Suuret kierteiset galaksit, kuten oma Linnunrata, ovat kuin valtavia avaruvia maanosia. Kuten kaikilla mantereilla, tällaisissa galakseissa tulisi olla monia pienempiä saaria, jotka sijaitsevat rannikon edustalla. Nykyiset galaksien muodostumismallit viittaavat siihen, että galaktisilla mantereilla tulisi olla enemmän naapurisaaria, kuin mitä teleskoopeilla tosiasiallisesti havaitaan. Nyt yksi saari on lisätty Linnunradan joukkoon, ja tämä on tarpeeksi pieni, jotta se pystyy kartuttamaan hyvin ennusteita. Muut kääpiöt - kuten äskettäin löydetty Ursa Majorissa - seuraavat todennäköisesti.
Äskettäin löydetty Ursa Major (UMa) kääpiögalaksi, joka sijaitsee 300 tuhatta plus valovuoden päässä Big Dipperin suunnasta, on noin kymmenesosan seuraavan pienimmän Linnunradan kääpiön (sijaitsee Sextansissa) pinnan kirkkaudella. Kuten Sextans-kääpiö, myös UMa-kääpiö on pallomuotoinen (galaksityyppi dSph) ja on tietyllä tavalla samanlainen kuin pallomaiset klusterit, joita esiintyy myös yhdessä suurten spiraaligalaksioiden kanssa.
Beth Willmanin New Yorkin yliopistosta - Sloan Digital Sky Survey (SDSS) palauttamaa tietoa tutkivan 15 tähtitieteilijäryhmän päätutkijan mukaan ”Ursa Major näyttää olevan vanha ja metallihuono kuten kaikki muutkin tunnetut Linnunradan kääpiöt. pallomaiset seuralaiset. Se voi kuitenkin olla 10 kertaa heikompi kuin pienin tunnettu Linnunradan satelliitti. Olemme parhaillaan saamassa yksityiskohtaisempia havaintoja, jotka tarjoavat yksityiskohtaisemman kuvan UMan ominaisuuksista, joita sitten verrataan muihin tunnettuihin satelliitteihin.
Beth selittää edelleen: ”UMa havaittiin osana Linnunradan seuralaisten järjestelmällistä tutkimusta. Se havaittiin pienenä tilastollisena heilahteluena punaisten tähtien lukumäärällä taivaan alueella. "
Kaikissa galakseissa ja ympyräklustereissa on laaja valikoima tähtityyppejä meikkeissään. Ne vaihtelevat nuorista, massiivisista, lyhytaikaisista, voimakkaasti kirkkaista sini-jätteistä aina pitempään elävistä, vaatimattoman massiivisista, enimmäkseen keski-ikäisistä vaaleimmista keltaisista tähdestä, kuten aurinkoomme, aina vanhoihin, kohtalaisen kirkkaisiin, mutta erittäin turvonneisiin puna-jättiläisiin. Skorpionin Antaresiin ja Orionin Betelgueseihin. Läheisten kääpiögalaktien - kuten UMa-kääpiön - löytämisessä juuri tämä viimeinen tähtiryhmä on erityisen kiinnostava. Puna-jättiläiset ovat riittävän kirkkaita havaita, tunnistaa spektroskooppisesti ja laskea käyttämällä automatisoituja taivaanmittauskaukoputkia, kuten SDSS New Mexico - jopa pienistä satelliittigalakseleista, jotka sijaitsevat useiden satojen tuhansien valovuosien päässä.
Kun SDSS: n tiedot ovat saatavilla, Beth'in kaltaiset joukkueet voivat analysoida sitä punaisten jättiläisten korkeiden pitoisuuksien suhteen pienillä taivaan alueilla. Heidän läsnäolonsa voi osoittaa odottamatonta kääpiögalaksia tai pyöreää klusteria. Spektrografisia tietoja käyttävät Beth'in kaltaiset joukkueet suodattaakseen himmeämpiä, mutta paljon lähempänä olevia punaisia tähtiä Linnunradan itse. Lopuksi voidaan saada yksityiskohtaisempi kuvaus tutkimuksesta käyttämällä herkempiä instrumentteja muissa observatorioissa.
Kun tiedot osoittivat, että UMa-kääpiögalaksia saattaa olla olemassa, Kanariansaarten Isaac Newton-teleskoopin 2,5 metrin leveäkenttäkamera auttoi määrittämään sen yleisen ulkonäön. Newtonin teleskoopin kuvat ja SDSS: n tiedot yhdistettiin tutkittaessa luonne pallomaisena galaksina eikä pelkästään epärehellisenä globaalina klusterina - kuten Lynxissä sijaitseva Intergalactic Wanderer (NGC 2419), joka sijaitsee samanlaisella etäisyydellä avaruudessa.
Vaikka pienemmissä kääpiögalaksegeissa on absoluuttiset suuruudet, jotka ovat samankaltaisia kuin kirkkaimmissa pallomaisissa klustereissa, yksi tärkeä ero suurten globulien ja pienten kääpiöiden välillä on niiden koosta. UMa-kääpiö on noin kymmenen kertaa niin suuri kuin suurin tiedossa oleva gloulars. Ja suuri osa sen massasta on todennäköisesti ei-tähtitieteellistä ”pimeää ainetta” - kun taas lähes kaikki pallomaisen klusterin massa on pakattu tähtiin. Koska se on suuri, mutta ei kovin valoisa, joukkue on merkinnyt UMa kääpiögalaksiksi.
Kosmologisesta näkökulmasta satelliittigalakseilla, kuten Ursa-Major dSph: llä, on tärkeä rooli selitettäessä suuren, keskitason ja pienemmän mittaisen rakenteen muodostumista maailmankaikkeuteen. Suurimmissa mittakaavoissa spiraal galaktioiden (kuten Linnunrata ja Andromedan suuri galaksi) tiedetään astuvan laajoissa galaksiryhmissä, joita kutsutaan ryhmiksi ja klustereiksi. Oma ryhmämme (paikallinen ryhmä) on massaltaan ja laajuudeltaan pieni, kun taas sen kaksi suurinta jäsentä, vaikka spiraaligalaksistandardejakin ovat suuret, ovat melko vaatimattomia verrattuna suurimpiin tähtitieteilijöiden tuntemiin galakseihin (jättiläinen elliptiset atomit). Maailmankaikkeuden erittäin suuriin galaktisten muodostumisasteikkojen joukkoon kuuluu tuhansia suuria galakseja, kun taas omalla paikallisella ryhmällämme on vain useita kymmeniä jäseniä. Pienimmissä mittakaavoissa Linnunrata ja sen jatko-osa, joihin kuuluvat kaksi epäsäännöllistä Magellanin pilveä ja nyt kymmenen kääpiöpalloa, muodostavat yhden painovoimaisesti sidotun joukon. Tämän vuoksi tähtitieteilijöillä on mahdollisuus tutkia pienimpiä mahdollisia rakennuspalikoita extragalaktisesta rakenteesta.
Beth ja hänen tiiminsä sanovat jatkossa lehdessään otsikon ”Uusi Linnunradan kääpiögalaksi Ursa Majorissa”: ”UMa havaittiin hyvin lähellä havaitsemisrajojamme. Lukuisia muita kääpiöitä, joiden ominaisuudet ovat samanlaisia tai heikompia kuin Ursa Major dSph, voi siten esiintyä Linnunradan ympärillä… on kohtuullista olettaa, että 8–9 ylimääräistä kääpiötä, jotka ovat havaitsemisrajojamme kirkkaampia, ovat edelleen löytämättä koko taivaalla. Jos totta, tämä luku estäisi (galaktisen muodostumisen) malleja, jotka eivät ennusta monien erittäin heikkojen kääpiöiden esiintymistä. "
Kirjoittaja Jeff Barbour
