Tühjad galaktikad: tõelised saareuniversumid

Miks võiksid kalad A ja B olla kääbusgalaktikate varase evolutsiooni mõistmise võti.

20. sajandi algusaastatel oli üks astronoomia peamisi vaidluspunkte nende objektide olemus, mida me nüüd galaktikatena tunneme. Mõned, nagu Harlow Shapely, nimetasid neid “spiraalseteks ududeks”, uskudes, et nad asuvad Linnutee piirides, teised, näiteks Heber Curtis, kasutasid terminit “saareuniversumid”, kirjeldades universumi kaudu triivivaid galaktikate merd. Vastus sellele mõttekäigule avaldaks sügavat mõju universumi suurusele ja kosmoloogiale tervikuna.

Täna me teame, et galaktikad asuvad väljaspool Linnuteed - see on lihtsalt galaktika, kus me elame. Kuid nad pole nii saared kui nii, nagu mõned võiksid arvata. Paljud galaktikad eksisteerivad galaktikarühmades või klastrites kümnete või tuhandete liikmega. Asume sobivas nimega Kohalik rühm koos Andromeda ja Triangulumiga ning meid ümbritseb satelliidi galaktikate sülem.

Linnutee ümbruses asuv tühikute ja superklastrite kaart, mille keskmes on Neitsi superklaster. Kohalik tühjus on liiga väike, et seda näha. Kujutise krediit: Andrew Z. Colvin, Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported litsentsi alusel.

Sellest reeglist on muidugi erandeid; mitte kõik galaktikad pole klastrite osad. Tegelikult varitsevad vähesed varjatud juhtumid tühimikes, kümnete megapaaride tohututes piirkondades, mis peaaegu ei sisalda galaktikaid ja ainult väheses koguses galaktikagaasi. Neid tühje galaktikaid on keeruline leida, eriti kui need on hämarad, kuid nende moodustamise ja kujunemise mõistmine võib meid viia aarde juurde teabe selle kohta, kuidas universum käitub suurtel skaaladel - alustades muidugi tühimikest.

Täna sõidame Kohalikust rühmast kaugemale kohaliku tühjuse servani. Siin asuvad kaks kääbusgalaktikat, Kalad A ja Kalad B. Nad on väikesed ja hämarad ning me ei tea neist veel kuigi palju, kuid see, mida me teame, omab sügavat mõju kääbusgalaktikate tekkele ja arengule.

Gaasivaesed kääbused ja neutraalne vesinik

Joonis 1, Tollerud jt. 2015. Kalade A ja B originaalsed raadio- ja optilised pildid. Eraldusvõime on üsna kehv, kuid andis siiski korralikke kauguse mõõtmisi.

A ja B kalad avastati alles mõni aasta tagasi, nende andmed olid pärit Arecibo observatooriumis tehtud GALFA-HI uuringust (Tollerud jt 2015). GALFA-HI mõõdetud emissioon joonel 21 cm, mis on neutraalsete vesinikupilvede põhinäitaja. Kuna mis tahes märkimisväärne HI-heide võib pärineda ainult gaasirikastest piirkondadest, on see halb vahend Linnutee läheduses asuvate gaasivaeste kääbusgalaktikate tuvastamiseks - ja suurepärane võimalus leida galaktikaid, kus on ohtralt vesinikugaasi, ja pidevat tähtede moodustumist.

Pärast nende kahe raadioallika tuvastamist leiti optiliste vaatluste abil 3,5-meetrise WIYNi teleskoobiga nähtavaid vastaseid. Hα-spektroskoopia abil leiti, et igal optilisel allikal oli peaaegu sama kiirguskiirus kui vastaval raadioallikal, kinnitades, et need on samad objektid: kääbusgalaktikad, vahemikus 1,7–3,5 Mpc (Kalad A) ja 3,5–8,9 Mpc (Kalad) B), asetades need kohaliku grupi servale.

Vahemaade erinevused tekkisid seetõttu, et rühm kasutas nende määramiseks kahte erinevat meetodit. Kui eeldada, et galaktikad eralduvad kohalikust rühmast, saame Hubble'i seaduse ja nende süvendikiiruse mõõtmise abil välja mõelda, kui kaugel nad asuvad. Kuid meeskond suutis galaktikates märgata ka mõnda noort sinist tähte; oma nähtava suuruse järgi tulid nad välja erinevate - madalamate - väärtustega.

Joonise 3 osa, Tollerud jt. 2015. Pange tähele, kuidas kalad A ja B on enamiku sama massiga kääbusgalaktikatega võrreldes vesinikurikkad, muutes need HI-uuringute hõlpsamaks märkamiseks.

Punased hiiglased: usaldusväärsemad standardsed küünlad

Aasta hiljem kasutas meeskond galaktikate pildistamiseks Hubble'i kosmoseteleskoopi (Tollerud jt 2016). Vaatluste fotomeetria viis galaktikani jõudmise kauguse mõõtmiseni veel ühe, veelgi täpsema viisi: kasutades punase hiiglasliku haru otsa (lühidalt TRGB).

Kui punane hiiglane jõuab kolmekordse alfa-protsessi algusse, suureneb selle heledus järsu sulandumispurske tõttu, mida nimetatakse heeliumisähvatuseks. Kuigi välk ise on lühike, kestab järgnev evolutsiooniperiood kauem ning täht muutub heledamaks ja heledamaks, jõudes lõpuks punkti, mida nimetatakse punase hiiglasliku oksa tipuks. Selgub, et neil kõigil tähtedel on põhimõtteliselt sama heledus, sõltumata massist, metallilisusest või koostisest. See teeb neist suurepärased standardsed küünlad, nagu ka Cepheidi muutujad.

Joonised 1 ja 2, Tollerud jt. 2016. Hubble'i pildid kaladest A ja B. Kuigi WIYN-pildid olid piisavalt head, et eristada mõnda punktallikat, suutis Hubble pakkuda märkimisväärselt kõrgema eraldusvõimega pilte.

Hubble'i fotomeetria oli piisavalt hea, et saaks kasutada TRGB-meetodit, ja kui vahemaad olid kooskõlas mõttega, et Kalade kääbused asuvad väljaspool kohalikku rühma: vastavalt 5,6 ja 9,2 Mpc. Kui käes olid täpsed kauguse mõõtmised, suutis rühm tuvastada paari rohkem omadusi, sealhulgas heledusi ja tähtmasse (igaühe kohta umbes 10 miljonit päikese massi).

Mida see kõik tähendab

Põnev on see, et meeskond sai nüüd need galaktikad kaardile paigutada. Selgus, et nad asuvad mõlemad kohaliku tühjuse serval. Kahjuks pole meil üksikasjalikke kinemaatilisi lahtisi andmeid õiges suunas, nii et me ei saa kindlalt öelda, et Kalad A ja B liiguvad tühjusest välja. Siiski on meil vähe vihjeid.

Joonis 12, Tollerud jt. 2016. Kaart lähedalasuvatest galaktikatest kuni 10 Mpc Maa-st. Kohalik rühm istub kesklinnas, pisike ja pealtnäha kompaktne.

Esiteks koges paar tähe moodustumist väga hiljuti. On üsna usutav, et selle põhjustas ootamatu kokkupõrge gaasi hõõgniitidega, mis moodustavad kohaliku tühjuse piirid. Lisaks vastavad HI-jaotused jaotustele, mida võime oodata tühjades galaktikates. Lõpuks on mõlemad need galaktikad - eriti Kalad A - väiksemad kui enamik tähekujulisi galaktikaid kohalikus rühmas, mis tähendab, et nad on palju kompaktsemad. See võib viidata sellele, et alles nüüd lähevad nad samadele evolutsiooniteedele, mida nende kolleegid kohalikus rühmas rändasid juba ammu.

Joonis 13, Tollerud jt. 2016. Pange tähele, kuidas Kalad A ja B on palju väiksemad kui enamik tähte moodustavaid galaktikaid, kuid palju heledamad kui enamik passiivseid (mitte tähti moodustavaid) galaktikaid.

Just see viimane mõte muudab kalad A ja B eriti põnevaks. Kui nad on tõepoolest tühised galaktikad, peavad nad suurema osa oma elust häirimatult veetma kohaliku tühjuse suhteliselt põlises keskkonnas. See tähendab, et nad võivad välja näha ja käituda palju nagu tavalised kääbusgalaktikad, mis on miljardeid ja miljardeid aastaid tagasi harjunud. Kui see asub vähem kui 10 MPc kaugusel, siis võiks see olla vihje paljude meie lähinaabrite varajasele elule. See on päris põnev mõte.