Die meisten Galaxien, wie unsere die Milchstrasse, sind von Dutzenden kleiner Satelliten umgeben, die sie umkreisen. Diese Satelliten sind extrem schwach - von ihnen wurden nur die hellsten und nächsten in der Nähe unserer Galaxie und des nächsten Nachbarn, der Andromeda-Galaxie, gesehen. Aber diese Zwerg-Satellitengalaxien fliegen nicht zufällig: Sie befinden sich alle ungefähr in derselben Ebene, die uns wie eine gerade Linie erscheint.
Die Koplanarität erscheint unerwartet. Computermodelle der Entwicklung von Galaxien zeigten das in jeder Richtung himmlische Sphäre sollte ungefähr sein die gleiche Nummer Satellitengalaxien. Lange Zeit man glaubte, dass eine solche kugelsymmetrische Verteilung eine natürliche Folge der Existenz ist Dunkle Materie, eine mysteriöse Substanz, die nur durch die Schwerkraft mit gewöhnlicher Materie interagiert. Astronomen glauben, dass dunkle Materie das Universum dominiert und eine Schlüsselrolle bei der Entstehung von Galaxien und der Ausdehnung des Weltraums spielt.
Das Geheimnis der Koplanarität von Zwerggalaxien hat jedoch einige Astronomen, einschließlich Krupa, verfolgt und dazu veranlasst, sich zu fragen, ob dunkle Materie überhaupt existiert. „Die Hypothese der dunklen Materie hat sich als unhaltbar erwiesen“, sagte er und unterbrach meinen Vortrag, „weil die auf ihrer Grundlage getroffenen Vorhersagen, dass Satelliten kugelsymmetrisch um die Milchstraße verteilt sein sollten, in direktem Widerspruch zu unseren Beobachtungen stehen.“
Ich habe eine andere Sichtweise des Problems dargestellt, die versucht, die seltsame Anordnung galaktischer Satelliten durch die Präsenz zu erklären Raumstrukturen Dunkle Materie größer als unsere Milchstraße. Während eine kleine Anzahl von Skeptikern wie Krupa unentschlossen bleibt, zeigen neuere Arbeiten, einschließlich meiner, wie ein riesiges Netz aus dunkler Materie die einzigartige Anordnung von Begleitgalaxien am Himmel erklären kann.
fehlende Materie
Die Hypothese der dunklen Materie im Zentrum dieser Kontroverse wurde zuerst vorgeschlagen, um andere mysteriöse Eigenschaften von Galaxien zu erklären. In den 1930ern der große Astronom Fritz Zwicky wollte den Coma-Haufen, eine gigantische Ansammlung von fast tausend Galaxien, „wiegen“. Er begann damit, die Geschwindigkeiten zu messen, mit denen sich Galaxien in diesem Haufen bewegen. Zu seiner Überraschung fand er enorme Geschwindigkeiten- Tausende von Kilometern pro Sekunde - groß genug, dass der Cluster auseinanderbrechen kann. Warum zerbrach es nicht in Stücke? Zwicky schlug vor, dass der Haufen mit einer Art unsichtbarer Substanz gefüllt ist, die die Galaxien durch ihre Schwerkraft zusammenhält. Diese fehlende Substanz wurde später Dunkle Materie genannt.
Seit Zwicky vor 80 Jahren zum ersten Mal seinen Vorschlag unterbreitete, taucht das Gespenst der Dunklen Materie im ganzen Universum auf, in fast jeder untersuchten Galaxie. In unserer eigenen – der Milchstraße – haben Astronomen ihre Existenz basierend auf der Art der Bewegung von Sternen in den Außenbezirken der Galaxie identifiziert. Wie die Galaxien im Coma-Haufen bewegen sich diese Sterne zu schnell, um von aller sichtbaren Materie aufgehalten zu werden. Und ein Dutzend Zwerggalaxien in der Nähe der Milchstraße scheinen reicher an dunkler Materie zu sein.
Die Allgegenwart dunkler Materie hat das Vertrauen in ihre Existenz gestärkt. Tatsächlich glauben die meisten Kosmologen, dass dunkle Materie etwa 84 % aller Materie ausmacht und normale Atome um etwa fünf zu eins überwiegt.
Diese Fülle an dunkler Materie deutet darauf hin, dass sie eine entscheidende Rolle in der Entwicklung des Universums zu spielen scheint. Eine Möglichkeit, diese Entwicklung zu untersuchen, ist die Verwendung Computermodelle. Seit den 1970er Jahren Wissenschaftler auf dem Gebiet der Computerkosmologie haben versucht, die Geschichte des Universums mithilfe von Computerprogrammen zu modellieren. Die Technik ist einfach: Stellen Sie ein imaginäres rechteckiges Volumen ein; Platzieren Sie dort imaginäre Punktteilchen an den Knoten eines fast perfekten Gitters, die in diesem Modell Klumpen dunkler Materie imitieren; Berechnung Erdanziehungskraft jedes Teilchen von der Seite aller anderen und lasse sie sich entsprechend dem auf sie wirkenden Gravitationsfeld bewegen: Verfolge diesen Vorgang über einen Zeitraum von 13 Milliarden Jahren.
Seit den 1970er Jahren Strategien dieser Art haben sich stark weiterentwickelt und sind viel komplexer geworden, aber im Kern wird diese Methode noch heute verwendet. Vor 40 Jahren konnte ein Programm nur mit einigen hundert Teilchen arbeiten. Moderne Methoden Computersimulationen ermöglichen es, das Verhalten von Milliarden von Teilchen in einem Volumen zu berechnen, das der Größe des beobachtbaren Universums nahe kommt.
Die Computersimulation des Universums erwies sich als unglaublich bequeme Weise einzelne Galaxien zu erforschen, brachte aber auch eine Reihe schwieriger Geheimnisse hervor. Computermodelle zeigen zum Beispiel, dass die dunkle Materie, die den Halo um die Milchstraße füllt, Gas und Staub in getrennte Klumpen zieht. Diese Klumpen sollten sich unter dem Einfluss der Schwerkraft komprimieren und Sterne und Zwerggalaxien bilden. Rund um die Milchstraße, umgeben von dunkler Materie, müsste es Tausende kleiner Galaxien geben. Wenn wir jedoch den Nachthimmel beobachten, sehen wir nur ein paar Dutzend von ihnen. Das Scheitern aller Versuche, sie zu entdecken, zeigte sich in den 1990er Jahren und wird seither als „Missing Satellite Problem“ bezeichnet.
Im Laufe der Jahre haben Astronomen mehrere entwickelt mögliche Erklärungen dieses Dilemma. Die erste und überzeugendste ist, dass nicht alle Satelliten, die in Computermodellen erscheinen, genau den realen Satellitengalaxien entsprechen. Die Massen der kleinsten Klumpen dunkler Materie (und ihre Anziehungskraft) reichen möglicherweise nicht aus, um Gas einzufangen und Sterne zu bilden. Wenn wir diese Argumentation fortsetzen, können wir davon ausgehen, dass die beobachteten Satellitengalaxien nur die sichtbare Spitze eines dunklen Eisbergs sind: Vielleicht existieren Hunderte, wenn nicht Tausende von dunklen Satellitengalaxien, die keine Sterne haben, in der Nähe. Wir sehen sie nur nicht.
Zweitens, selbst wenn sich Sterne in kleinen Klumpen dunkler Materie gebildet haben, sind sie möglicherweise zu dunkel, als dass wir sie mit unseren Teleskopen sehen könnten. Dann, wenn sich die Technologie weiterentwickelt und die Empfindlichkeit von Teleskopen zunimmt, werden Astronomen neue Satellitengalaxien entdecken. Tatsächlich hat sich in den letzten Jahren die Zahl der bekannten Satellitengalaxien, die die Milchstraße umkreisen, verdoppelt.
Darüber hinaus hindert uns wahrscheinlich die Scheibe unserer Galaxie daran, einige Satelliten zu sehen. Diese Scheibe ist im Wesentlichen eine dichte, flache Ansammlung von Sternen, die so hell sind, dass sie mit bloßem Auge als Streifen weißer Flüssigkeit erscheint (daher der Name „Milchstraße“). Es ist sehr schwierig, Satelliten zu erkennen, die sich hinter der Scheibe verstecken, ebenso schwierig wie es ist, den Mond tagsüber zu sehen - das schwache Licht der Satellitengalaxie wird im Glanz der Milchstraße übertönt.
All diese Argumente zusammengenommen lösen das Problem fehlender Begleitgalaxien und überzeugen die meisten Astrophysiker. Sie retten die Idee der Dunklen Materie, indem sie sie vor den schwerwiegendsten beobachtenden Gegenargumenten schützen. Die seltsame räumliche Anordnung von Satellitengalaxien verwirrt die Wissenschaftler jedoch immer noch.
Neue Bedrohung Zwerg
In mehreren Artikeln, die in den späten 1970er und frühen 1980er Jahren veröffentlicht wurden, hat Donald Lynclen-Bell. Astrophysiker an der Universität Cambridge, stellte fest, dass sich viele der Satellitengalaxien, die die Milchstraße umkreisen, offenbar in der Wasserebene befinden. Wie kann man so ein seltsames Bild erklären? 2005 überzeugten Krupa und seine Gruppe an der Universität Bonn die Welt davon, dass diese koplanare Anordnung kein Zufall sein könne. Sie schlugen vor, dass die Satelliten der Dunklen Materie wie vorhergesagt gleichmäßig um die Milchstraße verteilt waren. Computermodellierung, und dass nur einer von Hunderten dieser Zwerge groß genug war, um darin Sterne zu bilden, wurde das Ion in einem Teleskop sichtbar. Angesichts dieser durchaus vernünftigen Annahmen fragten sie sich: Wie oft können wir damit rechnen, ein System wie die Milchstraße zu finden, um das sich die leuchtenden Satelliten aufreihen würden? Die Antwort ist in der Kosmologie explodiert: Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei weniger als eins zu einer Million.
„Wenn dunkle Materie die Entstehung von Galaxien kontrolliert“, argumentiert Krupa. - dann würden sich die Satellitengalaxien niemals entlang der Ebene ausrichten. Beschreiben Sie Ihre Ergebnisse im Artikel. schlug Krupa vor eigene Entscheidung. „Der einzige Ausweg“, schrieb er. - davon auszugehen, dass die Satelliten der Milchstraße nicht durch die Ansammlung dunkler Materie entstanden sind. Dunkle Materie, argumentierte er. existiert nicht.
ein guter Theoretiker sein. Krupa bot eine Alternative an. Er glaubt, dass Satelliten Fragmente einer großen Vorläufergalaxie sind, die in der Vergangenheit einst in der Nähe der Milchstraße geflogen ist. So wie ein Asteroid beim Durchqueren der Erdatmosphäre auseinanderbricht und eine Trümmerspur hinterlässt, ist es möglich, dass die Satelliten der Milchstraße aus Materie stammen, die einem größeren Vorfahren entnommen wurde.
Wenn wir ins Universum blicken, sagt Krupa, sehen wir lange Brücken aus Sternmaterie, die Gezeitenarme genannt werden, um einige der kollidierenden Galaxien. Oft Gezeitenarme enthalten große Galaxien-Satelliten, die durch Kompression der eingeschlossenen Materie entstanden sind. Unter geeigneten Bedingungen führt bereits der Ablösungsprozess dazu, dass sich die eingefangene Materie ähnlich wie bei den Trabanten der Milchstraße im Wasserflugzeug sammelt.
Krupas Erklärung war elegant, einfach und vor allem unbestreitbar. Es geriet schnell unter eine Flut von Angriffen. Beispielsweise bewegen sich die Sterne in den Begleitgalaxien der Milchstraße allein mit gewöhnlicher Materie zu schnell. Dunkle Materie muss sie zusammenhalten, so wie sie alle Teile der Milchstraße zusammenhält. (Tatsächlich deuten Beobachtungen darauf hin, dass die Zwerggalaxien der Milchstraße die Galaxien mit dem höchsten Gehalt an dunkler Materie im Universum sind.) Und das Gezeitenszenario für die Bildung von Zwerggalaxien legt nahe, dass sie keine dunkle Materie haben und verlassen offene Frage das verhindert, dass sie auseinanderfallen.
Zweitens, so wie ein Auto bei einer Kollision ein anderes beschädigt, zerstören Kollisionen zwischen Scheibengalaxien Scheiben. Fast immer ist das Endergebnis einer Kollision von Galaxien ein unförmiger Haufen von Sternen. Die Milchstraße hat eine ausgeprägte Struktur und eine ziemlich dünne Scheibe. Wir sehen keinen Hinweis darauf, dass es in der jüngeren Vergangenheit von einer Kollision oder Fusion betroffen war.
dunkles Netz
Eine alternative Lösung für das Rätsel der ungewöhnlichen Ausrichtung von Zwerggalaxien erfordert einen tieferen Blick in die Tiefen des Weltraums. In Arbeit numerische Simulation, die in den 1970er Jahren begannen, ist die Entwicklung einzelner Galaxien nicht einfach zu studieren, sie modellieren gigantische Volumina des Universums. Wenn wir dies im größten Maßstab tun, sehen wir, dass die Galaxien nicht zufällig verteilt sind. Im Gegenteil, sie neigen dazu, sich in einer streng definierten Fadenstruktur zu vereinen, die als kosmisches Netz bezeichnet wird. Wir unterscheiden die vorhergesagte Struktur deutlich, wenn wir Verteilungskarten im Raum realer Galaxien betrachten.
Dieses kosmische Netz besteht aus majestätischen Schichten, die mit Millionen von Galaxien gefüllt sind und sich über Hunderte von Millionen Lichtjahren erstrecken. Diese Schichten sind durch zigarrenförmige Fäden verbunden. In den Lücken zwischen den Fäden gibt es Hohlräume, in denen es keine Galaxien gibt. Große Galaxien wie unsere befinden sich normalerweise an den Stellen im Netz, an denen sich viele Fäden kreuzen.
Als Doktorand an der Durham University in England habe ich Computermodelle dieser dichten Regionen gebaut. Eines Tages brachte ich einen Ausdruck der neuesten Ergebnisse in mein Büro. Supervisor Carlo Frank. Das Modell, an dem ich arbeitete, zeichnete die Entstehung der Milchstraße und ihrer Umgebung über 13 Milliarden Jahre der Geschichte des Universums nach – Frank betrachtete die Computerzeichnung einige Sekunden lang, winkte dann mit dem Papier und rief: „Lass alles andere! Die Satellitengalaxien, die Sie studieren, liegen alle in dieser unglaublichen Krupa-Ebene! Unser Modell hat die Ergebnisse zuvor erstellter Computermodelle nicht reproduziert - gleichmäßige Verteilung Satellitengalaxien im Halo der Milchstraße. Stattdessen sagte der Computer die Bildung von Satelliten des Wasserflugzeugs voraus – sehr nah an dem, was Astronomen beobachten. Wir hatten das Gefühl, dass unser Modell beginnen würde, das Geheimnis zu lüften, wie Zwergsatelliten so seltsam im Weltraum positioniert sein konnten.
"Warum verfolgen Sie nicht die Entwicklung der Satelliten in der Zeit zurück, um zu sehen, woher sie kamen?" schlug Frank vor. Wir hatten das Endergebnis; Jetzt ist es an der Zeit, die Zwischenstadien der Evolution zu erforschen.
Als wir auf die Simulationen zurückblickten, sahen wir, dass Zwerggalaxien nicht in Regionen entstanden, die unmittelbar an die Milchstraße angrenzen. In der Regel waren sie etwas weiter gruppiert, innerhalb der Fäden des kosmischen Netzes. Threads sind Bereiche mehr Hohe Dichte als Leerstellen. Das ist wahrscheinlich der Grund, warum sie Staub und Gas in der Nähe anziehen und in entstehenden Galaxien sammeln.
Relativ helle und massive Leuchten sind mit bloßem Auge recht einfach zu erkennen, aber es gibt viel mehr Zwergsterne in der Galaxie, die nur in sichtbar sind leistungsstarke Teleskope, auch wenn es in der Nähe liegt Sonnensystem. Unter ihnen gibt es sowohl bescheidene Hundertjährige - rote Zwerge als auch braune Zwerge, die keinen vollwertigen Sternstatus erreicht haben, und weiße Zwerge im Ruhestand, die sich allmählich in schwarze verwandeln.
Das Schicksal eines Sterns hängt ganz von der Größe bzw. Masse ab. Um sich die Masse eines Sterns besser vorstellen zu können, können wir folgendes Beispiel geben. Wenn Sie 333.000 auf eine Skala setzen Globen, und auf der anderen Seite - die Sonne, dann werden sie sich gegenseitig ausgleichen. In der Welt der Sterne ist unsere Sonne durchschnittlich. Es ist 100-mal weniger Masse als die meisten große Sterne und dem leichtesten 20-mal überlegen. Es scheint, dass die Reichweite gering ist: ungefähr wie von einem Wal (15 Tonnen) bis zu einer Katze (4 Kilogramm). Aber die Sterne sind keine Säugetiere, ihre physikalische Eigenschaften sind viel stärker von der Masse abhängig. Vergleichen Sie zumindest die Temperatur: Für einen Wal und eine Katze ist sie fast gleich, aber für Sterne unterscheidet sie sich dutzende Male: von 2000 Kelvin für Zwerge bis 50.000 für massive Sterne. Noch stärker - die Stärke ihrer Strahlung unterscheidet sich milliardenfach. Deshalb nehmen wir entfernte Riesensterne am Himmel leicht wahr und Zwerge sehen wir nicht einmal in der Nähe der Sonne.
Doch nach sorgfältigen Berechnungen stellte sich heraus, dass die Verbreitung von Riesen und Zwergen in der Galaxie stark der Situation bei Walen und Katzen auf der Erde ähnelt. In der Biosphäre gilt: Je kleiner der Organismus, desto mehr Individuen in der Natur. Es stellt sich heraus, dass dies auch für Sterne gilt, aber diese Analogie zu erklären ist nicht so einfach. In der Tierwelt funktionieren Nahrungsketten: Große fressen kleine. Wenn es im Wald mehr Füchse als Hasen gäbe, was würden diese Füchse fressen? Die Sterne fressen sich jedoch im Allgemeinen nicht gegenseitig auf. Warum gibt es dann weniger Riesensterne als Zwerge? Astronomen kennen bereits die halbe Antwort auf diese Frage. Tatsache ist, dass die Lebensdauer eines massereichen Sterns Tausende von Rad kürzer ist als die eines Zwergsterns. Um ihren eigenen Körper vor dem Gravitationskollaps zu bewahren, müssen sich schwere Sterne auf eine hohe Temperatur erwärmen – Hunderte von Millionen Grad im Zentrum. In ihnen laufen thermonukleare Reaktionen sehr intensiv ab, was zu einer enormen Strahlungsleistung und einer schnellen Verbrennung des „Brennstoffs“ führt. Ein massereicher Stern verbraucht seine gesamte Energie in wenigen Millionen Jahren, und sparsame Zwerge, die langsam schwelen, dehnen ihr thermonukleares Alter auf mehrere zehn oder mehr Milliarden Jahre aus. Wenn also ein Zwerg geboren wird, lebt er noch, denn das Alter der Galaxie beträgt nur etwa 13 Milliarden Jahre, aber die massereichen Sterne, die vor mehr als 10 Millionen Jahren geboren wurden, sind längst gestorben.
Dies ist jedoch nur die halbe Antwort auf die Frage, warum Riesen im Weltraum so selten sind. Und die andere Hälfte ist, dass massereiche Sterne viel seltener geboren werden als Zwergsterne. Für hundert neugeborene Sterne wie unsere Sonne erscheint nur ein Stern mit einer zehnmal größeren Masse als die der Sonne. Der Grund hierfür Umweltmuster Astrophysiker haben es noch nicht herausgefunden.
Bis vor kurzem gab es eine große Lücke in der Klassifizierung astronomischer Objekte: die kleinsten berühmte Sterne waren 10 mal leichter als die Sonne, und die meisten massiver Planet- Jupiter - 1000 Mal. Gibt es außer Sternen oder Planeten Zwischenobjekte in der Natur mit einer Masse zwischen 1/1000 und 1/10 einer Sonnenmasse? Wie soll das aussehen? fehlendes Glied"? Kann es erkannt werden? Diese Fragen beschäftigen Astronomen seit langem, aber die Antwort nahm erst Mitte der 1990er Jahre Gestalt an, als Programme zur Suche nach Planeten außerhalb des Sonnensystems erste Früchte trugen. Es wurden riesige Planeten entdeckt, die mehrere sonnenähnliche Sterne umkreisen, die alle massereicher als Jupiter sind. Die Massenlücke zwischen Sternen und Planeten begann zu schrumpfen. Aber ist eine Bindung möglich, und wo ist die Grenze zwischen einem Stern und einem Planeten zu ziehen?
Bis vor kurzem schien es ganz einfach zu sein: Der Stern leuchtet eigenes Licht, und der Planet wird reflektiert. Daher fallen diese Objekte in die Kategorie der Planeten, in deren Tiefen während der gesamten Zeit ihrer Existenz keine Reaktionen auftreten. Kernfusion. Wenn ihre Kraft zu einem bestimmten Zeitpunkt der Evolution mit der Leuchtkraft vergleichbar war (dh thermonukleare Reaktionen dienten als Hauptenergiequelle), dann verdient ein solches Objekt die Bezeichnung Stern. Es stellte sich jedoch heraus, dass es möglicherweise Zwischenobjekte gibt, in denen thermonukleare Reaktionen ablaufen, die jedoch niemals als Hauptenergiequelle dienen. Sie wurden 1996 entdeckt, aber lange vorher wurden sie Braune Zwerge genannt. Die Eröffnung dieser seltsame Objekte vorausgegangen war eine dreißigjährige Suche, die mit einer bemerkenswerten theoretischen Vorhersage begann.
1963 berechnete ein junger amerikanischer Astrophysiker indischer Herkunft, Shiv Kumar, Modelle der am wenigsten massereichen Sterne und fand heraus, dass es sich um die Masse handelt kosmischer Körper 7,5% der Sonne übersteigt, dann erreicht die Temperatur in ihrem Kern mehrere Millionen Grad und R thermonukleare Reaktionen der Umwandlung von Wasserstoff in Helium beginnen darin. Bei einer kleineren Masse stoppt die Kompression, bevor die Temperatur im Zentrum den Wert erreicht, der für das Fortschreiten der Helium-Fusionsreaktion erforderlich ist. Seitdem wird dieser Wert der kritischen Masse als "Wasserstoff-Zündgrenze" oder Kumar-Grenze bezeichnet. Je näher ein Stern an dieser Grenze ist, desto langsamer laufen seine Kernreaktionen ab. Beispielsweise wird bei einer Masse von 8% der Sonnenstern etwa 6 Billionen Jahre lang „schwelen“ – 400 mal mehr als das heutige Alter des Universums! Also, egal in welcher Ära solche Stars geboren werden, sie stecken alle noch in den Kinderschuhen.
Im Leben weniger massiver Objekte gibt es jedoch eine kurze Episode, in der sie einem normalen Stern ähneln. Es geht umüber Körper mit Massen von 1% bis 7% der Sonnenmasse, dh von 13 bis 75 Jupitermassen. Während der Entstehungszeit schrumpfen sie unter dem Einfluss der Schwerkraft, erwärmen sich und beginnen infrarot und sogar ein wenig rot zu leuchten - sichtbares Licht. Die Temperatur ihrer Oberfläche kann bis zu 2500 Kelvin ansteigen und in der Tiefe 1 Million Kelvin überschreiten. Dies reicht aus, um die Reaktion der thermonuklearen Fusion von Helium zu starten, jedoch nicht von gewöhnlichem Wasserstoff, sondern von einem sehr seltenen schweren Isotop - Deuterium und nicht von gewöhnlichem Helium, sondern vom leichten Isotop von Helium-3. Da es in kosmischer Materie sehr wenig Deuterium gibt, brennt alles schnell aus, ohne dass eine nennenswerte Energiefreisetzung erfolgt. Es ist, als würde man ein Blatt Papier in ein abkühlendes Feuer werfen: Es brennt sofort, gibt aber keine Wärme ab. Ein "totgeborener" Stern kann sich nicht stärker erwärmen - seine Kompression hört unter dem Einfluss des Innendrucks des entarteten Gases auf. Ohne Wärmequellen kühlt es in Zukunft nur noch ab, wie ein gewöhnlicher Planet. Daher können diese ausgefallenen Sterne nur während ihrer kurzen Jugend bemerkt werden, während sie warm sind. Sie sind nicht dazu bestimmt, das stationäre Regime der thermonuklearen Verbrennung zu erreichen.
Entdeckung "totgeborener" Sterne
Physiker sind sich sicher, dass erlaubt ist, was die Erhaltungssätze nicht verbieten. Astronomen fügen dem hinzu; Die Natur ist reicher als unsere Vorstellungskraft. Wenn Shiv Kumar Braune Zwerge erfinden könnte, dann scheint es, dass die Natur nicht schwer sein würde, sie zu erschaffen. Drei Jahrzehnte lang wurde erfolglos nach diesen schwachen Leuchten gesucht. Immer mehr Forscher wurden in die Arbeit einbezogen. Sogar der Theoretiker Kumar klammerte sich an das Teleskop in der Hoffnung, die von ihm entdeckten Objekte auf dem Papier zu finden. Seine Idee war einfach: Das Aufspüren eines einzelnen Braunen Zwergs ist sehr schwierig, weil man nicht nur seine Strahlung fixieren, sondern auch beweisen muss, dass er nicht weit entfernt ist. riesiger Stern mit einer (nach stellaren Maßstäben) kalten Atmosphäre oder sogar einer von Staub umgebenen Galaxie am Rande des Universums. Das Schwierigste in der Astronomie ist die Bestimmung der Entfernung zu einem Objekt. Daher ist es notwendig, in der Nähe normaler Sterne nach Zwergen zu suchen, deren Entfernungen bereits bekannt sind. Aber heller Stern wird das Teleskop blenden und es Ihnen nicht erlauben, den schwachen Zwerg zu sehen. Daher musst du sie neben anderen Zwergen suchen! Zum Beispiel mit Rot – Sternen extrem kleiner Masse oder Weiß – Abkühlungsresten normaler Sterne. In den 1980er Jahren verlief die Suche von Kumar und anderen Astronomen ergebnislos. Obwohl mehr als einmal über die Entdeckung von Braunen Zwergen berichtet wurde, zeigte eine detaillierte Untersuchung jedes Mal, dass es sich um kleine Sterne handelt. Die Idee der Suche war jedoch richtig, und ein Jahrzehnt später funktionierte sie.
In den 1990er Jahren bekamen Astronomen neue empfindliche Strahlungsdetektoren - CCD-Arrays und große Teleskope bis zu 10 Meter Durchmesser mit adaptiver Optik, die die durch die Atmosphäre verursachten Verzerrungen kompensiert und es Ihnen ermöglicht, Bilder von der Erdoberfläche fast so klar wie aus dem Weltraum zu erhalten. Das trug sofort Früchte: Es wurden extrem lichtschwache Rote Zwerge entdeckt, die buchstäblich an braune grenzten.
Und der erste Braune Zwerg wurde 1995 von Gruppen von Astronomen unter der Leitung von Rafael Rebolo vom Institut für Astrophysik entdeckt Kanarische Inseln. Mit einem Teleskop auf der Insel La Palma fanden sie ein Objekt im Sternhaufen der Plejaden, das sie Teide Pleiades 1 nannten und den Namen vom Vulkan Pico de Teide auf der Insel Teneriffa entlehnten. Zwar blieben einige Zweifel an der Natur dieses Objekts, und während spanische Astronomen bewiesen, dass es sich tatsächlich um einen Braunen Zwerg handelte, gaben ihre amerikanischen Kollegen ihre Entdeckung im selben Jahr bekannt. Ein Team unter der Leitung von Tadashi Nakajima vom California Institute of Technology entdeckte mit Teleskopen am Palomar Observatory in einer Entfernung von 19 Lichtjahren von der Erde im Sternbild Hase neben dem sehr kleinen und kalten Stern Gliese 229 einen noch kleineren und kälterer Satellit Gliese 229B. Die Temperatur seiner Oberfläche beträgt nur 1000 K und die Strahlungsleistung ist 160.000 Mal niedriger als die der Sonne.
Die nicht-stellare Natur von Gliese 229B wurde schließlich 1997 durch den sogenannten Lithium-Test bestätigt. In normalen Sternen brennt eine kleine Menge Lithium, die aus der Epoche der Geburt des Universums erhalten geblieben ist, schnell ein thermonukleare Reaktionen. Allerdings sind Braune Zwerge dafür nicht heiß genug. Als Lithium in der Atmosphäre von Gliese 229B entdeckt wurde, wurde dieses Objekt zum ersten „sicheren“ Braunen Zwerg. In der Größe fällt es fast mit Jupiter zusammen und seine Masse wird auf 3-6% der Sonnenmasse geschätzt. Er umkreist seinen massereicheren Begleiter Gliese 229A auf einer Umlaufbahn mit einem Radius von etwa 40 astronomische Einheiten(wie Pluto um die Sonne).
Schnell wurde klar, dass nicht die größten Teleskope für die Suche nach „failed stars“ geeignet sind. Die ersten einzelnen Braunen Zwerge wurden bei systematischen Durchmusterungen des Himmels mit einem gewöhnlichen Teleskop entdeckt. So wurde beispielsweise das Objekt Kelu-1 im Sternbild Hydra im Rahmen einer Langzeitsuche nach Zwergsternen in Sonnennähe entdeckt, die bereits 1987 an der Europäischen Südsternwarte in Chile begann. Mit einem 1-Meter-Schmidt-Teleskop fotografiert die Astronomin Maria Teresa Ruiz von der Universität von Chile seit vielen Jahren regelmäßig Teile des Himmels und vergleicht dann die in Abständen von Jahren aufgenommenen Bilder. Unter Hunderttausenden von schwachen Sternen sucht sie nach denen, die relativ zu anderen merklich verschoben sind - dies unverkennbares Zeichen Leuchten in der Nähe. Auf diese Weise hat Maria Ruiz bereits Dutzende Weißer Zwerge entdeckt, 1997 schließlich einen Braunen. Sein Typ wurde durch das Spektrum bestimmt, in dem sich die Linien von Lithium und Methan herausstellten. Maria Ruiz nannte es Kelu-1: in der Sprache der einst dort lebenden Mapuche Hauptteil Chile, "kelu" bedeutet rot. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 30 Lichtjahren von der Sonne und ist keinem Stern zugeordnet.
All diese Erkenntnisse, die zwischen 1995 und 1997 gemacht wurden, wurden zu Prototypen einer neuen Klasse von astronomischen Objekten, die ihren Platz zwischen Sternen und Planeten einnahmen. Wie in der Astronomie üblich, folgten den ersten Entdeckungen sofort neue. BEI letzten Jahren Viele Zwerge wurden während routinemäßiger 2MASS- und DENIS-Infrarot-Himmelsdurchmusterungen entdeckt.
Sternenstaub
Bald nach der Entdeckung zwangen Braune Zwerge die Astronomen, Anpassungen an den vor Jahrzehnten etablierten vorzunehmen spektrale Klassifizierung Sterne. Optisches Spektrum die Sterne sind ihr Gesicht, oder vielmehr ihr Pass. Lage und Intensität der Linien im Spektrum geben vor allem Aufschluss über die Oberflächentemperatur, aber auch über weitere Parameter, insbesondere chemische Zusammensetzung, Gasdichte in der Atmosphäre und Feldstärke. Magnetfeld usw. Vor ungefähr 100 Jahren entwickelten Astronomen eine Klassifizierung von Sternspektren, wobei jede Klasse mit dem Buchstaben bezeichnet wurde Lateinisches Alphabet. Ihre Reihenfolge wurde wiederholt überarbeitet, Buchstaben neu angeordnet, entfernt und hinzugefügt, bis ein allgemein akzeptiertes Schema entstand, das den Astronomen viele Jahrzehnte lang tadellos diente. BEI traditionelle Form die Reihenfolge der Spektralklassen sieht so aus: O-B-A-F-G-K-M. Die Oberflächentemperatur von Sternen der Klasse O bis Klasse M nimmt von 100.000 auf 2000 K ab. Englische Astronomiestudenten haben sogar eine Merkregel entwickelt, um sich die Reihenfolge der Buchstaben „Oh! Sei ein feines Mädchen, küss mich!" Und um die Jahrhundertwende musste diese klassische Reihe gleich um zwei Buchstaben erweitert werden. Es stellte sich heraus, dass die Bildung der Spektren extrem kalter Sterne und Substerne sehr stark ist wichtige Rolle Staub spielen.
Auf der Oberfläche der meisten Sterne können aufgrund der hohen Temperatur keine Moleküle existieren. In den kältesten Sternen der M-Klasse (mit Temperaturen unter 3000 K) sind jedoch starke Absorptionsbanden von Titan- und Vanadiumoxiden (TiO, VO) in den Spektren sichtbar. Natürlich wurde erwartet, dass sogar kühlere Braune Zwerge diese haben würden Molekulare Linien wird noch stärker. Noch im selben Jahr 1997 wurde ein brauner Begleiter GD 165B in der Nähe des Weißen Zwergs GD 165 mit einer Oberflächentemperatur von 1900 K und einer Leuchtkraft von 0,01 % der Sonne entdeckt. Es erstaunte die Forscher durch die Tatsache, dass es im Gegensatz zu anderen kalten Sternen keine TiO- und VO-Absorptionsbanden hat, für die es den Spitznamen " seltsamer Stern". Die Spektren anderer Brauner Zwerge mit Temperaturen unter 2000 K stellten sich als ähnlich dar. Berechnungen zeigten, dass TiO- und VO-Moleküle in ihrer Atmosphäre zu festen Partikeln – Staubpartikeln – kondensieren und sich nicht mehr im Spektrum manifestieren, wie es für Gas charakteristisch ist Moleküle.
Um diesem Merkmal Rechnung zu tragen, schlug Davy Kirkpatrick vom California Institute of Technology vor, die traditionelle Spektralklassifizierung im nächsten Jahr um die L-Klasse für massearme Infrarotsterne mit einer Oberflächentemperatur von 1500-2000 K zu erweitern. Die meisten L-Klassen Objekte sollten Braune Zwerge sein, obwohl sehr alte massearme Sterne auch unter 2000 K abkühlen können.
Astronomen haben die Untersuchung von L-Zwergen fortgesetzt und noch exotischere Objekte entdeckt. Ihre Spektren zeigen starke Absorptionsbanden von Wasser, Methan und molekularer Wasserstoff, weshalb sie „Methan-Zwerge“ genannt werden. Als Prototyp dieser Klasse gilt der erste entdeckte Braune Zwerg Gliese 229B. Im Jahr 2000 identifizierten James Liebert und Kollegen von der University of Arizona unabhängige Gruppe T-Zwerge mit einer Temperatur von 1500-1000 K und sogar etwas niedriger.
Braune Zwerge präsentieren Astronomen viele komplexe und sehr komplexe interessante Fragen. Je kälter die Atmosphäre eines Sterns ist, desto schwieriger ist es sowohl für Beobachter als auch für Theoretiker, sie zu untersuchen. Das Vorhandensein von Staub macht diese Aufgabe noch schwieriger: Kondensation Feinstaub verändert nicht nur die Zusammensetzung freier chemischer Elemente in der Atmosphäre, sondern beeinflusst auch die Wärmeübertragung und die Form des Spektrums. Insbesondere, theoretische Modelle in Anbetracht des vorhergesagten Staubs Treibhauseffekt in der oberen Atmosphäre, was durch Beobachtungen bestätigt wird. Darüber hinaus zeigen Berechnungen, dass Staubpartikel nach der Kondensation zu sinken beginnen. Vielleicht an verschiedene Level In der Atmosphäre bilden sich dichte Staubwolken. Die Meteorologie von Braunen Zwergen kann so vielfältig sein wie die von Riesenplaneten. Aber wenn die Atmosphären von Jupiter und Saturn aus der Nähe untersucht werden können, müssen die Methanzyklone und Staubstürme der Braunen Zwerge nur anhand ihrer Spektren entschlüsselt werden.
Geheimnisse der "Halbblüter"
Fragen zur Herkunft und Häufigkeit von Braunen Zwergen sind noch offen. Die ersten Zählungen ihrer Zahl in jungen Jahren Sternhaufen Plejaden zeigen das im Vergleich zu normalen Sternen Gesamtgewicht Braune Zwerge sind anscheinend nicht so groß, dass sie die gesamte verborgene Masse der Galaxie auf ihnen "abschreiben". Aber diese Schlussfolgerung muss noch verifiziert werden. Die allgemein akzeptierte Theorie der Entstehung von Sternen beantwortet nicht die Frage, wie Braune Zwerge entstehen. Objekte mit solch geringer Masse könnten sich wie Riesenplaneten in zirkumstellaren Scheiben bilden. Es wurden jedoch etliche einzelne Braune Zwerge entdeckt, und es ist schwer anzunehmen, dass sie alle kurz nach der Geburt an ihre massigeren Begleiter verloren gingen. Außerdem wurde kürzlich ein Planet im Orbit um einen der Braunen Zwerge entdeckt, was bedeutet, dass er keinen starken Einflüssen ausgesetzt war Gravitationseinfluss Nachbarn, sonst hätte der Zwerg sie verloren.
Unbedingt spezieller Weg Die Geburt von Braunen Zwergen wurde kürzlich in der Untersuchung von zwei nahen Doppelsternsystemen – LL Andromeda und EF Eridani – skizziert. Sie haben einen massiveren Begleiter, weißer Zwerg, zieht mit seiner Schwerkraft Materie von einem weniger massiven Begleiter, dem sogenannten Star-to-Burrow. Berechnungen zeigen, dass sich in diesen Systemen zunächst Spendersatelliten befanden gewöhnliche Sterne, aber über mehrere Milliarden Jahre fiel ihre Masse unter den Grenzwert und thermonukleare Reaktionen in ihnen erstarben. Jetzt vorbei äußere Zeichen sie sind typische Braune Zwerge.
Die Temperatur des Spendersterns im LL-Andromeda-System beträgt etwa 1300 K und im EF-Eridani-System etwa 1650 K. Sie sind nur wenige zehnmal größer als Jupiter in der Masse, und Methanlinien sind in ihren Spektren sichtbar . Wie viel Interne Struktur und chemische Zusammensetzung, die denen von "echten" Braunen Zwergen ähnelt, ist noch unbekannt. So kann ein normaler massearmer Stern, der einen beträchtlichen Teil seiner Materie verloren hat, zu einem Braunen Zwerg werden. Die Astronomen hatten recht, als sie sagten, die Natur sei erfinderischer als unsere Vorstellungskraft. Braune Zwerge, diese "keine Sterne und keine Planeten", haben bereits begonnen zu überraschen. Wie sich kürzlich herausstellte, sind einige von ihnen trotz ihrer kalten Natur Quellen von Radio- und sogar Röntgenstrahlung (!). Also in Zukunft das neuer Typ Weltraumobjekte verspricht uns viele interessante Entdeckungen.
Degenerierte Sterne
Normalerweise setzt sich während der Entstehung eines Sterns seine Gravitationskontraktion fort, bis die Dichte und Temperatur im Zentrum die Werte erreichen, die zum Auslösen thermonuklearer Reaktionen erforderlich sind, und dann aufgrund der Freisetzung Kernenergie Der Druck des Gases gleicht seine eigene Gravitationsanziehung aus. In massereichen Sternen ist die Temperatur höher und die Reaktionen beginnen bei einer relativ geringen Materiedichte, aber als weniger Gewicht, desto höher ist die "Zünddichte". Beispielsweise wird das Plasma im Zentrum der Sonne auf 150 Gramm pro Kubikzentimeter komprimiert.
Bei einer noch hundertfach höheren Dichte beginnt die Materie jedoch, dem Druck unabhängig von der Temperaturerhöhung zu widerstehen, und infolgedessen hört die Kompression des Sterns auf, bevor die Energieausbeute bei thermonuklearen Reaktionen signifikant wird. Der Grund für das Stoppen der Kompression ist ein quantenmechanischer Effekt, den Physiker den entarteten Druck nennen. e Gas. Tatsache ist, dass Elektronen zu den Teilchen gehören, die dem sogenannten „Pauli-Prinzip“ gehorchen, das der Physiker Wolfgang Pauli 1925 aufgestellt hat. Dieses Prinzip besagt, dass identische Teilchen, wie zum Beispiel Elektronen, nicht gleichzeitig im selben Zustand sein können. Deshalb bewegen sich die Elektronen im Atom auf unterschiedlichen Bahnen. In den Tiefen eines Sterns gibt es keine Atome: Bei hoher Dichte werden sie zerkleinert und es entsteht ein einziges „elektronisches Meer“. Für ihn klingt das Pauli-Prinzip so: Elektronen in der Nähe können nicht die gleiche Geschwindigkeit haben.
Wenn ein Elektron ruht, muss sich das andere bewegen, das dritte noch schneller usw. Dieser Zustand des Elektronengases wird von Physikern als Entartung bezeichnet. Selbst wenn ein kleiner Stern seinen gesamten Fusionsbrennstoff verbrannt und seine Energiequelle verloren hat, kann seine Kontraktion durch den Druck des entarteten Elektronengases gestoppt werden. Egal wie stark die Substanz gekühlt wird, bei hoher Dichte hört die Bewegung der Elektronen nicht auf, was bedeutet, dass der Druck der Substanz unabhängig von der Temperatur der Kompression widersteht: was mehr Dichte, desto höher der Druck.
Die Kontraktion eines sterbenden Sterns mit einer Masse, die der Sonne entspricht, hört auf, wenn er auf etwa die Größe der Erde abnimmt, dh auf das 100-fache, und die Dichte seiner Materie millionenfach höher wird als die Dichte von Wasser. So entstehen Weiße Zwerge. Ein Stern mit geringerer Masse hört bei einer geringeren Dichte auf zu kollabieren, weil seine Gravitationskraft nicht so stark ist. Ein sehr kleiner versagender Stern kann degenerieren und aufhören sich zusammenzuziehen, noch bevor die Temperatur in seinem Inneren die Schwelle der „thermonuklearen Zündung“ erreicht. Aus einem solchen Körper wird niemals ein richtiger Star.
Ein internationales Team von Astronomen, darunter Igor Karachentsev vom Special Astrophysical Observatory der Russischen Akademie der Wissenschaften, untersuchte die Zwerggalaxie KDG215 und fand heraus, dass die meisten Sterne in ihr in den letzten Milliarden Jahren entstanden, während in den meisten bekannten Galaxien der Höhepunkt erreicht wurde Die Sternentstehung fand vor mehreren Milliarden Jahren statt. KDG215 ist eine der "jüngsten" Galaxien in ihrer Zusammensetzung, was darauf hindeutet, dass ihre Evolutionsprozesse nicht ungewöhnlich sind. Der Artikel wurde zur Veröffentlichung eingereicht in Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe, aber vorerst ist der Text der Arbeit auf dem Preprint-Server der Cornell University zu finden.
Details darüber, wie Galaxien schnell und schnell beginnen große Mengen Formsterne bleiben unklar. Die Situation wird durch die Tatsache kompliziert, dass die intensivsten Galaxien vor 10 Milliarden Jahren neue Sterne "geboren" haben und dieser Prozess heute viel langsamer ist. Besonders eine schwierige Situation- für Zwerggalaxien, die weit von irdischen Beobachtern entfernt und oft ziemlich dunkel sind.
Astronomen haben die Zwerggalaxie KDG215 in 4,83 Megaparsec Entfernung (etwa 15,7 Millionen Lichtjahre) untersucht. Einerseits ist es relativ nah und daher bequem zu beobachten, andererseits weist es eine Reihe äußerst ungewöhnlicher Merkmale auf, die Wissenschaftler auf ungewöhnliche Ergebnisse bei seiner Untersuchung hoffen ließen. KDG215 ist extrem dunkel – sie ist eine der dunkelsten Galaxien in dieser Entfernung, und die aktuelle Bildungsrate neuer Sterne in ihr ist Null.
Anhand des Bildarchivs versuchten die Forscher, die Entwicklung der Sternentstehung in dieser Galaxie nachzuvollziehen Weltraumteleskop Hubble. Dazu analysierten sie die Emissionsspektren der Galaxie und fanden heraus, wie alt die Hauptpopulation von Sternen darin ist. Es stellte sich heraus, dass seine Durchschnittswerte extrem niedrig sind: Berechnungen zufolge ereignete sich in der Galaxie vor etwa einer Milliarde Jahren ein scharfer Ausbruch der Sternentstehung. Nach konservativsten Schätzungen existierten vor nur 1,25 Milliarden Jahren 30 Prozent aller Sterne in KDG215 noch nicht, während der Rest noch nicht existierte bekannte Galaxien Gleichzeitig existierten mindestens 90 Prozent der Sterne bereits. Darüber hinaus existierten nach einer weniger konservativen Schätzung der Ergebnisse der Berechnungen vor 1,25 Milliarden Jahren 66 Prozent aller Sterne in der Galaxie KDG215 nicht. Damit ist sie im Hinblick auf das Durchschnittsalter ihrer Sternpopulation extrem jung: Die Autoren ziehen zwar Parallelen zu ein paar anderen Zwerggalaxien, aber mindestens die Hälfte aller Sterne ist dort schon vor 4-7 Milliarden Jahren entstanden, und nicht um alles in den letzten Milliarden Jahren, wie dies in KDG215 der Fall sein könnte.
Die Forscher nahmen die Nachbargalaxien von KDG215 in einen Würfel mit einer Seitenlänge von sechs Megaparsec (etwa 20 Millionen Lichtjahre) und stellten fest, dass sie vor nicht mehr als ein paar Milliarden Jahren sehr nahe an der Black-Eye-Galaxie (M64) vorbeigezogen sein könnte.
Dies ist ein ziemlich ungewöhnliches Objekt, das aus zwei verschmolzenen Galaxien besteht und dessen Peripherie sich in eine Richtung dreht, und die Gas- und Staubscheibe im Zentrum der Galaxie - in die andere. Wie die Forscher anmerken, könnte eine Kollision mit Gas von M64 zu einem starken Anstieg der Dichte von Wasserstoffwolken in KDG215 und dementsprechend zu einem Ausbruch von Sternentstehung führen. Eine weitere Untersuchung dieses Objekts kann die Details der Prozesse klären Massenerziehung neue Sterne in Galaxien.
Das Bild zeigt Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer (Bildhauer-Zwerggalaxie). Das Bild wurde mit dem Wide Field Imager am 2,2-Meter-MPG/ESO-Teleskop der Europäischen Südsternwarte auf La Silla aufgenommen. Diese Galaxie ist einer der Nachbarn unserer Milchstraße. Aber obwohl diese beiden Galaxien so nahe beieinander liegen, haben sie absolut andere Geschichte Herkunft und Entwicklung, können wir sagen, dass ihre Charaktere völlig unterschiedlich sind. Die Zwerggalaxie in Sculptor ist viel kleiner und älter als die Milchstraße, was sie zu einem sehr wertvollen Objekt für die Untersuchung der Prozesse macht, die zur Geburt neuer Sterne und anderer Galaxien im frühen Universum geführt haben. Aufgrund der Tatsache, dass es sehr wenig Licht aussendet, ist seine Untersuchung jedoch sehr schwierig.
Die Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer gehört zu einer Unterklasse der sphäroidischen Zwerggalaxien und ist eine von vierzehn Begleitgalaxien, die die Milchstraße umkreisen. Sie alle liegen eng beieinander in der Halo-Region unserer Galaxie, einer kugelförmigen Region, die weit über die Grenzen der Spiralarme hinausreicht. Wie der Name schon sagt, befindet sich diese Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer und ist 280.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Trotz seiner Nähe wurde es erst 1937 mit dem Aufkommen neuer leistungsstarker Instrumente entdeckt, da die Sterne, aus denen es besteht, sehr schwach sind und über den ganzen Himmel verstreut zu sein scheinen. Verwechseln Sie diese Galaxie auch nicht mit NGC 253, die sich im selben Sternbild Sculptor befindet, aber viel heller aussieht und eine Balkenspirale ist.
Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer. Quelle: ESO
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Trotz der Schwierigkeit ihrer Entdeckung gehörte diese Zwerggalaxie zu den ersten schwachen Zwergobjekten, die in der Region um die Milchstraße entdeckt wurden. Sie merkwürdige Form lässt Astronomen vom Moment der Entdeckung an nachdenken heute. Aber in unserer Zeit haben sich Astronomen an kugelförmige Galaxien gewöhnt und erkannt, dass solche Objekte uns erlauben, weit in die Vergangenheit des Universums zu blicken.
Es wird jedoch angenommen, dass die Milchstraße, wie alle großen Galaxien, in den ersten Jahren der Existenz des Universums durch Verschmelzungen mit kleineren Objekten entstanden ist. Und wenn einige dieser kleinen Galaxien heute noch existieren, dann müssen sie viele extrem alte Sterne enthalten. Deshalb erfüllt die Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer alle Anforderungen, die für die ursprünglichen Galaxien gelten. Nur diese alten Sterne sind auf diesem Bild zu sehen.
Astronomen haben gelernt, das Alter von Sternen in der Galaxie anhand der charakteristischen Signaturen zu bestimmen, die in ihren Sternen vorhanden sind. Lichtstrom. Diese Strahlung enthält nur sehr wenige Hinweise auf das Vorhandensein schwerer chemischer Elemente in diesen Objekten. Der Punkt ist, dass solche Chemische Komponenten neigen dazu, sich in Galaxien anzusammeln, wenn sich die Sternengenerationen ändern. Daher weisen niedrige Konzentrationen schwerer Moleküle darauf hin Durchschnittsalter Sterne in dieser kugelförmigen Galaxie ist ziemlich hoch.
Eine Himmelsregion um eine Zwerggalaxie im Sternbild Bildhauer.
Zwerggalaxien mögen sehr klein sein, aber sie haben eine phänomenale Kraft, die neue Sterne hervorbringen kann. Neue Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop haben gezeigt, dass der Prozess der Sternentstehung in Zwerggalaxien abspielt große Rolle in frühes Universum als heute allgemein angenommen wird.
Während Galaxien im ganzen Universum immer noch neue Sterne bilden, entstanden die meisten von ihnen zwischen zwei und sechs Milliarden Jahren später Urknall. Dies studieren frühe Ära Die Geschichte des Universums ist der Schlüssel, wenn wir verstehen wollen, wie die ersten Sterne entstanden sind und wie die ersten Galaxien gewachsen sind und sich entwickelt haben.
Dieses Bild zeigt einen Ausschnitt des Himmels, der mit Zwerggalaxien markiert ist, in denen Ausbrüche von Sternentstehung beobachtet werden. Das Bild wurde im Rahmen des Programms GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) aufgenommen und zeigt nur ein Einzelbild der gesamten Vermessung. Quelle: NASA, ESA, das GOODS Team und M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)
Eine neue Studie von Hubble und seinem Instrument Wide Field Camera 3 (WFC3) hat es Astronomen ermöglicht, beim Verständnis dieser Ära einen Schritt nach vorne zu machen, indem sie verschiedene Arten von Zwerggalaxien im frühen Universum untersuchten und insbesondere nur diejenigen mit klarer Sternentstehung auswählten Prozesse. . Solche Galaxien werden üblicherweise als Starburst-Galaxien bezeichnet. In solchen Objekten entstehen viel schneller neue Sterne. üblichen Wert in anderen Galaxien. Frühere Studien konzentrierten sich hauptsächlich auf die Analyse von Galaxien mit mittlerer und hoher Masse und berücksichtigten nicht die große Anzahl von Zwerggalaxien, die während dieser aktiven Epoche existierten. Aber die Schuld liegt hier nicht so sehr bei Wissenschaftlern, die Zwerggalaxien nicht erforschen wollten. Dies liegt höchstwahrscheinlich an der Unfähigkeit, diese kleinen Objekte zu sehen, da sie sehr weit von uns entfernt sind. Bis vor kurzem konnten Astronomen kleine Galaxien in geringerer Entfernung oder große Galaxien in größerer Entfernung beobachten.
Mit Grisms konnten Astronomen nun jedoch in massearme Zwerggalaxien im fernen Universum blicken und den Beitrag ihrer Ausbrüche zur Sternentstehung berücksichtigen, indem sie die Informationen an die mögliche Anzahl kleiner Galaxien annäherten, die damals existierten. Ein Grism ist ein objektives Prisma, eine Kombination aus einem Prisma und einem Beugungsgitter, das Licht passieren lässt, ohne sein Spektrum zu verschieben. Der Buchstabe "G" im Titel stammt vom Gitter (Gitter).
„Wir sind immer davon ausgegangen, dass Starburst-Zwerggalaxien die Prozesse der Sternentstehung in einem jungen Universum maßgeblich beeinflussen würden, aber jetzt konnten wir zum ersten Mal messen, welchen Effekt sie tatsächlich haben. Und anscheinend spielten sie eine bedeutende, wenn nicht sogar eine Schlüsselrolle “- Hakim Atek von der Schweizerischen Polytechnischen Universität.
„Diese Galaxien bilden so schnell Sterne, dass sie ihre gesamte Sternmasse in nur 150 Millionen Jahren verdoppeln könnten. Zum Vergleich: Sternmassen gewöhnlicher Galaxien verdoppeln sich im Durchschnitt über 1-3 Milliarden Jahre“, fügt Co-Autor Jean-Paul Kneib hinzu.
Eine Aufnahme von Galaxien im Grism-Modus am Beispiel der Wide Field Camera 3, die auf dem Hubble installiert ist und in diesem Spektroskopie-Modus arbeitet. Ausgedehnte Regenbogenlinien sind nichts anderes als in der Linse eingefangene Galaxien, aber im Grism-Modus werden sie als Regenbogenspektrum dargestellt. Dadurch können Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung von Weltraumobjekten beurteilen.
