsa objektumok felfedezését harmincéves kutatás előzte meg, amely egy figyelemre méltó elméleti előrejelzéssel kezdődött.

1963-ban egy fiatal, indiai származású amerikai asztrofizikus, Shiv Kumar a legkisebb tömegű csillagok modelljeit számolta ki, és megállapította, hogy ha egy kozmikus test tömege meghaladja a Nap 7,5%-át, akkor a magjában a hőmérséklet eléri a több millió fokot és a termonukleáris. ott kezdődnek a hidrogén héliummá alakításának reakciói. Kisebb tömegnél a kompresszió leáll, mielőtt a középpontban a hőmérséklet elérné a héliumfúziós reakció bekövetkezéséhez szükséges értéket. Azóta ezt a kritikus tömegértéket „hidrogéngyújtási határértéknek” vagy Kumara határértéknek nevezik. Minél közelebb van egy csillag ehhez a határhoz, annál lassabban mennek végbe benne a magreakciók. Például, ha a Nap tömege 8%-a, egy csillag körülbelül 6 billió évig "parázslik" - ez az Univerzum jelenlegi korának 400-szorosa! Tehát bármilyen korszakban is születtek az ilyen sztárok, mindannyian még gyerekcipőben járnak.

A kevésbé masszív tárgyak életében azonban van egy rövid epizód, amikor egy normál csillagra hasonlítanak. Olyan testekről beszélünk, amelyek tömege a Nap tömegének 1–7%-a, vagyis a Jupiter tömegének 13–75 tömege. A kialakulás időszakában a gravitáció hatására összenyomódnak, felmelegednek, és infravörös, sőt enyhén vörös látható fénnyel világítani kezdenek. Felszíni hőmérsékletük 2500 Kelvinre emelkedhet, mélységükben pedig meghaladhatja az 1 millió Kelvint. Ez elég ahhoz, hogy a hélium termonukleáris fúziós reakciója beinduljon, de nem a közönséges hidrogénből, hanem egy nagyon ritka nehéz izotópból - a deutériumból, és nem a közönséges héliumból, hanem a könnyű hélium-3 izotópból. Mivel a kozmikus anyagban nagyon kevés deutérium van, az egész gyorsan elég, anélkül, hogy jelentős energiakibocsátást biztosítana. Ez ugyanaz, mint egy papírlapot hűsítő tűzbe dobni: azonnal megég, de nem ad hőt. A „halva született” csillag nem tud tovább felmelegedni, az elfajult gáz belső nyomásának hatására megszűnik a kompressziója. Hőforrásoktól megfosztva később csak lehűl, mint egy közönséges bolygó. Ezért ezeket a kudarcot vallott sztárokat csak rövid fiatalságuk idején, melegen lehet észrevenni. Nem arra szánják őket, hogy elérjék a termonukleáris égés stacioner állapotát.

A "halva született" csillagok felfedezése

A fizikusok biztosak: amit a természetvédelmi törvények nem tiltanak, az megengedett. A csillagászok ehhez hozzáteszik; a természet gazdagabb, mint a képzeletünk. Ha Shiv Kumar képes lenne barna törpéket kitalálni, akkor úgy tűnik, hogy a természetnek nem okoz nehézséget létrehozni őket. Három évtizeden át folytatódott e halvány világítótestek eredménytelen keresése. Egyre több kutatót vontak be a munkába. Még a teoretikus Kumar is a teleszkópba kapaszkodott abban a reményben, hogy megtalálja a papíron felfedezett tárgyakat. Az ötlete egyszerű volt: egyetlen barna törpe észlelése nagyon nehéz, hiszen nemcsak a kisugárzását kell kimutatni, hanem azt is be kell bizonyítani, hogy nem egy távoli óriáscsillagról van szó, hideg légkörrel (csillagmérvek szerint) vagy akár galaxisról. porral körülvéve az Univerzum peremén. A csillagászatban a legnehezebb dolog az objektum távolságának meghatározása. Ezért törpéket kell keresnie a normál csillagok közelében, amelyek távolsága már ismert. De a fényes csillag elvakítja a távcsövet, és nem engedi meglátni a halvány törpét. Ezért más törpék közelében kell őket keresni! Például vörösekkel - rendkívül kis tömegű csillagokkal, vagy fehérekkel - normál csillagok hűsítő maradványaival. Az 1980-as években Kumar és más csillagászok kutatásai nem vezettek eredményre. Bár nem egyszer érkeztek jelentések barna törpék felfedezéséről, a részletes kutatások minden alkalommal kimutatták, hogy ezek kis csillagok. A keresés ötlete azonban helyes volt, és egy évtizeddel később bevált.

Az 1990-es években a csillagászok új érzékeny sugárzásérzékelőkkel rendelkeztek – CCD-mátrixokkal és nagyméretű, akár 10 méter átmérőjű, adaptív optikával ellátott teleszkópokkal, amelyek kompenzálják a légkör okozta torzulásokat, és lehetővé teszik, hogy a Föld felszínéről közel olyan tiszta képeket kapjunk, mint az űrből. Ez azonnal meghozta gyümölcsét: rendkívül halvány vörös törpéket fedeztek fel, amelyek szó szerint a barnákkal határosak.

Az első barna törpét pedig 1995-ben találta meg Rafael Rebolo, a Kanári-szigeteki Asztrofizikai Intézet munkatársa által vezetett csillagászcsoport. La Palma szigetén egy távcső segítségével találtak egy objektumot a Plejádok csillaghalmazban, amelyet a Tenerife szigetén található Pico de Teide vulkánról kölcsönözve Teide Plejádok 1-nek neveztek el. Igaz, némi kétség maradt ennek az objektumnak a természetével kapcsolatban, és miközben spanyol csillagászok bizonyították, hogy valóban egy barna törpe, amerikai kollégáik még ugyanabban az évben bejelentették felfedezésüket. Tadashi Nakajima, a Kaliforniai Műszaki Egyetem munkatársa által vezetett csapat a Palomar Obszervatóriumban lévő teleszkópok segítségével fedezte fel a Földtől 19 fényévnyi távolságra a Hare csillagképben, a nagyon kicsi és hideg Gliese 229 csillag mellett, amely még kisebb és hidegebb műhold Gliese 229B. Felületi hőmérséklete mindössze 1000 K, sugárzási ereje 160 ezerszer kisebb, mint a Napé.

A Gliese 229B nem csillagszerű természetét végül 1997-ben az úgynevezett lítiumteszt igazolta. A normál csillagokban az Univerzum születésének korszakából megmaradt kis mennyiségű lítium gyorsan elég a termonukleáris reakciókban. A barna törpék azonban nem elég forrók ehhez. Amikor a lítiumot felfedezték a Gliese 229B légkörében, ez lett az első "határozott" barna törpe. Majdnem akkora, mint a Jupiter, tömegét a Nap tömegének 3-6%-ára becsülik. Nagyobb tömegű társát, a Gliese 229A-t körülbelül 40 csillagászati ​​egység sugarú pályán keringi (mint a Plútó a Nap körül).

Gyorsan világossá vált, hogy még a legnagyobb teleszkópok sem alkalmasak „elbukott csillagok” keresésére. Az első barna törpéket egy közönséges távcső segítségével fedezték fel az égbolt szisztematikus felmérése során. Például a Hidra csillagképben található Kelu-1 objektumot egy hosszú távú program részeként fedezték fel, amely törpecsillagokat keresett a Nap közelében, és amely a chilei Európai Déli Obszervatóriumban kezdődött még 1987-ben. Maria Teresa Ruiz, a Chilei Egyetem csillagásza az 1 méteres Schmidt-teleszkóp segítségével évek óta rendszeresen fényképezi az égbolt egyes területeit, majd éveken keresztül hasonlítja össze a képeket. Több százezer halvány csillag között keresi azokat, amelyek észrevehetően elmozdultak a többihez képest – ez a közeli világítótestek összetéveszthetetlen jele. Ily módon Maria Ruiz már több tucat fehér törpét fedezett fel, és 1997-ben végre rábukkant egy barnára. Típusát a spektrum határozta meg, amely a lítium és a metán vonalait tartalmazta. Maria Ruiz Kelu-1-nek nevezte el: az egykor Chile középső részén lakott mapucsok nyelvén a „quelu” vöröset jelent. Körülbelül 30 fényévnyire található a Naptól, és nem kapcsolódik egyetlen csillaghoz sem.

Mindezek az 1995-1997-ben végzett felfedezések a csillagászati ​​objektumok egy új osztályának prototípusai lettek, amelyek a csillagok és a bolygók között helyezkedtek el. Ahogy az a csillagászatban lenni szokott, az első felfedezéseket azonnal újabbak követték. Az elmúlt években sok törpét fedeztek fel a 2MASS és a DENIS rutin infravörös égbolt-felmérései során.

Csillagpor

Nem sokkal felfedezésük után a barna törpék arra kényszerítették a csillagászokat, hogy módosítsák a csillagok évtizedekkel ezelőtt megállapított spektrális osztályozását. A csillag optikai spektruma az arca, vagy inkább az útlevele. A vonalak helyzete és intenzitása a spektrumban elsősorban a felszíni hőmérsékletet, valamint egyéb paramétereket jelzik, különösen a kémiai összetételt, a légkörben lévő gázsűrűséget, a mágneses térerősséget stb. Körülbelül 100 évvel ezelőtt a csillagászok kidolgozták a csillagspektrumok osztályozását, a latin ábécé egyes osztálybetűinek kijelölése. Sorrendjüket sokszor felülvizsgálták, átrendezték, eltávolították, betűket egészítettek ki, mígnem kialakult egy általánosan elfogadott séma, amely hosszú évtizedeken át hibátlanul szolgálta a csillagászokat. A hagyományos formában a spektrális osztályok sorrendje így néz ki: O-B-A-F-G-K-M. A csillagok felszíni hőmérséklete az O osztálytól az M osztályig 100 000 K-ről 2000 K-re csökken. Az angol csillagászhallgatók még egy mnemonikus szabályt is kitaláltak a betűk sorrendjének emlékezésére: „Oh! Légy jó lány, csókolj meg! A századfordulón pedig egyszerre két betűvel kellett meghosszabbítani ezt a klasszikus sorozatot. Kiderült, hogy a pornak nagyon fontos szerepe van a rendkívül hideg csillagok és alcsillagok spektrumának kialakulásában.

A legtöbb csillag felszínén a magas hőmérséklet miatt nem létezhetnek molekulák. A leghidegebb M-osztályú csillagok (3000 K alatti hőmérsékletű) azonban spektrumaikban erős titán- és vanádium-oxidok (TiO, VO) abszorpciós sávokat mutatnak. Természetesen ezek a molekuláris vonalak még erősebbek voltak a még hidegebb barna törpékben. Ugyanebben az 1997-ben, a GD 165B barna kísérőt fedezték fel a GD 165 fehér törpe közelében, amelynek felületi hőmérséklete 1900 K, fényereje pedig 0,01% volt. A kutatókat lenyűgözte, hogy más menő csillagokkal ellentétben nincs TiO és VO abszorpciós sávja, ami miatt „furcsa csillag” becenevet kaptak. Más, 2000 K alatti hőmérsékletű barna törpék spektrumai azonosnak bizonyultak. A számítások azt mutatták, hogy a TiO és a VO molekulák a légkörükben szilárd részecskékké – porszemcsékké – kondenzálódnak, és már nem jelennek meg a spektrumban, ahogy az azokra jellemző. gázmolekulák.

Ennek a tulajdonságnak a figyelembe vétele érdekében Davy Kirkpatrick, a Kaliforniai Műszaki Intézet munkatársa a hagyományos spektrális osztályozás kibővítését javasolta a következő évben, hozzáadva az L osztályt a kis tömegű, 1500-2000 K felületi hőmérsékletű infravörös csillagokhoz. A legtöbb L osztályú objektumnak érdemes barna törpék lehetnek, bár a nagyon régi kis tömegű csillagok is lehűlhetnek 2000 K alá.

Az L-törpékről folytatott tanulmányaikat folytatva a csillagászok még egzotikusabb tárgyakat fedeztek fel. Spektrumaik erős víz-, metán- és molekuláris hidrogén-abszorpciós sávokat mutatnak, ezért nevezik őket „metántörpének”. Ennek az osztálynak a prototípusa az első felfedezett barna törpe, a Gliese 229B. 2000-ben James Libert és munkatársai az Arizonai Egyetemről külön csoportként azonosították az 1500-1000 K közötti, sőt valamivel alacsonyabb hőmérsékletű T-törpéket.

A barna törpék sok nehéz és nagyon érdekes kérdést tesznek fel a csillagászoknak. Minél hidegebb egy csillag légköre, annál nehezebb a tanulmányozása mind a megfigyelőknek, mind a teoretikusoknak. A por jelenléte még megnehezíti ezt a feladatot: a részecskék kondenzációja nemcsak a légkörben lévő szabad kémiai elemek összetételét változtatja meg, hanem a hőátadást és a spektrum alakját is befolyásolja. Különösen a porral számoló elméleti modellek üvegházhatást jósoltak a felső légkörben, amit megfigyelések is megerősítenek. Ezenkívül a számítások azt mutatják, hogy a kondenzáció után a porszemek süllyedni kezdenek. Lehetséges, hogy a légkör különböző szintjein sűrű porfelhők képződnek. A barna törpék meteorológiája nem kevésbé változatos lehet, mint az óriásbolygóké. De ha a Jupiter és a Szaturnusz légkörét közelről lehet tanulmányozni, akkor a metánciklonokat és a barna törpék porviharait csak a spektrumaikból kell megfejteni.

A "FÉLVÉR" titkai

A barna törpék eredetével és egyedszámával kapcsolatos kérdések továbbra is nyitottak maradnak. A fiatal csillaghalmazokban, például a Plejádokban található számuk első számításai azt mutatják, hogy a normál csillagokhoz képest a barna törpék össztömege láthatóan nem olyan nagy, hogy a Galaxis teljes rejtett tömegét nekik „tulajdonítsa”. De ezt a következtetést még ellenőrizni kell. A csillagok eredetének általánosan elfogadott elmélete nem ad választ arra a kérdésre, hogyan keletkeznek a barna törpék. Az ilyen kis tömegű objektumok óriásbolygókként alakulhatnak ki csillagkörüli korongokban. De jó néhány barna törpét fedeztek fel, és nehéz elképzelni, hogy mindet születésük után nem sokkal nagyobb tömegű társaik elvesztették. Ráadásul a közelmúltban egy bolygót fedeztek fel az egyik barna törpe körül keringő pályán, ami azt jelenti, hogy nem volt kitéve szomszédai erős gravitációs befolyásának, különben a törpe elvesztette volna.

A barna törpék születésének egy egészen különleges útját vázolták fel nemrégiben két szoros bináris rendszer – LL Andromeda és EF Eridani – tanulmányozása során. Bennük egy masszívabb társ, egy fehér törpe gravitációjával vonja el az anyagot egy kevésbé masszív társtól, az úgynevezett fogadócsillagtól. A számítások azt mutatják, hogy kezdetben ezekben a rendszerekben a donor műholdak közönséges csillagok voltak, de több milliárd év alatt tömegük a határérték alá csökkent, és a termonukleáris reakciók kialudtak bennük. Mostanra ezek tipikus barna törpék.

A donorcsillag hőmérséklete az LL Andromeda rendszerben körülbelül 1300 K, az EF Eridani rendszerben pedig körülbelül 1650 K. Tömegük csak néhány tízszer nagyobb, mint a Jupiter, és metánvonalak láthatók a spektrumon. Még mindig nem tudni, hogy belső szerkezetük és kémiai összetételük mennyire hasonlít az „igazi” barna törpékéhez. Így egy normál kis tömegű csillag anyagának jelentős hányadát elvesztve barna törpévé válhat. A csillagászoknak igazuk volt, amikor azt állították, hogy a természet találékonyabb, mint a képzeletünk. A barna törpék, ezek a „sem csillagok, sem bolygók” már elkezdtek meglepetéseket okozni. Mint a közelmúltban kiderült, hideg természetük ellenére egy részük rádiós, sőt röntgen(!) sugárzás forrása is. Így a jövőben ez az új típusú űrobjektum sok érdekes felfedezést ígér nekünk.

Degenerált csillagok

Jellemzően a csillag kialakulása során gravitációs kompressziója addig tart, amíg a központban a sűrűség és hőmérséklet el nem éri a termonukleáris reakciók kiváltásához szükséges értékeket, majd az atomenergia felszabadulása miatt a gáz nyomása kiegyenlíti a csillagot. saját gravitációs vonzás. A nagy tömegű csillagok hőmérséklete magasabb, és a reakciók viszonylag alacsony anyagsűrűségnél kezdődnek, de minél kisebb a tömeg, annál nagyobb a „gyulladási sűrűség”. Például a Nap közepén a plazma köbcentiméterenként 150 grammra van összenyomva.

Még mindig több százszoros sűrűségnél azonban az anyag a hőmérséklet-emelkedéstől függetlenül ellenáll a nyomásnak, és ennek eredményeként a csillag összenyomódása leáll, mielőtt a termonukleáris reakciók energiakibocsátása jelentőssé válna. A kompresszió leállításának oka egy kvantummechanikai hatás, amit a fizikusok egy degenerált elektrongáz nyomásának neveznek. A tény az, hogy az elektronok olyan részecskék, amelyek engedelmeskednek az úgynevezett „Pauli-elvnek”, amelyet Wolfgang Pauli fizikus állított fel 1925-ben. Ez az elv kimondja, hogy az azonos részecskék, például az elektronok, nem lehetnek egy időben ugyanabban az állapotban. Ez az oka annak, hogy egy atomban az elektronok különböző pályákon mozognak. A csillag belsejében nincsenek atomok: nagy sűrűségben összetörnek, és egyetlen „elektrontenger” van. Számára a Pauli-elv így hangzik: a közelben elhelyezkedő elektronok sebessége nem lehet azonos.

Ha az egyik elektron nyugalomban van, egy másiknak kell mozognia, a harmadiknak pedig még gyorsabban kell mozognia stb. A fizikusok az elektron gáz degenerációjának ezt az állapotát. Még akkor is, ha egy kis csillag az összes termonukleáris tüzelőanyagát elégette, és elvesztette energiaforrását, összenyomódását megállíthatja a degenerált elektrongáz nyomása. Bármennyire is lehűl egy anyag, nagy sűrűségnél az elektronok mozgása nem áll le, ami azt jelenti, hogy az anyag nyomása hőmérséklettől függetlenül ellenáll a kompressziónak: minél nagyobb a sűrűség, annál nagyobb a nyomás.

A Nap tömegével megegyező tömegű haldokló csillag összehúzódása akkor áll meg, amikor körülbelül a Föld méretére, azaz 100-szorosára zsugorodik, és anyagának sűrűsége milliószor nagyobb lesz, mint a víz sűrűsége. Így keletkeznek a fehér törpék. Egy kisebb tömegű csillag kisebb sűrűségnél abbahagyja az összehúzódást, mert gravitációs ereje nem olyan erős. Egy nagyon kicsi meghibásodott csillag elfajulhat, és még azelőtt abbahagyhatja az összehúzódást, hogy a mélységében a hőmérséklet a „termonukleáris gyulladás” küszöbére emelkedne. Egy ilyen testből soha nem lesz igazi sztár.

Bármely csillag egy hatalmas gázgömb, amely héliumból és hidrogénből, valamint nyomokban más kémiai elemekből áll. Rengeteg csillag létezik, és mindegyik különbözik méretben és hőmérsékletben, és néhányuk két vagy több csillagból áll, amelyeket a gravitáció köt össze. A Földről néhány csillag szabad szemmel látható, míg mások csak teleszkópon keresztül láthatók. Azonban még speciális felszereléssel sem lehet minden csillagot úgy nézni, ahogyan szeretné, és még az erős távcsövekben is egyes csillagok nem másnak tűnnek, mint pusztán világító pontok.

Így egy átlagos ember meglehetősen jó látásélességgel, tiszta időben az éjszakai égbolton, körülbelül 3000 csillagot láthat egy földi féltekén, azonban valójában sokkal több van belőlük a galaxisban. Minden csillagot méret, szín, hőmérséklet szerint osztályoznak. Így vannak törpék, óriások és szuperóriások.

A törpecsillagok a következő típusúak:

• sárga törpe. Ez a típus egy kis fősorozatú, G spektrális osztályú csillag. Tömegük 0,8 és 1,2 naptömeg között mozog.
• narancssárga törpe. Ebbe a típusba tartoznak a kis fősorozatú K spektrális osztályú csillagok. Tömegük 0,5-0,8 naptömeg. A sárga törpékkel ellentétben a narancssárga törpék élettartama hosszabb.
• vörös törpe. Ez a típus az M spektrális osztályba tartozó, kicsi és viszonylag hideg fősorozatú csillagokat egyesíti. Különbségeik a többi csillagtól meglehetősen hangsúlyosak. Átmérőjük és tömegük nem több, mint a szoláris átmérő 1/3-a.
• kék törpe Ez a fajta csillag hipotetikus. A kék törpék a vörös törpékből fejlődnek ki, mielőtt az összes hidrogénüket kiégetnék, majd feltehetően fehér törpékké fejlődnek.
• fehér törpe. Ez a már kialakult csillagok típusa. Tömegük nem nagyobb, mint a Chandrasekhar tömege. A fehér törpéknek nincs saját termonukleáris energiaforrásuk. A DA spektrális osztályba tartoznak.
• fekete törpe. Ez a típus egy lehűtött fehér törpe, ami ennek megfelelően nem bocsát ki energiát, pl. ne világítson, vagy nagyon-nagyon gyengén bocsát ki. A fehér törpék evolúciójának utolsó szakaszát jelentik akkréció hiányában. A fekete törpék tömege, akárcsak a fehér törpék, nem haladja meg a Chandrasekhar tömegét.
• barna törpe. Ezek a csillagok csillag alatti objektumok, amelyek tömege 12,57-80,35 Jupiter tömeg, ami viszont 0,012-0,0767 naptömegnek felel meg. A barna törpék abban különböznek a fősorozatú csillagoktól, hogy az a termonukleáris fúziós reakció, amely más csillagokban a hidrogént héliummá alakítja, nem a magjukban játszódik le.
• szubbarna törpék vagy barna szubtörpék. Abszolút hideg képződmények, amelyek tömege a barna törpék határa alatt van. Nagyobb mértékben bolygóknak tekintik őket.

Megjegyzendő tehát, hogy a fehér törpének minősülő csillagok azok a csillagok, amelyek kezdetben kicsik, és fejlődésük utolsó szakaszában vannak. A fehér törpék felfedezésének története a viszonylag friss 1844-re nyúlik vissza. Ekkor történt, hogy Friedrich Bessel német csillagász és matematikus a Szíriusz megfigyelése közben felfedezte a csillag enyhe eltérését a lineáris mozgástól. Ennek eredményeként Friedrich azt javasolta, hogy Siriusnak van egy láthatatlan, hatalmas kísérőcsillaga. Ezt a feltevést 1862-ben Alvan Graham Clark amerikai csillagász és távcsőépítő megerősítette az akkori legnagyobb refraktor beállítása során. A Szíriusz közelében egy halvány csillagot fedeztek fel, amely később a Sirius B nevet kapta. Ezt a csillagot alacsony fényerő jellemzi, és gravitációs tere meglehetősen észrevehetően hat fényes partnerére. Ez viszont megerősíti, hogy ennek a csillagnak nagyon kicsi a sugara és jelentős tömege van.

Mely csillagok törpék

A törpék olyan fejlett csillagok, amelyek tömege nem haladja meg a Chandrasekhar határértéket. A fehér törpe képződése az összes hidrogén elégetésének eredményeként következik be. Amikor a hidrogén kiég, a csillag magja nagy sűrűségűre zsugorodik, miközben a külső rétegek nagymértékben kitágulnak, és általános fényerősség kíséri. Így a csillag először vörös óriássá változik, amely leveti a héját. A héj leválása annak a ténynek köszönhető, hogy a csillag külső rétegei rendkívül gyenge kapcsolatban állnak a központi forró és nagyon sűrű maggal. Ezt követően ez a héj táguló bolygóköddé válik. Érdemes odafigyelni arra, hogy a vörös óriások és a fehér törpék nagyon szoros kapcsolatban állnak egymással.

Minden fehér törpe két spektrális csoportra oszlik. Az első csoportba azok a törpék tartoznak, amelyek a DA „hidrogén” spektrális osztályba tartoznak, amelyben nincsenek hélium spektrumvonalak. Ez a típus a leggyakoribb. A fehér törpe második típusa a DB. Ritkább, és hélium fehér törpének hívják. Az ilyen típusú csillagok spektrumában nem észleltek hidrogénvonalakat.

Iko Iben amerikai csillagász szerint az ilyen típusú fehér törpék teljesen eltérő módon jönnek létre. Ennek oka az a tény, hogy a vörös óriásokban a hélium égése instabil, és időnként réteges héliumfáklyák alakulnak ki. Iko Iben egy olyan mechanizmust is javasolt, amellyel a héliumvillanás fejlődésének különböző szakaszaiban – a csúcson és a felvillanások között – lehullik a héj. Ennek megfelelően kialakulását befolyásolja a membránleválasztó mechanizmus.

A legtöbb galaxist, mint például a Tejútrendszerünket is, több tucat kis műhold veszi körül, amelyek körülöttük keringenek. Ezek a műholdak rendkívül homályosak – közülük csak a legfényesebb és legközelebbieket látták galaxisunk és legközelebbi szomszédja, az Androméda-galaxis környékén. De ezek a törpe műholdgalaxisok nem repülnek kaotikusan: mindegyik megközelítőleg ugyanabban a síkban található, ami számunkra egyenes vonalnak tűnik.

Az egysíkúság váratlannak tűnik. A galaxisfejlődés számítógépes modelljei azt mutatták, hogy az égi szféra minden irányában megközelítőleg ugyanannyi műholdgalaxisnak kell lennie. Ezt a gömbszimmetrikus eloszlást sokáig a sötét anyag létezésének természetes következményének tartották, egy titokzatos anyagnak, amely csak a gravitáció révén lép kölcsönhatásba a közönséges anyaggal. A csillagászok úgy vélik, hogy a sötét anyag uralja az Univerzumot, és kulcsszerepet játszik a galaxisok kialakulásában és a tér tágulásában.

A törpegalaxisok egysíkúságának rejtélye azonban néhány csillagászt, köztük Krupát is kísértett, hogy megkérdőjelezzék, létezik-e egyáltalán sötét anyag. "A sötét anyag hipotézise tarthatatlannak bizonyult" - mondta, megszakítva a jelentésemet -, mert annak előrejelzései, miszerint a műholdaknak gömbszimmetrikusan kell elhelyezkedniük a Tejútrendszer körül, egyenesen ellentmondanak annak, amit megfigyelünk.

Bemutattam a probléma egy másik megközelítését, amely a galaktikus műholdak furcsa elrendezését a Tejútrendszerünknél nagyobb kozmikus sötét anyag struktúrák jelenlétével próbálja megmagyarázni. Noha néhány szkeptikus, például Krupa továbbra sincs meggyőződve, a legutóbbi munkám, köztük az enyém is, megmutatja, hogyan magyarázhatja a sötét anyag óriási hálója a műholdas galaxisok egyedi elrendezését az égen.

Hiányzó anyag

A vita középpontjában álló sötét anyag hipotézist először a galaxisok egyéb rejtélyes tulajdonságainak magyarázatára javasolták. Az 1930-as években Fritz Zwicky nagy csillagász a Kóma-halmazt, egy csaknem ezer galaxisból álló óriáscsoportot akarta „lemérni”. Azzal kezdte, hogy megmérte a halmaz galaxisainak mozgási sebességét. Meglepetésére óriási sebességeket fedezett fel – több ezer kilométer per másodpercet –, ami elég gyors ahhoz, hogy széttépje a klasztert. Miért nem tört darabokra? Zwicky azt javasolta, hogy a halmaz valamilyen láthatatlan anyaggal van tele, amely gravitációs erejével tartja össze a galaxisokat. Ezt a hiányzó anyagot később sötét anyagnak nevezték el.

Amióta Zwicky 80 évvel ezelőtt először javasolta javaslatát, a sötét anyag kísértete itt-ott felbukkan az Univerzumban, szinte minden vizsgált galaxisban. A mi sajátunkban – a Tejútrendszerben – a csillagászok a galaxis szélén lévő csillagok mozgásának természete alapján azonosították a létezését. A Kóma-halmaz galaxisaihoz hasonlóan ezek a csillagok is túl gyorsan mozognak ahhoz, hogy minden látható anyag támogassa őket. És úgy tűnik, hogy a Tejútrendszer közelében található egy tucat törpegalaxis gazdagabb sötét anyagban.

A sötét anyag mindenütt jelenléte megerősítette a létezésébe vetett bizalmat. Valójában a legtöbb kozmológus úgy véli, hogy a sötét anyag az összes anyag körülbelül 84%-át teszi ki, és körülbelül öt:1 arányban meghaladja a normál atomokét.

Ez a rengeteg sötét anyag arra utal, hogy úgy tűnik, egyedülálló szerepet játszik az Univerzum evolúciójában. Az evolúció tanulmányozásának egyik módja a számítógépes modellek használata. Az 1970-es évek óta. A számítógépes kozmológia területén dolgozó tudósok számítógépes programok segítségével próbálták modellezni az Univerzum történetét. A technika egyszerű: definiáljon egy képzeletbeli téglalap alakú térfogatot; helyezzünk el képzeletbeli pontrészecskéket egy majdnem tökéletes rács csomópontjaira, amelyek ebben a modellben a sötét anyag csomóit szimulálják; Számítsd ki az egyes részecskék gravitációs vonzását az összes többi részből, és hagyd, hogy a rájuk ható gravitációs térnek megfelelően mozogjanak: kövesd nyomon ezt a folyamatot 13 milliárd éves intervallumban.

Az 1970-es évek óta Az ilyen jellegű stratégiák jelentősen fejlődtek és sokkal összetettebbek lettek, de lényegükben ezt a módszert még ma is alkalmazzák. Negyven évvel ezelőtt a program csak néhány száz részecskével tudott működni. A modern számítógépes modellezési módszerek lehetővé teszik több milliárd részecske viselkedésének kiszámítását a megfigyelhető Univerzum méretét megközelítő térfogatban.

Az Univerzum számítógépes szimulációi hihetetlenül hasznos módszernek bizonyultak az egyes galaxisok tanulmányozásában, de számos kihívást jelentő rejtélyt is felvetettek. A számítógépes modellek például azt mutatják, hogy a Tejútrendszer körüli fényudvart kitöltő sötét anyag külön csomókba vonja a gázt és a port. Ezeknek a csomóknak a gravitáció hatására össze kell omlani, csillagokat és törpegalaxisokat hozva létre. Sötét anyaggal körülvéve több ezer kis galaxisnak kell lennie a Tejútrendszer körül. Az éjszakai égbolt megfigyelésekor azonban csak néhány tucatnyit látunk belőlük. Az észlelésükre tett kísérletek kudarca az 1990-es években vált nyilvánvalóvá, és azóta „hiányzó műhold problémájának” nevezik.

Az évek során a csillagászok számos lehetséges magyarázatot találtak erre a dilemmára. Az első és a legmeggyőzőbb az, hogy nem minden számítógépes modellekben megjelenő műhold felel meg szigorúan a valós műholdgalaxisoknak. Előfordulhat, hogy a sötét anyag legkisebb csomóinak tömege (és gravitációs vonzásuk) nem elegendő ahhoz, hogy gázt fogjon be és csillagokat alkosson. Folytatva ezt a gondolatmenetet, feltételezhető, hogy a megfigyelt műholdgalaxisok csak egy sötét jéghegy látható csúcsai: talán több száz, ha nem több ezer sötét, csillag nélküli műholdgalaxis létezik a közelben. Egyszerűen nem látjuk őket.

Másodszor, még ha a csillagok kis sötét anyagcsomókban is kialakultak, túl homályosak lehetnek ahhoz, hogy távcsöveinkkel láthassuk. Aztán a technológia fejlődésével és a teleszkópok érzékenységének növekedésével a csillagászok új műholdas galaxisokat fedeznek fel. Valójában az elmúlt néhány évben a Tejútrendszer körül keringő ismert műholdas galaxisok száma megkétszereződött.

Ráadásul valószínűleg maga galaxisunk korongja is megakadályoz abban, hogy észrevegyünk néhány műholdat. Ez a korong lényegében egy sűrű, lapos csillaggyűjtemény, olyan fényes, hogy szabad szemmel fehér folyadékcsíknak tűnik (innen ered a „Tejút” elnevezés). Nagyon nehéz észlelni a korong mögött megbúvó műholdakat, olyan nehéz, mint napközben látni a Holdat – a műholdgalaxis halvány fénye belefullad a Tejútrendszer fényébe.

Mindezek az érvek együtt megoldják a hiányzó műholdgalaxisok problémáját, és meggyőzik a legtöbb asztrofizikust. Megmentik a sötét anyag gondolatát azáltal, hogy megvédik a legkomolyabb megfigyelési ellenérvekkel szemben. A műholdgalaxisok furcsa térbeli elrendezése azonban továbbra is zavarja a tudósokat.

Új törpe fenyegetés

Az 1970-es évek végén és az 1980-as évek elején megjelent több cikkében Donald Lynclen-Bell. a Cambridge-i Egyetem asztrofizikusa megjegyezte, hogy a Tejútrendszer körül keringő műholdas galaxisok közül sok úgy tűnik, hogy a vízi síkon található. Hogyan lehet megmagyarázni egy ilyen furcsa képet? 2005-ben Krupa és csapata a Bonni Egyetemen meggyőzte a világot, hogy ez az egysíkú elrendezés nem lehetett véletlen. Azt sugallták, hogy a sötét anyag holdjai egyenletesen oszlanak el a Tejútrendszerben, amint azt a számítógépes szimulációk megjósolták, és e törpék közül csak minden száz elég nagy ahhoz, hogy csillagokat alkosson, és láthatóvá váljon egy távcsőben. Tekintettel ezekre a teljesen ésszerű feltételezésekre, feltették a kérdést: Milyen gyakran találkozhatunk olyan rendszerrel, mint a Tejútrendszer körülötte sorakozó világító holdjaival? A válasz robbanást okozott a kozmológiában: ennek a valószínűsége kisebb, mint egy a millióhoz.

„Ha a sötét anyag irányítaná a galaxisok kialakulását” – érvel Krupa. "akkor a műholdgalaxisok soha nem sorakoznának fel a sík mentén." Az eredmények leírása a cikkben. Krupa felajánlotta a saját megoldását. „Az egyetlen kiút” – írta. - azt sugallni, hogy a Tejútrendszer műholdai nem a sötét anyag aggregációjának eredményeként jöttek létre." Sötét anyag – érvelt. nem létezik.

Jó teoretikusnak lenni. Krupa alternatívát kínált. Úgy véli, hogy a műholdak egy nagy ősgalaxis töredékei, amely egykor a Tejútrendszer közelében repült. Ahogy egy aszteroida feltör, és törmeléket hagy maga után, miközben áthalad a Föld légkörén, úgy lehetséges, hogy a Tejútrendszer holdjai egy nagyobb őstől származó anyagból keletkeztek.

Amikor kinézünk az Univerzumba, Krupa szerint egyes ütköző galaxisok hosszú, csillaganyagból álló hidakat tartalmaznak, amelyeket árapály-karoknak neveznek. Az árapály-karok gyakran tartalmaznak kisméretű műholdgalaxisokat, amelyek a csapdába esett anyagok összenyomódása következtében jöttek létre. Megfelelő körülmények között maga a leválási folyamat okozza a csapdába esett anyag összegyűlését a vízi síkon, hasonlóan a Tejútrendszer műholdjaihoz.

Krupa magyarázata elegáns volt, egyszerű, és ami a legfontosabb, nem vitatott. Gyorsan támadások özönébe került. Például a Tejútrendszer csillagai túl gyorsan mozognak a közönséges anyag számára. Biztosan a sötét anyag tartja össze őket, ahogyan a Tejútrendszer minden részét is. (Valójában a megfigyelések azt mutatják, hogy a Tejútrendszer törpe műholdai a legmagasabb sötétanyag-tartalmú galaxisok az Univerzumban.) A törpegalaxisok kialakulásának árapály-forgatókönyve pedig azt sugallja, hogy nem tartalmaznak sötét anyagot, így nyitva marad a sötét anyag. kérdés, hogy mi akadályozza meg őket abban, hogy szétrepüljenek.

Másodszor, ahogy egy ütközés egy másik autót károsít, a koronggalaxisok ütközései tönkreteszik a korongokat. Szinte mindig a galaktikus ütközés végeredménye egy alaktalan csillaghalmaz. A Tejútrendszer világosan meghatározott szerkezettel és meglehetősen vékony koronggal rendelkezik. Semmi jelét nem látjuk annak, hogy a közelmúltban bármilyen ütközés vagy összeolvadás károsította volna.

Sötét web

A törpegalaxisok szokatlan elrendezésével kapcsolatos rejtvény alternatív megoldása az űr mélységeibe való mélyebbre tekintést igényli. Az 1970-es években megkezdett numerikus modellezési munkák nem könnyen tanulmányozták az egyes galaxisok evolúcióját, de az Univerzum gigantikus térfogatait szimulálták. Ha ezt a legnagyobb léptékben tesszük, azt látjuk, hogy a galaxisok nem véletlenszerűen oszlanak el. Éppen ellenkezőleg, hajlamosak egyesülni egy szigorúan meghatározott szálszerű szerkezetté, amelyet kozmikus hálónak neveznek. A megjósolt szerkezetet világosan felismerhetjük, ha a valódi galaxisok térbeli eloszlási térképeit nézzük.

Ez a kozmikus háló fenséges rétegekből áll, amelyek galaxisok millióival vannak tele, és több száz millió fényéven át húzódnak. Ezeket a rétegeket szivar alakú szálak kötik össze. A filamentumok közötti terekben olyan üregek vannak, amelyekben nincsenek galaxisok. Az olyan nagy galaxisok, mint a miénk, általában a háló azon pontjain helyezkednek el, ahol sok szál metszi egymást.

Az angliai Durham Egyetem végzős hallgatójaként számítógépes modelleket építettem ezekről a sűrű régiókról. Egy nap elhoztam a legfrissebb eredmények kinyomtatását a felettesem, Carlos Frenk irodájába. A modell, amelyen dolgoztam, nyomon követte a Tejútrendszer kialakulását és környékét az Univerzum történetének több mint 13 milliárd évében – Frank néhány másodpercig a számítógépes rajzot bámulta, majd meglegyintett egy papírdarabot, és felkiáltott: „Hagyja a pihenés!" A műholdgalaxisok, amelyeket tanulmányoztok, mindegyik ugyanazon a hihetetlen Krupa-síkon fekszik!" Modellünk nem reprodukálta a korábban készített számítógépes modellek eredményeit - a műholdas galaxisok egyenletes eloszlását a Tejútrendszer halójában. Ehelyett a számítógép vízi-sík műholdak kialakulását jósolta – nagyon közel ahhoz, amit a csillagászok megfigyelnek. Úgy éreztük, hogy modellünk elkezdi megfejteni azt a rejtélyt, hogy a törpe műholdak hogyan tudtak ilyen furcsán elrendezni magukat az űrben.

"Miért nem követi vissza a műholdak fejlődését az időben, hogy megtudja, honnan jöttek?" - javasolta Frank. Megvolt a végeredmény; most eljött az idő az evolúció köztes szakaszainak feltárására.

Amikor visszatekintettünk a szimulációra, azt láttuk, hogy a törpegalaxisok nem a Tejútrendszerrel közvetlenül szomszédos régiókból származnak. Általában egy kicsit távolabb csoportosultak, a kozmikus háló szálain belül. A szálak nagyobb sűrűségű területek, mint a kozmikus üregek. Valószínűleg ezért vonzzák magukhoz a közeli port és gázt, és összegyűjtik a születő galaxisokba.