Νάνος γαλαξίας

Ως νάνος γαλαξίας χαρακτηρίζεται κάθε μικρός γαλαξίας, που περιέχει λιγότερους από περίπου 10 δισεκατομμύρια αστέρες, δηλαδή πολύ λιγότερους από τα 200 ως 400 δισεκατομμύρια αστέρες του Γαλαξία μας. Επίσης, οι νάνοι γαλαξίες είναι πολύ μικρότεροι και σε διαστάσεις από τον Γαλαξία μας και άλλους σπειροειδείς και μεγάλους ελλειπτικούς γαλαξίες. Ωστόσο, τα όρια είναι ασαφή. Για παράδειγμα, το Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου, που περιφέρεται γύρω από τον Γαλαξία μας και περιέχει περισσότερους από 30 δισεκατομμύρια αστέρες, ταξινομείται από μερικούς αστρονόμους ως νάνος γαλαξίας, ενώ από τους περισσότερους θεωρείται απλώς ένας ακανόνιστος γαλαξίας. Ο σχηματισμός και η δραστηριότητα των περισσότερων νάνων γαλαξιών πιστεύεται ότι επηρεάζονται πολύ από αλληλεπιδράσεις τους με κοντινούς μεγαλύτερους γαλαξίες. Οι αστρονόμοι διακρίνουν πολλούς τύπους νάνων γαλαξιών, με βάση τη μορφολογία και τη σύστασή τους.

Σχηματισμός των νάνων γαλαξιών
Κατά τις επικρατούσες σήμερα θεωρίες οι περισσότεροι γαλαξίες, και οι νάνοι, σχηματίζονται σε σύνδεση με σκοτεινή ύλη, ή από διάχυτο αέριο που περιέχει βαρύτερα του λιθίου στοιχεία της ύλης. Ωστόσο, η διαστημική απόστολή της NASA GALEX ταυτοποίησε νέους νάνους γαλαξίες να δημιουργούνται από αέριο που στερείται τέτοιων στοιχείων, στον «Δακτύλιο του Λέοντος», ένα νέφος υδρογόνου και ηλίου που περιβάλλει δύο γαλαξίες μεγάλης μάζας στον αστερισμό Λέοντα.

Εξαιτίας των μικρών τους διαστάσεων, οι νάνοι γαλαξίες έχει παρατηρηθεί ότι έλκονται και διαλύονται από γειτονικούς σπειροειδείς γαλαξίες, συγχωνευόμενοι με αυτούς.

Οι τοπικοί νάνοι γαλαξίες

Υπάρχουν πολλοί νάνοι γαλαξίες στην Τοπική ομάδα γαλαξιών: στην πραγματικότητα οι περισσότεροι γαλαξίες της ομάδας είναι νάνοι, και οι περισσότεροι από αυτούς είναι δορυφόροι μεγάλων γαλαξιών, κυρίως του Γαλαξία μας και του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας. Μία εργασία του 2007 υποστηρίζει ότι πολλοί νάνοι γαλαξίες της Τοπικής ομάδας δημιουργήθηκαν από παλιρροϊκές δυνάμεις κατά τα πρώτα εξελικτικά στάδια του Γαλαξία μας και του Γαλαξία της Ανδρομέδας. Οι παλιρροιογενείς νάνοι σχηματίζονται κατά τις αλληλεπιδράσεις γαλαξιών. Γαλαξιακό υλικό έκλεται μακριά από τους μητρικούς του γαλαξίες και από την άλω σκοτεινής ύλης που περιβάλλει τον καθένα.

Περισσότεροι από 20 νάνοι γαλαξίες είναι γνωστό ότι περιφέρονται γύρω από τον Γαλαξία μας, αποτελώντας δορυφόρους του. Πρόσφατες παρατηρήσεις υποστηρίζουν την άποψη ότι το μεγαλύτερο σφαιρωτό σμήνος του Γαλαξία μας, το Ωμέγα Κενταύρου, αποτελεί στην πραγματικότητα τον αρχαίο πυρήνα ενός νάνου γαλαξία με μαύρη τρύπα στο κέντρο του, του οποίου το υπόλοιπο τμήμα απορροφήθηκε στο μακρινό παρελθόν από τον Γαλαξία μας.

Συνηθισμένοι τύποι νάνων γαλαξιών

 Ελλειπτικοί γαλαξίες: Νάνος ελλειπτικός γαλαξίας (dE)
 Νάνος σφαιροειδής γαλαξίας (dSph): Κάποτε υπότυπος των νάνων ελλειπτικών, σήμερα θεωρείται ξεχωριστός τύπος
 Ακανόνιστοι γαλαξίες: Νάνος ακανόνιστος γαλαξίας (dI)
 Σπειροειδείς γαλαξίες: Νάνος σπειροειδής γαλαξίας (dS)
 Νάνοι Μαγγελάνειου τύπου (Sm)
 Κυανός πυκνός νάνος γαλαξίας (BCD)
 Υπέρπυκνος νάνος γαλαξίας (UCD)

Κυανοί πυκνοί νάνοι γαλαξίες

Οι κυανοί πυκνοί νάνοι γαλαξίες (blue compact dwarf galaxies, BCDs) είναι μικροί γαλαξίες που περιέχουν μεγάλα αστρικά σμήνη νέων θερμών αστέρων μεγάλης μάζας, που δίνουν το γαλαζωπό τους χρώμα σε ολόκληρο τον γαλαξία. Οι περισσότεροι γαλαξίες BCD ταξινομούνται μορφολογικά και ως ακανόνιστοι νάνοι γαλαξίες ή ως φακοειδείς νάνοι γαλαξίες. Επειδή αποτελούνται κυρίως από αστρικά σμήνη, δεν έχουν ομοιόμορφο σχήμα. Οι αστέρες που τους αποτελούν έχουν διαφορετικές ηλικίες, και η συνεχής αστρογένεση μεταβάλλει το σχήμα των κυανών πυκνών νάνων γαλαξιών με την πάροδο των αιώνων.

Παραδείγματα σχετικώς κοντινών τέτοιων γαλαξιών είναι οι NGC 1705, NGC 2915, NGC 3353 και UGCA 281.

Υπέρπυκνοι νάνοι γαλαξίες
Οι υπέρπυκνοι νάνοι γαλαξίες (ultra-compact dwarfs, UCD) είναι μία προσφάτως ανακαλυφθείσα κατηγορία πολύ συμπαγών γαλαξιών με πάρα πολλούς αστέρες σε σχέση με τις διαστάσεις τους, που είναι της τάξεως των 200 ετών φωτός: εκτιμάται ότι περιέχουν περί τα 100 εκατομμύρια αστέρων. Μία θεωρία για την προέλευσή τους είναι ότι αποτελούν τους πυρήνες νάνων ελλειπτικών γαλαξιών που απογυμνώθηκαν από το αέριό τους και τους περιφερειακούς αστέρες τους εξαιτίας παλιρροϊκών δυνάμεων όταν πέρασαν από τις κεντρικές περιοχές πλούσιων σμηνών γαλαξιών. UCD έχουν βρεθεί, μεταξύ άλλων, στα σμήνη γαλαξιών της Παρθένου, της Καμίνου, της Κόμης και το Abell 1689. Ακραίο παράδειγμα γαλαξία UCD αποτελεί ο γαλαξίας M60-UCD1, σε απόσταση περίπου 54 εκατομμυρίων ετών φωτός από τη Γη, ο οποίος έχει μάζα περίπου 200 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου σε μία περιοχή 320 ετών φωτός και στην κεντρική του περιοχή οι αστέρες συνωστίζονται περίπου 15 χιλιάδες φορές πυκνότερα  από ό,τι στη δική μας περιοχή του Γαλαξία μας. Επίσης, ο γαλαξίας M59-UCD3 έχει περίπου τις ίδιες διαστάσεις με τον προηγούμενο, αλλά είναι 40% λαμπρότερος, γεγονός που τον καθιστά τον πυκνότερο γνωστό γαλαξία.

Παραδείγματα νάνων γαλαξιών
Νάνος του Υδροχόου
Νάνος του Μεγάλου Κυνός
Henize 2-10
I Zwicky 18
IC 10
NGC 1569
NGC 1705
NGC 2915
Ακανόνιστος Νάνος του Πηγάσου
Νάνος του Φοίνικος
Ελλειπτικός Νάνος του Τοξότου
Ακανόνιστος Νάνος του Τοξότου
Νάνος του Γλύπτου
Ακανόνιστος Νάνος του Γλύπτου
Εξάς A
Σφαιροειδής Νάνος του Εξάντος
Νάνος της Μικράς Άρκτου
Willman 1
Νάνος της Τρόπιδος
Νάνος του Δράκοντος
Νάνος της Καμίνου
Λέων I
Λέων II

Δείτε επίσης
Κατάλογος των κοντινότερων γαλαξιών

Παραπομπές

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

 SPACE.com Οι «γαλαξίες-χόμπιτ»

Νανοι