Suured spiraalsed galaktikad, näiteks meie oma Linnutee, on nagu kosmoses laialivalguvad mandrid. Nagu igal mandril, peaks ka sellistel galaktikatel olema ranniku lähedal palju väiksemaid saari. Praegused galaktikate moodustumise mudelid viitavad sellele, et galaktilistel mandritel peaks olema rohkem naabersaari, kui teleskoopide abil tegelikult näha on. Nüüd on Linnutee kontingendile lisatud veel üks saar ja see on piisavalt väike, et ennustuste jaoks hästi kaardistada. Tõenäoliselt järgnevad teised kääbused - nagu see, mis hiljuti avastati Ursa Majorist.
300 tuhat pluss valgusaasta kaugusel Suure Suurveski suunas asuv hiljuti avastatud Ursa Majori (UMa) kääbusgalaktika on umbes ühe kümnendiku võrra väikseima Linnutee kääbuse (asub Sextansis) pinna heledusest. Nagu Sextani kääbus, on ka UMa kääbus sfäärilise kujuga (galaktika tüüp dSph) ja sarnaneb mõnes mõttes globaalsete klastritega, mida leidub ka koos suurte spiraalgalaktikatega.
New Yorgi ülikooli Beth Willmani sõnul - kes on Sloan Digital Sky Survey (SDSS) tagastatud andmeid uurinud 15 astronoomi meeskond -, näib Ursa Major olevat vana ja metallivaene nagu kõik teisedki teadaolevad Linnutee kääbused sfäärilised kaaslased. Kuid see võib olla 10 korda õhem kui kõige nõrgem teadaolev Linnutee satelliit. Praegu saadakse üksikasjalikumaid vaatlusi, mis annavad täpsema pildi UMa omadustest, mida siis võrreldame teiste teadaolevate satelliitidega.
Beth selgitab edasi: “UMa tuvastati Linnutee kaaslaste süstemaatilise uuringu osana. See tuvastati punase tähe arvu väikese statistilise kõikumisena selles taeva piirkonnas. ”
Kõigi galaktikate ja globaalsete klastrite meik sisaldab laia valikut tähetüüpe. Need ulatuvad noortest, massiivsetest, lühikese elueaga, intensiivselt säravatest sini-hiiglastest kuni pikema elueaga, tagasihoidlikult massiivsete, enamasti keskealiste nõrgemate kollaste tähtedeni nagu meie Päike, kuni vanade, mõõdukalt heledate, kuid tohutult paistes punaste hiiglasteni. Skorpioni Antarese ja Orioni Betelguese juurde. Lähedal asuvate kääbusgalaktikate - näiteks UMa kääbuse - otsimisel on see viimane tähtede rühm erilist huvi. Punased hiiglased on piisavalt eredad, et neid tuvastada, spektroskoopiliselt tuvastada ja loendada automaatsete taevavaatluse teleskoopide abil, nagu näiteks New Mexico Mehhiko SDSS - isegi väikestest satelliitgalaktikatest, mis asuvad mitmesaja tuhande valgusaasta kaugusel.
Kui SDSS-i andmed on kättesaadavad, saavad sellised meeskonnad nagu Beth analüüsida punaste hiiglaste suurt kontsentratsiooni taeva väikestes piirkondades. Nende olemasolu võib osutada ootamatule kääbusgalaktikale või globaalsele klastrile. Spektrograafilist teavet kasutavad sellised meeskonnad nagu Beth, et filtreerida Linnutee enda õhemaid, kuid palju lähemal asuvaid punaseid tähti. Lõpuks saab uuringust üksikasjalikuma ülevaate kõrgema tundlikkusega instrumentide abil teistes vaatluskeskustes.
Kui andmed näitasid, et UMa kääbusgalaktika võib olemas olla, aitas Kanaari saartel asuva Isaac Newtoni teleskoobi 2,5 meetri laiune kaamera selle üldist väljanägemist kindlaks teha. Newtoni teleskoobi pilte ja SDSS-i andmeid ühendati, et kontrollida uuringu olemust sfäärilise galaktikana ja mitte lihtsalt petliku globaalse klastrina - nagu näiteks Lynxis asuv Intergalactic Wanderer (NGC 2419), mis asub kosmoses sarnasel kaugusel.
Ehkki väiksematel kääbusgalaktikatel on absoluutsed suurusjärgud sarnased eredamate ümmarguste klastritega, peitub üks oluline erinevus suurte gloobulite ja väikeste kääbuste vahel nende suuruses. UMa kääbus on umbes kümme korda suurem kui suurim teadaolev globul. Ja tõenäoliselt moodustab suur osa selle massist mittestalaarne „tumeaine” - samal ajal kui peaaegu kogu ümmarguse klastri mass on pakitud tähtedeks. Kuna see on suur, kuid mitte eriti helendav, on meeskond nimetanud UMa kääbusgalaktikaks.
Kosmoloogilisest vaatenurgast mängivad satelliitgalaktikad nagu Ursa Major dSph olulist rolli suure, keskmise ja väiksema ulatusega struktuuri moodustumise selgitamisel kogu Universumis. Suurimates skaalades asuvad spiraalsed galaktikad (nagu meie Linnutee ja Andromeeda Suur galaktika) teadaolevalt galaktikate laiendatud rühmades, mida nimetatakse rühmadeks ja klastriteks. Meie enda rühm (kohalik rühm) on massi ja ulatuse poolest väike, samas kui tema kaks suurimat liiget, ehkki spiraalgalaktika standardite järgi suured, on üsna tagasihoidlikud, võrreldes suurimate astronoomide teadaolevate galaktikatega (hiiglaslikud elliptilised tiigid). Kõige suuremad galaktika moodustumise skaalad Universumis hõlmavad tuhandeid suuri galaktikaid, samas kui meie oma kohalikul rühmal on vaid mitu tosinat liiget. Kõige väiksema skaala korral moodustavad Linnutee ja selle jäägid, mis hõlmavad kahte ebaregulaarset Magellaani pilve ja nüüd kümme kääbuskera, ühe gravitatsiooniliselt seotud kontingendi. Seetõttu on astronoomidel võimalus uurida võimalikult väikeseid ekstragalaktilise struktuuri ehitusplokke.
Oma artiklis "Uus Linnutee kääbusgalaktika Ursa Majoris" ütlevad Beth ja tema meeskond, et "UMa tuvastati meie avastamispiiride lähedal. Linnutee ümber võib seega eksisteerida arvukalt teisi kääpi, mille omadused on sarnased või halvemad kui Ursa Major dSph. On mõistlik eeldada, et meie avastamispiiridest heledamad 8–9 kääbust jäävad kogu taevale avastamata. Kui see on tõsi, välistaks see arv (galaktilise moodustumise) mudelid, mis ei ennusta paljude ülikergete kääbuste esinemist. ”
Kirjutanud Jeff Barbour
