Νάνος Γαλαξίας

Νάνος Γαλαξίας

Dwarf Galaxy

Οι Νάνοι Γαλαξίες είναι ένα είδος μικρών Γαλαξιών.

Νάνος Γαλαξίας Τοξότης

Εισαγωγή

Νάνος Γαλαξίας Αργώ

Ένας νάνος γαλαξίας είναι ένας μικρός γαλαξίας που περιέχει λίγα δισεκατομμύρια αστέρες, ένας μικρός αριθμός συγκρινόμενος με τα 200-400 δισεκατομμύρια άστρα του Γαλαξία μας. Το Μεγάλο Νέφος Μαγγελάνου για παράδειγμα, που περιέχει πάνω από 30 δισεκατομμύρια αστέρες, μερικές φορές ταξινομείται ως νάνος γαλαξίας ενώ άλλοι τον θεωρούν σαν έναν ολοκληρωμένο γαλαξία που στρέφεται γύρω από το Γαλαξία.

Υπάρχουν πολλοί νάνοι Γαλαξίες στην Τοπική Ομάδα Γαλαξιών: αυτοί οι μικροί γαλαξίες στρέφονται συχνά γύρω από τους μεγαλύτερους γαλαξίες, όπως είναι ο Milky Way, ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας και ο Τριγωνικός Γαλαξίας. Για παράδειγμα ο Γαλαξίας μας έχει 14 γνωστούς νάνους γαλαξίες που στρέφονται γύρω του.

Μορφολογία

Οι Νάνοι Γαλαξίες ανευρίσκονται σε πολλές μορφές:

• 1. Σε μορφή ελλειπτικού γαλαξία: είναι ο νάνος ελλειπτικός γαλαξίας και μια υποκατηγορία του ο νάνος σφαιροειδής γαλαξίας
• 2. Σε μορφή ανώμαλου γαλαξία: ο νάνος ανώμαλος γαλαξίας
• 3. Σε μορφή σπειροειδούς γαλαξία: ο νάνος σπειροειδής γαλαξίας και ο νάνος σπειροειδής γαλαξίας με ράβδο

Πρόβλημα Εντοπισμού

Υπάρχει όμως ένα πρόβλημα με τους νάνους γαλαξίες, είναι πολύ δύσκολο να προσδιοριστούν οι νάνοι γαλαξίες επειδή αυτά τα αντικείμενα έχουν χαμηλή φωτεινότητα επιφάνειας και είναι τόσο διάχυτα ώστε να είναι ουσιαστικά απαρατήρητα ακόμη και στην κοσμική γειτονιά μας.

Αυτό το πρόβλημα ξεκινάει από την κατανομή της Σκοτεινής Ύλης στους γαλαξίες. Κι ενώ η σκοτεινή ύλη φαίνεται να συγκεντρώνεται κατά ιεραρχικό τρόπο στους μεγάλους κανονικούς γαλαξίες, στους νάνους γαλαξίες είναι μερικές τάξεις χαμηλότερη από όσο αναμενόταν από τις προσομοιώσεις. Γι αυτό και δεν είναι και τόσο ορατοί οι νάνοι γαλαξίες.

Λύση Προβλήματος

Αυτό το πρόβλημα έχει δύο πιθανές λύσεις.

• Η μία είναι ότι υπάρχουν μικρότεροι φωτοστέφανοι (εκεί που συγκεντρώνεται η σκοτεινή ύλη), αλλά μόνο μερικοί από αυτούς καταλήγουν στο να είναι ορατοί επειδή δεν ήταν σε θέση να προσελκύσουν αρκετή βαρυονική ύλη για να δημιουργήσουν έναν ορατό νάνο γαλαξία.
• Η άλλη λύση μπορεί να οφείλεται ότι οι νάνοι γαλαξίες τείνουν να απορροφηθούν ή να "γδυθούν" παλιρροϊκά από τα αστέρια τους λόγω της δράσης των μεγαλύτερων γαλαξιών. Σε αυτό το παλιρροιακό 'γδύσιμο' της ύλης οφείλεται λοιπόν το πρόβλημα του προσδιορισμού των νάνων γαλαξιών αρχικά. Ο προσδιορισμός λοιπόν είναι απίστευτα δύσκολος, επειδή αυτά τα αντικείμενα έχουν χαμηλή φωτεινότητα της επιφάνειας τους και είναι τόσο διάχυτα ώστε να είναι ουσιαστικά απαρατήρητα ακόμη και στην κοσμική γειτονιά μας.

Γένεση των Νάνων Γαλαξιών

Γενικά

Οι αστρονόμοι γνωρίζουν ότι οι αστέρες δημιουργούνταν ανέκαθεν καθ' όλη τη διάρκεια της ζωής του Σύμπαντος. Ο Γαλαξίας μας, ένας συνηθισμένος μεγάλος σπειροειδής γαλαξίας, αποτελείται από τουλάχιστον 100 δισεκατομμύρια αστέρες. Η γέννηση αστέρων στον Γαλαξία μας είναι μια διαδικασία αργή και σταθερή, η οποία περιλαμβάνει τη συστολή τεραστίων ποσοτήτων διαστρικών αερίων και σκόνης. Ετησίως δημιουργούνται νέοι αστέρες από αέριο και σκόνη, που η μάζα τους είναι κατά μέσο όρο όση και η ηλιακή μάζα.

Αστρικές Εκρήξεις

Αντίθετα, οι αστρικές εκρήξεις είναι σχετικά σύντομες περίοδοι - διάρκειας από 1 έως 20 εκατομμύρια χρόνια - κατά τις οποίες οι ρυθμοί αστρικών σχηματισμών είναι πολύ πιο ταχείς. Έχουμε παρατηρήσει γαλαξίες στους οποίους ο ρυθμός είναι 100 φορές μεγαλύτερος από αυτόν του Γαλαξία μας. Γνωρίζουμε ότι κάτι τέτοιο δεν μπορεί παρά να είναι σύντομο, καθώς αν συνεχιζόταν για περισσότερα από μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, οι γαλαξίες θα έχαναν τα αέρια τους, από τα οποία δημιουργούνται οι αστέρες.

Ο αυξημένος ρυθμός αστρικών γεννήσεων προκαλεί δραματική αύξηση στη φωτεινότητα του γαλαξία. Επειδή όμως οι αστρικές εκρήξεις είναι σύντομες, κυριαρχούνται από ακτινοβολίες προερχόμενες από νεαρούς θερμούς αστέρες, 20 ή περισσότερων ηλιακών μαζών, με περίοδο ζωής μόνο μερικών εκατομμυρίων ετών. Οι αστέρες αυτοί είναι δεκάδες χιλιάδες φορές φωτεινότεροι από τον Ήλιο μας. Θερμαίνουν και ιονίζουν τα πυκνά νέφη αερίων και σκόνης από τα οποία προέρχονται, εν συνεχεία τα νέφη απορροφούν το ορατό και υπεριώδες φως του αστέρα και στη συνέχεια επανακτινοβολούν την ενέργεια υπό μορφή ραδιοκυμάτων και υπερύθρου ακτινοβολίας.

Μια έντονη αστρική έκρηξη μπορεί να είναι τόσο φωτεινή όσο ένας quasar. (Οι quasars ως γνωστόν είναι από τα πλέον φωτεινά αντικείμενα στο Σύμπαν). Επειδή η φωτεινότητα των αστρικών εκρήξεων συγκεντρώνεται στα ραδιοκύματα και στα υπέρυθρα μέρη του φάσματος, το φαινόμενο αναγνωρίστηκε και μελετήθηκε μόνο κατά τα τελευταία 20 χρόνια, όταν τα νέα τηλεσκόπια και οι δορυφόροι επέτρεψαν στους επιστήμονες να παρατηρήσουν σε αυτά τα μήκη κύματος.

Πολλοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι αστρικές εκρήξεις παίζουν καταλυτικό ρόλο στη γαλαξιακή εξέλιξη και τη δημιουργία αστρικών σμηνών. Συνεπώς, οι επιστήμονες θέλουν οπωσδήποτε να μάθουν τι είναι αυτό που προκαλεί τα ξαφνικά αυτά επεισόδια, πώς εξελίσσονται και τι τα σταματά.

Αστρικές Εκρήξεις Νάνων Γαλαξιών

Οι νάνοι γαλαξίες με αστρικές εκρήξεις περιέχουν θύλακες νεαρών, κυανών αστέρων οι οποίοι περιβάλλονται από νέφος αερίου. Η αστρική έκρηξη στους νάνους γαλαξίες πιθανόν να προκαλείται από σύγκρουση με άλλο νάνο γαλαξία.

Τα ερωτήματα αυτά ίσως είναι ευκολότερο να απαντηθούν στους νάνους γαλαξίες, οι οποίοι περιέχουν 100 εκατομμύρια ή και λιγότερους αστέρες, πολύ λιγότερους από τους αστέρες των μεγάλων σπειροειδών όπως είναι ο Γαλαξίας μας και ο Μ83.

Ανακαλύψεις Νάνων Γαλαξιών

Οι ερευνητές έστρεψαν την προσοχή τους στους νάνους γαλαξίες, τα τελευταία χρόνια, ακριβώς επειδή οι περισσότεροι από αυτούς είναι τόσο αμυδροί. Οι δυο πιο γνωστοί νάνοι είναι το Μεγάλο και το Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου, οι οποίοι φαίνονται λαμπεροί επειδή βρίσκονται πολύ κοντά μας (σε απόσταση μικρότερη από 300.000 έτη φωτός) και είναι οι μόνοι νάνοι γαλαξίες που είναι ορατοί με γυμνό οφθαλμό.

Ωστόσο, χάρη στα σύγχρονα τηλεσκόπια, τους ισχυρούς ανιχνευτές και τις μεγάλης έκτασης έρευνες, οι επιστήμονες ανακάλυψαν ότι οι νάνοι είναι περισσότεροι από τους μεγάλους γαλαξίες και μάλιστα με μεγάλη διαφορά. Η Τοπική Ομάδα, το γαλαξιακό σμήνος στο οποίο ανήκει και ο Γαλαξίας μας, περιλαμβάνει (σύμφωνα με τις πιο πρόσφατες μετρήσεις) μόνο δύο μεγάλους σπειροειδείς -τον δικό μας και την Ανδρομέδα- και περίπου 40 νάνους. Η αναλογία αυτή είναι μάλλον τυπική για την περιοχή του Σύμπαντος στην οποία βρισκόμαστε.

Μερικοί νάνοι γαλαξίες ονομάζονται ελλειπτικοί νάνοι, λόγω του σχήματος τους, ενώ οι πιο μικροί και αμυδροί απ' αυτούς ονομάζονται σφαιροειδείς νάνοι γαλαξίες. Οι περισσότεροι όμως νάνοι δεν διαθέτουν συγκεκριμένη δομή και σχήμα κι έτσι ονομάζονται ακανόνιστοι. Οι Αμερικανοί ερευνητές αναφέρονται σ' αυτούς αποκαλώντας τους "blobs", δηλαδή "φουσκάλες", ή "θαμπούς" ή και "αυγά τηγανιτά", όνομα που αφήνει να εννοηθεί το σχήμα τους. Επισήμως ωστόσο, ονομάζονται "μη-κανονικοί".

Διαφορές Κανονικών και Νάνων Γαλαξιών

Οι νάνοι γαλαξίες δεν αποτελούν μικρογραφίες των μεγάλων γαλαξιών, η ανάπτυξη τους διέπεται από διαφορετικούς μηχανισμούς. Οι σπειροειδείς γαλαξίες διαθέτουν γιγαντιαία νέφη μοριακού υδρογόνου, ηλίου και σκόνης, που μπορούν εύκολα να δημιουργήσουν αστέρες. Οι σπειροειδείς βραχίονες συντηρούνται από κύματα πυκνότητας τα οποία πυροδοτούν τη δημιουργία αστέρων συμπιέζοντας τα μοριακά νέφη μέσω των οποίων διέρχονται. Ως αποτέλεσμα, οι σπειροειδείς γαλαξίες δεν βρίσκονται ποτέ σε ηρεμία, καθώς έχουν πάντοτε μερικούς νεογέννητους αστέρες.

Χημική Σύσταση

Αντίθετα, οι νάνοι γαλαξίες διαθέτουν ελάχιστο μοριακό υδρογόνο. Διαθέτουν όμως μεγάλη ποσότητα ατομικού υδρογόνου - δηλαδή άτομα υδρογόνου τα οποία κινούνται ελεύθερα χωρίς να είναι συνδεδεμένα σε μόρια δύο ατόμων. Η μάζα ατομικού υδρογόνου που περιέχεται σε έναν τυπικό νάνο γαλαξία είναι 10 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα των αστέρων. Επειδή τα νέφη αυτά δεν έχουν την πυκνότητα των μοριακών νεφών, έχουν μικρότερη πιθανότητα να καταρρεύσουν βαρυτικά και να δημιουργήσουν αστέρες. Επιπλέον, οι νάνοι γαλαξίες δεν διαθέτουν κύματα πυκνότητας ή άλλες οργανωμένες κινήσεις αερίων, που θα μπορούσαν να προκαλέσουν την κατάρρευση των νεφών. Συνεπώς, οι νάνοι διάγουν το μεγαλύτερο μέρος του χρόνου τους σε κατάσταση ηρεμίας. Σε αυτή την κατάσταση, όλοι οι αστέρες τους είναι αμυδροί, ερυθροί και γηραιοί. Μόνο οι νάνοι των αστρικών εκρήξεων έχουν φωτεινούς, θερμούς, κυανούς αστέρες που δηλώνουν πρόσφατη αστρική γέννηση.

Στη χημική δομή των νάνων ανευρίσκονται ενδείξεις μεγάλων περιόδων ηρεμίας. Η γέννηση των αστέρων αλλάζει τη σύνθεση του γαλαξία: όταν οι ογκώδεις αστέρες φθάσουν στο τέλος της ζωής τους, εκρήγνυνται σε υπερκαινοφανείς, οι οποίοι εμπλουτίζουν το γαλαξιακό περιβάλλον με τα βαρέα στοιχεία από τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις των αστέρων. Όμως, αν δεν γεννηθούν αστέρες, ο γαλαξίας θα παραμείνει χημικά καθυστερημένος. Η ιστορία κάθε γαλαξία βρίσκεται αποτυπωμένη στην παρουσία μετάλλων, όπως οι αστρονόμοι αποκαλούν όλα τα στοιχεία πέρα από το υδρογόνο και το ήλιο (παρά τις αντιρρήσεις των χημικών). Όσο μικρότερη είναι η παρουσία μετάλλων, τόσο λιγότερο εξελιγμένος είναι ο γαλαξίας. Η αφθονία μετάλλων στους νάνους γαλαξίες κυμαίνεται από 2 ως 30% αυτής που υπάρχει στην περιοχή του Ήλιου μας, με κορυφή της κατανομής γύρω στο 10%. Μόνο λίγοι, πολύ ενεργοί νάνοι έχουν αφθονία μετάλλων συγκρίσιμη με αυτή ενός σπειροειδούς γαλαξία. Η υποανάπτυκτη κατάσταση των νάνων γαλαξιών εγείρει την πιθανότητα να βρεθεί ένας πραγματικά προκοσμικός - αναλλοίωτος από την εποχή της Μεγάλης Έκρηξης. Οι γαλαξίες με τη χαμηλότερη περιεκτικότητα σε μέταλλα που έχει βρεθεί μέχρι σήμερα - δύο νάνοι με τα ονόματα I Zw 18 και SBS 0335-052- δεν φαίνεται να είναι προκοσμικοί μάλλον έχουν διέλθει από μερικές γενιές αστέρων. Παρ' όλα αυτά, η έρευνα συνεχίζεται και οι αστρονόμοι ελπίζουν ότι θα βρουν ενδείξεις για το πώς γεννήθηκε η πρώτη γενιά αστέρων.

Φασματοσκόπηση

Οι νάνοι γαλαξίες που διέρχονται από ένα επεισόδιο δημιουργίας αστέρων έχουν συγκεκριμένη εμφάνιση. Περιέχουν σημεία με νεαρούς, κυανούς αστέρες μέσα σε περιβλήματα ψυχρών, γηραιότερων, ερυθρών αστέρων. Οι νάνοι με αστρικές εκρήξεις διακρίνονται για τη φωτεινότητα τους. Κατά την έκρηξη, ο νάνος μπορεί να είναι τόσο φωτεινός όσο ένας μεγάλος σπειροειδής, ενώ ένας ήρεμος νάνος του ιδίου μεγέθους έχει μόνο 1% η και λιγότερο της φωτεινότητας αυτής. Όλη η δραστηριότητα προέρχεται από μια μικρή περιοχή : η διάμετρος της περιοχής της έκρηξης κυμαίνεται συνήθως από μερικές εκατοντάδες μέχρι 1.000 έτη φωτός - ας σημειωθεί ότι οι ίδιοι οι γαλαξίες έχουν διάμετρο συνήθως μικρότερη από 6.000 έτη φωτός.

Κάθε περιοχή περιέχει από μερικές εκατοντάδες έως δέκα χιλιάδες φωτεινούς αστέρες είδους Ο- και Β-. Ένας νάνος σε έκρηξη μπορεί να περιέχει πολλές περιοχές εκρήξεων, οι οποίες δεν βρίσκονται συνήθως στο κέντρο του γαλαξία. Αντίθετα με τον Γαλαξία μας και άλλους μεγάλους γαλαξίες, οι νάνοι με αστρικές εκρήξεις δεν διαθέτουν κατανομή αστέρων όλων των ηλικιών. Συνήθως περιλαμβάνουν μόνο περιοχές πολύ νέων αστέρων και τον περιβάλλοντα θύλακα αστέρων που είναι μερικά δισεκατομμύρια έτη γηραιότερος. Οι αστρονόμοι υπολογίζουν την ηλικία των γαλαξιών αυτών αναζητώντας συγκεκριμένες περιόδους αστρικής ανάπτυξης. Ίσως η πιο σημαντική διαγνωστική μέθοδος της ηλικίας είναι η περίοδος Wolf-Rayet, στην οποία οι πολύ ογκώδεις αστέρες (με μάζα μεγαλύτερη των 25 ηλιακών μαζών) φθάνουν σε ηλικία 2 ως 10 εκατομμυρίων ετών. Κατά την περίοδο αυτή ο αστέρας αποβάλλει το μεγαλύτερο μέρος της αρχικής του μάζας με ταχύτητα μερικών χιλιάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Οι γραμμές εκπομπής των ιόντων στο ταχέως κινούμενο υλικό μετατοπίζονται από το Φαινόμενο Doppler.

Αντί να παρουσιάζονται σαν στενές ρίγες στο φάσμα, μετατοπίζονται προς το ερυθρό ή το κυανό μέρος του φάσματος. Όταν δούμε λοιπόν μια τέτοια μετατόπιση στο φάσμα ενός θύλακα αστρικής έκρηξης, γνωρίζουμε ότι περιλαμβάνει σημαντικό αριθμό αστέρων Wolf-Rayet και δεν μπορεί να είναι γηραιότερος από 10 εκατομμύρια χρόνια.

Δυσκολίες ταυτοποίησης Ακτινοβολίας

Στους μεγάλους γαλαξίες, ο θύλακας αστρικής γέννησης είναι συνήθως τοποθετημένος στον φωτεινό γαλαξιακό πυρήνα ή σε έναν από τους γαλαξιακούς βραχίονες, γεγονός που καθιστά τις παρατηρήσεις πιο δύσκολες. Επιπλέον, η ακτινοβολία που πηγάζει από τη συνεχή γέννηση αστέρων στον γαλαξία μπορεί να εκληφθεί σαν ακτινοβολία θύλακα αστρικής έκρηξης ή άλλες εκπομπές ακτινοβολίας. Συνεπώς, στους μεγάλους γαλαξίες οι χαρακτηριστικές εκπομπές από αστρικές εκρήξεις συνήθως κατακλύζονται από άλλες εκπομπές.

Τα σφαιρικά σμήνη του Γαλαξία μας όμως έχουν ηλικία τουλάχιστον μερικών δισεκατομμυρίων ετών - περιέχουν δε τους γηραιότερους αστέρες του Γαλαξία. Η λογική συνέπεια είναι ότι είτε ο Γαλαξίας μας εδώ και πολλά δισεκατομμύρια χρόνια δεν έχει δημιουργήσει σφαιρικά σμήνη είτε όλα τα σφαιρικά σμήνη που δημιουργήθηκαν πρόσφατα διαλύθηκαν και καταστράφηκαν από βαρυτικές δυνάμεις κατά την τροχιά τους μέσα στον γαλαξιακό δίσκο. Οι αστρικές εκρήξεις στον NGC 5253 και σε άλλους νάνους γαλαξίες μπορεί να είναι σφαιρικά σμήνη υπό διαμόρφωση. Αν αυτό ισχύει, θα μπορούσαν να αποκαλύψουν άγνωστες πλευρές της ιστορίας του Γαλαξία μας.

Δημιουργία Αστέρων

Πρέπει πάντως να θυμόμαστε ότι αυτά που ισχύουν για τους νάνους γαλαξίες δεν ισχύουν πάντα για τους μεγάλους γαλαξίες. Μια σημαντική διαφορά είναι η λεγόμενη διάδοση των αστέρων - πώς η γέννηση αστέρων σε ένα σημείο του Σύμπαντος επηρεάζει τη γέννηση αστέρων σε άλλο σημείο. Προφανώς, η τυχαία κατανομή θυλάκων αστρικών εκρήξεων στους νάνους εγείρει το ερώτημα πώς η γέννηση αστέρων μπορεί να διαδοθεί σε έναν γαλαξία που δεν διαθέτει σπειροειδείς βραχίονες ή άλλες οργανωμένες κινήσεις αερίων.

Σήμερα, το πιο πιθανό σενάριο θεωρείται το λεγόμενο μοντέλο "Αυτο-διαδιδόμενη Στοχαστική Δημιουργία Αστέρων" (Self-Propagating Stochastic Star Formation). Σύμφωνα με αυτό το μοντέλο, κάθε θύλακας σε οποιοδήποτε σημείο του γαλαξία μπορεί να προκαλέσει δευτερεύουσες αστρικές εκρήξεις σε άλλα σημεία. Οι ογκώδεις νεαροί αστέρες στο πρώτο κέντρο δραστηριότητας επιδρούν στα αέρια παραπλήσιων περιοχών με αστρικούς ανέμους, ιονισμό και άλλες ενεργειακές δραστηριότητες. Στη συνέχεια, τα αέρια συστέλλονται και αρχίζουν τη δική τους αστρική έκρηξη. Η διαδικασία συνεχίζεται μέχρις ότου δεν υπάρχουν αρκετά αέρια σε θέση να επηρεασθούν από τους νεαρούς αστέρες.

Το μοντέλο αυτό φαίνεται να εξηγεί τη δημιουργία αστέρων στους νάνους, αλλά μάλλον δεν μπορεί να εφαρμοσθεί στους σπειροειδείς. Και βεβαίως παραμένει ανοικτό το ερώτημα τι προκάλεσε την αρχική αστρική έκρηξη. Στο ερώτημα πώς προκαλούνται οι αστρικές εκρήξεις στους μεγάλους, στους νάνους γαλαξίες και σε διαφορετικούς γαλαξίες υπάρχουν διαφορετικές απαντήσεις. Οι νάνοι, οι οποίοι έχουν μελετηθεί καλά μέχρι σήμερα, φαίνεται ότι αλληλεπιδρούν και συνενώνονται με άλλα αστρονομικά αντικείμενα. Για παράδειγμα, ο II Zw 40 είναι γνωστό ότι μάλλον αποτελείται από δύο νάνους γαλαξίες οι οποίοι συνενώνονται. Για τον Henize 2-10, έναν μάλλον μεγάλο νάνο γαλαξία με μια σχετικά ώριμη αστρική έκρηξη (ηλικίας περίπου 10 εκατομμυρίων ετών), οι αστρονόμοι πιστεύουν ότι είναι πιθανόν να καταβρόχθισε έναν μικρότερο γαλαξία ίσως πριν από 100 εκατομμύρια χρόνια. Η απορρόφηση του μικρού γαλαξία ήταν τέλεια: το μόνο που μπορούμε να διακρίνουμε είναι η παλιρροϊκή ουρά αερίων η οποία εξέχει από τον Henize 2-10. Ο νάνος γαλαξίας Zw 0855 +06, από την άλλη, αλληλεπιδρά με έναν άλλο νάνο (χωρίς αστρική έκρηξη) που βρίσκεται αρκετά κοντά και δημιουργεί παλιρροϊκές διαταραχές στον γαλαξία. Τα παραδείγματα είναι πολλά.

Συγκρούσεις Νάνων Γαλαξιών

Οι στενές συναντήσεις προκαλούν εκρήξεις αστέρων και στους μεγάλους γαλαξίες. Οι συγκρούσεις και οι συνενώσεις γαλαξιών δεν επηρεάζουν τους υπάρχοντες αστέρες - οι αστέρες ενός γαλαξία σχεδόν ουδέποτε συγκρούονται με τους αστέρες ενός άλλου καθώς ο χώρος ανάμεσα στους αστέρες είναι πολύ μεγάλος ακόμα και στις πιο πυκνές περιοχές των γαλαξιών. Οι αλληλεπιδράσεις όμως αυτές μπορούν να επηρεάσουν δραματικά τα αέρια νέφη των γαλαξιών, τα οποία υπόκεινται σε ωστικά κύματα, συρρικνώσεις και βαρυτικές επιρροές, που τους κάνουν να διαρρηγνύονται, να συντρίβονται και να δημιουργούν αστέρες.

Οι διαδικασίες αυτές θα έπρεπε λογικά να έχουν τα ίδια αποτελέσματα στους νάνους γαλαξίες με αυτά που έχουν στα μεγαλύτερα συστήματα. Οι περισσότερες ωστόσο αστρικές εκρήξεις των νάνων δεν συναντώνται με άλλους νάνους γαλαξίες, αλλά με συστήματα μικρότερα και αμυδρότερα από αυτούς. Αν όμως οι νάνοι γαλαξίες είναι τα μικρά ψάρια της ουράνιας θάλασσας, τότε ποια άλλα μικρότερα ψάρια καταβροχθίζουν; Μερικοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα μικρά αυτά συστήματα είναι νέφη ατομικών αερίων (κυρίως υδρογόνου) με μάζες που κυμαίνονται από 1 εκατομμύριο μέχρι 10 εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Για παράδειγμα, ο NGC 5253 πιθανόν έχει απορροφήσει ένα μικρό νέφος αερίων (περίπου ενός εκατομμυρίου ηλιακών μαζών) από το διαγαλαξιακό διάστημα. Κάποιοι ερευνητές που έκαναν ευαίσθητες ραδιομετρήσεις για διαγαλαξιακά νέφη αερίων με τις χαρακτηριστικές εκπομπές του ατομικού υδρογόνου, βρήκαν ότι νάνοι με αστρικές εκρήξεις έχουν μεγαλύτερη πιθανότητα να συνοδεύονται από τέτοια νέφη αερίων απ' ό,τι νάνοι χωρίς αστρικές εκρήξεις.

Η υπόθεση ότι οι αστρικές εκρήξεις στους νάνους γαλαξίες πυροδοτούνται από αλληλεπιδράσεις με άλλους νάνους ή με νέφη διαγαλαξιακών αερίων εξηγεί γιατί οι εκρήξεις αυτές συμβαίνουν σποραδικά και σε μεγάλα χρονικά διαστήματα. Τι όμως τερματίζει τις αστρικές εκρήξεις; Η απάντηση ίσως βρίσκεται σε ένα εντυπωσιακό χαρακτηριστικό των νάνων με αστρικές εκρήξεις: Πολλοί από αυτούς περιβάλλονται ή περιέχουν μεγάλες δομές ιονισμένων αερίων, που έχουν σχήμα όστρακου, φούσκας, φωτοστέφανου ή καμινάδας. Οι δομές αυτές αντανακλούν την έντονη ζωή των ογκωδών νεαρών αστέρων, οι οποίοι παράγουν ισχυρές εκροές αερίων. Αν έχουν αρκετή μάζα, περνούν τη φάση Wolf-Rayet και στη συνέχεια πεθαίνουν σαν υπερκαινοφανείς. Τα κελύφη ή όστρακα και οι φούσκες που παρατηρούνται σε νάνους με αστρικές εκρήξεις είναι πιθανότατα απομεινάρια μαζικών ανέμων Wolf-Rayet και εκρήξεων υπερκαινοφανών.

Η εξήγηση είναι απλά ότι η μικρότερη μάζα και η πιο αδύναμη βαρύτητα των νάνων γαλαξιών δίνει τη δυνατότητα στα εκτοξευμένα αέρια να διαφύγουν πιο μακριά και μερικές φορές να αποδράσουν εντελώς. Προφανώς, οι αστρικές εκρήξεις αυτοπεριορίζονται - η ενεργειακή αστρική δράση εμποδίζει το διαστρικό αέριο από το οποίο εξαρτάται ο σχηματισμός αστέρων και σταματάει τη διαδικασία. Οι λιγότερο ογκώδεις αστέρες που σχηματίζονται στις αστρικές εκρήξεις, οι οποίοι δεν εξελίσσονται σευπερκαινοφανείς, αναμειγνύονται με τους παρακείμενους ερυθρούς αστέρες του νάνου. Και ο γαλαξίας επιστρέφει στην κατάσταση ηρεμίας: όχι πια νάνοι με αστρικές εκρήξεις αλλά ένας κοινός ακανόνιστος νάνος, αναμένοντας την επόμενη του συνάντηση.

Οι νάνοι γαλαξίες με αστρικές εκρήξεις συγκεντρώνουν όλο και περισσότερο το ερευνητικό ενδιαφέρον καθώς οι παρατηρησιακές δυνατότητες βελτιώνονται. Μεγάλα οπτικά υπέρυθρα τηλεσκόπια στο διάστημα και στη Γη, σειρές ραδιοαστρονομιών τηλεσκοπίων και τηλεσκοπίων κύματος χιλιοστού καθώς και οι δορυφόροι που ανιχνεύουν ακτινοβολίες υψηλής ενέργειας μάς προσφέρουν σήμερα τη δυνατότητα να παρατηρούμε τη δημιουργία αστέρων στους νάνους γαλαξίες με εξαιρετική λεπτομέρεια.

Εστιάζοντας σ' αυτά τα δυναμικά συστήματα, οι αστρονόμοι μελετούν φαινόμενα που δεν παρουσιάζονται σε άλλα σημεία του Σύμπαντος. Οι αστρικές εκρήξεις αποτελούν σαφώς ένα από τα καλύτερα παραδείγματα της ρήσης "τα καλά πράγματα είναι μικρά".

Ιστογραφία

-Εκτενέστερη και αναλυτικότερη περιγραφή γίνεται στο παρακάτω άρθρο:

• Physics4u

- Επίσης βλέπε:

• Wikipedia,
• Scientific American