Svaka galaksija u Svemiru predstavlja masivan, gravitaciono vezan sistem sačinjen od aktivnih i ugašenih zvezda, međuzvezdanog gasa, prašine i tamne materije. Naziv ovih zvezdanih sistema potiče od grčke reči galaxias (mlečni) po kojoj je i naša matična galaksija dobila ime Mlečni put.

Veličine tipičnih galaksija kreću se u opsegu od patuljastih (eng. Dwarfs) do gigantskih (eng. Giants), te mogu sadržati od 10 miliona do nekoliko stotina milijardi zvezda (1014). Sve ove zvezde kreću se po sopstvenim putanjama oko zajedničkog centra mase. Galaksije takođe mogu imati na stotine zbijenih i razvejanih zvezdanih jata, kao i mnoštvo različitih međuzvezdanih oblaka.

Od samog otkrića postojanja ovih ogromnih sistema, galaksije su uglavnom razvrstavane po svom prividnom izgledu i obliku, te su na taj način i podeljene u nekoliko osnovnih grupa na eliptične, spiralne i nepravilne. Galaksije nepravilnih i neobičnih morfologija poznate su i pod nazivom iregularne, a pokazalo se da često nastaju poremećajima usled jakog dejstva gravitacionih sila susednih galaksija. Gravitacione interakcije između bliskih galaktičkih suseda, koje naposletku mogu dovesti i do potpunog stapanja dva zvezdana sistema, mogu biti okidač za rađanje velikog broja novih zvezda, poznatog pod nazivom starburst. Važno je napomenuti da spajanje dve (ili više) galaksija nije jedini proces koji može dovesti do pokretanja starburst-a. Da bi na tako velikoj skali započelo gravitaciono sažimanje u protozvezde, neophodno je skoncentrisati ogromnu količinu hladnog gasa u malu zapreminu. Ovo se može dogoditi i prilikom bliskog mimoilaženja dve galaksije, kada uzajamni gravitacioni uticaju dovedu do poremećaja i perturbacija u dotadašnjem kretanju gasa, kao i usled nestabilnosti prečke kod premošćenih galaksija, kada međuzvezdani gas biva poguran ka središtu pri čemu dolazi do nastanka zvezda u blizini galaktičkog jezgra [6].

Na ovaj način nastaju Starburst galaksije, u kojima je stopa rađanja zvezda i do 100 puta veća nego u normalnim galaksijama. To jednostavno znači da ako u Mlečnom putu godišnje nastane u proseku 2 zvezde, u nekoj starburst galaksiji će u istom vremenskom periodu nastati oko 200 novih zvezda. To takođe znači da će u pomenutoj galaksiji za samo 100 godina zasijati oko 20 000 novih zvezda.

antennae hstdemartin big
Slika 1. Antena galaksije predstavljaju impresivan primer veoma  intenzivnog starbursta, pokrenutog spajanjem galaksija NGC 4038 i NGC 4039.

Klasifikacija samih starburst galaksija veoma je komplikovan zadatak. Kako se povećana stopa rađanja zvezda može dogoditi i u spiralnim i u nepravilnim galaksijama, morfološka podela u ovom slučaju ne igra neku značajnu ulogu. Možda bi najbolja podela starburst galaksija mogla da se svede na dve osnovne grupe:

  1. Plave kompaktne galaksije (eng. Blue Compact Galaxies – BCGs)
  2. Sjajne Infracrvene galaksije (eng. Luminous Infrared Galaxies – LIRGs)

Plave kompaktne galaksije (BCGs) predstavljaju poseban tip starburst galaksija. Najčešće imaju veoma malu masu (1/100 do 1/10 mase Mlečnog puta), nizak procenat metaličnosti i veoma uočljiv nedostatak međuzvezdane prašine. Zbog manjka prašine i obilja vrelih, masivnih, mladih zvezda koje jonizuju okolni gas svojim intenzivnim UV-zračenjem, najčešće su plave boje kada se posmatraju u vidljivoj i UV-oblasti elektromagnetnog spektra.

Ranije se pretpostavljalo da su BCGs mlade galaksije u procesu stvaranja svoje prve generacije zvezda, što je u neku ruku objašnjavalo njihovu nisku metaličnost. Kako su kasnije u većini ovih galaksija detektovane i populacije starih zvezda, danas se smatra da su neki drugi procesi odgovorni za prividan nedostatak prašine i metala u BCGs. Za sada, plave kompaktne galaksije podeljene su u dve grupe:

a) Plave kompaktne patuljaste galaksije (eng. Blue Compact Dwarf Galaxies – BCDs)
b) Grašak galaksije (eng. Pea Galaxies) – male, sjajne, kompaktne galaksije zelenkastog sjaja.

BCDs pripadaju populaciji patuljastih galaksija koje dominiraju populacijom svih galaksija u poznatom Svemiru[8]. Plave kompaktne patuljaste galaksije predstavljaju grupu starburst galaksija najniže luminoznosti, koje prolaze kroz burne i kratkotrajne epizode rađanja velikog broja zvezda. Veličine im dostižu svega 1/10 veličine tipične spiralne galaksije (2-5 kpc) i nemaju određen uniformni oblik. Njihova mala linearna veličina, populacija mladih zvezda, niska metaličnost i velika količina gasa ukazuju da su BCDs objekti na niskom stepenu evolucije. Njihovoj masi u najvećem procentu doprinose vodonik i helijum (45 – 90%).

Metaličnost BCDs kreće se u opsegu od 1/50 do 1/3 sunčeve, ukazujući da su ove galaksije hemijski relativno mlade[3]. Neka novija istraživanja sugerišu da većina ovih galaksija niske metaličnosti zaista jesu mlade galaksije, sa zvezdama starim svega nekoliko stotina miliona godina. Sve ove karakteristike čine BCDs jedinstvenim laboratorijama za proučavanje starburst-a i procesa nukleosinteze izazvanog masivnim zvezdama, u okruženju sa niskom metaličnosti.

Stopa formiranja zvezda (eng. Star Formation Rate – SFR) kod jedne iste plave patuljaste galaksije može vremenom da varira za nekoliko redova veličine, od 10-3 do 102 MS/god [2]. Usled ovih burnih procesa, izgled BCDs se veoma brzo menja, mnogo brže nego što se menja morfologija normalno aktivnih galaksija.

Spektar plavih patuljastih galaksija, kojim dominiraju uske emisione linije maglina, posledica je jonizacije velikih količina gasa zračenjem masivnih zvezda u starburst-u, i sličan je emisionim linijama kod HII regiona. Dosta BCDs pokazuje karakteristike HeII na 4686 Å, što se vezuje za prisustvo WR-zvezda u jonizujućim jatima (prisustvo WR-zvezda ukazuje na ekstremnu mladost starburst-a) (1) [1].

hunt fig5 1
Slika 2. Spitzer/IRS spektar plave kompaktne patuljaste galaksije Haro3, veoma niske metaličnosti (30% sunčeve).

BCDs su relativno uniformno raspoređene po prostoru (nisu koncentrisane u galaktička jata), a čak ½ ima bliskog (100 kpc) patuljastog pratioca[8]. Njihova prosečna udaljenost od normalnih galaksija iznosi oko 5 Mpc i one, u suštini, predstavljaju slabo interagujuće sisteme. 1986 godine dat je predlog za BCD-klasifikacionu šemu koja ove galaksije deli u četiri osnovne morfološke grupe:

Tip Naziv Zastupljenost u populaciji
iE Nepravilne eliptične (irregular Elliptical) 70%
nE Jezgrovite eliptične (nuclear Elliptical) 20%
iI

Nepravilne nepravilne (irregular Irregular)

[podgrupa - Kometne nepravilne (cometary Irregular)]

~ 10%
i0 Nepravilne 0 (irregular 0) ≤ 5%

Neki od najinteresantnijih predstavnika plavih patuljastih galaksija svakako su I Zwicky 18, Haro 11 i Henize 2-10.

I Zwicky 18

I Zwicky 18 Large
Slika 3. I Zwicky 18 sa pratiocem. Izduženi crvenkasti objekti koji okružuju ovaj galaktički par predstavljaju drevne, potpuno formirane galaksije različitih oblika, ali na mnogo većim udaljenostima od I Zwicky 18.

I Zwicky 18 je klasifikovana kao nepravilna patuljasta galaksija. Ranije se mislilo da je ova, nama bliska galaksija veoma mlada, ali je daljim osmatranjima u njoj otkriven i značajan broj bledih starih zvezda (starosti oko 10 milijardi godina), što je ukazalo da je I Zwicky 18 nastala u isto vreme kao i većina galaksija u Svemiru. Kao što je uobičajeno kod BCDs, ova galaksija ima svog patuljastog pratioca, koji se jasno vidi na slici gore levo. Gravitaciona interakcija između dva suseda najverovatniji je uzrok pokretanja sadašnjeg starburst-a i glavni krivac za mladoliki izgled ovog neobičnog patuljka.

Gusto koncentrisana plavo-beličasta zvezdana jata (u kojima dominiraju O i WR-zvezde) u srcu I Zwicky 18, dve su glavne starburst oblasti sa izuzetno velikom stopom formiranja zvezda.[7] Tanani plavičasti filamenti oko starburst regiona u stvari su mehurovi gasa, razduvani stelarnim vetrovima i eksplozijama supernovih iz prethodne generacije vrelih, mladih zvezda. Ovaj je gas sada jonizovan intenzivnim UV-zračenjem novorođenih vrućih zvezda.

Hablova osmatranja omogućila su astronomima da identifikuju nekoliko Cefeida iz ove galaksije, te da uz njihovu pomoć odrede udaljenost I Zwicky 18 na 59 miliona svetlosnih godina. Od svih do sada proučavanih plavih kompaktnih patuljaka, najsiromašnija je metalima – njena metaličnost iznosi svega 1/30 sunčeve.

U ovom BCD naglo formiranje zvezda započelo je veoma kasno, tek pre nekih milijardu godina i on verovatno predstavlja dobar primer kako su galaksije izgledale pre više od 12 milijardi godina. Na koji način je I Zwicky 18 uspela da ostane u svojoj embrionalnoj fazi kroz skoro čitavu istoriju Svemira i dalje je misterija.

Haro 11

 Haro11 Large
Slika 4. Haro 11 sa lepo vidljivim oblastima starburst-a.

Haro 11 pripada grupi Haro galaksija poznatih po svom intenzivnom, konstantnom plavo-ljubičastom sjaju. Ova galaksija nalazi se na udaljenosti od oko 300 miliona sg i predstavlja jedno od najaktivnijih zvezdanih porodilišta u Svemiru. Starost joj je procenjena na svega 40 miliona godina, a verovatno je nastala spajanjem jedne stare, zvezdama bogate galaksije i jedne mlađe, bogate gasom.[4]

Linearna veličina Haro 11 iznosi oko 11 kpc. Glavno telo galaksije okruženo je proširenim haloom jonizovanog gasa, dok se u središtu jasno vide dve glavne, blještave koncentracije zvezda. Ovaj BCD svake godine konvertuje oko 20 solarnih masa gasa u nove zvezde, što znači da tokom perioda vrhunca rađanja može da formira zvezdanu masu ekvivalentnu masi od 70 miliona sunaca. Astronomi su u Haro 11 do danas identifikovali 200 zasebnih jata veoma mladih, masivnih zvezda, od kojih je većina mlađa od 10 miliona godina. Mnoga od pomenutih jata toliko su sjajna u IR oblasti da se pretpostavlja da su u ovoj galaksiji zvezde još uvek u stadijumu provirivanja iz gasovitih čaura u kojima su rođene. Metaličnost Haro 11 iznosi 1/5 sunčeve.

Henize 2-10

henize 2 10 Large
Slika 5. Henize 2-10 sa jasno uočljivom starburst oblasti u središtu galaksije.

Plava kompaktna galaksija Henize 2-10 dugo se proučava kao prototip starburst galaksija koje sadrže veliku populaciju WR-zvezda. Ona je prvi BCD detektovan na frekvencijama radio-kontinuuma pomoću PARKS teleskopa i potseća na neke od prvih galaksija formiranih u ranoj Vasioni.

Henize 2-10 nalazi se na udaljenosti od oko 30 miliona sg (9 Mpc). Njena stopa formiranja zvezda veoma je visoka – čak 10 puta veća nego u Malom Magelanovom oblaku, uprkos činjenici da obe patuljaste galaksije imaju sličnu stelarnu masu i sličnu masu neutralnog vodonika[5]. Glavno optičko telo galaksije prostire se u dužinu manju od kiloparseka  (~ 3000 sg) i kompaktne je nepravilne morfologije, tipične za BCDs.

Morfološke studije otkrile su u Henize 2-10 dve glavne oblasti (čvora) formiranja zvezda, u središtu eliptičnog stelarnog omotača veličine oko 70”.[1] Svaki od ovih starburst regiona sačinjen je od brojnih, veoma masivnih i gustih OB zvezdanih super-jata, veličina oko 10 pc. Najmlađa jata stara su svega nekoliko miliona godina a dostižu mase od oko 105 MS.

Henize 2-10 je prva od svih galaksija sa emisionim linijama u čijem su spektru nađeni dokazi za postojanje WR-zvezda (2) [2]. Starburst je u slučaju ovog BCD najverovatnije rezultat interakcije ili sudara sa nekom drugom patuljastom galaksijom u prošlosti. Masa jonizujućih zvezda u Henize 2-10 procenjena je na 1,1×106 MS, što odgovara prisustvu od oko 6200 zvezda tipa O5V, dok je broj SNRs procenjen na oko 3750[1]. Izračunata je i dinamička starost glavnih starburst regiona, i ona iznosi oko 5 miliona godina.

U ovoj patuljastoj galaksiji otkriveno je prisustvo dve mehuraste strukture oko najvećeg čvora, koje ukazuju na postojanje bipolarnih džetova u pravcu severoistoka. Ove se strukture prostiru na oko 16” (~925 pc) od najvećeg čvora A, što je u rangu veličina supermehurova detektovanih u mnogo sjajnijim i bližim galaksijama. Štaviše, još jedna slojevita struktura otkrivena je jugozapadno od čvora A, sličnog oblika i veličine kao severoistočna.

Ispitivanje kinematike Henize 2-10 potvrdilo je da supermehurovi imaju veoma složenu morfologiju, sačinjenu od višestrukih slojeva koji se šire različitim brzinama[1]. U ovoj galaksiji najverovatnije se susreću barem dva mehura i na nekim delovima međusobno prepliću. Ove dinamičke strukture su verovatno nastale kombinovanim uticajem supernovih i stelarnih vetrova sa masivnih zvezda.

Nedavno je u dinamičkom centru Henize 2-10 detektovan kompaktan radio-izvor koji se prostorno poklapa sa jakim izvorom X-zračenja. Pretpostavlja se da se u središtu ove plave patuljaste galaksije nalazi ili aktivna crna rupa[5] ili mikrokvazar. (3)

Uprkos mnogim osmatračkim i teorijskim radovima, još uvek postoji mnoštvo zagonetki vezanih za BCDs. Koji su okidači naglog formiranja zvezda u plavim kompaktnim galaksijama? Koliko tamne materije ima u BCDs? Da li se formiranje zvezda uvek odigrava u oblastima gde je zadovoljen kriterijum gravitacione nestabilnosti? Da li stelarni vetrovi indukovani u starburst-u mogu da uzrokuju transformaciju BCDs u neki drugi morfološki tip patuljastih galaksija? Još uvek se raspravlja o tome da li neki od drevnih BCDs upravo prolaze kroz svoj prvi starburst ili ove galaksije tokom svog života prolaze kroz nekoliko odvojenih epizoda formiranja zvezda?

Iako su nagla formiranja velikog broja zvezda veoma retka u bliskom svemiru, mogu se proučavati kod interagujućih i galaksija u procesu spajanja, kao i u BCDs, pošto oni predstavljaju najaktivniji tip patuljastih galaksija. Plave kompaktne galaksije nam pružaju priliku da izučavamo poreklo i implikacije starburst aktivnosti u relativno jednostavnim zvezdanim sistemima (4), sa sličnim osobinama kao kod udaljenih protogalaktičkih jedinica male mase. Ove su galaksije od velikog značaja za razumevanje fundamentalnih astrofizičkih problema, kao što su stvaranje zvezda i hemijska evolucija galaksija.

Danica Drašković

Dr Miroslav Filipović

Reference:

[1] D.I. Mendez, C. Esteban, M.D. Filipović, M. Ehle, F. Haberl, W. Pietsch, R.F. Haynes: A complex bipolar outflow in the Wolf-Rayet BCDG He 2-10 – Astronomy and Astrophysics 349, 801-811 (1999)

[2] A.M. Hopkins, R.E. Schutle-Ladbeck, I.O. Drozdovsky: Star formation rates of local Blue Compact Dwarf Galaxies. I. 1,4 GHz and 60 micron luminosities – The Astronomical Journal, 124:862-876, 2002 August

[3] T.X. Thuan, J.E. Hibbard, F. Levrier: The H I kinematics and distribution of four Blue Compact Dwarf Galaxies – The Astronomical Journal, 128:617-643, 2004 August

[4] N. Bergvall, E. Zackrisson, B-G Andersson, D. Arnberg, J. Masegosa, G. Ostlin: Observations of the luminous compact galaxie Haro 11 with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE).I. – Astronomy and Astrophysics 448, 513-524 (2006)

[5] A.E. Reines, G.R. Sivakoff, K.E. Johnson, C.L. Brogan: An actively accreting massive black hole in the dwarf starburst galaxy Henize 2-10 – Nature, volume 470, Issue 7332, 66-68 (2011)

[6] A.R. Lopez-Sanchez, B. Koribalski, C. Esteban, A. Popping, J. van Eymeren, J. Hibbard: A multiwavelength analysis of Blue Compact Dwarf Galaxies: H I results

[7] P. Papaderos, Y.I. Izotov, K.G. Noeske, L.M. Cairos, N.G. Guseva, T.X. Thuan, K.J. Fricke: Photometric studies of very metal-deficient blue compact dwarf galaxies: the exponential ionized gas halo of Izw 18 – Astrophysics and Space Science, v.284, Issue 2, 619-622 (2003)

[8] P. Papaderos: Blue Compact Dwarf Galaxies – Lecture 1 and 2, Centro de Astrofisica da Universidade do Porto, 2010

 

[1] WR-zvezde su uobičajen stadijum u evoluciji veoma masivnih zvezda (> 20 masa Sunca, inicijalno), koje rapidno gube masu usled izuzetno snažnih stelarnih vetrova.

[2] Iz ovog se razloga Henize 2-10 ubraja i u grupu WR-galaksija.

[3] Objekat stelarne mase koji (na maloj skali) ispoljava neke osobine kvazara, uključujući snažnu emisiju na mnogim talasnim dužinama (od X do radio), rapidnu promenljivost u X-zračenju i radio-džetove. Mikrokvazar se sastoji od binarnog sistema, u kom normalna zvezda orbitira oko bliskog kompaktnog objekta – neutronske zvezde ili crne rupe.

[4] Bez prisustva talasa gustine, koji postoje kod velikih, spiralnih galaksija. 


Dodaj komentar


Sigurnosni kod
Osveži