Satelity Drogi Mlecznej …czyli co się
stanie, gdy podejdziesz za blisko

Od dawna astronomowie zastanawiali się, jak powstają galaktyki i jaki jest powód ich zróżnicowania. Teoria mówiąca o grawitacyjnym zapadaniu się pierwotnej materii nie tłumaczy wszystkiego, np. dlaczego niektóre galaktyki urosły do tak dużych rozmiarów. Problem ten dotyczył także Drogi Mlecznej. Pojawiła się sugestia, jakoby takie galaktyki jak nasza czy M31 urastały do obecnych rozmiarów dzięki łączeniu się z mniejszymi. Za taką hipotezą zdaje się przemawiać szereg obserwacyjnych faktów

Rys. 1. Lokalizacja galaktyki karłowatej w Strzelcu względem Słońca

Pierwszym dowodem na to, że Droga Mleczna właśnie w ten sposób osiągnęła swoje rozmiary, było odkrycie w 1994 r. galaktyki karłowatej w gwiazdozbiorze Strzelca (Sagittarius Dwarf Eliptical — Sgr dE).1 Ze względu na dużą ilość pyłu i materii międzygwiazdowej, co stanowi warstwę niemal nieprzenikliwą dla światła widzialnego, odkrycie to było możliwe dopiero po analizie obserwacji prowadzonych w podczerwieni.

W roku 1996 odkryto strumień gwiazd wyrwanych z Sgr dE prawdopodobnie przez siły pływowe Galaktyki. Była to pierwsza wskazówka, że Droga Mleczna pochłania materię innej galaktyki. Modele teoretyczne przewidywały istnienie całego pierścienia gwiazd i materii pochodzącej z Sgr dE, opasującego całą Galaktykę. Pierścień ten udało się zaobserwować w roku 1998. Badanie kształtu i rozmieszczenia tego strumienia w przestrzeni doprowadziło astronomów do wniosku, że obszar ciemnej materii wokół Drogi Mlecznej jest sferycznie symetryczny. Sam pierścień został utworzony podczas kilku obiegów Sgr dE wokół centrum Galaktyki. Orbita galaktyki karłowatej zmieniała w się pewnym stopniu na skutek utraty masy oraz pod wpływem rotacji dysku Drogi Mlecznej. Obecnie jest prawie prostopadła do dysku. Sama galaktyka Sgr dE znajduje się teraz w odległości 16 kpc od centrum Drogi Mlecznej i około 20 kpc od Słońca. Jej masa jest szacowana na co najmniej 10⁸ M, co wiąże się z okresem orbitalnym rzędu 10⁹ lat. Wiek jej najstarszych gwiazd ocenia się na około 10–14 mld lat, co oznacza, że Sagittarius Dwarf mógł nawet dziesięciokrotnie przeciąć płaszczyznę dysku Drogi Mlecznej. Takie przejście wiąże się oczywiście z utratą sporej części materii. Są dowody wskazujące, że gromada kulista znana jako Palomar 12 właśnie w ten sposób stała się częścią galaktycznego halo. Fakt ten jest o tyle ciekawy, że galaktyki karłowate nie miewają z reguły własnych gromad kulistych. Natomiast dla galaktyki Sgr dE jest znanych co najmniej pięć: Palomar 12, Arp 2, Terzian 7, Terzian 8 oraz M54. Niewykluczone, że jest ich więcej. W naszej Galaktyce są znane także 4 gromady otwarte, których położenie wskazuje na ich związek z Sgr dE.

Rys. 2. Rozmieszczenie olbrzymów typu M w danych z przeglądu 2MASS. Ciemniejsze punkty na diagramach odpowiadają większej liczbie tych gwiazd. Diagramy przedstawiają ten sam obszar nieba, dla trzech różnych wartości tzw. modułu odległości (m–M)

Z dokładnych badań Sgr dE wynika, że gwiazdy tej galaktyki wykazują podobieństwo do gwiazd Wielkiego Obłoku Magellana. W obu obiektach pewne klasy starych wyewoluowanych gwiazd, np. gwiazdy węglowe czy RR Lyrae, wykazują wyraźne podobieństwo. Powstała zatem hipoteza, że obie galaktyki mają wspólnego przodka — większą galaktykę, która została rozerwana na skutek sił pływowych lub kolizji z Drogą Mleczną, ewentualnie Małym Obłokiem. Jednakże na niekorzyść tej hipotezy przemawiają następujące fakty:

1. — orbity LMC i Sgr dE są do siebie prawie prostopadłe,
2. — galaktyka Sgr dE mogłaby przetrwać tyle czasu tylko wtedy, jeśli „protoplasta” miał większą gęstość niż przewiduje to teoretyczny model kolizji,
3. — liczba gwiazd RR Lyrae przewidywana przez rozważany model kolizji nie jest zgodna z obserwacjami.

Jednak te niezgodności można wytłumaczyć, przyjmując, że Sgr dE została utworzona ze szczątków powstałych po kolizji LMC z obiektem wielkości Małego Obłoku Magellana.

W roku 2002 pojawiła się hipoteza, jakoby odkryta wówczas struktura w kształcie pierścienia otaczającego Drogę Mleczną była strumieniem materii wyrwanym przez siły pływowe z galaktyki satelitarnej, której orbita leży w płaszczyźnie zbliżonej do płaszczyzny dysku naszej Galaktyki. Tę hipotezę potwierdziła w listopadzie minionego roku grupa astronomów z Francji, Włoch, Wielkiej Brytanii i Australii. Analizując dane z przeglądu nieba w podczerwieni (2 Micron All Sky Survey — 2MASS), zauważyli oni niesymetryczności w ułożeniu olbrzymów typu M względem płaszczyzny dysku Galaktyki. Olbrzymy typu M są gwiazdami chłodnymi, emitującymi znaczną część promieniowania właśnie w podczerwieni, zatem były łatwe do identyfikacji. Niesymetryczności te okazały się składnikami nie znanej do tej pory galaktyki karłowatej.

Rys. 3. Położenie galaktyki karłowatej w Wielkim Psie względem Słońca (patrz „Urania – PA” 1/04, s. IV okładki). Źródło: R. Ibata (Strasbourg Observatory, ULP) i in., 2MASS, NASA

Jej centrum jest widoczne w gwiazdozbiorze Wielkiego Psa, stąd nazwa Canis Major Dwarf (CMa). CMa znajduje się około 8 kpc od Słońca i 14 kpc od centrum Galaktyki, co oznacza, że to najbliższa sąsiadka Drogi Mlecznej. Pod wieloma względami jest podobna do Sgr dE. Największe podobieństwa odnajdujemy, badając populacje gwiazdowe obu obiektów: obie galaktyki mają na przykład niemal identyczną liczbę olbrzymów typu M (CMa — 2300, Sgr dE — 2200). Na tej podstawie oszacowano, że obie galaktyki mają podobną jasność absolutną (M_V = -13,4 mag, patrz: Tab. 1), a biorąc pod uwagę zależność M ⁄ L od L, oszacowano całkowitą masę CMa na około 10⁸–10⁹ M.

Kolejne podobieństwo między obiema galaktykami to obecność w nich gromad. Przeprowadzono symulacje komputerowe dla dwóch modeli galaktyki CMa: z orbitą zgodną z rotacją Galaktyki i wsteczną. W obu otrzymano dobrą zgodność wartości położenia i prędkości radialnych dla kilkunastu gromad. Dopasowanie modelu z orbitą zgodną było jednak trochę lepsze.

Canis Major Dwarf także pozostawała za zasłoną pyłu i materii międzygwiazdowej, a jej odkrycie było możliwe dzięki obserwacjom w podczerwieni. Warto także dodać, że obie galaktyki zostały odkryte przez tych samych astronomów (kolejne podobieństwo).

Rys. 4. Complex H (zaznaczony strzałką) obserwowany przez toruńską 32-m antenę RT4. Emisja z prawej strony (|v_LSR| < 120 km/s) pochodzi od Galaktyki. Maksimum jest ponad 3 razy wyżej niż jej część widoczna na zamieszczonej ilustracji (dane nieobrobione). Współrzędne galaktyczne: l = 130.5, b = 0

Wiek gwiazd galaktyki karłowatej CMa, szacowany na podstawie metaliczności, zawiera się w przedziale 2–7 mld lat. Jest jednakże pewna liczba gwiazd młodych, wskazujących na to, że w CMa, nie dalej niż miliard lat temu, ponownie zostały zainicjowane procesy gwiazdotwórcze. Jest zatem młodsza niż Sgr dE. 2 mld lat swojego istnienia, może więcej, poświęciła na okrążanie Drogi Mlecznej. Zdołała zrobić to już trzykrotnie, zostawiając strumień gwiazd i materii opasujący Galaktykę (widoczny na rys. 3). Droga Mleczna stopniowo wysysa z CMa gwiazdy i materię. Jesteśmy zatem świadkami kosmicznego kanibalizmu, jeszcze bardziej dramatycznego niż w przypadku Sgr dE. Według niektórych ocen masa materii zabranej CMa może stanowić nawet 1% masy Drogi Mlecznej. Prowadzi to do wniosku, że nasza Galaktyka nie jest „w średnim wieku”, lecz cały czas się tworzy.

Obie opisywane galaktyki karłowate są na łasce swojej galaktyki centralnej. Jaka jest ich przyszłość? W myśl jednej z teorii można odpowiedzieć: zamiana w HVC. Ten enigmatyczny skrót pochodzi od angielskiego terminu High Velocity Cloud, co w wolnym tłumaczeniu oznacza „szybką chmurę” albo „chmurę o dużej prędkości”. Nazwa ta odnosi się do gazowych obłoków, poruszających się z prędkościami nie dającymi się wytłumaczyć rotacją Galaktyki (|v_LSR| > ~100 km/s). Oprócz nich wyróżniamy jeszcze Intermediate Velocity Clouds (IVC) — chmury o średniej prędkości.

Między galaktykami (w najbliższym sąsiedztwie) i przez galaktyczne halo podróżują setki chmur HVC. Zostały odkryte w 1963 r. przez Mullera. Początkowo były obserwowane na częstotliwości 1420 MHz (wodór neutralny), szybko jednak odkryto, że emitują także w linii H_α oraz czasami w liniach innych zjonizowanych pierwiastków (SII, OIII, NII). Odkryto także liczne linie absorpcyjne, wskazujące na obecność takich pierwiastków, jak węgiel, żelazo czy glin.

Rys. 5. Complex H w obserwacjach z Green Bank (na długości galaktycznej l = 130.6). Strzałką jest zaznaczony rdzeń. Silna, jednolita emisja z prawej strony pochodzi od Galaktyki

Badanie kompleksów jest utrudnione ze względu na słabą znajomość odległości do nich. Przeważnie jedyną możliwością oszacowania odległości jest występowanie (bądź nie) linii absorpcyjnych w widmach gwiazd i galaktyk. Wiemy jednak, że występują różnego rodzaju oddziaływania między chmurami HVC i Galaktyką. Za przykład może służyć akrecja materii z chmury znanej jako Complex C na dysk Drogi Mlecznej.

Niezwykle ciekawym przykładem jest chmura odkryta w 1971 r. przez Dietera i Hulsbosha, nazwana, na cześć tego drugiego, Complex H. Zajmuje na niebie obszar o rozmiarach ~10°×15°. Wyróżniamy dwie jej podstawowe części: „rdzeń” i „ogon”. Rdzeń, o rozmiarach 2×3 kpc, jest zlokalizowany, we współrzędnych galaktycznych, na długości l=131° i przecina równik Galaktyki. Masa obłoku szacowana jest na ~6×10⁶ M. Okazuje się, że jest to wartość za mała, aby obłok o tych rozmiarach był stabilny grawitacyjnie. Prawdopodobnie w równowadze utrzymuje go ciśnienie materii międzygalaktycznej. Niektórzy uczeni widzą w tym fakcie kolejny dowód na istnienie ciemnej materii. Obserwowana prędkość radialna to około –200 km/s („–” oznacza, że obłok się do nas zbliża). Największa (ujemna) prędkość radialna, jaką mogłaby mieć w tym miejscu materia galaktyczna, to około –160 km/s, obserwuje się zaś co najwyżej –120 km/s. Widoczna jest także słaba emisja na prędkościach radialnych pośrednich, między rdzeniem obłoku a Galaktyką. Jest to gaz spowolniony przez oddziaływanie z Drogą Mleczną.

Rys. 6. Galaktyka eliptyczna w centrum gromady Abell 3827, z widocznymi w centrum pozostałościami po pięciu wchłoniętych galaktykach karłowatych

Analiza obserwacji prowadzonych przy pomocy 100-m radioteleskopu w Green Bank wykazała, że Complex H jest w istocie satelitą Drogi Mlecznej. Porusza się po orbicie, której kąt inklinacji wynosi około 230°. Complex H porusza się zatem ruchem wstecznym w płaszczyźnie nachylonej do płaszczyzny dysku Galaktyki pod kątem ~50°. Drugi punkt, w którym orbita przecina płaszczyznę dysku, jest oddalony od centrum Drogi Mlecznej o około 30 kpc, w kierunku 38° od linii Słońce – centrum (licząc zgodnie z kierunkiem rotacji Galaktyki). Obecnie obłok znajduje się w odległości ~33 kpc od centrum Drogi Mlecznej.

Obliczony z symulacji komputerowej okres orbitalny jest rzędu 10⁹ lat. Jeśli symulacja była poprawna, oznacza to, że Complex H wielokrotnie przecinał gazowy dysk Galaktyki, rozciągający się, według dzisiejszych danych, na około 50 kpc od centrum. Mamy zatem do czynienia z przykładem kolizji HVC z materią galaktyczną. Można się spodziewać, że kiedyś masa i rozmiary obłoku były dużo większe, jednak materia została wyrwana i wessana do dysku galaktycznego. Dowodem na to jest obecność niewielkich ilości gazu stopniowo spadającego na Drogę Mleczną (słaba emisja w zakresie prędkości radialnych od –190 do –120 km/s), a także wspominanego „ogona”, widocznego w postaci rozmytej smugi na rys. 5 na szerokościach galaktycznych b > +5. W świetle naszej obecnej wiedzy na temat Compleksu H możemy stwierdzić, że jest on kolejnym przykładem satelity „zjadanego” przez Drogę Mleczną.

Rys. 7. Zestawienie niektórych obiektów z gromady w Pannie, reprezentujących różne typy niewielkich galaktyk:

1. c), f), i), l) — karłowate eliptyczne dE;
2. a), d) karłowate soczewkowe dS0;
3. b) LSB zwarta;
4. g), h), k), m) nieregularne dIrr;
5. e), n) formy pośrednie

Complex H wykazuje pod pewnymi względami podobieństwa do innych obiektów systemu Drogi Mlecznej. W małej skali przypomina on HVC związaną z Obłokami Magellana, tzw. Pas Magellana (Magellanic Stream). Podobieństwa dotyczą takich wielkości jak rozmiary poszczególnych komponentów, gęstość czy ciśnienie. W skali makro Complex H wykazuje podobieństwa podobieństwa do galaktyki karłowatej Leo A (znanej także jako Leo III) — oba obiekty mają podobny kształt i masę. Zatem prawdopodobne staje się stwierdzenie, że Complex H powstał ze zniszczenia przez Drogę Mleczną jakiejś galaktyki karłowatej wielkości CMa albo Sgr dE.

Z powyższego wyłania się zatem obraz naszej Drogi Mlecznej (a także innych dużych galaktyk), który jeszcze niedawno był nie do pomyślenia. Nasza macierzysta Galaktyka nie jest spokojną, kręcącą się „wyspą w Kosmosie”, ale tworem dynamicznym, który cały czas się rozrasta poprzez „kosmiczny kanibalizm” i nie jest bynajmniej w tym odosobniona. Obserwujemy przykłady rozrywania galaktyk, wsysania gwiazd i materii czy akrecji gazu na dysk, słowem (prawdopodobnie) całą historię, jaka może spotkać małą, nieuważną galaktykę, która za bardzo się zbliży do galaktyki dużo większej.

Innych przykładów nie trzeba daleko szukać. Gdy kosmiczny teleskop Hubble'a „wziął pod lupę” jądro Wielkiej Galaktyki w Andromedzie, okazało się, że ma ono podwójną strukturę. Słabszy komponent jest prawdopodobnie jądrem wchłoniętej niedawno galaktyki. Natomiast obserwacje gigantycznej galaktyki eliptycznej w centrum gromady Abell 3827 ujawniły istnienie pozostałości aż pięciu galaktyk karłowatych w jej centrum. W trakcie „posiłku” jest także galaktyka w centrum gromady w Perseuszu (NGC 1275). Natomiast wokół galaktyki Centaurus A zaobserwowano strumień gwiazd i materii, podobny do tego, jaki wokół Drogi Mlecznej zostawił Sgr dE. Okazuje, że galaktyczny kanibalizm jest całkiem powszechny i jest on istotnym czynnikiem w procesie ewolucji galaktyk, a galaktyki karłowate mogą być „pierwotnymi”.

Samo określenie galaktyki karłowate (dwarf galaxies) odnosi się najczęściej do niewielkich galaktyk o małej absolutnej jasności powierzchniowej (LSB) i gładkim profilu jasności. Definicja ta nie jest uniwersalna. Poniżej M_B=–18^m małe obiekty LSB dzielimy na:

1. — zwarte, o dużej jasności powierzchniowej w centrum (np. M32),
2. — rozmyte, o małej jasności powierzchniowej w centrum.

Rys. 8. Rozmieszczenie w przestrzeni obiektów z tabeli 1

Przedstawicielkami drugiej grupy są galaktyki karłowate Grupy Lokalnej. Często spotyka się w literaturze podział na karłowate eliptyczne (dE) i sferoidalne (dSph). Ten podział jest jednak bardzo nieścisły i często spotyka się ten sam obiekt przyporządkowany do obu grup. Poza tym wyróżnia się często galaktyki karłowate soczewkowe (dS0 — znanych jest tylko kilka) nieregularne (dIrr) i cały wachlarz form przejściowych.

Pierwsze galaktyki karłowate odkrył Shapley w 1938 r. Zostały nazwane Fornax dE i Sculptor dE, od nazw gwiazdozbiorów, w których je widzimy (odpowiednio: Piec i Rzeźbiarz). Dalsze ich obserwacje ujawniły, że są grawitacyjnie związane z Drogą Mleczną, a dokładniej, że są jej satelitami. Kolejne odkrycia galaktyk karłowatych w Grupie Lokalnej przyniósł w latach 1950–55 Palomarski Przegląd Nieba — Palomar Sky Survey (m.in. Leo I, Leo II, UMi, Dra — kolejne satelity Drogi Mlecznej). Odkrywano także liczne obiekty tego typu w innych gromadach — rekordzistkami są gromady w Warkoczu Bereniki (700 galaktyk — 1993) i w Pannie (900 galaktyk — 1983).

Dwa najbliższe nam satelity Drogi Mlecznej stosunkowo długo czekały na swoje odkrycie: Sagittarius dE (Sgr dE) został zaobserwowany w 1994 r. a Canis Major dE (CMa) dopiero w 2003. Obecnie znanych jest kilka tysięcy galaktyk karłowatych.

Galaktyki dE tworzyły się prawdopodobnie tak jak „normalne” eliptyczne (E) — przez grawitacyjne zapadanie się obłoków materii. Są obiektami mniej zwartymi niż np. gromady kuliste, tak więc wielki wpływ na ich ewolucję miało sąsiedztwo z dużą galaktyką (oddziaływania pływowe, wyrzuty materii), jak również gwałtowne procesy w ich wnętrzach (np. wybuchy supernowych, zmienność pola promieniowania UV). Dowiedziono też, że galaktyki karłowate mogą powstawać na skutek rozpadu galaktyk w wyniku kolizji. Tłumaczy to ich ogromną liczbę w gromadach takich, jak np. w Pannie.

Rys. 9. Zależność stosunku masa-jasność od jasności i odległości od Galaktyki

Masy galaktyk karłowatych są rzędu 10⁷–10⁸ M, a jasności absolutne od –18 do –8 mag (w paśmie B). Z reguły zawierają stare wyewoluowane gwiazdy II populacji oraz nie zawierają dużo gazu i pyłu. Jednak w tych, które znajdują się dalej od centralnej galaktyki w gromadzie, obserwuje się gwiazdy „w średnim wieku” oraz całkiem młode, a nawet właśnie się tworzące (jak w przypadku NGC 1569 czy M102).

Interesujący jest fakt, że dla galaktyk karłowatych stosunek masa–jasność (M ⁄ L) jest całkiem duży: od 5 do ponad 100 (dla gromad kulistych M/L ≈ 2). Wskazuje to na znaczną ilość ciemnej materii w tych obiektach. Widoczne są także korelacje M ⁄ L z samą jasnością oraz z odległością od galaktyki centralnej: wraz ze wzrostem tych wielkości wartość M ⁄ L znacznie się zmniejsza. Wyjątkiem jest galaktyka Leo II. Przyczyna tego odstępstwa nie jest jeszcze dokładnie poznana.

• Podstawowe dane tu prezentowane zaczerpnąłem m.in. z następujących prac:
• Bignelli B., Ferguson H.C. Dwarf Elliptical Galaxies. Astron.Astroph.Rev. 6, 67–122, (1994).
• Ibata R. A., Gilmore G., Irwin M. J. A Dwarf Satellite Galaxy in Sagittarius. Nature, Vol. 370, No. 6486 (1994).
• Ibata R. A., Gilmore G., Irwin M. J. Sagittarius: the Nearest Dwarf Galaxy. Mon. Not. R. Astron. Soc. 277, 781–800 (1995).
• Martin N. F, Ibata R.A., Bellazini M., Irwin M.J., Lewis G.F., Dehnen W. A Dwarf Galaxy Remmant in Canis Major: the Fossil of an In-Plane Accretion onto the Milky Way. astro-ph/0311010 (2003).
• Bellazini M., Ibata R.A., Monaco L., Martin N. F, Irwin M.J., Lewis G.F. The Moon Behind the Finger. Detection of the Canis Major Galaxy in the Background of Galactic Open Clusters. astro-ph/0311119 (2003).
• Lockman F. J. HI Clouds Beyond the Galactic Disc. astro-ph/0311047 (2003).
• Lockman F. J. High Velocity Cloud Complex H: a Satelite of the Milky Way on a Retrograde Orbit? astro-ph/0305408 (2003).
• oraz z Internetu z portali:
• Chandra X-Ray Observatory (http://chandra.harvard.edu/)
• SolStation (http://solstation.com/)
• NRAO Green Bank (http://www.gb.nrao.edu/)
• SIMBAD Astronomical Database (http://simbad.u-strasbg.fr/)

Autor jest studentem III roku astronomii na UMK w Toruniu. Artykuł powstał na podstawie jego pracy seminaryjnej