Карликова галактика в сузір'ї скульптор - скромний сусід чумацького шляху. Карликові галактики із «знайомих» зірок

Будь-яка зірка є величезною газовою кулею, яка складається з гелію і водню, а також слідів інших хімічних елементів. Зірок існує величезна кількість і всі вони відрізняються своїми розмірами та температурою, а деякі з них складаються з двох і більше зірок, які пов'язані між собою силою гравітації. З Землі деякі зірки видно неозброєним оком, а деякі можна розглянути лише телескоп. Однак, навіть маючи спеціальне обладнання, далеко не кожну зірку можна розглянути так, як цього хочеться, і навіть у потужні телескопи деякі зірки будуть виглядати не більше, ніж крапки, що просто світяться.

Таким чином, проста людина, яка має досить хорошу гостроту зору, у ясну погоду на нічному небосхилі може побачити з однієї земної півкулі близько 3000 зірок, проте, насправді, в Галактиці їх існує значно більше. Усі зірки класифікуються відповідно до розміру, кольору, температури. Таким чином, бувають карлики, гіганти та надгіганти.

Зірки карлики бувають наступних типів:

• жовтий карлик. Даний тип є невеликими зірками головної послідовності спектрального класу G. Їх маса коливається в межах від 0,8 до 1,2 маси Сонця.
• помаранчевий карлик. До цього типу відносяться невеликі зірки головної послідовності спектрального класу К. Їх маса становить 0,5 – 0,8 маси Сонця. На відміну від жовтих карликів, помаранчеві карлики характеризуються тривалішою тривалістю життя.
• червоний карлик. Цей тип поєднує маленькі та відносно холодні зірки головної послідовності спектрального класу М. Їх відмінності від інших зірок досить яскраво виражені. Вони мають такий діаметр і масу, які не більше ніж 1/3 від Сонячної.
• блакитний карлик. Цей тип зірок є гіпотетичним. Блакитні карлики еволюціонують із червоних карликів перед тим, як відбудеться вигоряння всього водню, після чого вони, ймовірно, еволюціонують у білі карлики.
• білий карлик. Це тип зірок, що вже проеволюціонували. Вони мають таку масу, яка не більша за масу Чандрасекара. Білі карлики позбавлені власного джерела термоядерної енергії. Вони належать до спектрального класу DA.
• чорний карлик. Цей тип є остиглі білі карлики, які, відповідно, не випромінюють енергії, тобто. не світяться, або ж випромінюють її дуже слабо. Вони є кінцевою стадією еволюції білих карликів без акреції. Маса чорних карликів, як і білих, не перевищують маси Чандрасекара.
• коричневий карлик. Дані зірки є субзірковими об'єктами, які мають масу від 12,57 до 80,35 мас Юпітера, що, у свою чергу, відповідає 0,012 - 0,0767 мас Сонця. Коричневі карлики відрізняються від зірок головної послідовності тим, що в надрах не протікає реакція термоядерного синтезу, в результаті якої в інших зірках водень перетворюється на гелій.
• субкоричневі карлики чи коричневі субкарлики. Є абсолютно холодними утвореннями, маса яких нижче межі коричневих карликів. Більшою мірою їх прийнято вважати планетами.

Отже, можна відзначити, що зірки, що належать до білих карликів, це ті зірки, які мають спочатку невеликий розмір і знаходяться на своїй кінцевій стадії еволюції. Історія відкриття білих карликів сягає відносно недалекого 1844 року. Саме на той час німецьким астрономом та математиком Фрідріхом Бесселем під час спостереження за Сіріусом було виявлено невелике відхилення зірки від прямолінійного руху. У результаті Фрідріх припустив, що у Сіріуса присутня невидима масивна зірка-супутник. Це припущення підтвердилося 1862 року американським астрономом і телескопобудівником Альваном Грехемом Кларком під час юстування найбільшого на той час рефрактора. Біля Сіріуса була виявлена ​​неяскрава зірка, що отримала надалі назву Сіріус Б. Ця зірка характеризується низькою світністю, а її гравітаційне поле впливає на свого яскравого партнера досить помітно. Це, у свою чергу, є підтвердженням того, що ця зірка має дуже малий радіус при значній її масі.

Які зірки карлики

Карликами називаються зірки, що проеволюціонували, мають масу, яка не перевищує межу Чандрасекара. Утворення білого карлика відбувається внаслідок вигоряння водню. Коли водень вигоряє, відбувається стиснення ядра зірки до великих щільностей, у цей час зовнішні шари сильно розширюються і супроводжуються загальним потьмаренням світності. Таким чином, зірка спочатку перетворюється на червоного гіганта, який скидає свою оболонку. Скидання оболонки відбувається через те, що зовнішні шари зірки мають вкрай слабкий зв'язок із центральним гарячим і дуже щільним ядром. Згодом ця оболонка стає розширювальною планетарною туманністю. Варто звернути увагу, що червоні гіганти і білі карлики мають дуже тісний взаємозв'язок.

Усі білі карлики поділяються на дві спектральні групи. До першої групи належать карлики, які мають «водневий» спектральний клас DA, в якому немає спектральних ліній гелію. Цей тип є найпоширенішим. Другий тип білих карликів – DB. Він більш рідкісний і називається "гелієвий білий карлик". У спектрі зірок цього типу не виявлено водневих ліній.

На думку американського астронома Іко Ібена, зазначені типи білих карликів утворюються зовсім різними шляхами. Це пов'язано з тим, що горіння гелію в червоних гігантах є нестійким і періодично відбувається розвиток шарового гелієвого спалаху. Також Іко Ібен припустив механізм, яким відбувається скидання оболонки в різні стадії розвитку гелієвого спалаху - на її піку і між спалахами. Відповідно, з його освіту впливає механізм скидання оболонки.

Вкотре томить мене мрія,

Що десь там, в іншому кутку всесвіту,

Такий самий сад, і та ж темрява,

І ті ж зірки у красі нетлінної.

М. Заболоцький

Дослідження природи астрономічних (та й лише астрономічних) об'єктів тієї чи іншої типу зазвичай проходить через кілька стадій. Спочатку відсутнє ясне розуміння, є букет різних взаємовиключних припущень. Потім викристалізовується деяка загальноприйнята точка зору, що дозволяє принаймні якісно пояснити картину, що спостерігається в її основних деталях. Досліджувані об'єкти перестають бути незрозумілими, від них простягаються ниточки зв'язку до раніше відомих об'єктів чи явищ.

І ось за деякий час настає третя стадія. Нові спостереження чи теоретичні розрахунки показують, що це не так просто, як здавалося. Хоча старі пояснення у своїй основі можуть залишитися, об'єкти дослідження знову спантеличують своїм небажанням укладатися у прості та ясні схеми. Потрібні нові ідеї, нові розрахунки. Нарешті, на наступній, четвертій стадії знову виникає несуперечлива і вже складніша, ніж раніше, картина. Розуміння піднялося на новий, вищий рівень. Надалі все може знову повторитися - з появою несподіваних спостережних фактів та за іншого теоретичного підходу.

Дослідження карликових еліптичних галактик (dE-галактик), про які йтиметься у цьому розділі, проходить зараз другу стадію. З усіх карликових галактик це найбільш зрозумілі нам об'єкти. Вони не представляють будь-якої групи, що різко виділяється за своїми особливостями, а їхні властивості «продовжують» властивості звичайних еліптичних галактик, екстраполюючи в область низьких світимостей та розмірів.

Найближчі до нас dE-галактики - чотири еліптичні супутники Туманності Андромеди. Два з них, галактики М 32 і NGC 205, спостерігаються зовсім поруч із гігантською спіральною галактикою, а два слабших, NGC 185 та NGC 147, розташовані на кілька кутових градусів на північ від неї. Два перших виглядають світлими плямами на будь-якій фотографії Туманності Андромеди, проеціруючись на її зовнішні області; галактика М 32 - це компактна, майже кругла освіта, а галактика NGC 205 на фотографії має більш розмите, помітно витягнуте зображення. Їхня абсолютна зоряна величина близька до -16 mТому ці галактики знаходяться на тій умовній межі, яка відокремлює карлики від «нормальних» галактик.

Зафіксувати окремі зірки на фотографіях цих карликових галактик, тобто, як кажуть астрономи, дозволити галактики на зірки, ціною великих зусиль вдалося в 40-х роках В. Бааді, який працював на найбільшому на той час телескопі у світі - 2,5 -метровому рефлектор Маунт Паломар. Треба сказати, що й нині навіть за допомогою найкращих телескопів дозволити супутники Туманності Андромеди на зірки є не простим завданням.

Довгий час зірковий склад цих маленьких галактик, як, втім, і центральної області самої Туманності Андромеди, залишався загадковим: на фотографіях не було помітно присутності найяскравіших зірок - блакитних надгігантів, хоча ці зірки впевнено спостерігаються в спіральних гілках Туманності Андромеди, що розташована поруч.

Поставивши собі завдання дозволити на зірки центральну частину Туманності Андромеди та її еліптичні супутники, У. Бааде почав з усією серйозністю готуватися до її здійсненню. Ці об'єкти, як було відомо, мають червонуватий колір, і він припустив (і не помилився), що це і є колір найяскравіших зірок, які містяться в них. Тому В. Бааде відмовився від платівок, що реагують на сині промені, які зазвичай використовуються в астрономічній фотографії, і вибрав найбільш чутливі з доступних на той час фотопластинок, що сприймають помаранчевий та червоний кольори. Однак ці платівки мали значно нижчу чутливість, ніж «сині», і для її підвищення доводилося, перш ніж використовувати платівки, спеціально обробляти їх аміаком.

Але і після цього чутливість виявлялася не надто високою, і щоб була хоч якась надія відобразити на них зірки, недоступні для «синіх» платівок, потрібно було розраховувати на багатогодинні експозиції. Справа в тому, що на високочутливих «синіх» платівках багатогодинні експозиції робити не можна: вже через 1,5 години слабке свічення нічного неба затягувало їх щільною вуаллю. За розрахунками В. Бааді, такий підхід мав дозволити отримати на «червоних» платівках зірки на 0,5 т(У 1,6 рази) слабші, ніж на «синіх».

Як можна підняти проникну здатність телескопа, т. е. його здатність реєструвати слабкі зірки?

Люди, знайомі зі специфікою астрономічних спостережень, добре знають, що можливості телескопа як оптичного інструменту сильно змінюються від ночі до ночі, навіть якщо ті однаково ясні, інколи ж і протягом однієї ночі. Це з різним станом атмосфери, а великих телескопів - ще й зі станом дзеркального об'єктиву, що відбиває поверхню якого піддається температурним деформаціям через відмінність температури як між різними частинами дзеркала, і між дзеркалом і повітряним середовищем. І лише останнім часом навчилися робити великі дзеркала з речовини, що практично не піддається тепловому розширенню.

Згодом В. Бааде писав із цього приводу: «Не можна було сподіватися досягти успіху, якщо просто вставити «червону» платівку до касети 2,5-метрового телескопа, зробити експозицію, виявити та намагатися щось розглянути. Було цілком зрозуміло, що зірки будуть дуже слабкі і, ймовірно, надзвичайно тісно розташовані. Це на межі роздільної здатності 2,5-метрового телескопа, і, очевидно, слід бути дуже обережним і не нехтувати ні найменшим шансом.

Щоб зберегти роздільну здатність якомога вищою, треба було, по-перше, проводити спостереження лише при отриманні найкращих зображень, Коли турбулентний диск зірок дуже малий. По-друге, варто було спостерігати лише ті ночі, коли форма дзеркала була близька до ідеальної, без «завалу» країв, який завжди веде до збільшення диска зірки. По-третє (і це було головною проблемою), слід щось зробити при змінах фокусу, що виникали внаслідок того, що дзеркало 2,5-метрового телескопа виготовлено зі скла старої марки. Навіть коли ночі у цьому сенсі були задовільними, відбувалися зміни фокусної відстані від 1,5 до 2 мм, а траплялися й такі ночі, коли ці зміни сягали 5-6 мм».

В. Бааде в результаті довелося винайти свій спосіб, як безперервно перевіряти правильність фокусування зображення, який дозволяв не переривати багатогодинну експозицію.

Понад рік тривала підготовка до вирішальних спостережень. Нарешті, восени 1943 р. протягом кількох ночей із винятково гарною якістю зображення було отримано довгоочікувані негативи, у яких супутники Туманності Андромеди (як та її центральна частина, що з подібних зірок) виявилися усипаними найдрібнішими точками зірок. Так з відстані майже 700 тис, пк виглядали найяскравіші зірки карликових еліптичних галактик. Слід сказати, що успіху їх виявлення сприяла одна важлива обставина. Над обсерваторією стояли справді темні ночі, оскільки ще було скасовано пов'язане з війною затемнення гігантського міста Лос-Анджелеса з його жвавими передмістями, розташованими поблизу.

До цього моменту астрономам добре знайомі найрізноманітніші типи зірок, але зірки, сфотографовані У. Бааде, спантеличили вченого. Для звичайних червоних зірок вони мали надто високу світність. Здавалося дивним, що в оглядовій зоряній околиці Сонця таких зірок майже немає, а в карликових еліптичних галактиках вони дають основний внесок у випромінювання галактики.

Лише через деякий час В. Бааде осяяла здогад: точно з таких же зірок складаються кульові скупчення нашої Галактики. Ці скупчення є досить далекі об'єднання сотень тисяч зірок (найближче з них віддалено від нас на відстань кілька тисяч світлових років). Їх вік перевищує 10 млрд. років, тобто є справжніми реліктами зоряного світу.

Подальші дослідження підтвердили здогад В. Бааді. Найяскравіші зірки карликових еліптичних галактик, як і кульових скупчень, виявилися червоними гігантами високої світності - зірками, що сильно роздулися і змінили свою внутрішню структуру, оскільки за довге їхнє життя основне ядерне паливо (водень) значною мірою вже вичерпалося в зоряних надрах. Характерною особливістю зірок карликових галактик є і низький вміст важких хімічних елементів у зірковій атмосфері (хоч і не такий низький, як у кульових скупченнях). Забігаючи наперед, відзначимо, що це так званий дефіцит важких елементів характерний для карликових галактик усіх типів.

"Нормальні" еліптичні галактики, які не відносяться за своєю світністю до карликових, також складаються зі старих зірок, щоправда, не настільки сильно збіднених важкими елементами, як у карликових галактиках. Очевидно, зіркоутворення в «нормальних» Е-галактиках практично закінчилося ще багато мільярдів років тому. Історія dE-галактик, як виявилося, може бути іншою. Це добре видно на прикладі тих самих супутників Туманності Андромеди.

Так, наприклад, характер спектру супутника Туманності Андромеди М 32 можна пояснити, припустивши, що, хоча зараз зіркоутворення в галактиці, мабуть, не відбувається, воно існувало там кілька мільярдів років тому.

У двох інших супутниках Туманності Андромеди NGC 205 та NGC 185 безпосередньо спостерігається кілька десятків блакитних зірок високої світності, що сховалися серед розсипу старих червоних зірок. За астрономічними масштабами часу такі зірки щойно утворилися, оскільки велика витрата енергії робить їх короткоживучими. Їхній вік навряд чи перевищує 100 млн. років, що для зірок дуже мало. Сонце, наприклад, існує у 50 разів довше. Отже, у цих галактиках ще продовжується зіркоутворення.

Звичайно, разом із гарячими зірками високої світності там можуть (у значно більшій кількості) утворюватися й маломасивні зірки, але їх неможливо відшукати серед яскравіших, але старіших зірок галактики. Тому вогнища зіркоутворення визначають лише за положенням блакитних зірок, які зазвичай локалізовані у невеликих ділянках галактики. Наприклад, у галактиці NGC 185 всі блакитні зірки займають область розміром менше 300 пк (розмір усієї галактики в десятки разів більший).

Проблема існування невеликої кількості молодих зірок у деяких dE-галактиках становить значний інтерес. Адже в масивних еліптичних галактиках відсутність зіркоутворення зазвичай пов'язують із відсутністю міжзоряного газу, тобто того середовища, яке може породити зірки при своєму сильному стисканні та охолодженні. У всіх випадках присутність молодих блакитних зірок помітна лише у тих галактиках, де спостерігається міжзоряне середовище. Однак поки що лише у двох dE-галактиках вдалося виявити холодний міжзоряний газ прямими спостереженнями – у супутниках Туманності Андромеди NGC 205, NGC 185 (та й тут його вкрай мало – приблизно 0,01 % повної маси галактики).

Проте спостереження близьких dE-галактик показали, що і в них молоді зірки пов'язані з міжзоряним середовищем. У галактиках NGC 205 і NGC 185, у яких якраз «поштучно» спостерігаються молоді блакитні зірки, помітні темні пилові туманності, пов'язані, як ми знаємо на прикладі нашої Галактики, із областями порівняно щільного та холодного газу. Зрозуміло, його там мало, але й зіркоутворення, можна сказати, ледве теплиться.

Звідки береться цей газ?

Виявляється, навіть якщо повністю «очистити» галактику від газу, згодом він у невеликій кількості з'явиться знову. Його поставляють у міжзоряне місце старіючі зірки. Прямим доказом такого процесу для найближчих галактик є спостереження планетарних туманностей - газових оболонок, що розширюються, скидаються зірками на певному етапі їх життєвого шляху. Такі туманності виявлені у всіх близьких dE-галактиках. Згодом скинутий зірками газ заповнює весь міжзоряний простір. А потім залежно від конкретних фізичних умов у галактиці він або залишає галактику, йдучи в міжгалактичний простір, або поступово остигає і стискається, щоб знову перетворитися на зірки,

Доля газу, скинутого зірками, залежить від маси еліптичної галактики, Теоретичні розрахунки показали, що міжзоряний газ швидше остигає і стискується в невеликих еліптичних галактиках. Якісно це пояснюватиметься тим, що зірки в них повільніше рухаються, і зіткнення газових мас, що скидаються окремими зірками, не призводять до такого сильного розігріву газу, який можна очікувати у великих галактиках. Можливо, саме тому в еліптичних «нормальних», не карликових, галактиках сліди газу та молодих зірок трапляються вкрай рідко. Але хто знає, якби якась гігантська еліптична галактика знаходилася від нас не далі, ніж Туманність Андромеди, ми, можливо, і в ній змогли відшукати окремі блакитні зірки?

Хоча в карликових еліптичних галактиках і відбувається в деяких випадках слабке зіркоутворення, в цілому це дуже спокійні зіркові системи, що дуже повільно змінюються. У них не спостерігається жодних активних процесів, пов'язаних із незоряними джерелами енергії, - викидів речовини, нетеплового радіовипромінювання, активності ядра. Та й самого ядра в звичайному розумінні цього слова в dE-галактиках здебільшого немає, хоча в самому центрі NGC 205 і М 32 видно маленький зіркоподібний об'єкт (керн), схожий на масивне кульове скупчення зірок. У більш далеких галактиках подібні освіти не доступні для спостережень.

Зрозуміло, dE-галактики не обмежуються супутниками Туманності Андромеди. Серед карликів - це галактики порівняно високих світимостей, тому вони доступні спостереженням до відстаней кілька десятків мільйонів світлових років. Багато dE-галактик знайдено, наприклад, у найближчому великому скупченні галактик у сузір'ї Діви. Але серед великої кількості dE-галактик лише в одному випадку можна запідозрити об'єкт з активним ядром - свого роду карликову радіогалактику. Про цей об'єкт варто розповісти докладніше, щоб показати, з якими труднощами часом зустрічаються дослідники у спробі з'ясувати природу джерела, що спостерігається.

Радіогалактики, найпотужніші джерела радіохвиль у природі, є, як правило, гігантськими еліптичними галактиками, активне ядро ​​яких викидає потоки релятивістських (тобто мають швидкість, дуже близьку до швидкості світла) протонів та електронів. Такі галактики знаходять, вивчаючи фотографії тих ділянок неба, де спостерігається той чи інший радіоджерело.

Коли в 60-х роках було встановлено, що координати радіоджерела, що має позначення ЗС 276, збігаються з координатами еліптичної галактики невеликого кутового розміру, це не викликало великого подиву. Вона цілком могла бути звичайною радіогалактикою, віддаленою на величезну відстань, з якої виглядала як об'єкт 15 зіркової величини. Спектр галактики не був відомий, але сама вона згадувалась у двох найбільш повних каталогах галактик – каталогах Воронцова-Вельяминова та Цвіккі. У неї виявилася трохи блакитна внутрішня область досить високої поверхневої яскравості і більш «червона» оболонка розміром близько 1′.

"Нормальна" радіогалактика могла так виглядати з відстані приблизно 100 Мпк. Оскільки у світі галактик добре виконується закон, за яким чим далі галактика, тим більшу променеву швидкість вона має (закон Хаббла), можна було очікувати, що її швидкість повинна бути приблизно 6-8 тис. км/с. Яке ж було здивування, коли її спектр, сфотографований невдовзі після ототожнення з радіоджерелом ЗС 276, засвідчив, що її швидкість дорівнює всього 30 км/с (до того ж спектр не містив очікуваних емісійних ліній, характерних для радіогалактик).

У 1970 р. канадський астроном С. ван ден Берг, працюючи в США на гігантському 5-метровому телескопі, отримав за допомогою електронно-оптичного перетворювача нову спектрограму галактики, щоб перевірити правильність несподіваної оцінки. За вісьмома лініями поглинання було знайдено більш точне значення швидкості її руху (щодо Сонця): 10±8 км/с. Така швидкість скоріше характерна не для галактик, а для найближчих до Сонця зірок.

На цій підставі радянський астроном Ю. П. Псковський припустив, що тут ми маємо місце не з радіогалактикою, а зі слабким радіоджерелом усередині нашої Галактики. Чи не може цей об'єкт бути звичайним залишком наднового типу крабовидної туманності? На користь цього, здавалося, говорило і те, що становище радіоджерела ЗС 276 всього на 1 ° відрізняється від положення наднової, що спостерігалася китайськими астрономами в XIII ст.

Проте нові дослідження об'єкта зробили таке пояснення малоймовірним. Високоякісні його фотографії, отримані за допомогою великих телескопів, показали, що він не містить такої волокнистої структури, яка типова для залишків наднових, а сильна концентрація, що спостерігається в ньому, яскравості до центру дуже характерна для еліптичних галактик. Нарешті, С. ван ден Берг виявив, що спектр випромінювання об'єкта повністю аналогічний спектру кульових скупчень, збіднених важкими елементами, що, як знаємо, очікується, якщо маємо dE-галактика.

Хоча швидкість руху цієї dE-галактики щодо Сонця близька до нуля, швидкість щодо центру нашої Галактики з огляду на орбітальний рух Сонця приблизно дорівнює 200 км/с. За законом Хаббла це відповідає відстані, всього в кілька разів більшій, ніж до Туманності Андромеди. Щоправда, для галактик із такими незначними швидкостями відстань визначається із закону Хаббла ненадійною. Його можна було б уточнити, якби в галактиці спостерігалися окремі зірки, але, на жаль, тих виявити не вдалося, незважаючи на спеціально здійснені пошуки.

Низька швидкість руху об'єкта ЗС 276 виразно показує, що він може бути дуже далеким. Виходить, що це близька карликова зіркова система. Однак якщо навіть відстань до неї становить 2-3 Мпк, то перед нами не просто карликова еліптична галактика, а об'єкт унікальний за своєю низькою світністю, яка становить лише 3-10 7 Lc. Серед відомих dE-галактик немає жодної, світність якої була хоча б близька до цього значення. Рекордним виявився і радіус – лише 150-200 пк. І звідси зовсім незрозуміло, як така крихітна галактика може мати активне ядро ​​і не поступатися потужністю радіовипромінювання такій гігантській галактиці, як Туманність Андромеди.

Що ж за вибух призвів до викиду радіовипромінюючих хмар, які, судячи з розподілу радіовипромінювання, займають зараз обсяг, що багато разів перевищує обсяг найзагадковішого об'єкта?

Познайомившись із карликовими еліптичними галактиками, перейдемо тепер до галактик, дуже схожих на них за зірковим складом, але значно менш зрозумілим за своєю природою.

Відносно яскраві та масивні світила досить просто побачити неозброєним оком, але в Галактиці значно більше карликових зірок, які видно лише у потужні телескопи, навіть якщо розташовані поблизу Сонячної системи. Серед них є як скромні довгожителі — червоні карлики, так і коричневі, що недотягнули до повноцінного зоряного статусу, і відійшли на спокій білі карлики, що поступово перетворюються на чорні.

Доля зірки повністю залежить від розміру, а точніше від маси. Щоб краще уявити масу зірки, можна навести такий приклад. Якщо покласти на одну чашу терезів 333 тисячі земних куль, а на іншу Сонце, то вони врівноважують один одного. У світі зірок наше Сонце – середнячок. Воно в 100 разів поступається за масою найбільшим зіркам і разів у 20 перевершує найлегші. Здавалося б, діапазон невеликий: приблизно як від кита (15 тонн) до кота (4 кілограми). Але зірки - не ссавці, їх фізичні властивості набагато сильніше залежать від маси. Порівняти хоча б температуру: у кита та кота вона майже однакова, а у зірок відрізняється в десятки разів: від 2000 Кельвінів у карликів до 50 000 у масивних зірок. Ще сильніше - в мільярди разів відрізняється потужність їхнього випромінювання. Саме тому на небі ми легко помічаємо далекі гігантські зірки, а карликів не бачимо навіть на околицях Сонця.

Але коли були проведені акуратні підрахунки, з'ясувалося, що поширеність гігантів та карликів у Галактиці сильно нагадує ситуацію з китами та котами на Землі. У біосфері є правило: чим дрібніший організм, тим більше його особин у природі. Виявляється, це справедливо і для зірок, але пояснити цю аналогію не так просто. У живій природі діють харчові ланцюги: великі поїдають дрібних. Якби лисиць у лісі побільшало, ніж зайців, то чим би харчувалися ці лисиці? Проте зірки, зазвичай, не їдять одне одного. Тоді чому ж гігантських зірок менше, ніж карликів? Половину відповіді це питання астрономи вже знають. Справа в тому, що життя масивної зірки в тисячі рад коротше, ніж карликової. Щоб утримати власне тіло від гравітаційного колапсу, зіркам-важковаговикам доводиться розжарюватися до високої температури — сотень мільйонів градусів у центрі. Термоядерні реакції йдуть у них дуже інтенсивно, що призводить до колосальної потужності випромінювання та швидкого згоряння «палива». Масивна зірка витрачає всю енергію за кілька мільйонів років, а економні карлики, повільно тліючи, розтягують свій термоядерний вік на десятки та більше мільярдів років. Отже, коли б не народився карлик, він живе досі, адже вік Галактики всього близько 13 мільярдів років, А ось масивні зірки, що з'явилися на світ понад 10 мільйонів років тому, давно вже загинули.

Однак це лише половина відповіді на питання, чому гіганти зустрічаються у космосі так рідко. А друга половина полягає в тому, що масивні зірки народжуються набагато рідше, ніж карликові. На сотню новонароджених зірок типу нашого Сонця з'являється лише одна зірка з масою разів на 10 більше, ніж у Сонця. Причину цієї «екологічної закономірності» астрофізики поки що не розгадали.

До недавніх пір і класифікації астрономічних об'єктів зяяла велика дірка: найменші відомі зірки були разів у 10 легші за Сонце, а найпотужніша планета — Юпітер — у 1000 разів. Чи існують у природі проміжні об'єкти — не зірки і планети з масою від 1/1000 до 1/10 сонячної? Як має виглядати ця «ланка, що бракує»? Чи можна його виявити? Ці питання давно хвилювали астрономів, але відповідь почала намічатися лише в середині 1990-х років, коли програми пошуку планет за межами Сонячної системи принесли перші плоди. На орбітах навколо кількох сонцеподібних зірок виявилися планети-гіганти, причому всі вони виявилися масивнішими за Юпітера. Проміжок по масі між зірками та планетами став скорочуватися. Але чи можлива смичка, і де пронести кордон між зіркою та планетою?

Ще нещодавно здавалося, що це дуже просто: зірка світить власним світлом, а планета відбитим. Тому в категорію планет потрапляють ті об'єкти, у надрах яких за весь час існування не протікають реакції термоядерного синтезу. Якщо ж на певному етапі еволюції їхня потужність була порівнянна зі світністю (тобто термоядерні реакції служили головним джерелом енергії), такий об'єкт гідний називатися зіркою. Але виявилося, що можуть існувати проміжні об'єкти, в яких термоядерні реакції відбуваються, але ніколи не є основним джерелом енергії. Їх виявили у 1996 році, але ще задовго до того вони отримали назву коричневих карликів. Відкриття цих дивних об'єктів передував тридцятирічний пошук, який розпочався із чудового теоретичного передбачення.

У 1963 році молодий американський астрофізик індійського походження Шив Кумар розрахував моделі найменших масивних зірок і з'ясував, що якщо маса космічного тіла перевищує 7,5% сонячної, то температура в його ядрі досягає кількох мільйонів градусів і R ньому починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій . При меншій масі стиск зупиняється раніше ніж температура в центрі досягає значення, необхідного для протікання реакції синтезу гелію. З того часу це критичне значення маси називають «кордоном займання водню», чи межею Кумара. Чим ближче зірка до цієї межі, тим повільніше йдуть у ній ядерні реакції. Наприклад, при масі 8% сонячної зірка «тлітиме» близько 6 трильйонів років — у 400 разів більше за сучасний вік Всесвіту! Отже, в яку б епоху не народилися такі зірки, всі вони ще перебувають у дитячому віці.

Втім, і в житті менш масивних об'єктів буває короткий епізод, коли вони нагадують нормальну зірку. Йдеться тілах з масами від 1% до 7% маси Сонця, тобто від 13 до 75 мас Юпітера. У період формування, стискаючись під впливом гравітації, вони розігріваються і починають світитися інфрачервоним і навіть трохи червоним - видимим світлом. Температура їхньої поверхні може піднятися до 2500 Кельвінів, а в надрах перевищити 1 мільйон кельвінів. Цього вистачає, щоб почалася реакція термоядерного синтезу гелію, але тільки не зі звичайного водню, а з дуже рідкісного ізотопу — дейтерію, і не звичайного гелію, а легкого ізотопу гелію-3. Оскільки дейтерію в космічній речовині дуже мало, весь він швидко згоряє, не даючи суттєвого виходу енергії. Це все одно, що кинути в вогнище листок паперу: згорить моментально, але тепла не дасть. Розігрітися сильніше «мертвонароджена» зірка не може – її стиск зупиняється під дією внутрішнього тиску виродженого газу. Позбавлена ​​джерел тепла, вона надалі лише остигає, як звичайна планета. Тому помітити ці невдалі зірки можна лише в період їхньої недовгої молодості, поки вони теплі. Вийти на стаціонарний режим термоядерного горіння їм не судилося.

Відкриття «мертвонароджених» зірок

Фізики впевнені: що не заборонено законами збереження, дозволено. Астрономи додають до цього; природа багатша за нашу уяву. Якщо Шів Кумар зміг придумати коричневі карлики, то природі, здавалося б, не важко їх створити. Три десятиліття тривали безрезультатні пошуки цих тьмяних світил. У роботу включалися нові й нові дослідники. Навіть теоретик Кумар припав до телескопа, сподіваючись знайти об'єкти, відкриті ним на папері. Його ідея була проста: виявити одиночний коричневий карлик дуже складно, оскільки потрібно не тільки зафіксувати його випромінювання, але й довести, що це не далека гігантська зірка з холодною (за зірковими мірками) атмосферою або навіть оточена пилом галактика на краю Всесвіту. Найважче в астрономії визначити відстань до об'єкта. Тому потрібно шукати карлики поруч із нормальними зірками, відстані до яких вже відомі. Але яскрава зірка засліпить телескоп і не дозволить розглянути тьмяний карлик. Отже, шукати їх треба поряд з іншими карликами! Наприклад з червоними - зірками гранично малої маси або білими - остигають залишками нормальних зірок. У 1980-х роках пошуки Кумара та інших астрономів не дали результату. Хоча не раз з'являлися повідомлення про відкриття коричневих карликів, але детальне дослідження щоразу показувало, що це маленькі зірки. Однак ідея пошуку була правильна і через десятиліття вона спрацювала.

У 1990-ті роки в астрономів з'явилися нові чутливі приймачі випромінювання — ПЗЗ-матриці і великі телескопи діаметром до 10 метрів з адаптивною оптикою, яка компенсує спотворення, що вносяться атмосферою, і дозволяє з поверхні Землі отримувати майже такі ж чіткі зображення, як з космосу. Це відразу ж принесло плоди: були виявлені тьмяні червоні карлики, буквально прикордонні з коричневими.

А першого коричневого карлика знайшла в 1995 групам астрономів під керівництвом Рафаеля Реболо з Інституту астрофізики на Канарських островах. За допомогою телескопа на острові Ла-Пальма вони знайшли в зоряному скупченні Плеяди об'єкт, який назвали Teide Pleiades 1, запозичивши назву вулкана Піко-де-Тейде на острові Тенеріфе. Щоправда, деякі сумніви в природі цього об'єкту залишалися, і доки іспанські астрономи доводили, що це справді коричневий карлик, того ж року про своє відкриття заявили їхні американські колеги. Група під керівництвом Тадаші Накаджима з Каліфорнійського технологічного інституту за допомогою телескопів Паломарської обсерваторії виявила на відстані 19 світлових років від Землі в сузір'ї Зайця, поряд з дуже маленькою і холодною зіркою Глизе 229, ще дрібніший і холодніший її супутник Глізе. Температура його поверхні — всього 1000 К, а потужність випромінювання у 160 тисяч разів нижча за сонячну.

Незоряна природа Глізе 229В остаточно підтвердилася в 1997 так званим літієвим тестом. У нормальних зірках невелика кількість літію, що збереглася з епохи народження Всесвіту, швидко згорає у термоядерних реакціях. Однак коричневі карлики для цього недостатньо гарячі. Коли в атмосфері Глізе 229В було виявлено літій, цей об'єкт став першим «безперечним» коричневим карликом. За розмірами він майже збігається з Юпітером, яке маса оцінюється в 3- 6% маси Сонця. Він звертається навколо свого більш потужного компаньйона Глізе 229А по орбіті радіусом близько 40 астрономічних одиниць (як Плутон навколо Сонця).

Дуже швидко з'ясувалося, що для пошуку «зірок, що не відбулися» годяться і не найбільші телескопи. Перші одиночні коричневі карлики відкрили на рядовому телескопі в ході планомірних оглядів неба. Наприклад, об'єкт Kelu-1 у сузір'ї Гідри виявлено в рамках довгострокової програми пошуку карликових зірок на околицях Сонця, яка розпочалася на Європейській Південній обсерваторії у Чилі ще у 1987 році. За допомогою 1-метрового телескопа системи Шмідта астроном Чилійського університету Марія Тереза ​​Руїз вже багато років регулярно фотографує деякі ділянки неба, а згодом порівнює знімки, отримані з інтервалом у роки. Серед сотень тисяч слабких зірок вона шукає ті, які помітно зміщуються щодо інших – це безпомилкова ознака близьких світил. У такий спосіб Марія Руїз відкрила вже десятки білих карликів, а 1997 року їй нарешті попався коричневий. Його тип визначили за спектром, в якому опинилися лінії літію та метану. Марія Руїз назвала його Kelu-1: мовою народу мапуче, що населяв колись центральну частину Чилі, «келу» означає червоний. Він розташований на відстані близько 30 світлових років від Сонця і не пов'язаний з жодною зіркою.

Всі ці знахідки, зроблені в 1995-1997 роках, стали прототипами нового класу астрономічних об'єктів, який зайняв місце між зірками і планетами. Як це зазвичай буває в астрономії, за першими відкриттями відразу пішли нові. В останні роки безліч карликів виявлено під час рутинних інфрачервоних оглядів неба 2MASS та DENIS.

Зоряний пил

Вже незабаром після відкриття бурі карлики змусили астрономів внести корективи в десятки років тому спектральну класифікацію зірок. Оптичний спектр зірки – це її обличчя, а точніше – паспорт. Положення та інтенсивність ліній у спектрі передусім говорять про температуру поверхні, а також про інші параметри, зокрема хімічний склад, щільність газу в атмосфері, напруженість магнітного поля тощо. літери латинського алфавіту. Їх порядок багаторазово переглядали, переставляючи, прибираючи і додаючи літери, доки склалася загальноприйнята схема, бездоганно служила астрономам багато десятків років. У традиційному вигляді послідовність спектральних класів має такий вигляд: O-B-A-F-G-K-M. Температура поверхні зірок від класу О до класу М зменшується зі 100 000 до 2000 К. Англійські студенти-астрономи навіть вигадали менімонічне правило для запам'ятовування порядку літер «Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me! І ось на рубежі століть цей класичний ряд довелося подовжити одразу на дві літери. Виявилося, що у формуванні спектрів екстремально холодних зірок та субзірок дуже важливу роль відіграє пил.

На поверхні більшості зірок через високу температуру ніякі молекули існувати не можуть. Однак у найхолодніших зірок класу М (з температурою нижче 3000 К) у спектрах видно потужні смуги поглинання оксидів титану та ванадію (TiO, VO). Природно, очікувалося, що ще холодніших коричневих карликів ці молекулярні лінії будуть ще сильнішими. Все в тому ж 1997 році у білого карлика GD 165 був відкритий коричневий компаньйон GD 165В, з температурою поверхні 1900 і світністю 0,01% сонячної. Він вразив дослідників тим, що на відміну від інших холодних зірок немає смуг поглинання TiO і VO, внаслідок чого був прозваний «дивною зіркою». Такими ж виявилися спектри та інших коричневих карликів з температурою нижче 2000 К. Як показали розрахунки, молекули TiO і VO в їх атмосферах конденсуються в тверді частинки — порошинки, і вже не проявляють себе в спектрі, як це властиво молекулам газу.

Щоб врахувати цю особливість, Деві Кіркпатрік з Каліфорнійського технологічного інституту вже наступного року запропонував розширити традиційну спектральну класифікацію, додавши до неї клас L для маломасивних інфрачервоних зірок, з температурою поверхні 1500-2000 К. Більшість об'єктів L-класу повинні бути коричневими карликами, хоча дуже старі маломасивні зірки теж можуть охолонути нижче 2000 К.

Продовжуючи дослідження L-карликів, астрономи виявили ще екзотичніші об'єкти. У їхніх спектрах видно потужні смуги поглинання води, метану та молекулярного водню, тому їх називають «метановими карликами». Прототипом цього класу вважається перший відкритий бурий карлик Глізе 229В. У 2000 році Джеймс Ліберт з колегами з університету Арізони виділили в самостійну групу Т-карлики з температурою 1500-1000 К і навіть трохи нижче.

Коричневі карлики ставлять перед астрономами багато складних та дуже цікавих питань. Чим холодніша атмосфера зірки, тим важче вивчати її як спостерігачам, і теоретикам. Присутність пилу робить це ще складніше: конденсація твердих частинок як змінює склад вільних хімічних елементів у атмосфері, а й впливає теплообмін і форму спектра. Зокрема, теоретичні моделі з урахуванням пилу передбачили парниковий ефект у верхніх шарах атмосфери, що підтверджується спостереженнями. Також розрахунки показують, що після конденсації порошинки починають тонути. Можливо, на різних рівнях у атмосфері формуються щільні хмари пилу. Метеорологія коричневих карликів може виявитися не менш різноманітною, ніж у планет-гігантів. Але якщо атмосфери Юпітера і Сатурна можна вивчати поблизу, то розшифровувати метанові циклони і пилові бурі коричневих карликів доведеться тільки за їх спектрами.

Секрети «Напівкровок»

Питання про походження та чисельність коричневих карликів поки що залишаються відкритими. Перші підрахунки їх кількості в молодих зоряних скупченнях типу Плеяд показують, що в порівнянні з нормальними зірками загальна маса коричневих карликів, мабуть, не така велика, щоб «списати» на них всю приховану масу Галактики. Але цей висновок ще потребує перевірки. Загальноприйнята теорія походження зірок не дає відповіді на питання, як утворюються коричневі карлики. Об'єкти настільки малої маси могли б формуватися подібно до планет-гігантів у навколозоряних дисках. Але виявлено досить багато одиночних коричневих карликів, і важко припустити, що всі вони незабаром після народження були втрачені більш масивними компаньйонами. До того ж зовсім недавно на орбіті навколо одного з коричневих карликів відкрили планету, а отже, він не зазнав сильного гравітаційного впливу сусідів, інакше карлик би її втратив.

Цілком особливий шлях народження коричневих карликів намітився нещодавно при дослідженні двох тісних подвійних систем - LL Андромеди та EF Ерідана. Вони більш потужний компаньйон, білий карлик, своєю гравітацією стягує речовина з менш потужного супутника, так званої зірки-до нора. Розрахунки показують, що спочатку в цих системах супутники-донори були звичайними зірками, але за кілька мільярдів років їхня маса впала нижче за граничне значення і термоядерні реакції в них згасли. Тепер за зовнішніми ознаками – це типові коричневі карлики.

Температура зірки-донора у системі LL Андромеди близько 1300 До, а системі EF Ерідана — близько 1650 До. За масою вони лише кілька десятків разів перевершують Юпітер, а їх спектрах видно лінії метану. Наскільки їхня внутрішня структура та хімічний склад подібні до аналогічних параметрів «справжніх» коричневих карликів, поки що невідомо. Таким чином, нормальна маломасивна зірка, втративши значну частку своєї речовини, може стати коричневим карликом. Мали рацію астрономи, стверджуючи, що природа винахідливіша за нашу фантазію. Коричневі карлики, ці «не зірки і планети», вже почали підносити сюрпризи. Як з'ясувалося нещодавно, незважаючи на свій холодний характер, деякі з них є джерелами радіо-і навіть рентгенівського (!) Випромінювання. Тож у майбутньому цей новий тип космічних об'єктів обіцяє нам чимало цікавих відкриттів.

Вироджені зірки

Зазвичай у період формування зірки її гравітаційне стиск триває до того часу, поки щільність і температура у центрі не досягнуть значень, необхідні запуску термоядерних реакцій, і тоді рахунок виділення ядерної енергії тиск газу врівноважує його власне гравітаційне тяжіння. У масивних зірок температура вище і реакції починаються при відносно невеликій щільності речовини, але чим менше маса, тим вище виявляється «щільність запалювання». Наприклад, у центрі Сонця плазма стиснута до 150 грамів на кубічний сантиметр.

Однак при щільності, ще в сотні разів більшої, речовина починає чинити опір тиску незалежно від зростання температури, і в результаті стиснення зірки припиняється перш, ніж вихід енергії в термоядерних реакціях стає значним. Причиною зупинки стиснення є квантово-механічний ефект, який фізики називають тиском виродженого електронного газу. Справа в тому, що електрони належать до того типу частинок, який підпорядковується так званому «принципу Паулі», встановленому фізиком Вольфгангом Паулі у 1925 році. Цей принцип стверджує, що тотожні частки, наприклад електрони, що неспроможні одночасно перебувати у тому самому стані. Саме тому в атомі електрони рухаються різними орбітами. У надрах зірки немає атомів: за великої щільності вони розчавлені і є єдине «електронне море». Він принцип Паулі звучить так: розташовані поруч електрони що неспроможні мати однакові швидкості.

Якщо один електрон спочиває, інший має рухатися, а третій - рухатися ще швидше, і т.д. Такий стан електронного газу фізики називають виродженням. Навіть якщо невелика зірка спалила все термоядерне паливо і втратила джерело енергії, її стиск може бути зупинено тиском виродженого електронного газу. Як би сильно не охолоне речовина, при високій щільності рух електронів не припиниться, а значить, тиск речовини протистоятиме стиску незалежно від температури: чим більша щільність, тим вищий тиск.

Стиснення вмираючої зірки з масою, що дорівнює сонячній, зупиниться, коли вона зменшиться приблизно до розміру Землі, тобто в 100 разів, а щільність її речовини стане в мільйон разів вищою за щільність води. Так утворюються білі карлики. Зірка меншої маси припиняє стискування при меншій щільності, оскільки сила її тяжіння не така велика. Дуже маленька зірка-невдаха може стати виродженою і припинити стиск ще до того, як у її надрах температура підніметься до порога термоядерного запалення. Такому тілу ніколи не стати справжньою зіркою.

На зображенні показана Карликова галактика у сузір'ї Скульптор (Sculptor Dwarf Galaxy). Знімок було отримано приладом Wide Field Imager, встановленим на 2.2-метровому телескопі MPG/ESO Європейської південної обсерваторії в Ла-Сілья. Ця галактика є одним із сусідів нашого Чумацького Шляху. Але, незважаючи на таку близьку прихильність один до одного, у цих двох галактик зовсім різні історія виникнення та еволюції, можна сказати, що їх характери зовсім різні. Карликова галактика в Скульпторі набагато менша і старіша за Чумацький Шлях, через що вона стала дуже цінним об'єктом для вивчення тих процесів, які призводили до народження нових зірок та інших галактик у ранньому Всесвіті. Однак, через те, що вона випромінює дуже мало світла, її вивчення дуже утруднене.

Карликова галактика в сузір'ї Скульптор відноситься до підкласу карликових сфероїдальних галактик і є однією з чотирнадцяти галактик-супутників, які обертаються навколо Чумацького Шляху. Всі вони розташовані близько один до одного в області гало нашої Галактики, яка є сферичною областю, що простягається далеко за межами спіральних рукавів. Як випливає з назви, ця карликова галактика розташувалася в сузір'ї Скульптора і лежить на відстані 280 000 світлових років від Землі. Незважаючи на її близькість, вона була виявлена ​​тільки в 1937 з появою нових потужних приладів, оскільки зірки її складові дуже слабкі і здається, ніби вони розкидані по всьому небу. Також не варто плутати цю галактику і NGC 253, яка розташувалася в тому ж сузір'ї Скульптор, але виглядає набагато яскравіше і є спіральною з перемичкою.

Карликова галактика в сузір'ї Скульптор. Джерело: ESO

Інформація про знімок

Інформація про знімок

Незважаючи на всі труднощі свого виявлення, ця карликова галактика була серед перших слабких карликових об'єктів, виявлених в області навколо Чумацького Шляху. Її дивна форма змушує замислюватися астрономів з моменту відкриття і до сьогодні. Але в наш час астрономи вже звикли до сфероїдальних галактик і зрозуміли, що такі об'єкти дозволяють зазирнути далеко в минуле Всесвіту.

Вважається, що Чумацький Шлях, втім, як і всі великі галактики, сформувався внаслідок злиття з меншими об'єктами протягом перших років існування Всесвіту. І якщо деякі з цих малих галактик все ще існують у наші дні, то вони повинні містити багато надзвичайно старих зірок. Саме тому Карликова галактика у сузір'ї Скульптор відповідає всім вимогам, які пред'являються до первородних галактик. Саме ці древні зірки і можна спостерігати на цьому зображенні.

Астрономи навчилися визначати вік зірок у галактиці за характерними підписами, які є у їх світловому потоці. Це випромінювання несе у собі дуже мало ознак наявності у цих об'єктах важких хімічних елементів. Справа в тому, що такі хімічні сполуки мають тенденцію накопичуватись у галактиках при зміні поколінь зірок. Таким чином, малі концентрації важких молекул вказують на те, що середній вік зірок у цій сфероїдальній галактиці досить високий.

Область неба навколо карликової галактики в сузір'ї Скульптора.

Карликова галактика - невелика , що складається з кількох мільярдів (що дуже мало в порівнянні, наприклад, з нашою галактикою, що налічує близько 200-400 мільярдів зірок). До карликових відносять галактики зі світністю менше 10 9 L ☉ (приблизно в 100 разів менше світності), що відповідає приблизно −16 m абсолютної зоряної величини. Велика Магелланова Хмара, що включає 30 млрд зірок, іноді класифікується як карликова галактика, тоді як інші розглядають її як повноцінну галактику, що рухається навколо Чумацького Шляху.

Дуже сильно відрізняються карликові галактики за поверхневою яскравістю. Якщо звичайні галактики мають середню поверхневу яскравість приблизно рівну яскравості нічного неба, то карликові галактики відрізняються одна від одної за своєю поверхневою яскравістю більш ніж на 10 m.

Відкриття карликових галактик

Якщо не брати до уваги галактики-супутники Туманності Андромеди M 32 і NGC 205, які займають прикордонне положення між карликовими та нормальними галактиками, перші карликові галактики були виявлені Х. Шеплі наприкінці 1930-х років, при проведенні огляду неба в околиці Південного полюса дослідження галактик на обсерваторії Гарвардського університету у Південній Африці. Спочатку Шеплі виявив невідоме раніше скупчення зірок у сузір'ї Скульптор, що містить близько 10 тис. зірок 18-19,5 m. Незабаром було виявлено подібне скупчення у сузір'ї Піч. Після того, як для дослідження цих скупчень задіяли 2,5 м телескоп обсерваторії Маунт-Вілсон, вони змогли знайти цефеїди і визначити відстані. Виявилося, що обидва невідомі скупчення розташовані поза межами нашої галактики, тобто являють собою новий тип галактик низької поверхневої яскравості.

Відкриття карликових галактик стали масовими після того, як у 1950-х роках було виконано паломарський огляд неба за допомогою 120-сантиметр камери Шмідта на обсерваторії Маунт-Паломар. Виявилося, що карликові галактики - це найпоширеніші галактики.

Місцеві карлики

У Місцевій групі знаходиться дуже багато карликових галактик: це маленькі галактики, які часто обертаються по орбіті навколо великих галактик, таких як Чумацький Шлях, Андромеда та Галактика Трикутника. Виявлено 14 карликових галактик, що обертаються довкола нашої Галактики. Ймовірно, що кульове скупчення Омега Центавра - це ядро ​​захопленої у минулому карликової галактики.

Морфологія

Існує кілька основних типів карликових галактик:

• Карликова еліптична галактика ( dE) - схожа на
  • Карликова сфероїдальна галактика ( dSph) - підтип dE, що відрізняється особливо низькою поверхневою яскравістю
• Карликова неправильна галактика ( dIr) - подібна , має клаптувату структуру
• Карликова блакитна компактна галактика ( dBCGабо BCD) - має ознаки активного зіркоутворення
• Ультракомпактні карликові галактики ( UCD) - клас дуже компактних галактик, що містять близько 10 8 зірок при характерному поперечному розмірі близько 50 пк. Імовірно, ці галактики є щільними залишками (ядрами) карликових еліптичних галактик, що пролетіли крізь центральні частини багатих. Ультракомпактні галактики були виявлені в скупченнях галактик у Діві, Печі, Волоссі Вероніки, Абель 1689 та ін.
• Карликова спіральна галактика - аналог, але, на відміну від нормальних галактик, зустрічається надзвичайно рідко.

Галактики-хобіти

Нещодавно придуманий термін Галактики-хобіти було вирішено використовувати для позначення галактик, які менші і тьмяніші за карликові галактики.

Проблема нестачі карликових галактик

Проблема дефіциту карликових галактик (також відома як “проблема зниклих карликових галактик-супутників”). Суть її в тому, що число карликових галактик(по відношенню до звичайних галактик) на цілий порядок менше числа, яке має бути відповідно до моделювання з ієрархічного розподілу структур та загальної космології.

Є два можливі вирішення цієї проблеми:

1. карликові галактики руйнуються приливними силами більших галактик;
2. карликові галактики просто не видно, тому що їх темна матерія не в змозі залучити достатню кількість баріонної матерії, щоб вони стали видимими.

Друге рішення частково підтверджується нещодавнім (2007 рік) відкриттям обсерваторією Кека восьми ультра-тьмяних карликових галактик (галактик-хоббітів) – супутників Чумацького шляху. Шість із них на 99.9% складаються з темної матерії (співвідношення "маси до світла" становить близько 1000).

Детальне дослідження таких галактик і особливо відносних швидкостей окремих зірок у них, дозволило астрономам припустити, що потужне ультрафіолетове випромінювання гігантських молодих зірок свого часу "видуло" з таких галактик більшу частину (тому там мало зірок), але залишило темну матерію, яка саме тому зараз переважає. Деякі з подібних тьмяних карликових галактик з величезним переважанням темної матерії астрономи пропонують шукати непрямими спостереженнями: по “кільватерному сліду” у міжгалактичному газі, тобто. щодо тяжіння струменів газу до цієї “невидимої” галактики.