A törpegalaxisok kicsik, de lenyűgözőek.

A törpegalaxis egy kicsi, több milliárdból áll (ami nagyon kicsi a mi galaxisunkhoz képest, amelyben körülbelül 200-400 milliárd csillag van). A törpegalaxisok közé tartoznak a 10 9 L ☉-nál kisebb fényerővel rendelkező galaxisok (körülbelül 100-szor kisebb fényerő), ami megközelítőleg –16 m abszolút magnitúdónak felel meg. A 30 milliárd csillagot tartalmazó Nagy Magellán-felhőt néha törpegalaxisok közé sorolják, míg mások teljes értékű, a Tejútrendszer körül keringő galaxisnak tartják.

A törpegalaxisok felszíni fényereje nagyon eltérő. Ha a közönséges galaxisok átlagos felszíni fényereje megközelítőleg megegyezik az éjszakai égbolt fényesével, akkor a törpegalaxisok felületi fényességükben több mint 10 m-rel különböznek egymástól.

Törpe galaxisok felfedezése

Az Androméda-köd M 32 és NGC 205 műholdgalaxisain kívül, amelyek határhelyzetben vannak a törpe- és a normálgalaxisok között, az első törpegalaxisokat H. Shapley fedezte fel az 1930-as évek végén, miközben az égbolt felmérését végezte. a Déli-sark közelében a dél-afrikai Harvard Egyetem Obszervatóriumának statisztikai galaxiskutatása céljából. Először Shapley felfedezett egy korábban ismeretlen csillaghalmazt a Szobrász csillagképben, amely körülbelül 10 ezer 18-19,5 m hosszú csillagot tartalmaz. Hamarosan egy hasonló halmazt fedeztek fel a Fornax csillagképben. Miután a Mount Wilson Obszervatórium 2,5 méteres távcsövével tanulmányoztam ezeket a halmazokat, sikerült bennük cefeidákat találni és a távolságokat meghatározni. Kiderült, hogy mindkét ismeretlen halmaz galaxisunkon kívül található, vagyis egy új típusú, alacsony felszíni fényességű galaxist képviselnek.

A törpegalaxisok felfedezése azután vált széles körben elterjedtté, hogy az 1950-es években a Palomar Sky Survey-t a Mount Palomar Obszervatórium 120 centiméteres Schmidt kamerájával végezték el. Kiderült, hogy a törpegalaxisok a leggyakoribb galaxisok.

Helyi törpék

A helyi csoportban sok törpegalaxis található: ezek kis galaxisok, amelyek gyakran nagy galaxisok körül keringenek, mint például a Tejútrendszer, az Androméda és a Háromszög-galaxis. 14 törpegalaxist fedeztek fel galaxisunk körül. Lehetséges, hogy az Omega Centauri gömbhalmaz egy múltban befogott törpegalaxis magja.

Morfológia

A törpegalaxisoknak több fő típusa van:

• Törpe elliptikus galaxis ( dE) - hasonló
  • Törpe szferoid galaxis ( dSph) - altípus dE különösen alacsony felületi fényesség jellemzi
• Szabálytalan törpe galaxis ( dir) - hasonló, csomós szerkezetű
• Törpe kék kompakt galaxis ( dBCG vagy BCD) - aktív csillagkeletkezés jelei vannak
• Ultrakompakt törpegalaxisok ( UCD) - nagyon kompakt galaxisok osztálya, amelyek körülbelül 10 8 csillagot tartalmaznak, amelyek karakterisztikus keresztirányú mérete körülbelül 50 db. Feltehetően ezek a galaxisok olyan elliptikus törpegalaxisok sűrű maradványai (magjai), amelyek gazdag galaxisok központi részein repültek át. Ultrakompakt galaxisokat fedeztek fel a Virgo, Fornax, Coma Berenice, Abel 1689 és más galaxishalmazokban.
• A törpe spirálgalaxis analóg, de a normál galaxisokkal ellentétben rendkívül ritka

Hobbit galaxisok

A nemrégiben megalkotott Hobbit-galaxisok kifejezést a törpegalaxisoknál kisebb és halványabb galaxisokra használták.

A törpegalaxisok hiányának problémája

A törpegalaxis hiányprobléma (más néven „hiányzó törpe-műhold galaxis probléma”). Lényege, hogy a szám törpe galaxisok(a közönséges galaxisok számához viszonyítva) egy egész nagyságrenddel kisebb, mint amennyinek a szerkezetek hierarchikus eloszlásán és az általános kozmológián alapuló modellezés szerint kellene lennie.

Ennek a problémának két lehetséges megoldása van:

1. a törpegalaxisokat a nagyobb galaxisok árapály-ereje semmisíti meg;
2. A törpegalaxisok egyszerűen nem láthatók, mert sötét anyaguk nem képes elegendő barion anyagot vonzani ahhoz, hogy láthatóvá tegyék őket.

A második megoldást részben megerősíti a Keck Obszervatórium közelmúltban (2007-ben) nyolc ultrahalvány törpegalaxis (hobbitgalaxis) – a Tejútrendszer műholdjának – felfedezése. Közülük hat 99,9%-ban sötét anyag (a tömeg-fény arány körülbelül 1000).

Az ilyen galaxisok és különösen a bennük lévő egyes csillagok relatív sebességének részletes tanulmányozása lehetővé tette a csillagászoknak, hogy azt sugallják, hogy a fiatal óriáscsillagok erőteljes ultraibolya sugárzása egy időben „kifújta” a legtöbb ilyen galaxist (ezért van ott kevés csillag). , de sötét anyagot hagyott maga után, ezért most érvényesül. A csillagászok azt javasolják, hogy közvetett megfigyelésekkel keressenek néhány ilyen halvány törpegalaxist, amelyekben a sötét anyag túlnyomó többsége van: az intergalaktikus gázban lévő „ébresztéssel”, pl. a gázsugarak vonzása által ehhez a „láthatatlan” galaxishoz.

Bármely csillag egy hatalmas gázgömb, amely héliumból és hidrogénből, valamint nyomokban más kémiai elemekből áll. Nagyon sok csillag létezik, és mindegyik különbözik méretükben és hőmérsékletükben, és némelyikük 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 fognak másnak tűnni, 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 K spektrális osztályba tartozó kis fősorozatú 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 más csillagoktól 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, amelyet később Sirius B-nek neveztek el. Ezt a csillagot alacsony fényerő jellemzi, gravitációs tere pedig elég 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 időszakonként 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 a membránleválasztó mechanizmus befolyásolja.

Egy nemzetközi csillagászcsoport, köztük Igor Karachentsev, az Orosz Tudományos Akadémia Speciális Asztrofizikai Obszervatóriumából, tanulmányozta a KDG215 törpegalaxist, és megállapította, hogy a benne lévő csillagok nagy része az elmúlt milliárd év során keletkezett, míg a legtöbb ismert galaxisban a csillagkeletkezés csúcsa több tízmilliárd évvel ezelőtt következett be. A KDG215 összetételében az egyik „legfiatalabb” galaxis, ami azt jelzi, hogy fejlődési folyamatai nem szokatlanok. A megfelelő cikket közzétételre küldték el Astrophysical Journal Letters, addig is a mű szövege megtalálható a Cornell Egyetem preprint szerverén.

Továbbra sem tisztázottak annak részletei, hogy a galaxisok pontosan hogyan kezdenek el gyorsan és nagy számban csillagokat alkotni. A helyzetet bonyolítja, hogy a galaxisok legintenzívebben „szültek” új csillagokat 10 milliárd évvel ezelőtt, és ma ez a folyamat sokkal lassabb. Különösen nehéz a helyzet a törpegalaxisok esetében, amelyek távol vannak a földi megfigyelőktől, és gyakran meglehetősen homályosak.

A csillagászok a KDG215 törpegalaxist tanulmányozták, amely 4,83 megaparszekusnyira (körülbelül 15,7 millió fényévre) található. Egyrészt viszonylag közel van, és ezért kényelmes a megfigyeléshez, másrészt számos rendkívül szokatlan tulajdonsággal rendelkezik, amelyek lehetővé tették a tudósok számára, hogy szokatlan eredményeket reméljenek tanulmányozása során. A KDG215 rendkívül halvány – ez az egyik leghalványabb galaxis ezen a távolságon, és az új csillagok kialakulásának jelenlegi üteme nulla.

A kutatók a Hubble Űrteleszkóp képeinek archívumával próbálták nyomon követni a csillagkeletkezés evolúcióját ebben a galaxisban. Ennek érdekében elemezték a galaxis emissziós spektrumát, és kiderítették, hány éves a benne lévő csillagok fő populációja. Kiderült, hogy átlagértékei rendkívül alacsonyak: a számítások szerint körülbelül egymilliárd évvel ezelőtt éles megugrás volt a csillagkeletkezésben a galaxisban. A legóvatosabb becslések szerint mindössze 1,25 milliárd évvel ezelőtt a KDG215 összes csillagának 30 százaléka még nem létezett, míg a többi ismert galaxis csillagainak legalább 90 százaléka ugyanebben az időben már létezett. Ráadásul egy kevésbé óvatos becslés szerint 1,25 milliárd évvel ezelőtt a KDG215 galaxis összes csillagának 66 százaléka nem létezett. Ez a csillagpopuláció átlagéletkorát tekintve rendkívül fiatalossá teszi: bár a szerzők párhuzamot vonnak néhány másik törpegalaxissal, az ottani csillagok legalább fele már 4-7 milliárd évvel ezelőtt keletkezett, és nem egyáltalán az elmúlt milliárd évben, ahogy Ez a KDG215 esetében is így lehet.

A kutatók a KDG215 szomszédos galaxisait vizsgálták meg egy hat megaparsec méretű kockában (körülbelül 20 millió fényévnyi távolságra), és megállapították, hogy a Black Eye galaxis (M64) közelébe kerülhetett, legfeljebb néhány milliárd évvel ezelőtt.

Ez egy meglehetősen szokatlan objektum, amely két összeolvadt galaxisból áll, perifériája az egyik irányba forog, a másikban pedig a galaxis közepén lévő gáz- és porkorong. Ahogy a kutatók megjegyzik, az M64-es gázzal való ütközés a KDG215 hidrogénfelhőinek sűrűségének meredek növekedéséhez és ennek megfelelően csillagkeletkezési kitöréshez vezethet. Ennek az objektumnak a további tanulmányozása tisztázhatja a galaxisokban az új csillagok tömegképződési folyamatainak részleteit.

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, valamint barna törpék, amelyek nem érték el a teljes csillagstátuszt, 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 egymást. Akkor miért van kevesebb óriáscsillag, mint törpe? A csillagászok már tudják a válasz felét erre a kérdésre. A tény 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 szolgálták a fő energiaforrást), akkor egy ilyen objektumot csillagnak kell 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 összenyomódva felmelegszenek és infravörös, sőt enyhén vörös látható fénnyel világítani kezdenek. Felszínük hőmérséklete 2500 Kelvinre emelkedhet, mélységükben pedig meghaladhatja az 1 millió Kelvint. Ez elegendő a hélium termonukleáris fúziójának reakciójához, de nem közönséges hidrogénből, hanem egy nagyon ritka nehéz izotópból - deutériumból, és nem 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. A hőforrásoktól megfosztva később csak lehűl, mint egy közönséges bolygó. Ezért ezeket a kudarcos sztárokat csak rövid fiatalságuk alatt, melegen lehet észrevenni. Nem arra szánják őket, hogy elérjék a termonukleáris égés stacioner rendszerét.

A "halva született" csillagok felfedezése

A fizikusok biztosak abban, hogy 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 egy 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 keresési ötlet azonban helyes volt, és egy évtizeddel később bevált.

Az 1990-es években a csillagászok új érzékeny sugárzásérzékelőkkel rendelkeztek – CCD-mátrixokkal és nagyméretű, akár 10 méteres átmérőjű, adaptív optikával ellátott teleszkópokkal, amelyek kompenzálják a légkör okozta torzulásokat, és lehetővé teszik, hogy a Föld felszínéről szinte 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 születésétől megőrződött 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. Szinte 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 és betűket adtak hozzá, 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 1997-ben egy barna kísérőt, a GD 165B-t fedeztek 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 Liebert 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 "FÉL VÉR" 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 tömegesebb társaik elvesztették röviddel születésük után. 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 a közelmúltban 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 a gravitációs összenyomódása 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. egyensúlyba hozza saját gravitációs vonzását. 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 sűrűségnél 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 anyagsűrűsége 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.

Újra gyötör az álmom,

Hogy valahol odakint, az univerzum másik sarkában,

Ugyanaz a kert és ugyanaz a sötétség,

És ugyanazok a csillagok romolhatatlan szépségben.

N. Zabolotsky

Az egyik vagy másik típusú csillagászati ​​(és nem csak csillagászati) objektumok természetének vizsgálata általában több szakaszon megy keresztül. Eleinte nincs egyértelmű megértés, számos, egymást kizáró feltételezés létezik. Ekkor kikristályosodik egy általánosan elfogadott nézőpont, amely lehetővé teszi a megfigyelt kép legalább minőségi magyarázatát alapvető részleteiben. A vizsgált tárgyak megszűnnek értelmezhetetlenek lenni tőlük a korábban ismert tárgyakhoz vagy jelenségekhez kötődő szálak.

És egy idő után kezdődik a harmadik szakasz. Új megfigyelések vagy elméleti számítások azt mutatják, hogy nem minden olyan egyszerű, mint amilyennek látszik. Bár a régi magyarázatok magjában maradhatnak, a vizsgálat tárgyai ismét elgondolkodtatnak attól, hogy nem szívesen illeszkednek egyszerű és világos sémákba. Új ötletekre, új számításokra van szükség. Végül a következő, negyedik szakaszban ismét egységes és összetettebb kép rajzolódik ki, mint korábban. A megértés új, magasabb szintre emelkedett. A jövőben minden újra megismétlődhet - váratlan megfigyelési tények megjelenésével és más elméleti megközelítéssel.

A törpe elliptikus galaxisok (dE galaxisok) tanulmányozása, amelyről ebben a részben lesz szó, most a második szakaszában tart. Az összes törpegalaxis közül ezek a legérthetőbb objektumok számunkra. Nem képviselnek olyan csoportokat, amelyek jellegzetességeikben élesen kiemelkednének, és tulajdonságaik „folytatják” a közönséges elliptikus galaxisok tulajdonságait, extrapolálva az alacsony fényerejű és méretű tartományra.

A hozzánk legközelebb eső dE galaxisok az Androméda-köd négy elliptikus műholdja. Közülük kettő, az M 32 és az NGC 205 galaxisok nagyon közel vannak az óriási spirálgalaxishoz, két halványabb, az NGC 185 és NGC 147 pedig több szögfokkal északra található tőle. Az első kettő fényes foltként jelenik meg az Androméda-köd bármely fényképén, a külső régióira vetítve; Az M 32 galaxis egy kompakt, majdnem kerek képződmény, míg a fényképen látható NGC 205 galaxis elmosódottabb, észrevehetően megnyúlt képet mutat. Abszolút magnitúdójuk közel -16 m, ezért ezek a galaxisok azon a hagyományos határon helyezkednek el, amely elválasztja a törpéket a „normális” galaxisoktól.

A 40-es években W. Baade, aki a világ legnagyobb távcsövén dolgozott, sikerült egyedi csillagokat megörökíteni ezekről a törpegalaxisokról, vagyis ahogy a csillagászok mondják, a galaxisokat csillagokká alakítani, nagy erőfeszítések árán. akkoriban - 2,5 méteres Mount Palomar reflektor. El kell mondanunk, hogy az Androméda-köd műholdait még a legjobb teleszkópok segítségével sem egyszerű feladat csillagokká feloldani.

Hosszú ideig ezeknek a kis galaxisoknak a csillagösszetétele, valamint magának az Androméda-köd központi régiója titokzatos maradt: a legfényesebb csillagok - a kék szuperóriások - jelenléte nem volt észrevehető a fényképeken, bár ezek a csillagok magabiztosak. a közeli Androméda-köd spirális ágaiban figyelték meg.

V. Baade, miután azt a feladatot tűzte ki maga elé, hogy az Androméda-köd központi részét és ellipszis alakú műholdait csillagokká bontsa, komolyan készülni kezdett ennek megvalósítására. Ezekről a tárgyakról ismert volt, hogy vöröses színűek, és azt feltételezte (helyesen), hogy ez a bennük lévő legfényesebb csillagok színe. Ezért W. Baade elhagyta a kék sugarakra reagáló, általában a csillagászati ​​fotózásban használt lemezeket, és az akkoriban elérhető legérzékenyebb fotólemezeket választotta, amelyek narancssárga és piros színeket érzékelnek. Ezek a lemezek azonban lényegesen alacsonyabb érzékenységgel rendelkeztek, mint a „kékek”, és ennek növeléséhez speciális ammóniával történő kezelésre volt szükség a lemezek használat előtt.

De még ezek után sem bizonyult túl nagynak az érzékenység, és ahhoz, hogy remény legyen a „kék” lemezek számára hozzáférhetetlen csillagok megörökítésére, sok órás expozícióra kellett támaszkodni. A helyzet az, hogy a rendkívül érzékeny „kék” lemezeken nem készíthető hosszú távú expozíció: már 1,5 óra elteltével az éjszakai égbolt gyenge fénye sűrű fátyollal borította őket. V. Baade számításai szerint ennek a megközelítésnek lehetővé kellett volna tennie, hogy a „vörös” lemezeken 0,5-ös csillagokat kapjunk. T(1,6-szor) gyengébb, mint a „kékeken”.

Hogyan lehet másként növelni a teleszkóp áthatoló erejét, vagyis a halvány csillagok észlelésének képességét?

A csillagászati ​​megfigyelések sajátosságait ismerő emberek jól tudják, hogy a távcső, mint optikai műszer képességei éjszakánként nagyon eltérőek, még akkor is, ha egyformán tisztaak, és néha ugyanazon az éjszakán. Ennek oka az atmoszféra eltérő állapota, nagy teleszkópok esetében pedig a tükörlencse állapota is, amelynek a visszaverő felülete a tükör különböző részei és a tükör közötti hőmérsékletkülönbségek miatt termikus deformációnak van kitéve. és a levegő környezetét. És csak a közelmúltban tanultak meg nagy tükröket készíteni olyan anyagból, amely gyakorlatilag nincs kitéve a hőtágulásnak.

Ezt követően V. Baade így írt erről: „Nem remélhetnénk sikert, ha egy 2,5 méteres teleszkóp kazettájába egyszerűen behelyeznénk egy „piros” lapot, exponáltuk, előhívnánk és megpróbálnánk látni valamit. Teljesen egyértelmű volt, hogy a csillagok nagyon halványak lesznek, és minden valószínűség szerint rendkívül közel helyezkednek el. Ez egy 2,5 méteres teleszkóp felbontóképességének határán van, és nyilván nagyon oda kell figyelni, hogy a legkisebb esélyt se kockáztassuk.

Ahhoz, hogy a felbontás a lehető legmagasabb legyen, először is csak a legjobb képek készítésekor kellett megfigyeléseket végezni, amikor a csillagok turbulens korongja nagyon kicsi. Másodszor, csak azokon az éjszakákon volt érdemes megfigyelni, amikor a tükör alakja közel volt az ideálishoz, anélkül, hogy az élek „összeesnének”, ami mindig a csillag korongjának növekedéséhez vezet. Harmadszor (és ez volt a fő probléma) tenni kellett valamit azokkal a fókuszváltozásokkal kapcsolatban, amelyek abból fakadtak, hogy a 2,5 méteres távcső tükre régi márkájú üvegből készült. Még amikor az éjszakák ilyen értelemben kielégítőek voltak, 1,5-ről 2 mm-re változott a gyújtótávolság, és voltak olyan éjszakák is, amikor ezek a változások elérték az 5-6 mm-t.”

Ennek eredményeként V. Baade-nek saját módszerét kellett kitalálnia a kép fókuszálás helyességének folyamatos ellenőrzésére, ami lehetővé tette, hogy ne szakítsa meg a többórás expozíciót.

A döntő megfigyelésekre való felkészülés több mint egy évig tartott. Végül 1943 őszén, több éjszakán át, kivételesen jó képminőséggel elkészültek a régóta várt negatívok, amelyeken az Androméda-köd (valamint annak hasonló csillagokból álló központi része) műholdait szórták meg a a csillagok legkisebb pontjai. Így néztek ki a törpe elliptikus galaxisok legfényesebb csillagai közel 700 ezer db távolságból. Azt kell mondani, hogy felfedezésük sikeréhez egy fontos körülmény járult hozzá. Az éjszakák valóban sötétek voltak a csillagvizsgáló fölött, mivel Los Angeles óriásvárosának és nyüzsgő közeli külvárosainak háború okozta áramszünetét még nem szüntették meg.

A csillagászok ekkorra már jól ismerték a legkülönfélébb csillagtípusokat, de a V. Baade által fényképezett csillagok zavarba ejtették a tudóst. Túl fényesek voltak a közönséges vörös csillagokhoz. Furcsának tűnt, hogy a Nap megfigyelt csillagkörzetében szinte nincsenek ilyen csillagok, és a törpe elliptikus galaxisokban ezek adják a fő hozzájárulást a galaxis sugárzásához.

Csak egy idő után vette észre V. Baade, hogy Galaxisunk gömbhalmazai pontosan ugyanazokból a csillagokból állnak. Ezek a halmazok több százezer csillagból álló meglehetősen távoli társulások (közülük a legközelebbi több ezer fényévnyire van tőlünk). Életkoruk meghaladja a 10 milliárd évet, vagyis a csillagvilág igazi emlékei.

A további kutatások megerősítették V. Baade sejtését. A törpe elliptikus galaxisok legfényesebb csillagai, valamint a gömbhalmazok nagy fényerejű vörös óriásoknak bizonyultak - olyan csillagoknak, amelyek nagymértékben felfújták és megváltoztatták belső szerkezetüket, mivel hosszú életük során a fő nukleáris üzemanyag (hidrogén) nagyrészt kimerült a csillagok belsejében. A törpegalaxisok csillagaira jellemző, hogy a csillagok légkörében alacsony a nehéz kémiai elemek tartalma (bár nem olyan alacsony, mint a gömbhalmazokban). A jövőre nézve megjegyezzük, hogy a nehéz elemeknek ez az úgynevezett hiánya minden típusú törpegalaxisra jellemző.

A „normál” elliptikus galaxisok, amelyek fényességük szerint nem minősülnek törpének, szintén régi csillagokból állnak, bár nem olyan erősen kimerültek a nehéz elemekben, mint a törpegalaxisokban. Úgy tűnik, a csillagkeletkezés a „normál” E-galaxisokban gyakorlatilag sok milliárd évvel ezelőtt véget ért. A dE galaxisok története, mint kiderült, eltérő lehet. Ez jól látható az Androméda-köd ugyanazon műholdjainak példáján.

Például az Androméda-köd M 32 műholdjának spektrumának mintázata azzal magyarázható, hogy bár a csillagkeletkezés jelenleg nem látszik a galaxisban, több milliárd évvel ezelőtt létezett ott.

Az Androméda-köd két másik műholdján, az NGC 205-ön és az NGC 185-ön több tucat nagy fényerejű kék ​​csillag látható közvetlenül, régi vörös csillagok szétszóródása között. Csillagászati ​​időskálák szerint az ilyen csillagok most jöttek létre, mivel a nagy energiafogyasztás miatt rövid életűek. Életkoruk valószínűleg nem haladja meg a 100 millió évet, ami nagyon kevés a csillagok számára. A Nap például 50-szer tovább létezik. Következésképpen a csillagképződés még mindig folyamatban van ezekben a galaxisokban.

Természetesen a nagy fényerejű forró csillagok mellett kis tömegű csillagok is kialakulhatnak (sokkal nagyobb számban), de a galaxis fényesebb, de régebbi csillagai között nem találhatók meg. Ezért a csillagkeletkezési központokat csak a kék csillagok helyzete határozza meg, amelyek általában a galaxis kis területein helyezkednek el. Például az NGC 185 galaxisban minden kék csillag egy 300 pc-nél kisebb területet foglal el (a teljes galaxis mérete több tízszer nagyobb).

Jelentős érdeklődésre tart számot az a probléma, hogy néhány dE galaxisban létezik néhány fiatal csillag. Valójában a hatalmas elliptikus galaxisokban a csillagkeletkezés hiánya általában a csillagközi gáz hiányával függ össze, vagyis olyan közeggel, amely erősen összenyomva és lehűtve csillagokat szülhet. Fiatal kék csillagok jelenléte minden esetben csak azokban a galaxisokban észlelhető, ahol a csillagközi közeget figyelik. Mindeddig azonban csak két dE galaxisban sikerült közvetlen megfigyeléssel észlelni hideg csillagközi gázt - az Androméda-köd NGC 205, NGC 185 műholdjaiban (és még itt is rendkívül kicsi - a teljes tömeg körülbelül 0,01%-a) a galaxisról).

Ennek ellenére a közeli dE galaxisok megfigyelései kimutatták, hogy a bennük lévő fiatal csillagok a csillagközi közeghez is kapcsolódnak. Az NGC 205 és NGC 185 galaxisokban, amelyekben „egyenként” fiatal kék csillagokat figyelnek meg, sötét porködök figyelhetők meg, amelyek – amint azt Galaxisunk példájából is tudjuk – viszonylag sűrű és hideg gázterületekkel társulnak. Természetesen kevés van belőle, de a csillagkeletkezés, mondhatni, alig csillog.

Honnan jön ez a gáz?

Kiderült, hogy még ha a galaxist teljesen „megtisztítják” a gázoktól, idővel kis mennyiségben újra megjelenik. Öregedő csillagok juttatják a csillagközi térbe. A közeli galaxisok ilyen folyamatának közvetlen bizonyítéka a bolygóködök megfigyeléseiből származik, amelyek a csillagok által életútjuk bizonyos szakaszában kilökődő gázhéjak táguló héjai. Ilyen ködöket minden közeli dE galaxisban találtak. Idővel a csillagokból kilökődő gáz kitölti az összes csillagközi teret. Aztán a galaxis konkrét fizikai körülményeitől függően vagy elhagyja a galaxist az intergalaktikus térbe, vagy fokozatosan lehűl és összehúzódik, hogy ismét csillagokká alakuljon.

A csillagok által kibocsátott gáz sorsa az elliptikus galaxis tömegétől függ. Az elméleti számítások kimutatták, hogy a csillagközi gáz gyorsabban lehűl és összehúzódik a kis elliptikus galaxisokban. Minőségileg ez azzal magyarázható, hogy a bennük lévő csillagok lassabban mozognak, és az egyes csillagok által kilökődő gáztömegek ütközései nem vezetnek a gáz olyan erős felmelegedéséhez, mint az a nagy galaxisokban várható. Talán ez az oka annak, hogy az elliptikus „normál”, nem törpe galaxisokban rendkívül ritkák a gáznyomok és a fiatal csillagok. De ki tudja, ha valamelyik óriási elliptikus galaxis nem lenne távolabb tőlünk, mint az Androméda-köd, talán találhatnánk benne egyes kék csillagokat?

Bár a törpe elliptikus galaxisok bizonyos esetekben gyenge csillagkeletkezést mutatnak, általában nagyon csendesek és nagyon lassan változó csillagrendszerek. Nem csillagszerű energiaforrásokhoz kapcsolódó aktív folyamatok nem figyelhetők meg bennük - anyagkibocsátás, nem termikus rádiósugárzás, nukleáris tevékenység. És a legtöbb esetben nincs mag a szó szokásos értelmében a dE galaxisokban, bár az NGC 205 és M 32 kellős közepén egy kis csillag alakú objektum („mag”) látható, hasonlóan egy hatalmas gömbhalmazhoz. csillagok. A távolabbi galaxisokban az ilyen képződményeket már nem lehet megfigyelni.

Természetesen a dE galaxisok nem korlátozódnak az Androméda-köd műholdjaira. A törpék közül ezek viszonylag nagy fényerejű galaxisok, ezért több tízmillió fényév távolságban is megfigyelhetők. Sok dE galaxist találtak például a legközelebbi nagy galaxishalmazban a Szűz csillagképben. De a nagyszámú dE galaxis közül csak egy esetben lehet gyanakodni aktív maggal rendelkező objektumra - egyfajta törpe rádiógalaxisra. Érdemes részletesebben is mesélni erről a tárgyról, hogy bemutassuk, milyen nehézségekbe ütközik néha a kutatók a megfigyelt forrás természetének kiderítése során.

A rádiógalaxisok, a természet legerősebb rádióhullám-forrásai, rendszerint óriási elliptikus galaxisok, amelyek aktív magja relativisztikus (azaz a fénysebességhez nagyon közeli sebességű) protonokat és elektronokat bocsát ki. Az ilyen galaxisokat az égbolt azon területeinek fényképeinek tanulmányozásával találják meg, ahol egyik vagy másik rádióforrást észlelnek.

Amikor a 60-as években megállapították, hogy a 3S 276 jelű rádióforrás koordinátái egybeesnek egy kis szögméretű elliptikus galaxis koordinátáival, ez nem okozhatott nagy meglepetést. Valószínűleg egy közönséges rádiógalaxis lehetett, óriási távolságra eltávolítva, és úgy nézett ki, mint egy 15. magnitúdójú objektum. A galaxis spektruma nem volt ismert, de magát a két legteljesebb galaxiskatalógusban - a Vorontsov-Velyaminov és a Zwicky katalógusban - említik. Kiderült, hogy egy enyhén kékes belső régiója meglehetősen nagy felületi fényerővel és egy „pirosabb” héjjal rendelkezik, körülbelül 1 hüvelykes.

Egy „normál” rádiógalaxis így nézhet ki körülbelül 100 Mpc távolságból. Mivel a galaxisok világában jól bevált az a törvény, miszerint minél távolabb van a galaxis, annál nagyobb a sugárirányú sebessége (Hubble-törvény), ezért számítani lehetett arra, hogy sebessége megközelítőleg 6-8 ezer km/ s. Képzeljük el azt a meglepetést, amikor a 3S 276 rádióforrással való azonosítás után röviddel lefényképezett spektruma mindössze 30 km/s sebességet mutatott (ráadásul a spektrum nem tartalmazta a rádiógalaxisokra jellemző várható emissziós vonalakat).

1970-ben S. van den Berg kanadai csillagász, aki az Egyesült Államokban dolgozott egy óriási, 5 méteres távcsövön, új spektrogramot kapott a galaxisról egy elektron-optikai konverter segítségével, hogy ellenőrizze a váratlan becslés pontosságát. Nyolc abszorpciós vonal segítségével pontosabb értéket találtunk a mozgási sebességére (a Naphoz viszonyítva): 10±8 km/s. Ez a sebesség valószínűleg nem a galaxisokra, hanem a Naphoz legközelebb eső csillagokra jellemző.

Ennek alapján Yu P. Pskovsky szovjet csillagász azt javasolta, hogy itt nem egy rádiógalaxisról van szó, hanem egy gyenge rádióforrásról a galaxisunkban. Lehet, hogy ez az objektum egy Rák-köd típusú szupernóva közönséges maradványa? Ezt látszott alátámasztani, hogy a ZS 276 rádióforrás helyzete mindössze 1°-kal tért el a 13. században kínai csillagászok által megfigyelt szupernóva helyzetétől.

Az objektumról szóló új tanulmányok azonban valószínűtlenné teszik az ilyen magyarázatot. A róla készült, nagyméretű teleszkópokkal készült jó minőségű fényképek azt mutatták, hogy nincs benne a szupernóva-maradványokra jellemző filamentáris szerkezet, és a benne megfigyelhető erős fényerőkoncentráció a középpont felé nagyon jellemző az elliptikus galaxisokra. Végül S. van den Berg megállapította, hogy az objektum emissziós spektruma teljesen hasonló a nehéz elemekben megfogyatkozott gömbhalmazok spektrumához, ami, mint tudjuk, akkor várható, ha egy dE galaxis áll előttünk.

Bár ennek a dE galaxisnak a Naphoz viszonyított mozgási sebessége közel nulla, Galaxisunk középpontjához viszonyított sebessége a Nap keringési mozgását figyelembe véve hozzávetőleg 200 km/s. A Hubble-törvény szerint ez csak többszörös távolságnak felel meg, mint az Androméda-köd. Igaz, az ilyen jelentéktelen sebességű galaxisok esetében a távolságot megbízhatatlanul a Hubble-törvény határozza meg. Tisztázható lenne, ha egyes csillagokat figyeltek volna meg a galaxisban, de sajnos nem lehetett kimutatni őket, hiába végeztek speciális kutatásokat.

A ZS 276 objektum alacsony sebessége határozottan mutatja, hogy nem lehet nagyon messze. Kiderült, hogy ez egy közeli törpe csillagrendszer. Azonban még ha a távolság 2-3 Mpc is, akkor ez nem csak egy törpe elliptikus galaxis, hanem egy olyan objektum, amely egyedülálló alacsony fényerősségében, ami mindössze 3-10 7 Lc. Az ismert dE galaxisok között nincs egyetlen olyan sem, amelynek fényessége ezt az értéket is megközelítette volna. A sugár is rekordnak bizonyult - mindössze 150-200 db. Innentől pedig teljesen érthetetlen, hogyan lehet egy ilyen parányi galaxisnak aktív magja, és hogyan lehet rádiós emissziós teljesítményében rosszabb, mint egy olyan óriási galaxis, mint az Androméda-köd.

Milyen robbanás vezetett a rádiósugárzást kibocsátó felhők felszabadulásához, amelyek a rádiósugárzás eloszlásából ítélve ma sokszor nagyobb térfogatot foglalnak el, mint maga a titokzatos objektum?

Miután megismerkedtünk a törpe elliptikus galaxisokkal, térjünk át azokra a galaxisokra, amelyek csillagösszetételükben nagyon hasonlóak hozzájuk, de természetükben sokkal kevésbé ismertek.