Tämä tulos viittaa siihen, että näillä kääpiögalakseilla oli kaasua näihin viimeaikaisiin aikoihin saakka, mikä mahdollisti uusien tähtien muodostumisen. Aikaisemmin on ajateltu, että sfääriset kääpiögalaksit olivat menettäneet kaasunsa 6–10 miljardia vuotta sitten, jolloin ne olivat tulleet osaksi Galaksin ympäristöä.
Kuvassa on Kivimiehen kääpiögalaksi, joka kattaa 12 000 x 8 800 valovuoden neliömetriä, rekonstruoituna Gaia-datan perusteella, jossa siniset tähdet ovat tarkasti nuoria tähtiä löydöksestä.
© Yabin Yang (CNRS / Pariisin observatorio)
Nuorten tähtien löytäminen tarkoittaa pikemminkin, että nämä kääpiögalaksit saapuivat alle 3 miljardia vuotta sitten, mikä muuttaa täysin niiden dynamiikan ja tumman aineen sisällön tulkintaa.
Viimeisten 30 vuoden aikana astronomit ovat tehneet merkittäviä ponnistuksia kääpiögalaksien tähtipopulaatioiden havainnoimiseksi ja analysoimiseksi. Hiukan yli puolet niistä sisältää pääasiassa erittäin vanhoja tähtiä (6–10 miljardia vuotta) hyvin alhaisilla raskaan aineen pitoisuuksilla, jotka ovat suurempia kuin helium.
Tämä johti siihen, että pääteltiin, että nämä kääpiögalaksit, kuten Veistos-galaksi, olivat menettäneet kaasunsa tuolloin, jolloin niistä oli tullut satelliitteja, jotka kiersivät Galaksiamme. Tällä skenaariolla oli merkittävä seuraus kosmologiassa: niiden piti sisältää valtavasti tummaa ainetta, jonka rooli oli suojata niiden tähtisisältöä, joka muuten olisi tuhoutunut Linnunradan gravitaatiokentän ja siihen liittyvien vuorovaikutusten vuoksi.
Nuorten tähtien löytäminen näissä kääpiögalakseissa mullistaa tämän skenaarion. Koska tähtien muodostamiseen tarvitaan kaasua, tämä tarkoittaa, että näillä galakseilla oli kaasua 0,5–2 miljardia vuotta sitten. Kun ne akretoituivat Linnunradan haloihin, kaasupitoiset kääpiögalaksit riisuttiin kaasustaan, johtuen Galaksimme kuuman halon aiheuttamasta dynaamisesta paineesta. Prosessi on välttämättä erittäin nopea, koska kääpiögalaksien massa on huomattavasti pienempi kuin Galaksin.
Nuorten tähtien löytäminen sfäärisissä kääpiögalakseissa on seurausta erittäin perusteellisesta analyysistä Gaia-satelliitin tiedoista sekä VLT:ssä tehdyistä fotometrisista ja spektrisistä analyyseistä. Gaia-satelliitin avulla tutkijat ovat kirjaimellisesti "suodattaneet" kääpiögalakseihin kuuluvat tähdet, jotta Galaksimme haloihin kuuluvat tähdet voitaisiin sulkea pois.
Tämän suodattamisen tehokkuus on vertaamaton kaikkeen aikaisemmin tehtyyn. Ilman Gaiaa puolet Veistos-galaksin havaituista tähdistä kuuluu Galaksillemme. Gaian avulla tämä saastuminen on enää vain 1,4%!
Tämä on mahdollistanut Veistos-galaksin tähtien selkeän näkemisen kehitysvaiheessa, joka vastaa 0,5–2 miljardin vuoden ikäisiä tähtiä, joiden massat ovat jopa 3 auringon massaa. Tiedämme, että joskus tähdet "nuorentuvat" varastamalla massaa kumppaniltaan tai jopa sulautumalla siihen. Mutta selittääksemme yli 2 auringon massan tähtiä, on vedettävä esiin kolmoisjärjestelmän sulautuminen, mikä on äärimmäisen harvinaista.
Yksinkertaisin selitys on, että nämä tähdet ovat todella nuoria eivätkä nuorentuneita. Näiden tähtien spektrit vahvistavat, että niiden kemiallinen koostumus on sama kuin muilla Veistos-galaksin tähdillä. Veistos-galaksin lisäksi myös Sextans-, Ursa Minor- ja Draco-kääpiögalaksit osoittavat nuorten tähtien populaation läsnäolon, mikä osoittaa, että tämä ilmiö on melko yleinen kääpiögalaksien keskuudessa.
Tässä tapauksessa on pääteltävä, että ne ovat menettäneet kaasunsa äskettäin. Tämä tukee vaihtoehtoista skenaariota niiden alkuperälle, joka perustuu Gaia-satelliitin avulla saatuun tarkkaan mittaukseen kääpiögalaksien kiertoradoista. Sfäärisillä kääpiögalakseilla on kiertonopeudet, jotka ovat kaksi- tai kolme kertaa suuremmat kuin mitä vanhoilta Galaksin satelliiteilta odotetaan, mikä on yhteensopivaa äskettäisen saapumisen kanssa Galaksin läheisyyteen, alle kolme miljardia vuotta sitten.
Numeriset simulaatiot ennustavat, että tällöin nuorten tähtien on muodostuttava samassa (alhaisessa) suhteessa kuin mitä havaitaan. Seuraus on merkittävä, koska nämä mallit toistavat kaikki sfääristen kääpiögalaksien ominaisuudet, mutta hyvin vähän tai jopa ilman tummaa ainetta.
Viitteet:
Yang et al., The accretion history of the Milky Way IV. Hints of recent star formation in Milky Way dwarf spheroidal galaxies, A&A, 691, A363 (2024).