Карликовые галактики из «знакомых» звезд. Карликовые галактики - маленькие, но впечатляющие

В который раз томит меня мечта,

Что где-то там, в другом углу вселенной,

Такой же сад, и та же темнота,

И те же звезды в красоте нетленной.

Н. Заболоцкий

Исследование природы астрономических (да и не только астрономических) объектов того или иного типа обычно проходит через несколько стадий. Сначала от­сутствует ясное понимание, имеется букет самых раз­личных взаимоисключающих предположений. Затем выкристаллизовывается некоторая общепринятая точка зрения, позволяющая по крайней мере качественно объ­яснить наблюдаемую картину в ее основных деталях. Исследуемые объекты перестают быть непонятными, от них протягиваются ниточки связи к ранее известным объектам или явлениям.

И вот через некоторое время наступает третья ста­дия. Новые наблюдения или теоретические расчеты по­казывают, что все не так просто, как казалось. Хотя ста­рые объяснения в своей основе могут остаться, объекты исследования опять озадачивают своим нежеланием ук­ладываться в простые и ясные схемы. Нужны новые идеи, новые расчеты. Наконец, на следующей, четвертой стадии вновь возникает непротиворечивая и уже более сложная, чем раньше, картина. Понимание поднялось на новый, более высокий уровень. В дальнейшем все мо­жет вновь повториться - при появлении неожиданных наблюдательных фактов и при ином теоретическом под­ходе.

Исследование карликовых эллиптических галактик (dE-галактик), о которых пойдет речь в этом разделе, проходит сейчас вторую стадию. Из всех карликовых галактик это наиболее понятные для нас объекты. Они не представляют какой-либо группы, резко выделяю­щейся по своим особенностям, а их свойства «продол­жают» свойства обычных эллиптических галактик, экстраполируясь в область низких светимостей и размеров.

Самые близкие к нам dE-галактики - четыре эллип­тических спутника Туманности Андромеды. Два из них, галактики М 32 и NGC 205, наблюдаются совсем рядом с гигантской спиральной галактикой, а два более сла­бых, NGC 185 и NGC 147, расположены на несколько угловых градусов к северу от нее. Два первых выглядят светлыми пятнами на любой фотографии Туманности Андромеды, проецируясь на ее внешние области; галак­тика М 32 - это компактное, почти круглое образова­ние, а галактика NGC 205 на фотографии имеет более размытое, заметно вытянутое изображение. Их абсолют­ная звездная величина близка к -16 m , поэтому эти га­лактики находятся на той условной границе, которая отделяет карлики от «нормальных» галактик.

Запечатлеть отдельные звезды на фотографиях этих карликовых галактик, т. е., как говорят астрономы, раз­решить галактики на звезды, ценой больших усилий удалось в 40-х годах В. Бааде, работавшему на самом крупном в то время телескопе в мире - 2,5-метровом рефлекторе Маунт Паломар. Надо сказать, что и в на­стоящее время даже с помощью лучших телескопов разрешить спутники Туманности Андромеды на звезды яв­ляется не простой задачей.

Долгое время звездный состав этих маленьких га­лактик, как, впрочем, и центральной области самой Ту­манности Андромеды, оставался загадочным: на фото­графиях не было заметно присутствия ярчайших звезд - голубых сверхгигантов, хотя эти звезды уверенно наб­людаются в спиральных ветвях рядом расположенной Туманности Андромеды.

Поставив перед собой задачу разрешить на звезды центральную часть Туманности Андромеды и ее эллип­тические спутники, В. Бааде начал со всей серьезностью готовиться к ее осуществлению. Эти объекты, как было известно, имеют красноватый цвет, и он предположил (и не ошибся), что это и есть цвет самых ярких звезд, которые в них содержатся. Поэтому В. Бааде отказал­ся от пластинок, реагирующих на синие лучи, обычно используемых в астрономической фотографии, и выбрал наиболее чувствительные из доступных в то время фото­пластинок, воспринимающих оранжевый и красный цве­та. Однако эти пластинки обладали значительно более низкой чувствительностью, чем «синие», и для ее повы­шения приходилось, прежде чем использовать пластин­ки, специально обрабатывать их аммиаком.

Но и после этого чувствительность оказывалась не слишком высокой, и чтобы была хоть какая-то надежда запечатлеть на них звезды, недоступные для «синих» пластинок, необходимо было рассчитывать на многочасо­вые экспозиции. Дело в том, что на высокочувствитель­ных «синих» пластинках многочасовые экспозиции де­лать нельзя: уже через 1,5 ч слабое свечение ночного не­ба затягивало их плотной вуалью. По расчетам В. Баа­де, такой подход должен был позволить получить на «красных» пластинках звезды на 0,5 т (в 1,6 раза) бо­лее слабые, чем на «синих».

Как еще можно поднять проницающую способность телескопа, т. е. его способность регистрировать слабые звезды?

Люди, знакомые со спецификой астрономических наблюдений, хорошо знают, что возможности телескопа как оптического инструмента сильно меняются от ночи к ночи, даже если те одинаково ясные, а иногда и в тече­ние одной ночи. Это связано с различным состоянием атмосферы, а для больших телескопов - еще и с состоянием зеркального объектива, отражающая поверхность которого подвержена температурным деформациям из-за различия температуры как между разными частями зер­кала, так и между зеркалом и воздушной средой. И лишь в последнее время научились делать большие зеркала из вещества, практически не подвергающегося теплово­му расширению.

Впоследствии В. Бааде писал по этому поводу: «Нельзя было надеяться достичь успеха, если просто вставить «красную» пластинку в кассету 2,5-метрового телескопа, сделать экспозицию, проявить и пытаться что-то разглядеть. Было совершенно ясно, что звезды будут очень слабы и по всей вероятности чрезвычайно тесно расположены. Это на пределе разрешающей спо­собности 2,5-метрового телескопа, и, очевидно, следова­ло бы быть очень осторожным и не пренебрегать ни малейшим шансом.

Чтобы сохранить разрешающую способность как можно более высокой, надо было, во-первых, проводить наблюдения лишь при получении самых хороших изоб­ражений, Когда турбулентный диск звезд очень мал. Во-вторых, стоило наблюдать лишь в те ночи, когда форма зеркала была близка к идеальной, без «завала» краев, который всегда ведет к увеличению диска звезды. В-третьих (и это было главной проблемой), следовало что-то предпринять при изменениях фокуса, возникав­ших вследствие того, что зеркало 2,5-метрового телеско­па изготовлено из стекла старой марки. Даже когда но­чи в этом смысле были удовлетворительными, происхо­дили изменения фокусного расстояния от 1,5 до 2 мм, а случались и такие ночи, когда эти изменения достигали 5-6 мм».

В. Бааде в результате пришлось изобрести свой спо­соб, как непрерывно проверять правильность фокуси­ровки изображения, который позволял не прерывать многочасовую экспозицию.

Больше года длилась подготовка к решающим на­блюдениям. Наконец, осенью 1943 г. в течение несколь­ких ночей с исключительно хорошим качеством изобра­жения были получены долгожданные негативы, на кото­рых спутники Туманности Андромеды (как и ее цент­ральная часть, состоящая из похожих звезд) оказались усыпанными мельчайшими точками звезд. Так с рассто­яния почти в 700 тыс, пк выглядели ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик. Следует сказать, что успеху их обнаружения способствовало одно нема­ловажное обстоятельство. Над обсерваторией стояли действительно темные ночи, поскольку еще не было от­менено связанное с войной затемнение гигантского го­рода Лос-Анджелеса с его оживленными пригородами, расположенными поблизости.

К этому моменту астрономам были хорошо знакомы самые разнообразные типы звезд, но звезды, сфотогра­фированные В. Бааде, озадачили ученого. Для обычных красных звезд они имели слишком высокую светимость. Казалось странным, что в обозреваемой звездной окре­стности Солнца таких звезд почти нет, а в карликовых эллиптических галактиках они дают основной вклад в излучение галактики.

Лишь через некоторое время В. Бааде осенила до­гадка: точно из таких же звезд состоят шаровые скоп­ления нашей Галактики. Эти скопления представляют собой довольно далекие объединения сотен тысяч звезд (ближайшее из них удалено от нас на расстояние не­сколько тысяч световых лет). Их возраст превышает 10 млрд. лет, т. е. они являются настоящими реликтами звездного мира.

Дальнейшие исследования подтвердили догадку В. Бааде. Ярчайшие звезды карликовых эллиптических галактик, как и шаровых скоплений, оказались красны­ми гигантами высокой светимости - сильно раздувши­мися и изменившими свою внутреннюю структуру звез­дами, поскольку за долгую их жизнь основное ядерное топливо (водород) в значительной степени уж исчер­палось в звездных недрах. Характерной особенностью звезд карликовых галактик является и низкое содер­жание тяжелых химических элементов в звездной атмос­фере (хотя и не такое низкое, как в шаровых скопле­ниях). Забегая вперед, отметим, что этот так называе­мый дефицит тяжелых элементов характерен для кар­ликовых галактик всех типов.

«Нормальные» эллиптические галактики, не относя­щиеся по своей светимости к карликовым, также состо­ят из старых звезд, правда, не столь сильно обедненных тяжелыми элементами, как в карликовых галактиках. По-видимому, звездообразование в «нормальных» Е-галактиках практически закончилось еще многие милли­арды лет назад. История dE-галактик, как оказалось, может быть иной. Это хорошо видно на примере все тех же спутников Туманности Андромеды.

Так, например, характер спектра спутника Туманно­сти Андромеды М 32 можно объяснить, предположив, что, хотя сейчас звездообразование в галактике, по-ви­димому, не происходит, оно существовало там несколько миллиардов лет назад.

В двух других спутниках Туманности Андромеды NGC 205 и NGC 185, непосредственно наблюдается не­сколько десятков голубых звезд высокой светимости, спрятавшихся среди россыпи старых красных звезд. По астрономическим масштабам времени такие звезды только что образовались, так как большой расход энер­гии делает их короткоживущими. Их возраст вряд ли превышает 100 млн. лет, что для звезд очень мало. Солн­це, например, существует в 50 раз дольше. Следова­тельно, в этих галактиках еще продолжается звездооб­разование.

Конечно, вместе с горячими звездами высокой свети­мости там могут (в значительно большем количестве) образовываться и маломассивные звезды, но их невоз­можно отыскать среди более ярких, но старых звезд га­лактики. Поэтому очаги звездообразования определя­ют лишь по положению голубых звезд, которые обычно локализованы в небольших участках галактики. Напри­мер, в галактике NGC 185 все голубые звезды занимают область размером менее 300 пк (размер всей галактики в десятки раз больше).

Проблема существования небольшого количества мо­лодых звезд в некоторых dE-галактиках представляет значительный интерес. Ведь в массивных эллиптических галактиках отсутствие звездообразования обычно связы­вают с отсутствием межзвездного газа, т. е. той среды, которая может породить звезды при своем сильном сжа­тии и охлаждении. Во всех случаях присутствие молодых голубых звезд заметно только в тех галактиках, где наб­людается межзвездная среда. Однако пока лишь в двух dE-галактиках удалось обнаружить холодный межзвезд­ный газ прямыми наблюдениями - в спутниках Туман­ности Андромеды NGC 205, NGC 185 (да и здесь его крайне мало - примерно 0,01 % полной массы галак­тики).

Тем не менее наблюдения близких dE-галактик по­казали что и в них молодые звезды связаны с межзвездной средой. В галактиках NGC 205 и NGC 185, в кото­рых как раз «поштучно» наблюдаются молодые голубые звезды, заметны темные пылевые туманности, связан­ные, как мы знаем на примере нашей Галактики, с об­ластями сравнительно плотного и холодного газа. Ра­зумеется, его там мало, но и звездообразование, можно сказать, еле теплится.

Откуда же берется этот газ?

Оказывается, если даже полностью «очистить» га­лактику от газа, со временем он в небольшом количе­стве появится вновь. Его поставляют в межзвездное про­странство стареющие звезды. Прямым доказательством такого процесса для ближайших галактик служат наб­людения планетарных туманностей - расширяющихся газовых оболочек, сбрасываемых звездами на определен­ном этапе их жизненного пути. Такие туманности обна­ружены во всех близких dE-галактиках. Со временем сброшенный звездами газ заполняет все межзвездное пространство. А затем в зависимости от конкретных фи­зических условий в галактике он либо покидает галак­тику, уходя в межгалактическое пространство, либо по­степенно остывает и сжимается, чтобы вновь превратить­ся в звезды,

Судьба газа, сброшенного звездами, зависит от массы эллиптической галактики, Теоретические расчеты пока­зали, межзвездный газ быстрее остывает и сжимается в небольших эллиптических галактиках. Качественно это объясянется тем, что звезды в них медленнее движутся, и столкновения газовых масс, сбрасываемых отдельными звездами, не приводят к такому сильному разогреву га­за, какой можно ожидать в больших галактиках. Воз­можно, именно поэтому в эллиптических «нормальных», не карликовых, галактиках следы газа и молодых звезд встречаются крайне редко. Но кто знает, если бы какая-нибудь гигантская эллиптическая галактика находилась от нас не дальше, чем Туманность Андромеды, мы, быть может, и в ней смогли отыскать отдельные голубые звезды?

Хотя в карликовых эллиптических галактиках и про­исходит в некоторых случаях слабое звездообразование, в целом это очень спокойные и очень медленно меняю­щиеся звездные системы. В них не наблюдается никаких активных процессов, связанных с незвездными источни­ками энергии, - выбросов вещества, нетеплового радиоизлучения, активности ядра. Да и самого ядра в обыч­ном понимании этого слова в dE-галактиках в большин­стве случаев нет, хотя в самом центре NGC 205 и М 32 виден маленький звездообразный объект («керн»), по­хожий на массивное шаровое скопление звезд. В более далеких галактиках подобные образования уже не до­ступны для наблюдений.

Разумеется, dE-галактики не ограничиваются спутни­ками Туманности Андромеды. Среди карликов - это га­лактики сравнительно высоких светимостей, поэтому-то они доступны наблюдениям до расстояний несколько десятков миллионов световых лет. Много dE-галактик найдено, например, в ближайшем большом скоплении галактик в созвездии Девы. Но среди большого числа dE-галактик всего лишь в одном случае можно запо­дозрить объект с активным ядром - своего рода карли­ковую радиогалактику. Об этом объекте стоит расска­зать подробнее, чтобы показать, с какими трудностями подчас встречаются исследователи в попытке выяснить природу наблюдаемого источника.

Радиогалактики, мощнейшие источники радиоволн в природе, являются, как правило, гигантскими эллипти­ческими галактиками, активное ядро которых выбрасы­вает потоки релятивистских (т. е. имеющих скорость, очень близкую к скорости света) протонов и электронов. Такие галактики находят, изучая фотографии тех уча­стков неба, где наблюдается тот или иной радиоисточ­ник.

Когда в 60-х годах было установлено, что координа­ты радиоисточника, имеющего обозначение ЗС 276, сов­падают с координатами эллиптической галактики не­большого углового размера, это не могло вызвать боль­шого удивления. Она вполне могла быть обычной радио­галактикой, удаленной на громадное расстояние, с ко­торого выглядела как объект 15-й звездной величины. Спектр галактики не был известен, но сама она упоми­налась в двух наиболее полных каталогах галактик - каталогах Воронцова-Вельяминова и Цвикки. У нее ока­залась слегка голубоватая внутренняя область доволь­но высокой поверхностной яркости и более «красная» оболочка размером около 1′.

«Нормальная» радиогалактика могла так выглядеть с расстояния примерно 100 Мпк. Поскольку в мире га­лактик хорошо выполняется закон, по которому чем дальше галактика, тем большую лучевую скорость она имеет (закон Хаббла), можно было ожидать, что ее ско­рость должна быть примерно равной 6-8 тыс. км/с. Ка­ково же было удивление, когда ее спектр, сфотографи­рованный вскоре после отождествления с радиоисточни­ком ЗС 276, засвидетельствовал, что ее скорость равна всего 30 км/с (к тому же спектр не содержал ожидаемых эмиссионных линий, характерных для радиогалактик).

В 1970 г. канадский астроном С. ван ден Берг, ра­ботая в США на гигантском 5-метровом телескопе, по­лучил с помощью электронно-оптического преобразова­теля новую спектрограмму галактики, чтобы проверить правильность неожиданной оценки. По восьми линиям поглощения было найдено более точное значение скоро­сти ее движения (относительно Солнца): 10±8 км/с. Такая скорость скорее характерна не для галактик, а для ближайших к Солнцу звезд.

На этом основании советский астроном Ю. П. Псков­ский предположил, что здесь мы имеем место не с ра­диогалактикой, а со слабым радиоисточником внутри нашей Галактики. Не может ли этот объект быть обыч­ным остатком Сверхновой типа Крабовидной туманно­сти? В пользу этого, казалось, говорило и то, что поло­жение радиоисточника ЗС 276 всего на 1° отличается от положения Сверхновой, наблюдавшейся китайскими аст­рономами в XIII в.

Однако новые исследования объекта сделали такое объяснение маловероятным. Высококачественные его фо­тографии, полученные с помощью крупных телескопов, показали, что он не содержит такой волокнистой струк­туры, которая типична для остатков Сверхновых, а наб­людаемая сильная концентрация в нем яркости к центру очень характерна для эллиптических галактик. Наконец, С. ван ден Берг нашел, что спектр излучения объекта полностью аналогичен спектру шаровых скоплений, обедненных тяжелыми элементами, что, как мы знаем, можно ожидать, если перед нами dE-галактика.

Хотя скорость движения этой dE-галактики относи­тельно Солнца близка к нулю, скорость относительно центра нашей Галактики, учитывая орбитальное движе­ние Солнца, примерно равна 200 км/с. По закону Хаббла это соответствует расстоянию, всего в несколько раз большему, чем до Туманности Андромеды. Правда, для галактик с такими незначительными скоростями расстояние определяется из закона Хаббла ненадежно. Его можно было бы уточнить, если бы в галактике наблюда­лись отдельные звезды, но, увы, тех обнаружить не уда­лось, несмотря на специально предпринятые поиски.

Низкая скорость движения объекта ЗС 276 опреде­ленно показывает, что он не может быть очень далеким. Выходит, что это близкая карликовая звездная система. Однако если даже расстояние до нее составляет 2- 3 Мпк, то перед нами не просто карликовая эллиптиче­ская галактика, а объект уникальный по своей низкой светимости, которая составляет всего 3-10 7 Lc . Среди известных dE-галактик нет ни одной, светимость которой была хотя бы близкой к этому значению. Рекордным оказался и радиус - лишь 150-200 пк. И отсюда сов­сем непонятно, как столь крохотная галактика может обладать активным ядром и не уступать по мощности радиоизлучения такой гигантской галактике, как Туман­ность Андромеды.

Что же за взрыв привел к выбросу радиоизлучающих облаков, которые, судя по распределению радиоизлуче­ния, занимают сейчас объем, во много раз превышаю­щий объем самого загадочного объекта?

Познакомившись с карликовыми эллиптическими га­лактиками, перейдем теперь к галактикам, очень похо­жим на них по звездному составу, но значительно менее понятным по своей природе.

Карликовая галактика - небольшая , состоящая из нескольких миллиардов (что очень мало по сравнению, например, с нашей галактикой, насчитывающей около 200-400 миллиардов звёзд). К карликовым относят галактики со светимостью меньше 10 9 L ☉ (примерно в 100 раз меньше светимости ), что примерно соответствует −16 m абсолютной звёздной величине. Большое Магелланово Облако, включающее 30 млрд звёзд, иногда классифицируется как карликовая галактика, в то время как другие рассматривают её как полноценную галактику, движущуюся вокруг Млечного Пути.

Очень сильно разнятся карликовые галактики по поверхностной яркости. Если обычные галактики имеют среднюю поверхностную яркость примерно равную яркости ночного неба, то карликовые галактики отличаются друг от друга по своей поверхностной яркости более чем на 10 m .

Открытие карликовых галактик

Если не считать галактики-спутники Туманности Андромеды M 32 и NGC 205, которые занимают пограничное положение между карликовыми и нормальными галактиками, первые карликовые галактики были обнаружены Х. Шепли в конце 1930-х годов, при проведении обзора неба в окрестности Южного полюса мира для статистического исследования галактик на обсерватории Гарвардского университета в Южной Африке. Сначала Шепли обнаружил неизвестное ранее скопление звезд в созвездии Скульптор, содержащее около 10 тыс. звезд 18-19,5 m . Вскоре было обнаружено подобное скопление в созвездии Печь. После того, как для исследования этих скоплений задействовали 2,5 м телескоп обсерватории Маунт-Вилсон, в них удалось найти цефеиды и определить расстояния. Оказалось, что оба неизвестных скопления расположены вне пределов нашей галактики, то есть представляют собой новый тип галактик низкой поверхностной яркости.

Открытия карликовых галактик стали массовыми после того как в 1950-х годах был выполнен паломарский обзор неба с помощью 120-сантиметр камеры Шмидта на обсерватории Маунт-Паломар. Оказалось, что карликовые галактики - это самые распространённые галактики во .

Местные карлики

В Местной группе находится очень много карликовых галактик: это маленькие галактики, часто вращающиеся по орбите вокруг крупных галактик, таких как Млечный Путь, Андромеда и Галактика Треугольника. Обнаружено 14 карликовых галактик, вращающихся вокруг нашей Галактики. Не исключено, что шаровое скопление Омега Центавра - это ядро захваченной в прошлом карликовой галактики.

Морфология

Существует несколько основных типов карликовых галактик:

• Карликовая эллиптическая галактика (dE ) - похожа на
  • Карликовая сфероидальная галактика (dSph ) - подтип dE , отличающийся особенно низкой поверхностной яркостью
• Карликовая неправильная галактика (dIr ) - подобна , имеет клочковатую структуру
• Карликовая голубая компактная галактика (dBCG или BCD ) - имеет признаки активного звездообразования
• Ультракомпактные карликовые галактики (UCD ) - класс очень компактных галактик, содержащих порядка 10 8 звёзд при характерном поперечном размере около 50 пк. Предположительно, эти галактики являются плотными остатками (ядрами) карликовых эллиптических галактик, пролетевших сквозь центральные части богатых . Ультракомпактные галактики были обнаружены в скоплениях галактик в Деве, Печи, Волосах Вероники, Абель 1689 и др.
• Карликовая спиральная галактика - аналог , но, в отличие от нормальных галактик, встречается чрезвычайно редко

Галактики-хоббиты

Недавно придуманный термин Галактики-хоббиты было решено использовать для обозначения галактик, которые меньше и тусклее чем карликовые галактики.

Проблема нехватки карликовых галактик

Проблема дефицита карликовых галактик (также известная как “проблема исчезнувших карликовых галактик-спутников”). Суть её в том, что число карликовых галактик (по отношению к числу обычных галактик) на целый порядок меньше числа, которое должно быть согласно моделированию по иерархическому распределению структур и общей космологии.

Есть два возможных решения этой проблемы:

1. карликовые галактики разрушаются приливными силами более крупных галактик;
2. карликовые галактики просто не видны, так как их тёмная материя не в состоянии привлечь достаточное количество барионной материи, чтобы они стали видимыми.

Второе решение частично подтверждается недавним (2007 год) открытием обсерваторией Кека восьми ультра-тусклых карликовых галактик (галактик-хоббитов) – спутников Млечного пути. Шесть из них на 99.9% состоят из темной материи (соотношение “массы к свету” составляет около 1000).

Подробное исследование таких галактик и особенно относительных скоростей отдельных звезд в них, позволила астрономам предположить, что мощное ультрафиолетовое излучение гигантских молодых звезд в своё время “выдуло” из таких галактик большую часть (поэтому там мало звезд), но оставило тёмную материю, которая именно поэтому сейчас преобладает. Некоторые из подобных тусклых карликовых галактик с подавляющим преобладанием тёмной материи астрономы предлагают искать непрямыми наблюдениями: по “кильватерному следу” в межгалактическом газе, т.е. по притяжению струй газа к этой “невидимой” галактике.



Которые занимают пограничное положение между карликовыми и нормальными галактиками, первые карликовые галактики были обнаружены Х. Шепли в конце 1930-х годов , при проведении обзора неба в окрестности Южного полюса мира для статистического исследования галактик на обсерватории Гарвардского университета в Южной Африке. Сначала Шепли обнаружил неизвестное ранее скопление звезд в созвездии Скульптор , содержащее около 10 тыс. звезд 18-19,5 m . Вскоре было обнаружено подобное скопление в созвездии Печь . После того, как для исследования этих скоплений задействовали 2,5 м телескоп обсерватории Маунт-Вилсон , в них удалось найти цефеиды и определить расстояния. Оказалось, что оба неизвестных скопления расположены вне пределов нашей галактики , то есть представляют собой новый тип галактик низкой поверхностной яркости.

Открытия карликовых галактик стали массовыми после того как в 1950-х годах был выполнен паломарский обзор неба с помощью 120-сантиметр камеры Шмидта на обсерватории Маунт-Паломар . Оказалось, что карликовые галактики - это самые распространённые галактики во Вселенной.

Образование карликовых галактик

Местные карлики

Морфология

Существует несколько основных типов карликовых галактик:

• Карликовая эллиптическая галактика (dE ) - похожа на эллиптические галактики
  • Карликовая сфероидальная галактика (dSph ) - подтип dE , отличающийся особенно низкой поверхностной яркостью
• Карликовая неправильная галактика (dIr ) - подобна неправильным галактикам , имеет клочковатую структуру
• Карликовая голубая компактная галактика (dBCG или BCD ) - имеет признаки активного звездообразования
• Ультракомпактные карликовые галактики (UCD ) - класс очень компактных галактик, содержащих порядка 10 8 звёзд при характерном поперечном размере около 50 пк . Предположительно, эти галактики являются плотными остатками (ядрами) карликовых эллиптических галактик, пролетевших сквозь центральные части богатых скоплений галактик . Ультракомпактные галактики были обнаружены в скоплениях галактик в Деве, Печи, Волосах Вероники, Абель 1689 и др.
• Карликовая спиральная галактика - аналог спиральных галактик , но, в отличие от нормальных галактик, встречается чрезвычайно редко

Галактики-хоббиты

Недавно придуманный термин Галактики-хоббиты было решено использовать для обозначения галактик, которые меньше и тусклее чем карликовые галактики.

Проблема нехватки карликовых галактик

Подробное исследование таких галактик и особенно относительных скоростей отдельных звезд в них, позволила астрономам предположить, что мощное ультрафиолетовое излучение гигантских молодых звезд в своё время "выдуло" из таких галактик большую часть газа (поэтому там мало звезд), но оставило тёмную материю, которая именно поэтому сейчас преобладает. Некоторые из подобных тусклых карликовых галактик с подавляющим преобладанием тёмной материи астрономы предлагают искать непрямыми наблюдениями: по "кильватерному следу" в межгалактическом газе, т.е. по притяжению струй газа к этой "невидимой" галактике.

Неполный список карликовых галактик

См. также

Напишите отзыв о статье "Карликовая галактика"

Примечания

1. Linda S. Sparke, John S. Gallagher III. Galaxies in the Universe: An Introduction. - 2-е изд. - Cambridge University Press, 2007. - P. 410. - 442 p. - ISBN 978-0-521-85593-8 .
2. Засов, А. В. Карликовые галактики (Новое в жизни, науке, технике). - М .: Знание , 1984. - 64 с. - (Космонавтика, астрономия).
3. Shapley, Harlow . Two Stellar Systems of a New Kind // Nature. - 1938. - Т. 142 . - С. 715-716 .
5. Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В.Г. Сурдин . - 2-е изд. - Фрязино: Век 2, 2008. - С. 373. - ISBN 978-5-85099-181-4 .
7. arXiv :astro-ph/0307362 Galaxies and Overmerging: What Does it Take to Destroy a Satellite Galaxy? 21 июля 2003
8. arXiv :astro-ph/0406613 Ultra Compact Dwarf galaxies in Abell 1689: a photometric study with the ACS. 28 июня 2004
9. SPACE.com
11. Simon, J. D. and Geha, M. (Nov 2007). «The Kinematics of the Ultra-faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem». The Astrophysical Journal 670 (1): 313–331. arXiv :0706.0516 . DOI :10.1086/521816 . Bibcode : .
12. 27 сентября 2007.
13. 17 января 2011.

Связанные гравитационно Не связанные гравитационно Связанные визуально

Виды Структура Активные ядра Взаимодействие Явления и процессы Списки

Отрывок, характеризующий Карликовая галактика

Лошадей подали.
– Bonjour, messieurs, [Здесь: прощайте, господа.] – сказал Долохов.
Петя хотел сказать bonsoir [добрый вечер] и не мог договорить слова. Офицеры что то шепотом говорили между собою. Долохов долго садился на лошадь, которая не стояла; потом шагом поехал из ворот. Петя ехал подле него, желая и не смея оглянуться, чтоб увидать, бегут или не бегут за ними французы.
Выехав на дорогу, Долохов поехал не назад в поле, а вдоль по деревне. В одном месте он остановился, прислушиваясь.
– Слышишь? – сказал он.
Петя узнал звуки русских голосов, увидал у костров темные фигуры русских пленных. Спустившись вниз к мосту, Петя с Долоховым проехали часового, который, ни слова не сказав, мрачно ходил по мосту, и выехали в лощину, где дожидались казаки.
– Ну, теперь прощай. Скажи Денисову, что на заре, по первому выстрелу, – сказал Долохов и хотел ехать, но Петя схватился за него рукою.
– Нет! – вскрикнул он, – вы такой герой. Ах, как хорошо! Как отлично! Как я вас люблю.
– Хорошо, хорошо, – сказал Долохов, но Петя не отпускал его, и в темноте Долохов рассмотрел, что Петя нагибался к нему. Он хотел поцеловаться. Долохов поцеловал его, засмеялся и, повернув лошадь, скрылся в темноте.

Х
Вернувшись к караулке, Петя застал Денисова в сенях. Денисов в волнении, беспокойстве и досаде на себя, что отпустил Петю, ожидал его.
– Слава богу! – крикнул он. – Ну, слава богу! – повторял он, слушая восторженный рассказ Пети. – И чег"т тебя возьми, из за тебя не спал! – проговорил Денисов. – Ну, слава богу, тепег"ь ложись спать. Еще вздг"емнем до утг"а.
– Да… Нет, – сказал Петя. – Мне еще не хочется спать. Да я и себя знаю, ежели засну, так уж кончено. И потом я привык не спать перед сражением.
Петя посидел несколько времени в избе, радостно вспоминая подробности своей поездки и живо представляя себе то, что будет завтра. Потом, заметив, что Денисов заснул, он встал и пошел на двор.
На дворе еще было совсем темно. Дождик прошел, но капли еще падали с деревьев. Вблизи от караулки виднелись черные фигуры казачьих шалашей и связанных вместе лошадей. За избушкой чернелись две фуры, у которых стояли лошади, и в овраге краснелся догоравший огонь. Казаки и гусары не все спали: кое где слышались, вместе с звуком падающих капель и близкого звука жевания лошадей, негромкие, как бы шепчущиеся голоса.
Петя вышел из сеней, огляделся в темноте и подошел к фурам. Под фурами храпел кто то, и вокруг них стояли, жуя овес, оседланные лошади. В темноте Петя узнал свою лошадь, которую он называл Карабахом, хотя она была малороссийская лошадь, и подошел к ней.
– Ну, Карабах, завтра послужим, – сказал он, нюхая ее ноздри и целуя ее.
– Что, барин, не спите? – сказал казак, сидевший под фурой.
– Нет; а… Лихачев, кажется, тебя звать? Ведь я сейчас только приехал. Мы ездили к французам. – И Петя подробно рассказал казаку не только свою поездку, но и то, почему он ездил и почему он считает, что лучше рисковать своей жизнью, чем делать наобум Лазаря.
– Что же, соснули бы, – сказал казак.
– Нет, я привык, – отвечал Петя. – А что, у вас кремни в пистолетах не обились? Я привез с собою. Не нужно ли? Ты возьми.
Казак высунулся из под фуры, чтобы поближе рассмотреть Петю.
– Оттого, что я привык все делать аккуратно, – сказал Петя. – Иные так, кое как, не приготовятся, потом и жалеют. Я так не люблю.
– Это точно, – сказал казак.
– Да еще вот что, пожалуйста, голубчик, наточи мне саблю; затупи… (но Петя боялся солгать) она никогда отточена не была. Можно это сделать?
– Отчего ж, можно.
Лихачев встал, порылся в вьюках, и Петя скоро услыхал воинственный звук стали о брусок. Он влез на фуру и сел на край ее. Казак под фурой точил саблю.
– А что же, спят молодцы? – сказал Петя.
– Кто спит, а кто так вот.
– Ну, а мальчик что?
– Весенний то? Он там, в сенцах, завалился. Со страху спится. Уж рад то был.
Долго после этого Петя молчал, прислушиваясь к звукам. В темноте послышались шаги и показалась черная фигура.
– Что точишь? – спросил человек, подходя к фуре.
– А вот барину наточить саблю.
– Хорошее дело, – сказал человек, который показался Пете гусаром. – У вас, что ли, чашка осталась?
– А вон у колеса.
Гусар взял чашку.
– Небось скоро свет, – проговорил он, зевая, и прошел куда то.
Петя должен бы был знать, что он в лесу, в партии Денисова, в версте от дороги, что он сидит на фуре, отбитой у французов, около которой привязаны лошади, что под ним сидит казак Лихачев и натачивает ему саблю, что большое черное пятно направо – караулка, и красное яркое пятно внизу налево – догоравший костер, что человек, приходивший за чашкой, – гусар, который хотел пить; но он ничего не знал и не хотел знать этого. Он был в волшебном царстве, в котором ничего не было похожего на действительность. Большое черное пятно, может быть, точно была караулка, а может быть, была пещера, которая вела в самую глубь земли. Красное пятно, может быть, был огонь, а может быть – глаз огромного чудовища. Может быть, он точно сидит теперь на фуре, а очень может быть, что он сидит не на фуре, а на страшно высокой башне, с которой ежели упасть, то лететь бы до земли целый день, целый месяц – все лететь и никогда не долетишь. Может быть, что под фурой сидит просто казак Лихачев, а очень может быть, что это – самый добрый, храбрый, самый чудесный, самый превосходный человек на свете, которого никто не знает. Может быть, это точно проходил гусар за водой и пошел в лощину, а может быть, он только что исчез из виду и совсем исчез, и его не было.
Что бы ни увидал теперь Петя, ничто бы не удивило его. Он был в волшебном царстве, в котором все было возможно.
Он поглядел на небо. И небо было такое же волшебное, как и земля. На небе расчищало, и над вершинами дерев быстро бежали облака, как будто открывая звезды. Иногда казалось, что на небе расчищало и показывалось черное, чистое небо. Иногда казалось, что эти черные пятна были тучки. Иногда казалось, что небо высоко, высоко поднимается над головой; иногда небо спускалось совсем, так что рукой можно было достать его.
Петя стал закрывать глаза и покачиваться.
Капли капали. Шел тихий говор. Лошади заржали и подрались. Храпел кто то.
– Ожиг, жиг, ожиг, жиг… – свистела натачиваемая сабля. И вдруг Петя услыхал стройный хор музыки, игравшей какой то неизвестный, торжественно сладкий гимн. Петя был музыкален, так же как Наташа, и больше Николая, но он никогда не учился музыке, не думал о музыке, и потому мотивы, неожиданно приходившие ему в голову, были для него особенно новы и привлекательны. Музыка играла все слышнее и слышнее. Напев разрастался, переходил из одного инструмента в другой. Происходило то, что называется фугой, хотя Петя не имел ни малейшего понятия о том, что такое фуга. Каждый инструмент, то похожий на скрипку, то на трубы – но лучше и чище, чем скрипки и трубы, – каждый инструмент играл свое и, не доиграв еще мотива, сливался с другим, начинавшим почти то же, и с третьим, и с четвертым, и все они сливались в одно и опять разбегались, и опять сливались то в торжественно церковное, то в ярко блестящее и победное.
«Ах, да, ведь это я во сне, – качнувшись наперед, сказал себе Петя. – Это у меня в ушах. А может быть, это моя музыка. Ну, опять. Валяй моя музыка! Ну!..»
Он закрыл глаза. И с разных сторон, как будто издалека, затрепетали звуки, стали слаживаться, разбегаться, сливаться, и опять все соединилось в тот же сладкий и торжественный гимн. «Ах, это прелесть что такое! Сколько хочу и как хочу», – сказал себе Петя. Он попробовал руководить этим огромным хором инструментов.
«Ну, тише, тише, замирайте теперь. – И звуки слушались его. – Ну, теперь полнее, веселее. Еще, еще радостнее. – И из неизвестной глубины поднимались усиливающиеся, торжественные звуки. – Ну, голоса, приставайте!» – приказал Петя. И сначала издалека послышались голоса мужские, потом женские. Голоса росли, росли в равномерном торжественном усилии. Пете страшно и радостно было внимать их необычайной красоте.

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

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

Данный тип космических объектов явно выделяется на фоне остальных.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

— комментирует Шольц.

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

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

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

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

— прокомментировал Омира.

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

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

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

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

— говорит Мендес.

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

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

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

— комментирует Жаклин Фахерти, астрофизик Американского музея естественной истории.

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

— говорит учёный.

Большинство галактик, как и наш Млечный Путь, окружены десятками небольших спутников, которые обращаются по орбитам вокруг них. Эти спутники крайне тусклы - из них лишь самые яркие и близкие были замечены в окрестности нашей Галактики и ближайшего соседа, галактики Андромеда. Но эти карликовые галактики-спутники летают не хаотично: все они расположены примерно в одной плоскости, кажущейся нам прямой линией.

Компланарность кажется неожиданной. Компьютерные модели эволюции галактик показывали, что в каждом направлении небесной сферы должно располагаться примерно одинаковое число галактик-спутников. Долгое время считалось, что такое сферически симметричное распределение - естественное следствие существования темной материи, загадочной субстанции, которая взаимодействует с обычной материей лишь посредством гравитации. Астрономы полагают, что темная материя преобладает во Вселенной и играет ключевую роль в формировании галактик и расширении пространства.

Однако загадка компланарности карликовых галактик не давала покоя и привела некоторых астрономов, включая Крупу, к вопросу, существует ли темная материя вообще. ≪Гипотеза о темной материи показала свою несостоятельность, - заявил он, прерывая мой доклад, - поскольку сделанные на ее основе предсказания о том, что спутники должны быть распределены сферически симметрично вокруг Млечного Пути, находятся в прямом противоречии с тем, что мы наблюдаем≫.

Я представлял другой взгляд на проблему, который пытается объяснить странное расположение галактических спутников наличием космических структур темной материи, больших, чем наш Млечный Путь. Хотя небольшое число скептиков вроде Крупы остаются при своем мнении, недавние работы, включая мою, показывают, как гигантская паутина темной материи способна объяснить уникальное расположение галактик-спутников на небосводе.

Недостающая материя

Гипотеза о темной материи, лежащая в центре этой полемики, впервые была высказана для объяснения других загадочных свойств галактик. В 1930-е гг. великий астроном Фриц Цвикки захотел «взвесить» скопление Волосы Вероники, гигантскую группу почти из тысячи галактик. Начал он с измерения скоростей, с которыми движутся галактики в этом скоплении. К своему удивлению, он обнаружил огромные скорости - тысячи километров в секунду, - достаточно большие, чтобы скопление разорвалось на части. Почему же оно не разлетелось на куски? Цвикки предположил, что скопление заполнено неким невидимым веществом, которое удерживает галактики вместе силой своей гравитации. Эту недостающую субстанцию впоследствии назвали темной материей.

С тех пор как 80 лет назад Цвикки впервые высказал свое предположение, призрак темной материи возникает то тут то там по всей Вселенной, почти в каждой изученной галактике. В нашей собственной - Млечном Пути - астрономы выявили ее существование исходя из характера движения звезд на задворках галактики. Так же как и галактики в скоплении Волосы Вероники, эти звезды движутся слишком быстро, чтобы их могло удержать все видимое вещество. А дюжина карликовых галактик вблизи Млечного Пути, по-видимому, богаче темной материей.

Вездесущность темной материи укрепила уверенность в ее существовании. И действительно, большинство космологов полагают, что темная материя составляет примерно 84% всей материи, перевешивая нормальные атомы в отношении примерно пять к одному.

Такое обилие темной материи предполагает, что она, по-видимому, играет исключительную роль в эволюции Вселенной. Один из путей изучения этой эволюции- использование компьютерных моделей. Начиная с 1970-х гг. ученые в области вычислительной космологии предпринимали попытки моделировать историю Вселенной с помощью компьютерных программ. Методика проста: задайте воображаемый прямоугольный объем; поместите туда в узлах почти совершенной решетки воображаемые точечные частицы, которые в этой модели имитируют сгустки темной материи; рассчитайте гравитационное притяжение каждой частицы со стороны всех остальных и позвольте им двигаться в соответствии с действующим на них гравитационным полем: проследите этот процесс на интервале в 13 млрд лет.

С 1970-х гг. стратегии такого рода значительно развились и стали гораздо более сложными, но в основе своей этот метод используется по сей день. Сорок лет назад программа могла работать лишь с несколькими сотнями частиц. Современные методы компьютерного моделирования позволяют рассчитывать поведение миллиардов частиц в объеме, приближающемся к размеру наблюдаемой Вселенной.

Компьютерное моделирование Вселенной оказалось невероятно удобным способом исследовать отдельные галактики, но при этом оно породило и ряд непростых загадок. Например, компьютерные модели указывают, что темная материя, заполняющая гало вокруг Млечного Пути, стягивает газ и пыль в отдельные сгустки. Эти сгустки должны сжиматься под действием гравитации, образуя звезды и карликовые галактики. Вокруг Млечного Пути, окруженного темной материей, должны быть тысячи малых галактик. Однако, наблюдая ночное небо, мы видим их всего лишь несколько десятков. Неудача всех попыток их обнаружить стала очевидной в 1990-е гг., и с тех пор это называют «проблемой недостающих спутников».

За прошедшие годы астрономы придумали несколько возможных объяснений этой дилеммы. Первая и самая убедительная состоит в том, что не все спутники, появляющиеся в компьютерных моделях, строго соответствуют реально существующим галактикам-спутникам. Массы самых малых сгустков темной материи (и их гравитационное притяжение), возможно, недостаточны, чтобы захватить газ и сформировать звезды. Продолжая эту линию рассуждений, можно предположить, что наблюдаемые галактики-спутники-лишь видимая вершина темного айсберга: возможно, сотни, если не тысячи, темных галактик-спутников, не имеющих звезд, существуют вблизи. Просто мы их не видим.

Второе: даже если в небольших скоплениях темной материи сформировались звезды, возможно, они слишком тусклы, чтобы мы могли увидеть их в наши телескопы. Тогда по мере развития техники и роста чувствительности телескопов астрономы обнаружат новые галактики-спутники. Действительно, за прошедшие несколько лет число известных галактик-спутников, обращающихся вокруг Млечного Пути, удвоилось.

Кроме того, сам диск нашей галактики, вероятно, мешает нам заметить некоторые спутники. Этот диск, по сути, - плотное плоское скопище звезд, настолько яркое, что для невооруженного глаза выглядит полосой белой жидкости (отсюда и название «Млечный Путь»). Очень трудно обнаружить спутники, прячущиеся за диском, столь же трудно, как днем увидеть Луну, - тусклый свет галактики-спутника тонет в сиянии Млечного Пути.

Все эти аргументы вместе взятые решают проблему недостающих галактик-спутников и убеждают большинство астрофизиков. Они спасают идею темной материи, защищая ее от самых серьезных наблюдательных контраргументов. Однако странное пространственное расположение галактик-спутников по-прежнему ставит ученых в тупик.

Новая угроза карлика

В нескольких статьях, опубликованных в конце 1970-х - начале 1980-х гг.. Дональд Линден-Белл (Donald Lynclen-Bell). астрофизик Кембриджского университета, отметил, что многие из галактик-спутников, обращающихся вокруг Млечного Пути, по всей видимости, расположены водной плоскости. Как объяснить такую странную картину? В 2005 г. Крупа и его группа из Боннского университета убедили мир, что такое компланарное расположение не могло быть случайным. Они предположили, что спутники из темной материи были равномерно распределены вокруг Млечного Пути, как и предсказывало компьютерное моделирование, и что только один из сотни этих карликов был достаточно велик, чтобы в нем образовались звезды ион стал заметен в телескоп. С учетом этих абсолютно разумных допущений они задались вопросом: как часто мы можем ожидать, что обнаружим систему вроде Млечного Пути, вокруг которой светящиеся спутники оказались бы выстроенными в ряд? Ответ произвел взрыв в космологии: вероятность этого - менее одной миллионной.

«Если бы формированием галактик управляла темная материя, - возражает Крупа. - то галактики-спутники никогда бы не выстроились вдоль плоскости». Описывая в статье свои результаты. Крупа предложил собственное решение. «Единственный выход из положения, - писал он. - предположить, что спутники Млечного Пути сформировалась не в результате агрегации темной материи». Темной материи, утверждал он. не существует.

Будучи хорошим теоретиком. Крупа предложил альтернативу. Он полагает, что спутники- это осколки крупной галактики -прародительницы, которая когда-то в прошлом пролетела близ Млечного Пути. Так же как астероид, пролетая сквозь атмосферу Земли, раскалывается и оставляет за собой хвост из обломков, возможно, и спутники Млечного Пути возникли из вещества, отобранного у более крупного предка.

Когда мы вглядываемся во Вселенную, говорит Крупа, у некоторых сталкивающихся галактик мы видим длинные мосты звездного вещества, называемые приливными рукавами. Часто приливные рукава содержат небольшие галактики-спутники, которые образовались в результате сжатия захваченного вещества. При подходящих условиях сам процесс отрыва приводит к тому, что захваченное вещество собирается водной плоскости, подобно спутникам Млечного Пути.

Объяснение Крупы было элегантным, простым и самое главное, небесспорным. Оно быстро попало под шквал атак. Например, звезды в галактиках-спутниках Млечного Пути движутся слишком быстро в случае одной лишь обычной материи. Должно быть, вместе их удерживает темная материя, так же как она удерживает все части Млечного Пути. (Действительно, наблюдения указывают, что карликовые спутники Млечного Пути - это галактики с самым большим во Вселенной содержанием темной материи.) А приливный сценарий образования карликовых галактик предполагает, что в них нет темной материи, оставляя открытым вопрос, что не дает им разлететься на части.

Во-вторых, так же как при столкновении один автомобиль повреждает другой, столкновения между дисковыми галактиками разрушают диски. Почти всегда конечный результат столкновения галактик - бесформенный сгусток звезд. Млечный Путь имеет четко выраженную структуру и довольно тонкий диск. Мы не наблюдаем никаких признаков того, что в недавнем прошлом он пострадал в результате какого-либо столкновения или слияния.

Темная паутина

Альтернативное решение загадки необычного выравнивания карликовых галактик требует взглянуть дальше в глубины космоса. В работах по численному моделированию, которые начались в 1970-е гг., непросто изучается эволюция отдельных галактик, в них моделируются гигантские объемы Вселенной. Когда мы делаем это в самых больших масштабах, то видим, что галактики распределены не хаотически. Наоборот, они стремятся объединиться в строга определенную нитевидную структуру, называемую космической паутиной. Мы отчетливо различаем предсказанную структуру, когда рассматриваем карты распределения в пространстве реальных галактик.

Эта космическая паутина состоит из величественных слоев, заполненных миллионами галактик и протянувшихся на сотни миллионов световых лет. Эти слои соединены сигарообразными нитями. В промежутках между нитями лежат пустоты, в которых галактик нет. Большие галактики, такие как наша, обычно располагаются в тех точках паутины, где пересекаются множество нитей.

Будучи аспирантом Даремского университета в Англии, я строил компьютерные модели этих плотных областей. Однажды я принес распечатку последних результатов в кабинет моего научного руководителя Карлоса Френка (Carlos Frenk). Модель, над которой я работал, прослеживала формирование Млечного Пути и его окрестностей на протяжении 13 млрд лет истории Вселенной — Френк несколько секунд внимательно рассматривал компьютерный рисунок, а затем взмахнул листком и воскликнул: «Оставь все остальное! Галактики-спутники, которые ты изучаешь, все до одной лежат в той самой невероятной плоскости Крупы!» Наша модель не воспроизводила результаты сделанных ранее компьютерных моделей - равномерное распределение галактик-спутников в гало Млечного Пути. Вместо этого компьютер предсказывал формирование спутников водной плоскости- очень близко к тому, что наблюдают астрономы. Мы почувствовали, что с нашей модели начнется разгадка тайны того, как карликовые спутники смогли так странно расположиться в пространстве.

«Почему бы тебе не проследить эволюцию спутников обратно во времени, чтобы посмотреть, откуда они взялись?» - предложил Френк. У нас был конечный результат; теперь пришло время исследовать промежуточные этапы эволюции.

Когда мы изучали ход моделирования в обратном направлении, то увидели, что карликовые галактики не возникли в областях, непосредственно примыкавших к Млечному Пути. Как правило, они группировались немного дальше, внутри нитей космической паутины. Нити- это области более высокой плотности, чем космические пустоты. Вероятно, поэтому они притягивают находящиеся поблизости пыль и газ и собирают их в нарождающиеся галактики.