Sebagian besar galaksi, seperti galaksi kita Bima Sakti, dikelilingi oleh lusinan satelit kecil yang mengorbit di sekitarnya. Satelit-satelit ini sangat redup - di antaranya, hanya yang paling terang dan paling dekat yang terlihat di sekitar Galaksi kita dan tetangga terdekat, galaksi Andromeda. Tetapi galaksi satelit kerdil ini tidak terbang secara acak: mereka semua terletak kira-kira di bidang yang sama, yang bagi kita tampaknya merupakan garis lurus.

Coplanarity tampaknya tak terduga. Model komputer dari evolusi galaksi menunjukkan bahwa di setiap arah bola surgawi harus kira-kira nomor yang sama galaksi satelit. Lama diyakini bahwa distribusi simetris bola seperti itu adalah konsekuensi alami dari keberadaan materi gelap, zat misterius yang berinteraksi dengan materi biasa hanya melalui gravitasi. Para astronom percaya bahwa materi gelap mendominasi alam semesta dan memainkan peran kunci dalam pembentukan galaksi dan perluasan ruang.

Namun, misteri koplanaritas galaksi kerdil telah menghantui dan membuat beberapa astronom, termasuk Krupa, mempertanyakan apakah materi gelap benar-benar ada. "Hipotesis materi gelap telah menunjukkan dirinya tidak dapat dipertahankan," katanya, menyela pembicaraan saya, "karena prediksi yang dibuat atas dasar bahwa satelit harus didistribusikan secara simetris bola di sekitar Bima Sakti bertentangan langsung dengan apa yang kita amati."

Saya menyajikan pandangan yang berbeda tentang masalah ini, yang mencoba menjelaskan susunan aneh satelit galaksi dengan kehadirannya struktur ruang materi gelap yang lebih besar dari Bima Sakti kita. Sementara sejumlah kecil skeptis seperti Krupa tetap tidak yakin, penelitian terbaru, termasuk saya, menunjukkan bagaimana jaringan raksasa materi gelap dapat menjelaskan susunan unik galaksi satelit di langit.

materi yang hilang

Hipotesis materi gelap di pusat kontroversi ini pertama kali diajukan untuk menjelaskan sifat misterius galaksi lainnya. Pada tahun 1930-an astronom hebat Fritz Zwicky ingin "menimbang" Gugus Koma, kelompok raksasa yang terdiri dari hampir seribu galaksi. Dia mulai dengan mengukur kecepatan di mana galaksi bergerak di cluster ini. Yang mengejutkan, dia menemukan kecepatan besar- ribuan kilometer per detik - cukup besar untuk kluster pecah. Mengapa itu tidak hancur berkeping-keping? Zwicky menyarankan bahwa gugus itu diisi dengan semacam zat tak kasat mata yang menyatukan galaksi-galaksi dengan gaya gravitasinya. Zat yang hilang ini kemudian disebut materi gelap.

Sejak Zwicky pertama kali mengajukan sarannya 80 tahun yang lalu, momok materi gelap telah bermunculan di sana-sini di seluruh alam semesta, di hampir setiap galaksi yang dipelajari. Di Bima Sakti kita sendiri - para astronom telah mengidentifikasi keberadaannya berdasarkan sifat pergerakan bintang di pinggiran galaksi. Seperti galaksi di Gugus Koma, bintang-bintang ini bergerak terlalu cepat untuk ditopang oleh semua materi yang terlihat. Dan selusin galaksi kerdil di dekat Bima Sakti tampaknya lebih kaya materi gelap.

Kemahahadiran materi gelap telah memperkuat kepercayaan akan keberadaannya. Memang, sebagian besar ahli kosmologi percaya bahwa materi gelap membentuk sekitar 84% dari semua materi, melebihi atom normal sekitar lima banding satu.

Kelimpahan materi gelap ini menunjukkan bahwa ia tampaknya memainkan peran penting dalam evolusi alam semesta. Salah satu cara untuk mempelajari evolusi ini adalah dengan menggunakan model komputer. Sejak tahun 1970-an ilmuwan di bidang kosmologi komputasi telah berusaha untuk memodelkan sejarah alam semesta menggunakan program komputer. Tekniknya sederhana: atur volume persegi panjang imajiner; tempatkan partikel titik imajiner di simpul kisi yang hampir sempurna, yang dalam model ini meniru gumpalan materi gelap; menghitung tarikan gravitasi setiap partikel dari sisi yang lain dan biarkan mereka bergerak sesuai dengan medan gravitasi yang bekerja pada mereka: telusuri proses ini selama selang waktu 13 miliar tahun.

Sejak tahun 1970-an strategi semacam ini telah berkembang secara signifikan dan menjadi jauh lebih kompleks, tetapi pada intinya metode ini masih digunakan sampai sekarang. Empat puluh tahun yang lalu, sebuah program hanya dapat bekerja dengan beberapa ratus partikel. Metode modern simulasi komputer memungkinkan untuk menghitung perilaku miliaran partikel dalam volume yang mendekati ukuran alam semesta yang dapat diamati.

Simulasi komputer alam semesta ternyata luar biasa cara yang nyaman untuk menjelajahi galaksi individu, tetapi juga memunculkan sejumlah misteri yang sulit. Misalnya, model komputer menunjukkan bahwa materi gelap yang mengisi lingkaran cahaya di sekitar Bima Sakti menarik gas dan debu ke dalam gumpalan yang terpisah. Gumpalan ini harus terkompresi di bawah pengaruh gravitasi, membentuk bintang dan galaksi kerdil. Di sekitar Bima Sakti, dikelilingi oleh materi gelap, seharusnya ada ribuan galaksi kecil. Namun, ketika mengamati langit malam, kita hanya melihat beberapa lusin saja. Kegagalan semua upaya untuk mendeteksinya menjadi nyata pada 1990-an, dan sejak itu disebut "masalah satelit yang hilang".

Selama bertahun-tahun, para astronom telah menemukan beberapa penjelasan yang mungkin dilema ini. Yang pertama dan paling meyakinkan adalah bahwa tidak semua satelit yang muncul dalam model komputer benar-benar sesuai dengan galaksi satelit kehidupan nyata. Massa rumpun materi gelap terkecil (dan tarikan gravitasinya) mungkin tidak cukup untuk menangkap gas dan membentuk bintang. Melanjutkan alur penalaran ini, kita dapat berasumsi bahwa galaksi satelit yang diamati hanyalah puncak gunung es gelap yang terlihat: mungkin ratusan, jika bukan ribuan, galaksi satelit gelap yang tidak memiliki bintang ada di dekatnya. Kami hanya tidak melihat mereka.

Kedua, bahkan jika bintang terbentuk dalam gumpalan kecil materi gelap, mereka mungkin terlalu redup untuk kita lihat dengan teleskop. Kemudian, seiring berkembangnya teknologi dan meningkatnya sensitivitas teleskop, para astronom akan menemukan galaksi satelit baru. Memang, selama beberapa tahun terakhir, jumlah galaksi satelit yang diketahui mengorbit Bima Sakti telah berlipat ganda.

Selain itu, piringan galaksi kita mungkin menghalangi kita untuk melihat beberapa satelit. Cakram ini pada dasarnya adalah kumpulan bintang yang padat dan datar yang begitu terang sehingga tampak dengan mata telanjang sebagai garis cairan putih (karenanya dinamai "Bima Sakti"). Sangat sulit untuk mendeteksi satelit yang bersembunyi di balik piringan, sama sulitnya dengan melihat Bulan di siang hari - cahaya redup dari galaksi satelit tenggelam dalam pancaran Bima Sakti.

Semua argumen ini secara bersama-sama memecahkan masalah hilangnya galaksi satelit dan meyakinkan sebagian besar ahli astrofisika. Mereka menyelamatkan gagasan materi gelap dengan melindunginya dari argumen tandingan observasional yang paling serius. Namun, susunan spasial galaksi satelit yang aneh masih membingungkan para ilmuwan.

Ancaman baru kerdil

Dalam beberapa artikel yang diterbitkan pada akhir 1970-an dan awal 1980-an, Donald Lynclen-Bell. astrofisikawan di Universitas Cambridge, mencatat bahwa banyak dari galaksi satelit yang mengorbit Bima Sakti, tampaknya, terletak di bidang air. Bagaimana menjelaskan gambar aneh seperti itu? Pada tahun 2005, Krupa dan kelompoknya di Universitas Bonn meyakinkan dunia bahwa pengaturan coplanar ini tidak mungkin terjadi secara kebetulan. Mereka menyarankan bahwa satelit materi gelap didistribusikan secara merata di sekitar Bima Sakti, seperti yang diperkirakan. pemodelan komputer, dan hanya satu dari ratusan kurcaci ini yang cukup besar untuk membentuk bintang di dalamnya, ion tersebut menjadi terlihat di teleskop. Dengan asumsi yang sangat masuk akal ini, mereka bertanya-tanya: seberapa sering kita dapat berharap untuk menemukan sistem seperti Bima Sakti, di mana satelit bercahaya akan berbaris? Jawabannya telah meledak dalam kosmologi: kemungkinannya kurang dari satu dalam sejuta.

“Jika materi gelap mengendalikan pembentukan galaksi,” kata Krupa. - maka galaksi satelit tidak akan pernah berbaris di sepanjang pesawat. Menjelaskan hasil Anda dalam artikel. Krupa menyarankan keputusan sendiri. "Satu-satunya jalan keluar," tulisnya. - untuk mengasumsikan bahwa satelit Bima Sakti tidak terbentuk sebagai hasil dari agregasi materi gelap. Materi gelap, bantahnya. tidak ada.

menjadi ahli teori yang baik. Krupa menawarkan alternatif. Dia percaya bahwa satelit adalah fragmen dari galaksi nenek moyang yang besar, yang pernah terbang di dekat Bima Sakti di masa lalu. Sama seperti asteroid pecah saat melewati atmosfer Bumi, meninggalkan jejak puing-puing, ada kemungkinan bahwa satelit Bima Sakti berasal dari materi yang diambil dari nenek moyang yang lebih besar.

Ketika kita melihat ke alam semesta, kata Krupa, kita melihat jembatan panjang materi bintang yang disebut lengan pasang surut di sekitar beberapa galaksi yang bertabrakan. Seringkali lengan pasang surut mengandung galaksi besar-satelit, yang terbentuk sebagai hasil dari kompresi materi yang terperangkap. Dalam kondisi yang sesuai, proses pelepasan mengarah pada fakta bahwa materi yang ditangkap dikumpulkan di bidang air, mirip dengan satelit Bima Sakti.

Penjelasan Krupa sangat elegan, sederhana, dan yang terpenting tidak dapat disangkal. Itu dengan cepat datang di bawah serangan serangan. Misalnya, bintang-bintang di galaksi satelit Bima Sakti bergerak terlalu cepat dalam kasus materi biasa saja. Materi gelap harus menyatukan mereka, sama seperti ia menahan semua bagian Bima Sakti. (Memang, pengamatan menunjukkan bahwa satelit kerdil Bima Sakti adalah galaksi dengan kandungan materi gelap tertinggi di Semesta.) Dan skenario pasang surut untuk pembentukan galaksi kerdil menunjukkan bahwa mereka tidak memiliki materi gelap, meninggalkan pertanyaan terbuka yang membuat mereka tidak berantakan.

Kedua, seperti satu mobil merusak mobil lain dalam sebuah tabrakan, tabrakan antar galaksi cakram menghancurkan cakram. Hampir selalu, hasil akhir dari tabrakan galaksi adalah sekumpulan bintang yang tidak berbentuk. Bima Sakti memiliki struktur yang berbeda dan piringan yang agak tipis. Kami tidak melihat indikasi apa pun bahwa itu telah terpengaruh oleh tabrakan atau merger apa pun di masa lalu.

web gelap

Solusi alternatif untuk teka-teki penyelarasan galaksi kerdil yang tidak biasa membutuhkan pencarian lebih jauh ke kedalaman ruang. Dalam bekerja pada simulasi numerik, yang dimulai pada 1970-an, evolusi masing-masing galaksi tidak mudah dipelajari, mereka memodelkan volume alam semesta yang sangat besar. Ketika kita melakukan ini pada skala terbesar, kita melihat bahwa galaksi tidak terdistribusi secara acak. Sebaliknya, mereka cenderung bersatu dalam struktur filamen yang didefinisikan secara ketat yang disebut jaring kosmik. Kami dengan jelas membedakan struktur yang diprediksi ketika kami mempertimbangkan peta distribusi di ruang galaksi nyata.

Jaring kosmik ini terdiri dari lapisan megah yang dipenuhi jutaan galaksi dan membentang selama ratusan juta tahun cahaya. Lapisan-lapisan ini dihubungkan oleh benang berbentuk cerutu. Di celah di antara utas ada rongga di mana tidak ada galaksi. Galaksi besar, seperti galaksi kita, biasanya terletak di titik-titik di web tempat banyak utas berpotongan.

Sebagai mahasiswa pascasarjana di Universitas Durham di Inggris, saya membuat model komputer dari daerah padat ini. Suatu hari saya membawa hasil cetakan terbaru ke kantor saya. pengawas Carlos Frank. Model yang sedang saya kerjakan melacak pembentukan Bima Sakti dan sekitarnya selama 13 miliar tahun sejarah alam semesta - Frank mempelajari gambar komputer selama beberapa detik, lalu melambaikan kertas dan berseru: “Tinggalkan yang lainnya! Galaksi satelit yang Anda pelajari, masing-masing, terletak di bidang Krupa yang sangat luar biasa! Model kami tidak mereproduksi hasil model komputer yang dibuat sebelumnya - distribusi seragam galaksi satelit di halo Bima Sakti. Sebaliknya, komputer memprediksi pembentukan satelit pesawat air - sangat dekat dengan apa yang diamati para astronom. Kami merasa bahwa model kami akan mulai mengungkap misteri bagaimana satelit kerdil bisa begitu aneh terletak di luar angkasa.

"Mengapa Anda tidak mengikuti evolusi satelit ke masa lalu untuk melihat dari mana asalnya?" Frank menyarankan. Kami memiliki hasil akhir; sekarang saatnya untuk menjelajahi tahap-tahap peralihan dari evolusi.

Ketika kami melihat kembali simulasi, kami melihat bahwa galaksi kerdil tidak berasal dari daerah yang berbatasan langsung dengan Bima Sakti. Sebagai aturan, mereka dikelompokkan sedikit lebih jauh, di dalam utas jaring kosmik. Utas adalah area yang lebih banyak kepadatan tinggi daripada ruang hampa. Ini mungkin mengapa mereka menarik debu dan gas di dekatnya dan mengumpulkannya ke dalam galaksi yang baru lahir.

Tokoh-tokoh yang relatif terang dan masif cukup mudah dilihat dengan mata telanjang, tetapi ada lebih banyak bintang kerdil di Galaksi, yang hanya terlihat di teleskop yang kuat, bahkan jika terletak dekat dengan tata surya. Di antara mereka ada centenarian sederhana - katai merah, dan katai coklat yang tidak mencapai status bintang penuh dan katai putih pensiunan, secara bertahap berubah menjadi yang hitam.

Nasib sebuah bintang sepenuhnya bergantung pada ukurannya, atau lebih tepatnya pada massanya. Untuk lebih membayangkan massa sebuah bintang, kita dapat memberikan contoh berikut. Jika Anda menempatkan 333 ribu dalam satu skala bola dunia, dan di sisi lain - Matahari, maka mereka akan saling menyeimbangkan. Di dunia bintang, Matahari kita rata-rata. Massanya 100 kali lebih rendah daripada yang paling bintang besar dan 20 kali lebih unggul dari yang paling ringan. Tampaknya kisarannya kecil: kira-kira seperti dari paus (15 ton) hingga kucing (4 kilogram). Tapi bintang-bintang bukanlah mamalia, mereka properti fisik jauh lebih bergantung pada massa. Bandingkan setidaknya suhu: untuk ikan paus dan kucing, hampir sama, tetapi untuk bintang berbeda puluhan kali: dari 2000 Kelvin untuk katai hingga 50.000 untuk bintang besar. Bahkan lebih kuat - miliaran kali kekuatan radiasi mereka berbeda. Itulah sebabnya kita dengan mudah melihat bintang-bintang raksasa yang jauh di langit, dan kita tidak melihat katai bahkan di sekitar Matahari.

Tetapi ketika perhitungan yang cermat dilakukan, ternyata prevalensi raksasa dan katai di Galaksi sangat mirip dengan situasi paus dan kucing di Bumi. Ada aturan di biosfer: semakin kecil organisme, semakin banyak individunya di alam. Ternyata ini juga berlaku untuk bintang, tetapi menjelaskan analogi ini tidak mudah. Di alam liar, rantai makanan beroperasi: yang besar memakan yang kecil. Jika ada lebih banyak rubah di hutan daripada kelinci, apa yang akan dimakan rubah ini? Namun, bintang-bintang umumnya tidak saling memakan. Lalu mengapa jumlah bintang raksasa lebih sedikit daripada katai? Para astronom sudah tahu setengah jawaban atas pertanyaan ini. Faktanya adalah bahwa kehidupan bintang masif ribuan rad lebih pendek daripada bintang kerdil. Untuk menjaga tubuh mereka sendiri dari keruntuhan gravitasi, bintang kelas berat harus memanas hingga suhu tinggi - ratusan juta derajat di pusatnya. Reaksi termonuklir sangat intens di dalamnya, yang mengarah pada kekuatan radiasi yang sangat besar dan pembakaran "bahan bakar" yang cepat. Sebuah bintang masif menghabiskan seluruh energinya dalam beberapa juta tahun, dan bintang kerdil yang ekonomis, perlahan-lahan membara, memperpanjang usia termonuklir mereka selama puluhan atau lebih miliaran tahun. Jadi, setiap kali kurcaci lahir, ia masih hidup, karena usia Galaksi hanya sekitar 13 miliar tahun, tetapi bintang masif yang lahir lebih dari 10 juta tahun yang lalu sudah lama mati.

Namun, ini hanya setengah dari jawaban atas pertanyaan mengapa raksasa begitu langka di luar angkasa. Dan separuh lainnya adalah bahwa bintang-bintang masif lahir jauh lebih jarang daripada bintang-bintang kerdil. Untuk seratus bintang yang baru lahir seperti Matahari kita, hanya satu bintang yang muncul dengan massa 10 kali lebih besar dari Matahari. Alasan untuk ini pola lingkungan Para ahli astrofisika belum menemukan jawabannya.

Sampai saat ini, ada lubang besar dalam klasifikasi objek astronomi: yang terkecil bintang terkenal 10 kali lebih ringan dari Matahari, dan yang paling planet besar- Jupiter - 1000 kali. Apakah ada benda antara di alam, selain bintang atau planet, dengan massa antara 1/1000 dan 1/10 massa matahari? Bagaimana seharusnya ini terlihat? tautan yang hilang"? Apakah bisa dideteksi? Pertanyaan-pertanyaan ini telah lama mengkhawatirkan para astronom, tetapi jawabannya mulai terbentuk hanya pada pertengahan 1990-an, ketika program untuk mencari planet di luar tata surya membuahkan hasil pertama. Planet raksasa telah ditemukan mengorbit beberapa bintang mirip matahari, yang semuanya lebih besar dari Jupiter. Kesenjangan massa antara bintang dan planet mulai mengecil. Tetapi apakah ikatan itu mungkin, dan di mana batas antara bintang dan planet dapat ditarik?

Sampai baru-baru ini, tampaknya cukup sederhana: bintang bersinar cahaya sendiri, dan planet ini dipantulkan. Oleh karena itu, objek-objek tersebut termasuk dalam kategori planet, yang kedalamannya, sepanjang waktu keberadaannya, tidak terjadi reaksi. fusi termonuklir. Jika, pada tahap evolusi tertentu, kekuatannya sebanding dengan luminositas (yaitu, reaksi termonuklir berfungsi sebagai sumber energi utama), maka objek seperti itu layak disebut bintang. Tetapi ternyata mungkin ada objek perantara di mana reaksi termonuklir terjadi, tetapi tidak pernah berfungsi sebagai sumber energi utama. Mereka ditemukan pada tahun 1996, tetapi jauh sebelum itu mereka disebut katai coklat. Pembukaan ini benda-benda aneh didahului oleh pencarian selama tiga puluh tahun, yang dimulai dengan prediksi teoretis yang luar biasa.

Pada tahun 1963, seorang astrofisikawan Amerika muda asal India, Shiv Kumar, menghitung model bintang yang paling kecil massanya dan menemukan bahwa jika massa tubuh kosmik melebihi 7,5% dari matahari, maka suhu di intinya mencapai beberapa juta derajat dan reaksi termonuklir R dari konversi hidrogen menjadi helium dimulai di dalamnya. Dengan massa yang lebih kecil, kompresi berhenti sebelum suhu di tengah mencapai nilai yang diperlukan untuk reaksi fusi helium untuk melanjutkan. Sejak itu, nilai massa kritis ini disebut "batas pengapian hidrogen", atau batas Kumar. Semakin dekat bintang ke batas ini, semakin lambat reaksi nuklirnya. Misalnya, dengan massa 8% dari bintang matahari akan "membakar" selama sekitar 6 triliun tahun - 400 kali lebih banyak dari usia alam semesta saat ini! Jadi, di era apa pun bintang-bintang seperti itu lahir, mereka semua masih dalam masa pertumbuhan.

Namun, dalam kehidupan benda-benda yang kurang masif ada episode singkat ketika mereka menyerupai bintang normal. Ini tentang tentang benda-benda dengan massa dari 1% hingga 7% dari massa Matahari, yaitu dari 13 hingga 75 massa Jupiter. Selama periode pembentukan, menyusut di bawah pengaruh gravitasi, mereka memanas dan mulai bersinar inframerah dan bahkan sedikit merah - cahaya tampak. Suhu permukaannya bisa naik hingga 2.500 Kelvin, dan di kedalamannya melebihi 1 juta Kelvin. Ini cukup untuk memulai reaksi fusi termonuklir helium, tetapi bukan dari hidrogen biasa, tetapi dari isotop berat yang sangat langka - deuterium, dan bukan helium biasa, tetapi isotop ringan helium-3. Karena hanya ada sedikit deuterium dalam materi kosmik, semuanya dengan cepat terbakar, tanpa melepaskan energi yang signifikan. Ini seperti melemparkan selembar kertas ke dalam api yang mendingin: itu akan langsung terbakar, tetapi tidak akan memberikan panas. Bintang "mati" tidak dapat memanas lebih kuat - kompresinya berhenti di bawah pengaruh tekanan internal gas yang merosot. Kehilangan sumber panas, ia hanya mendingin di masa depan, seperti planet biasa. Oleh karena itu, bintang-bintang yang gagal ini hanya dapat diperhatikan selama masa mudanya yang pendek, saat mereka hangat. Mereka tidak ditakdirkan untuk mencapai rezim stasioner pembakaran termonuklir.

Penemuan bintang "lahir mati"

Fisikawan yakin bahwa apa yang tidak dilarang oleh hukum konservasi diperbolehkan. Para astronom menambahkan ini; alam lebih kaya dari imajinasi kita. Jika Shiv Kumar mampu menciptakan katai coklat, maka tampaknya alam tidak akan sulit untuk menciptakannya. Selama tiga dekade, pencarian sia-sia untuk tokoh-tokoh redup ini terus berlanjut. Semakin banyak peneliti dilibatkan dalam pekerjaan tersebut. Bahkan ahli teori Kumar berpegang teguh pada teleskop dengan harapan menemukan objek yang dia temukan di atas kertas. Idenya sederhana: mendeteksi satu katai coklat sangat sulit, karena Anda tidak hanya perlu memperbaiki radiasinya, tetapi juga untuk membuktikan bahwa itu tidak jauh. bintang raksasa dengan atmosfer yang dingin (menurut standar bintang), atau bahkan galaksi yang dikelilingi oleh debu di tepi alam semesta. Hal yang paling sulit dalam astronomi adalah menentukan jarak suatu benda. Oleh karena itu, perlu untuk mencari katai di dekat bintang normal, yang jaraknya sudah diketahui. Tetapi bintang yang terang akan membutakan teleskop dan tidak akan memungkinkan Anda untuk melihat kurcaci redup. Karena itu, Anda perlu mencari mereka di sebelah kurcaci lainnya! Misalnya, dengan merah - bintang bermassa sangat kecil atau putih - sisa pendinginan bintang normal. Pada 1980-an, pencarian oleh Kumar dan astronom lainnya tidak membuahkan hasil. Meskipun ada laporan tentang penemuan katai coklat lebih dari satu kali, studi terperinci setiap kali menunjukkan bahwa ini adalah bintang kecil. Namun, ide pencarian itu tepat, dan satu dekade kemudian berhasil.

Pada 1990-an, para astronom mendapatkan detektor radiasi sensitif baru - susunan CCD dan teleskop besar berdiameter hingga 10 meter dengan optik adaptif, yang mengkompensasi distorsi yang ditimbulkan oleh atmosfer dan memungkinkan Anda mendapatkan gambar dari permukaan bumi hampir sejelas dari luar angkasa. Ini segera membuahkan hasil: katai merah yang sangat redup ditemukan, secara harfiah berbatasan dengan yang berwarna coklat.

Dan katai coklat pertama ditemukan pada tahun 1995 oleh sekelompok astronom yang dipimpin oleh Rafael Rebolo dari Institute of Astrophysics di Pulau Canary. Menggunakan teleskop di pulau La Palma, mereka menemukan sebuah objek di gugus bintang Pleiades, yang mereka sebut Teide Pleiades 1, meminjam nama dari gunung berapi Pico de Teide di pulau Tenerife. Benar, beberapa keraguan tetap ada tentang sifat objek ini, dan sementara astronom Spanyol membuktikan bahwa itu memang katai coklat, rekan-rekan Amerika mereka mengumumkan penemuan mereka di tahun yang sama. Sebuah tim yang dipimpin oleh Tadashi Nakajima dari California Institute of Technology, menggunakan teleskop di Observatorium Palomar, ditemukan pada jarak 19 tahun cahaya dari Bumi di konstelasi Hare, di sebelah bintang yang sangat kecil dan dingin Gliese 229, bahkan lebih kecil. dan pendamping yang lebih dingin Gliese 229B. Suhu permukaannya hanya 1000 K, dan daya radiasinya 160 ribu kali lebih rendah dari matahari.

Sifat non-bintang dari Gliese 229B akhirnya dikonfirmasi pada tahun 1997 oleh apa yang disebut tes lithium. Pada bintang normal, sejumlah kecil litium, yang terawetkan dari zaman kelahiran Semesta, dengan cepat terbakar dalam reaksi termonuklir. Namun, katai coklat tidak cukup panas untuk ini. Ketika lithium ditemukan di atmosfer Gliese 229B, objek ini menjadi katai coklat "tertentu" pertama. Dalam ukuran, hampir bertepatan dengan Jupiter, dan massanya diperkirakan 3-6% dari massa Matahari. Ini berputar di sekitar pendampingnya yang lebih masif Gliese 229A dalam orbit dengan radius sekitar 40 satuan astronomi(seperti Pluto mengelilingi Matahari).

Dengan cepat menjadi jelas bahwa bukan teleskop terbesar yang cocok untuk mencari "bintang gagal". Katai coklat tunggal pertama ditemukan pada teleskop biasa selama survei sistematis langit. Misalnya, objek Kelu-1 di konstelasi Hydra ditemukan sebagai bagian dari pencarian jangka panjang untuk bintang kerdil di sekitar Matahari, yang dimulai di European Southern Observatory di Chili pada tahun 1987. Menggunakan teleskop Schmidt 1 meter, astronom Universitas Chili Maria Teresa Ruiz telah secara teratur memotret bagian langit selama bertahun-tahun, dan kemudian membandingkan gambar yang diambil pada interval tahun. Di antara ratusan ribu bintang redup, dia mencari bintang yang terlihat bergeser relatif terhadap yang lain - ini tanda yang tidak salah lagi tokoh-tokoh terdekat. Dengan cara ini, Maria Ruiz telah menemukan lusinan katai putih, dan pada tahun 1997 dia akhirnya mendapatkan yang cokelat. Jenisnya ditentukan oleh spektrum, di mana garis lithium dan metana ternyata berada. Maria Ruiz menyebutnya Kelu-1: dalam bahasa orang Mapuche yang pernah mendiami bagian tengah Chili, "kelu" berarti merah. Itu terletak pada jarak sekitar 30 tahun cahaya dari Matahari dan tidak terkait dengan bintang mana pun.

Semua temuan ini, yang dibuat pada 1995-1997, menjadi prototipe kelas baru objek astronomi, yang mengambil tempat di antara bintang dan planet. Seperti biasanya dalam astronomi, penemuan-penemuan pertama segera diikuti oleh penemuan-penemuan baru. PADA tahun-tahun terakhir banyak katai telah ditemukan selama survei langit inframerah rutin 2MASS dan DENIS.

debu bintang

Segera setelah penemuan itu, katai coklat memaksa para astronom untuk melakukan penyesuaian dengan yang telah ditetapkan beberapa dekade lalu klasifikasi spektral bintang. Spektrum optik bintang-bintang adalah wajahnya, atau lebih tepatnya, paspornya. Posisi dan intensitas garis dalam spektrum terutama menunjukkan suhu permukaan, serta parameter lainnya, khususnya, komposisi kimia, kerapatan gas di atmosfer, dan kekuatan medan. Medan gaya dll. Sekitar 100 tahun yang lalu, para astronom mengembangkan klasifikasi spektrum bintang, menunjuk setiap kelas dengan huruf alfabet latin. Urutan mereka berulang kali direvisi, mengatur ulang, menghapus dan menambahkan huruf, sampai skema yang diterima secara umum terbentuk yang melayani para astronom dengan sempurna selama beberapa dekade. PADA bentuk tradisional urutan kelas spektral terlihat seperti ini: O-B-A-F-G-K-M. Suhu permukaan bintang dari kelas O ke kelas M menurun dari 100.000 menjadi 2000 K. Siswa astronomi Inggris bahkan menemukan aturan mnemonik untuk mengingat urutan huruf “Oh! Jadilah Gadis yang Baik, Cium Aku!" Dan pada pergantian abad, baris klasik ini harus diperpanjang dengan dua huruf sekaligus. Ternyata pembentukan spektrum bintang dan subbintang yang sangat dingin sangat peran penting bermain debu.

Di permukaan sebagian besar bintang, karena suhu tinggi, tidak ada molekul yang bisa eksis. Namun, pada bintang kelas M terdingin (dengan suhu di bawah 3000 K), pita serapan kuat dari titanium dan vanadium oksida (TiO, VO) terlihat dalam spektrum. Secara alami, diharapkan bahkan kurcaci coklat yang lebih dingin akan memiliki ini garis molekul akan lebih kuat. Semua pada tahun 1997 yang sama, pendamping coklat GD 165B ditemukan di dekat katai putih GD 165, dengan suhu permukaan 1900 K dan luminositas 0,01% matahari. Ini mengejutkan para peneliti dengan fakta bahwa, tidak seperti bintang dingin lainnya, ia tidak memiliki pita serapan TiO dan VO, yang dijuluki " bintang aneh". Spektrum katai coklat lainnya dengan suhu di bawah 2000 K ternyata sama.Perhitungan menunjukkan bahwa molekul TiO dan VO2 di atmosfernya mengembun menjadi partikel padat - partikel debu, dan tidak lagi memanifestasikan dirinya dalam spektrum, seperti karakteristik gas molekul.

Untuk mempertimbangkan fitur ini, Davy Kirkpatrick dari California Institute of Technology mengusulkan untuk memperluas klasifikasi spektral tradisional tahun depan dengan menambahkan kelas L untuk bintang inframerah bermassa rendah dengan suhu permukaan 1500-2000 K. Sebagian besar kelas-L objek seharusnya katai coklat, meskipun bintang bermassa rendah yang sangat tua juga dapat mendingin di bawah 2000 K.

Melanjutkan studi kurcaci L, para astronom telah menemukan objek yang lebih eksotis. Spektrum mereka menunjukkan pita serapan yang kuat dari air, metana, dan hidrogen molekuler, itulah sebabnya mereka disebut "katai metana". Prototipe kelas ini dianggap sebagai Gliese 229B katai coklat pertama yang ditemukan. Pada tahun 2000, James Liebert dan rekan-rekannya dari University of Arizona mengidentifikasi kelompok mandiri T-kurcaci dengan suhu 1500-1000 K dan bahkan sedikit lebih rendah.

Katai coklat memberi para astronom banyak hal yang kompleks dan sangat pertanyaan menarik. Semakin dingin atmosfer sebuah bintang, semakin sulit untuk mempelajarinya baik bagi pengamat maupun ahli teori. Kehadiran debu membuat tugas ini semakin sulit: kondensasi partikel tidak hanya mengubah komposisi unsur kimia bebas di atmosfer, tetapi juga mempengaruhi perpindahan panas dan bentuk spektrum. Secara khusus, model teoretis mengingat debu yang diprediksi efek rumah kaca di atmosfer atas, yang dikonfirmasi oleh pengamatan. Selain itu, perhitungan menunjukkan bahwa setelah kondensasi, partikel debu mulai tenggelam. Mungkin pada level yang berbeda awan debu tebal terbentuk di atmosfer. Meteorologi katai coklat bisa beragam seperti planet raksasa. Tetapi jika atmosfer Yupiter dan Saturnus dapat dipelajari dari dekat, maka akan perlu untuk menguraikan siklon metana dan badai debu katai coklat hanya dengan spektrumnya.

Rahasia "Berdarah-Campuran"

Pertanyaan tentang asal usul dan kelimpahan katai coklat masih terbuka. Hitungan pertama jumlah mereka di masa muda gugusan bintang Jenis Pleiades menunjukkan itu dibandingkan dengan bintang normal berat keseluruhan katai coklat, tampaknya, tidak begitu besar untuk "menghapus" seluruh massa galaksi yang tersembunyi di atasnya. Tapi kesimpulan ini masih perlu diverifikasi. Teori asal usul bintang yang diterima secara umum tidak menjawab pertanyaan tentang bagaimana katai coklat terbentuk. Objek bermassa rendah seperti itu bisa terbentuk seperti planet raksasa di piringan bintang. Tetapi beberapa katai coklat tunggal telah ditemukan, dan sulit untuk mengasumsikan bahwa mereka semua hilang dari rekan mereka yang lebih besar segera setelah lahir. Selain itu, sebuah planet baru-baru ini ditemukan mengorbit di sekitar salah satu katai coklat, yang berarti bahwa ia tidak mengalami gaya yang kuat pengaruh gravitasi tetangga, jika tidak, kurcaci itu akan kehilangan dia.

Sangat cara spesial Kelahiran katai coklat baru-baru ini diuraikan dalam studi dua sistem biner dekat - LL Andromeda dan EF Eridani. Mereka memiliki pendamping yang lebih masif, katai putih, dengan gravitasinya menarik materi dari pendamping yang kurang masif, yang disebut bintang-ke-liang. Perhitungan menunjukkan bahwa pada awalnya dalam sistem ini, satelit donor adalah bintang biasa, tetapi selama beberapa miliar tahun massa mereka turun di bawah nilai batas dan reaksi termonuklir di dalamnya padam. Sekarang oleh tanda-tanda luar mereka adalah katai coklat yang khas.

Suhu bintang donor dalam sistem LL Andromeda adalah sekitar 1300 K, dan dalam sistem EF Eridani sekitar 1650 K. Mereka hanya beberapa puluh kali lebih besar dari massa Jupiter, dan garis metana terlihat dalam spektrumnya. . Berapa banyak struktur internal dan komposisi kimia yang mirip dengan katai coklat "nyata" masih belum diketahui. Dengan demikian, bintang bermassa rendah yang normal, setelah kehilangan sebagian besar materinya, dapat menjadi katai coklat. Para astronom benar ketika mereka mengatakan bahwa alam lebih inventif daripada imajinasi kita. Katai coklat, "bukan bintang dan bukan planet", sudah mulai mengejutkan. Ternyata baru-baru ini, meskipun sifatnya dingin, beberapa di antaranya adalah sumber radio dan bahkan radiasi sinar-X (!). Jadi di masa depan ini tipe baru benda luar angkasa menjanjikan kita banyak penemuan menarik.

Bintang yang merosot

Biasanya, selama pembentukan bintang, kontraksi gravitasinya berlanjut hingga kerapatan dan suhu di pusat mencapai nilai yang diperlukan untuk memulai reaksi termonuklir, dan kemudian karena pelepasan energi nuklir tekanan gas menyeimbangkan gaya tarik gravitasinya sendiri. Pada bintang masif, suhunya lebih tinggi dan reaksi dimulai pada kepadatan materi yang relatif rendah, tetapi daripada kurang berat, semakin tinggi "kerapatan penyalaan". Misalnya, di pusat Matahari, plasma dikompresi hingga 150 gram per sentimeter kubik.

Namun, pada kerapatan yang bahkan ratusan kali lebih besar, materi mulai menolak tekanan terlepas dari peningkatan suhu, dan akibatnya, kompresi bintang berhenti sebelum energi yang dihasilkan dalam reaksi termonuklir menjadi signifikan. Alasan untuk menghentikan kompresi adalah efek mekanika kuantum, yang oleh fisikawan disebut tekanan degenerasi. dan gas. Faktanya adalah bahwa elektron termasuk dalam jenis partikel yang mematuhi apa yang disebut "prinsip Pauli", yang ditetapkan oleh fisikawan Wolfgang Pauli pada tahun 1925. Prinsip ini menyatakan bahwa partikel identik, seperti elektron, tidak dapat berada dalam keadaan yang sama pada waktu yang sama. Itulah sebabnya elektron dalam atom bergerak dalam orbit yang berbeda. Tidak ada atom di kedalaman bintang: pada kepadatan tinggi, mereka dihancurkan dan ada "laut elektronik" tunggal. Baginya, prinsip Pauli terdengar seperti ini: elektron yang terletak di dekatnya tidak dapat memiliki kecepatan yang sama.

Jika satu elektron diam, yang lain harus bergerak, dan yang ketiga harus bergerak lebih cepat, dan seterusnya.Keadaan gas elektron ini disebut degenerasi oleh fisikawan. Bahkan jika sebuah bintang kecil telah membakar semua bahan bakar fusinya dan kehilangan sumber energinya, kontraksinya dapat dihentikan oleh tekanan gas elektron yang merosot. Tidak peduli berapa banyak zat didinginkan, pada kepadatan tinggi pergerakan elektron tidak akan berhenti, yang berarti bahwa tekanan zat akan menahan kompresi terlepas dari suhu: berapa kepadatan lebih, semakin tinggi tekanannya.

Kontraksi bintang yang sekarat dengan massa yang sama dengan matahari akan berhenti ketika mengecil menjadi seukuran Bumi, yaitu 100 kali, dan kerapatan materinya menjadi satu juta kali lebih tinggi daripada kerapatan air. Ini adalah bagaimana katai putih terbentuk. Sebuah bintang bermassa lebih kecil berhenti runtuh pada kerapatan yang lebih rendah, karena gaya gravitasinya tidak begitu kuat. Bintang gagal yang sangat kecil dapat menjadi merosot dan berhenti berkontraksi bahkan sebelum suhu di bagian dalamnya naik ke ambang "pengapian termonuklir". Tubuh seperti itu tidak akan pernah menjadi bintang sungguhan.

Sebuah tim astronom internasional, termasuk Igor Karachentsev dari Observatorium Astrofisika Khusus Akademi Ilmu Pengetahuan Rusia, mempelajari galaksi kerdil KDG215 dan menemukan bahwa sebagian besar bintang di dalamnya terbentuk selama satu miliar tahun terakhir, sementara di galaksi yang paling dikenal, pembentukan bintang mencapai puncaknya puluhan miliar tahun yang lalu. KDG215 adalah salah satu galaksi "muda" dalam komposisinya, yang menunjukkan bahwa proses evolusinya tidak biasa. Artikel telah dikirimkan untuk dipublikasikan di Surat Jurnal Astrofisika, tetapi untuk saat ini, teks karya dapat ditemukan di server pracetak Universitas Cornell.

Detail tentang bagaimana galaksi dimulai dengan cepat dan masuk jumlah besar bentuk bintang masih belum jelas. Situasinya diperumit oleh fakta bahwa galaksi paling intens "melahirkan" bintang baru 10 miliar tahun yang lalu, dan hari ini proses ini jauh lebih lambat. Khususnya situasi sulit- untuk galaksi kerdil, yang jauh dari pengamat duniawi dan seringkali cukup redup.

Para astronom telah mempelajari galaksi kerdil KDG215 pada jarak 4,83 megaparsec (sekitar 15,7 juta tahun cahaya). Di satu sisi, ia relatif dekat dan oleh karena itu nyaman untuk diamati, dan di sisi lain, ia memiliki sejumlah fitur yang sangat tidak biasa yang memungkinkan para ilmuwan berharap untuk hasil yang tidak biasa dalam studinya. KDG215 sangat redup - ini adalah salah satu galaksi paling redup pada jarak ini, dan laju pembentukan bintang baru di dalamnya saat ini adalah nol.

Para peneliti mencoba melacak evolusi pembentukan bintang di galaksi ini dengan mengacu pada arsip gambar teleskop luar angkasa Hubble. Untuk melakukan ini, mereka menganalisis spektrum emisi galaksi dan menemukan berapa usia populasi utama bintang di dalamnya. Ternyata nilai rata-ratanya sangat rendah: menurut perhitungan, sekitar satu miliar tahun yang lalu, ledakan tajam pembentukan bintang terjadi di galaksi. Menurut perkiraan paling konservatif, hanya 1,25 miliar tahun yang lalu, 30 persen dari semua bintang di KDG215 belum ada, sedangkan sisanya galaksi yang dikenal pada saat yang sama, setidaknya 90 persen bintang sudah ada. Apalagi menurut perkiraan hasil perhitungan yang kurang konservatif, 1,25 miliar tahun lalu, 66 persen dari semua bintang di galaksi KDG215 tidak ada. Ini membuatnya sangat muda dalam hal usia rata-rata populasi bintangnya: meskipun penulis menggambar paralel dengan beberapa galaksi kerdil lainnya, setidaknya setengah dari semua bintang di sana sudah terbentuk 4-7 miliar tahun yang lalu, dan tidak sama sekali. dalam satu miliar tahun terakhir, seperti yang mungkin terjadi di KDG215.

Para peneliti mengambil galaksi tetangga KDG215 dalam sebuah kubus dengan sisi enam megaparsec (sekitar 20 juta tahun cahaya) dan menemukan bahwa tidak lebih dari beberapa miliar tahun yang lalu ia bisa melewati sangat dekat dengan Black Eye Galaxy (M64).

Ini adalah objek yang agak tidak biasa, terdiri dari dua galaksi yang bergabung, dan pinggirannya berputar dalam satu arah, dan cakram gas dan debu di pusat galaksi - di yang lain. Seperti yang dicatat oleh para peneliti, tabrakan dengan gas dari M64 dapat menyebabkan peningkatan tajam dalam kepadatan awan hidrogen di KDG215 dan, karenanya, ledakan pembentukan bintang. Studi lebih lanjut tentang objek ini dapat memperjelas detail proses pendidikan massal bintang baru di galaksi.

Gambar menunjukkan galaksi kerdil di konstelasi Pematung (Sculptor Dwarf Galaxy). Gambar diambil dengan Wide Field Imager pada teleskop MPG/ESO 2,2 meter di European Southern Observatory di La Silla. Galaksi ini adalah salah satu tetangga Bima Sakti kita. Tapi, meski begitu dekat satu sama lain, kedua galaksi ini benar-benar memiliki cerita yang berbeda asal dan evolusi, kita dapat mengatakan bahwa karakter mereka sangat berbeda. Galaksi kerdil di Sculptor jauh lebih kecil dan lebih tua dari Bima Sakti, menjadikannya objek yang sangat berharga untuk mempelajari proses yang menyebabkan lahirnya bintang baru dan galaksi lain di alam semesta awal. Namun, karena memancarkan cahaya yang sangat sedikit, studinya sangat sulit.

Galaksi kerdil di konstelasi Sculptor termasuk dalam subkelas galaksi spheroidal kerdil dan merupakan salah satu dari empat belas galaksi satelit yang mengorbit Bima Sakti. Semuanya terletak berdekatan satu sama lain di wilayah halo Galaksi kita, yang merupakan wilayah bulat yang terbentang jauh melampaui batas lengan spiral. Seperti namanya, galaksi kerdil ini terletak di konstelasi Sculptor dan terletak pada jarak 280.000 tahun cahaya dari Bumi. Terlepas dari kedekatannya, ia ditemukan hanya pada tahun 1937 dengan munculnya instrumen baru yang kuat, karena bintang-bintang yang membentuknya sangat redup dan tampaknya tersebar di seluruh langit. Juga, jangan bingung galaksi ini dengan NGC 253, yang terletak di konstelasi yang sama Sculptor, tetapi terlihat jauh lebih terang dan merupakan spiral berpalang.

Galaksi kerdil di konstelasi Sculptor. Sumber: ESO

Informasi Foto

Informasi Foto

Meskipun sulit untuk dideteksi, galaksi kerdil ini termasuk di antara objek kerdil samar pertama yang ditemukan di wilayah sekitar Bima Sakti. Dia bentuk aneh membuat para astronom berpikir dari saat penemuan hingga hari ini. Tetapi di zaman kita, para astronom telah terbiasa dengan galaksi-galaksi berbentuk bola dan telah menyadari bahwa benda-benda seperti itu memungkinkan kita untuk melihat jauh ke masa lalu Semesta.

Namun, diyakini bahwa Bima Sakti, seperti semua galaksi besar, terbentuk sebagai hasil penggabungan dengan objek yang lebih kecil selama tahun-tahun pertama keberadaan Semesta. Dan jika beberapa dari galaksi kecil ini masih ada sampai sekarang, maka mereka pasti mengandung banyak bintang yang sangat tua. Itulah sebabnya Galaksi Kerdil di konstelasi Pematung memenuhi semua persyaratan yang berlaku untuk galaksi asli. Hanya bintang-bintang kuno yang dapat diamati dalam gambar ini.

Para astronom telah belajar untuk menentukan usia bintang di galaksi dengan ciri khas yang ada di bintang mereka. fluks bercahaya. Radiasi ini membawa sedikit bukti tentang keberadaan unsur-unsur kimia berat dalam objek-objek ini. Intinya seperti itu senyawa kimia cenderung menumpuk di galaksi ketika generasi bintang berubah. Dengan demikian, konsentrasi molekul berat yang rendah menunjukkan bahwa umur rata-rata bintang di galaksi bulat ini cukup tinggi.

Sebuah wilayah langit di sekitar galaksi kerdil di konstelasi Sculptor.

Galaksi kerdil mungkin sangat kecil, tetapi mereka memiliki kekuatan fenomenal yang dapat melahirkan bintang baru. Pengamatan baru dengan Teleskop Luar Angkasa Hubble telah menunjukkan bahwa proses pembentukan bintang di galaksi kerdil memainkan peran besar di alam semesta awal daripada yang sekarang diyakini secara umum.

Sementara galaksi di seluruh alam semesta masih membentuk bintang baru, kebanyakan dari mereka terbentuk antara dua dan enam miliar tahun setelahnya dentuman Besar. Mempelajari ini zaman awal Sejarah alam semesta adalah kuncinya jika kita ingin memahami bagaimana bintang pertama muncul dan bagaimana galaksi pertama tumbuh dan berkembang.

Gambar ini menunjukkan bagian langit yang ditandai dengan galaksi kerdil di mana ledakan pembentukan bintang diamati. Gambar diambil sebagai bagian dari program GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) dan hanya menampilkan satu bingkai dari keseluruhan survei. Sumber: NASA, ESA, Tim BARANG dan M. Giavalisco (STScI/University of Massachusetts)

Sebuah studi baru oleh Hubble dan instrumen Wide Field Camera 3 (WFC3) telah memungkinkan para astronom untuk mengambil langkah maju dalam memahami era itu dengan memeriksa berbagai jenis galaksi kerdil di alam semesta awal dan, khususnya, memilih hanya yang memiliki formasi bintang yang jelas. proses. . Galaksi seperti itu biasanya disebut galaksi starburst. Dalam objek seperti itu, bintang-bintang baru terbentuk lebih cepat. nilai biasa di galaksi lain. Studi sebelumnya berfokus terutama pada analisis galaksi massa menengah dan tinggi dan tidak memperhitungkan sejumlah besar galaksi kerdil yang ada selama zaman aktif ini. Tetapi kesalahan di sini bukan pada para ilmuwan yang tidak ingin menjelajahi galaksi kerdil. Ini kemungkinan besar karena ketidakmampuan untuk melihat benda-benda kecil ini, karena mereka sangat jauh dari kita. Sampai saat ini, para astronom dapat mengamati galaksi kecil pada jarak yang lebih kecil atau galaksi besar pada jarak yang lebih jauh.

Sekarang, bagaimanapun, menggunakan grisms, para astronom telah mampu mengintip ke galaksi kerdil bermassa rendah di alam semesta yang jauh dan memperhitungkan kontribusi ledakan pembentukan bintang mereka, memperkirakan informasi dengan kemungkinan jumlah galaksi kecil yang ada saat itu. Grisma adalah prisma objektif, kombinasi prisma dan kisi difraksi yang memungkinkan cahaya melewatinya tanpa mengubah spektrumnya. Huruf "G" pada judul berasal dari kisi (kisi).

“Kami selalu berasumsi bahwa galaksi kerdil ledakan bintang akan memiliki dampak signifikan pada kelahiran bintang baru di alam semesta muda, tetapi ini adalah pertama kalinya kami dapat mengukur efek yang sebenarnya mereka miliki. Dan, tampaknya, mereka memainkan peran penting, jika bukan kunci, ”- Hakim Atek dari Universitas Politeknik Swiss.

“Galaksi-galaksi ini membentuk bintang begitu cepat sehingga mereka benar-benar dapat menggandakan seluruh massa bintangnya hanya dalam 150 juta tahun. Sebagai perbandingan, massa bintang untuk galaksi biasa rata-rata berlipat ganda selama 1-3 miliar tahun,” tambah rekan penulis Jean-Paul Kneib.

Gambar galaksi dalam mode suram menggunakan contoh Wide Field Camera 3 yang dipasang di Hubble dan beroperasi dalam mode spektroskopi ini. Garis pelangi yang diperluas tidak lebih dari galaksi yang tertangkap dalam lensa, tetapi dalam mode suram mereka direpresentasikan sebagai spektrum pelangi. Berkat ini, para ilmuwan dapat menilai komposisi kimia benda-benda luar angkasa.