wszechświat
Autor: Ewa L. Łokas | dodano: 2012-09-27
Zaginione galaktyki

Obecnie teorie powstawania galaktyk przewidują, że naszą Galaktykę powinno otaczać około 500 galaktyk karłowatych. Do dziś odkryliśmy ich zaledwie kilkanaście. Co z resztą?  

Za pomocą największych teleskopów potrafimy dostrzec galaktyki niezwykle dalekie, które powstały, gdy obserwowalny Wszechświat był 10 razy młodszy niż teraz. Choć sięgamy już wzrokiem do niektórych obiektów, jakie uformowały się tuż po Wielkim Wybuchu, w naszym najbliższym otoczeniu – w sąsiedztwie Drogi Mlecznej – nadal są jeszcze nieodkryte gwiezdne wyspy.

W ostatnich dwóch latach liczba znanych galaktyk karłowatych wokół Drogi Mlecznej się podwoiła. Astronomowie analizujący wyniki przeglądu nieba Sloan Digital Sky Survey (SDSS ) znaleźli na zdjęciach bardzo słabe skupiska gwiazd bliskie naszej Galaktyce – ich odległości od Słońca wynoszą około 300 tys. lat świetlnych. Obiekty te świecą bardzo słabo i składają się głównie z ciemnej materii. Ich badania mogą się przyczynić do rozwiązania jednej z największych zagadek współczesnej kosmologii: problemu brakujących satelitów w naszej Grupie Lokalnej.

Sąsiedzi z nadwagą
Grupa Lokalna to stosunkowo niewielkie skupisko galaktyk, którego największymi elementami są Droga Mleczna i galaktyka w Andromedzie. Każdą z nich okrąża chmura kilkunastu mniejszych galaktyk karłowatych. Najlepiej zbadanymi obiektami tego typu są Obłoki Magellana widoczne na południowym niebie. Wielki Obłok Magellana znajduje się około 160 tys. lat świetlnych od Drogi Mlecznej, jest od niej 20-krotnie mniejszy i zawiera jedną dziesiątą jej liczby gwiazd. Mały Obłok Magellana, który jest 10-krotnie mniejszy od Wielkiego, okrąża Galaktykę w odległości 200 tys. lat świetlnych. Oprócz Obłoków Magellana w niewielkiej odległości od Drogi Mlecznej znamy dziewięć innych karłów, odkrytych w XX wieku.

Są to wszystko obiekty dość słabe – najsłabsze mają jasność około 100 tys. Słońc – i składają się ze starych gwiazd. Kształtem przypominają duże galaktyki eliptyczne i przez analogię nazywa się je często galaktykami sferoidalnymi. Gęstość gwiazd jest w nich na szczęście znacznie mniejsza niż w klasycznych galaktykach eliptycznych, można więc obserwować poszczególne gwiazdy, a nawet szczegółowo mierzyć dochodzące od nich promieniowanie. Właśnie dzięki pomiarom widm poszczególnych gwiazd udało się ustalić zadziwiającą własność galaktyk karłowatych: wydaje się, że zawierają one znacznie więcej ciemnej materii niż zwykłej barionowej (np. gwiazd, gazu i pyłu), procentowo nawet więcej niż duże galaktyki, takie jak Droga Mleczna. Do takich wniosków doszliśmy dzięki pomiarom rozkładu prędkości gwiazd, który jest miarą masy galaktyk. Prędkości te są zbyt duże, aby gwiazdy mogły być silnie związane grawitacyjnie przez masę widzialnej materii galaktyki. Innymi słowy, są one utrzymywane w galaktykach przez niewidoczną, ciemną materię.

Czym jest ten powszechny, ale bardzo słabo poznany składnik kosmosu? Dziś jeszcze tego nie wiemy, choć większość teorii sugeruje, że mamy do czynienia ze stosunkowo ciężkimi, bardzo słabo oddziałującymi ze zwykłą materią cząstkami elementarnymi. Ilość ciemnej materii w poszczególnych galaktykach opisujemy, podając ich stosunek masy do światła wyrażony w jednostkach słonecznych. Dla Słońca wynosi on oczywiście jeden. Dla galaktyki pozbawionej ciemnej materii taki stosunek powinien wynosić kilka jednostek, ponieważ większość gwiazd jest nieznacznie lub sporo lżejsza od Słońca, a za część masy galaktyki odpowiada też słabo świecący gaz i pył. Jednak obliczony dla większości galaktyk stosunek znacznie przekracza takie teoretyczne wartości. Szczególnym przykładem obiektu w wyjątkowym stopniu zdominowanego przez ciemną materię jest sferoidalna galaktyka karłowata w gwiazdozbiorze Smoka (Draco). Wraz ze współpracownikami oszacowaliśmy stosunek masy do światła w tej galaktyce na 300 jednostek słonecznych.

Dużą, choć mniejszą niż w Draco, ilość ciemnej materii odnaleźliśmy też w galaktyce z gwiazdozbioru Pieca (Fornax). I tu dla wyjaśnienia zmierzonego rozkładu prędkości trzeba przyjąć stosunek masy do światła równy 10, świadczący o wyraźnej dominacji ciemnej materii. Obie galaktyki różnią się nie tylko ilością ciemnej materii: rozkłady gwiazd i ciemnej materii w galaktyce z Pieca są do siebie podobne, podczas gdy w Draco gwiazdy wydają się skupione w środku, otoczone przez dużo rozleglejszą otoczkę – halo ciemnej materii.

Większy pożera mniejszego
Jak na tle tych znanych od kilkudziesięciu lat galaktyk wyglądają satelity nowo odkryte dzięki przeglądowi SDSS ? Jak się okazuje, mają one jeszcze mniejszą od znanych wcześniej satelitów jasność, niekiedy zaledwie tysiąca Słońc. Różnią się także od nich kształtem. W większości są nieregularne, co może wynikać z małej liczby zawartych w nich gwiazd lub z odkształceń wywołanych ich oddziaływaniem z Drogą Mleczną. Galaktyki te wydają się całkowicie zdominowane przez ciemną materię. Ostatnie, niepotwierdzone jeszcze badania pokazują, że w niektórych z nich stosunek masy do światła może sięgać nawet 1000 jednostek słonecznych! Sąsiadki Drogi Mlecznej krążą wokół niej, by z czasem ostatecznie się z nią zderzyć.

W wyniku takiego zderzenia mała galaktyka zostaje całkowicie wchłonięta przez większą, na której to zderzenie nie robi zresztą większego wrażenia. Prawdopodobnie takie zdarzenia miały miejsce wielokrotnie, przyczyniając się do wzrostu całkowitej masy Drogi Mlecznej. Zgodnie z obowiązującą teorią hierarchicznego formowania się struktur we Wszechświecie (jego rozwój przebiega od obiektów mniejszych do większych), małe galaktyki są budulcem, z którego powstają większe. Obecnie zjawisko to (zachodzące w skali czasowej miliarda lat) możemy obserwować na przykładzie galaktyki karłowatej w Strzelcu (Sagittarius), która jest właśnie pochłaniana przez Drogę Mleczną.

Wyrwana materia
Sąsiedztwo dużej galaktyki ma wpływ na zachowanie galaktyk karłowatych jeszcze przed końcowym zderzeniem. Galaktyka karłowata, krążąc wokół swojego gospodarza, podlega silnym oddziaływaniom pływowym, próbującym ją rozerwać. Są to tego samego rodzaju oddziaływania, które w układzie Ziemia–Księżyc powodują odkształcanie Księżyca i przypływy oceanów na Ziemi. Ich źródłem jest różnica między siłami przyciągania grawitacyjnego, jakie większy obiekt układu wywiera na różne, położone bliżej i dalej części mniejszego. Oddziaływania te nie od razu powodują rozerwanie galaktyki karłowatej.

Może ona krążyć po swojej orbicie przez miliardy lat, tracąc jedynie gwiazdy i ciemną materię. Oderwana od satelity materia tworzy charakterystyczne ramiona pływowe, rozciągające się w przeciwnych kierunkach po dwóch stronach galaktyki. Ostatecznie galaktyka karłowata pozostawia po sobie pierścień gwiazd otaczający Drogę Mleczną. Kilka takich strumieni odkryto w naszym otoczeniu i nie wszystkie udało się skojarzyć z macierzystymi galaktykami karłowatymi. Prawdopodobnie są to więc pozostałości karłów wchłoniętych przez Drogę Mleczną w przeszłości. Zgodnie z symulacjami przeprowadzonymi przez naszych współpracowników, w ciągu 10 mld lat galaktyka karłowata może utracić 99% swej początkowej masy, a mimo to nadal pozostać obiektem silnie związanym grawitacyjnie, który daje się modelować za pomocą analizy rozkładu prędkości gwiazd.

Przez pewien czas astronomowie zgłaszali wątpliwość, czy oszacowania wskazujące na dużą masę (a więc i dużą ilość ciemnej materii) w sferoidalnych galaktykach karłowatych nie są przypadkiem skutkiem zaburzeń wywołanych oddziaływaniami pływowymi. Wykazaliśmy jednak, że po odpowiednim oczyszczeniu próbek gwiazd oszacowania masy są wiarygodne i galaktyki karłowate to rzeczywiście wyjątkowe skupiska ciemnej materii. Dziś sądzimy, że wszystkie galaktyki zaczęły swój żywot jako obiekty spiralne lub dyskowe. I tak, częste w dzisiejszym Wszechświecie galaktyki eliptyczne powstały prawdopodobnie ze zderzenia dwóch lub większej liczby galaktyk spiralnych, których osie obrotu były ustawione w różnych kierunkach. Po zderzeniu uporządkowana rotacja obu galaktyk spiralnych przekształciła się w przypadkowe ruchy gwiazd, dzięki którym utworzyły one jajowatą galaktykę eliptyczną. Podobnie kosmiczne interakcje doprowadziły do obecnego kształtu galaktyki karłowate. Symulacje pokazują, że na proces doprowadzania galaktyk karłowatych do ich dzisiejszej postaci największy wpływ ma ich oddziaływanie z dużymi sąsiadkami, a zwłaszcza oddziaływania pływowe, które przekształcają dyski satelitów najpierw w wydłużone poprzeczki, a potem w obiekty sferoidalne.

Ciekawym przykładem ilustrującym oba skutki oddziaływań pływowych jest badana przez nas ostatnio galaktyka sferoidalna w gwiazdozbiorze Lwa (Leo I). To jeden z odleglejszych satelitów Drogi Mlecznej: znajduje się ponad 800 tys. lat świetlnych od nas i oddala się ze znaczną prędkością; nie wiadomo nawet, czy rzeczywiście jest grawitacyjnie związany z naszą Galaktyką. Jeśli galaktyki sferoidalne powstały z dysków, może w nich występować resztkowa rotacja – niewielki ruch obrotowy jako dodatek do przypadkowych ruchów gwiazd. Taką rotację rzeczywiście udało się zaobserwować w przypadku Leo I, zaskoczeniem był jednak fakt, że jądro galaktyki obraca się w kierunku przeciwnym niż jej obszary zewnętrzne. Efekt ten można wytłumaczyć właśnie obecnością ramion pływowych, ustawionych niemal dokładnie wzdłuż linii obserwacji. Z dala od centrum galaktyki wypływ materii w ramionach dominuje nad zwykłym obrotem, powodując jego pozorne odwrócenie.

Brakujące satelity
Czy nowe galaktyki satelitarne zamknęły listę bliskich obiektów w naszym otoczeniu? Wręcz odwrotnie – mogą być one zaledwie czubkiem kosmicznej góry lodowej. Symulacje komputerowe ewolucji rozkładu ciemnej materii i powstawania grup galaktyk, takich jak nasza Grupa Lokalna, prowadzą do wniosku, że w najbliższym otoczeniu Drogi Mlecznej powinno się znajdować nie kilkadziesiąt, ale kilkaset galaktyk karłowatych. Odkryte ostatnio obiekty nie rozwiązują problemu, ponieważ zaledwie podwajają liczbę naszych sąsiadów. Rozbieżność obserwacji z przewidywaniami stała się znana jako „problem brakujących satelitów”. Jak można go wyjaśnić? Czy niepoprawna jest teoria powstawania struktury, na której opierają się symulacje, czy też nie odkryliśmy jeszcze wszystkich sąsiadów Drogi Mlecznej?

Odkrycie niemal pozbawionych zwykłej materii satelitów podsuwa nam inne rozwiązanie: być może brakujące galaktyki istnieją jako obiekty związane grawitacyjnie, ale składają się niemal wyłącznie z ciemnej materii, czyli z jakichś powodów nie utworzyły gwiazd. W obliczu ostatnich odkryć nowych satelitów takie rozwiązanie wydaje się coraz bardziej prawdopodobne. Należy jednak pamiętać, że przegląd SDSS objął na razie tylko część sfery niebieskiej, a więc z pewnością czekają nas nowe odkrycia. Być może okaże się w końcu, że naszą Galaktykę otacza cała gromada duchów – niemal niewidocznych, ale oddziałujących z nią grawitacyjnie galaktyk ciemnej materii.

Więcej w specjalnym wydaniu miesięcznika „Wiedza i Życie" nr 05/2009 »
Drukuj »
Ten artykuł nie został jeszcze skomentowany.
Aktualne numery
02/2020
01/2020
Kalendarium
Styczeń
29
W 1984 r. wystrzelono pierwszego satelitę z Kosmodromu Xichang w chińskiej prowincji Syczuan
Warto przeczytać
Jak można zmieścić całą wiedzę ludzkości w jednej książce? Z pozoru wydaje się to niemożliwe, jednak wszystko stanie się jasne, jeśli dodamy, że tą książką jest poradnik dla podróżujących w czasie, którzy bezpowrotnie utknęli w odległej przeszłości.

WSPÓŁPRACUJEMY
Logowanie

Nazwa użytkownika

Hasło

Autor: Ewa L. Łokas | dodano: 2012-09-27
Zaginione galaktyki

Obecnie teorie powstawania galaktyk przewidują, że naszą Galaktykę powinno otaczać około 500 galaktyk karłowatych. Do dziś odkryliśmy ich zaledwie kilkanaście. Co z resztą?  

Za pomocą największych teleskopów potrafimy dostrzec galaktyki niezwykle dalekie, które powstały, gdy obserwowalny Wszechświat był 10 razy młodszy niż teraz. Choć sięgamy już wzrokiem do niektórych obiektów, jakie uformowały się tuż po Wielkim Wybuchu, w naszym najbliższym otoczeniu – w sąsiedztwie Drogi Mlecznej – nadal są jeszcze nieodkryte gwiezdne wyspy.

W ostatnich dwóch latach liczba znanych galaktyk karłowatych wokół Drogi Mlecznej się podwoiła. Astronomowie analizujący wyniki przeglądu nieba Sloan Digital Sky Survey (SDSS ) znaleźli na zdjęciach bardzo słabe skupiska gwiazd bliskie naszej Galaktyce – ich odległości od Słońca wynoszą około 300 tys. lat świetlnych. Obiekty te świecą bardzo słabo i składają się głównie z ciemnej materii. Ich badania mogą się przyczynić do rozwiązania jednej z największych zagadek współczesnej kosmologii: problemu brakujących satelitów w naszej Grupie Lokalnej.

Sąsiedzi z nadwagą
Grupa Lokalna to stosunkowo niewielkie skupisko galaktyk, którego największymi elementami są Droga Mleczna i galaktyka w Andromedzie. Każdą z nich okrąża chmura kilkunastu mniejszych galaktyk karłowatych. Najlepiej zbadanymi obiektami tego typu są Obłoki Magellana widoczne na południowym niebie. Wielki Obłok Magellana znajduje się około 160 tys. lat świetlnych od Drogi Mlecznej, jest od niej 20-krotnie mniejszy i zawiera jedną dziesiątą jej liczby gwiazd. Mały Obłok Magellana, który jest 10-krotnie mniejszy od Wielkiego, okrąża Galaktykę w odległości 200 tys. lat świetlnych. Oprócz Obłoków Magellana w niewielkiej odległości od Drogi Mlecznej znamy dziewięć innych karłów, odkrytych w XX wieku.

Są to wszystko obiekty dość słabe – najsłabsze mają jasność około 100 tys. Słońc – i składają się ze starych gwiazd. Kształtem przypominają duże galaktyki eliptyczne i przez analogię nazywa się je często galaktykami sferoidalnymi. Gęstość gwiazd jest w nich na szczęście znacznie mniejsza niż w klasycznych galaktykach eliptycznych, można więc obserwować poszczególne gwiazdy, a nawet szczegółowo mierzyć dochodzące od nich promieniowanie. Właśnie dzięki pomiarom widm poszczególnych gwiazd udało się ustalić zadziwiającą własność galaktyk karłowatych: wydaje się, że zawierają one znacznie więcej ciemnej materii niż zwykłej barionowej (np. gwiazd, gazu i pyłu), procentowo nawet więcej niż duże galaktyki, takie jak Droga Mleczna. Do takich wniosków doszliśmy dzięki pomiarom rozkładu prędkości gwiazd, który jest miarą masy galaktyk. Prędkości te są zbyt duże, aby gwiazdy mogły być silnie związane grawitacyjnie przez masę widzialnej materii galaktyki. Innymi słowy, są one utrzymywane w galaktykach przez niewidoczną, ciemną materię.

Czym jest ten powszechny, ale bardzo słabo poznany składnik kosmosu? Dziś jeszcze tego nie wiemy, choć większość teorii sugeruje, że mamy do czynienia ze stosunkowo ciężkimi, bardzo słabo oddziałującymi ze zwykłą materią cząstkami elementarnymi. Ilość ciemnej materii w poszczególnych galaktykach opisujemy, podając ich stosunek masy do światła wyrażony w jednostkach słonecznych. Dla Słońca wynosi on oczywiście jeden. Dla galaktyki pozbawionej ciemnej materii taki stosunek powinien wynosić kilka jednostek, ponieważ większość gwiazd jest nieznacznie lub sporo lżejsza od Słońca, a za część masy galaktyki odpowiada też słabo świecący gaz i pył. Jednak obliczony dla większości galaktyk stosunek znacznie przekracza takie teoretyczne wartości. Szczególnym przykładem obiektu w wyjątkowym stopniu zdominowanego przez ciemną materię jest sferoidalna galaktyka karłowata w gwiazdozbiorze Smoka (Draco). Wraz ze współpracownikami oszacowaliśmy stosunek masy do światła w tej galaktyce na 300 jednostek słonecznych.

Dużą, choć mniejszą niż w Draco, ilość ciemnej materii odnaleźliśmy też w galaktyce z gwiazdozbioru Pieca (Fornax). I tu dla wyjaśnienia zmierzonego rozkładu prędkości trzeba przyjąć stosunek masy do światła równy 10, świadczący o wyraźnej dominacji ciemnej materii. Obie galaktyki różnią się nie tylko ilością ciemnej materii: rozkłady gwiazd i ciemnej materii w galaktyce z Pieca są do siebie podobne, podczas gdy w Draco gwiazdy wydają się skupione w środku, otoczone przez dużo rozleglejszą otoczkę – halo ciemnej materii.

Większy pożera mniejszego
Jak na tle tych znanych od kilkudziesięciu lat galaktyk wyglądają satelity nowo odkryte dzięki przeglądowi SDSS ? Jak się okazuje, mają one jeszcze mniejszą od znanych wcześniej satelitów jasność, niekiedy zaledwie tysiąca Słońc. Różnią się także od nich kształtem. W większości są nieregularne, co może wynikać z małej liczby zawartych w nich gwiazd lub z odkształceń wywołanych ich oddziaływaniem z Drogą Mleczną. Galaktyki te wydają się całkowicie zdominowane przez ciemną materię. Ostatnie, niepotwierdzone jeszcze badania pokazują, że w niektórych z nich stosunek masy do światła może sięgać nawet 1000 jednostek słonecznych! Sąsiadki Drogi Mlecznej krążą wokół niej, by z czasem ostatecznie się z nią zderzyć.

W wyniku takiego zderzenia mała galaktyka zostaje całkowicie wchłonięta przez większą, na której to zderzenie nie robi zresztą większego wrażenia. Prawdopodobnie takie zdarzenia miały miejsce wielokrotnie, przyczyniając się do wzrostu całkowitej masy Drogi Mlecznej. Zgodnie z obowiązującą teorią hierarchicznego formowania się struktur we Wszechświecie (jego rozwój przebiega od obiektów mniejszych do większych), małe galaktyki są budulcem, z którego powstają większe. Obecnie zjawisko to (zachodzące w skali czasowej miliarda lat) możemy obserwować na przykładzie galaktyki karłowatej w Strzelcu (Sagittarius), która jest właśnie pochłaniana przez Drogę Mleczną.

Wyrwana materia
Sąsiedztwo dużej galaktyki ma wpływ na zachowanie galaktyk karłowatych jeszcze przed końcowym zderzeniem. Galaktyka karłowata, krążąc wokół swojego gospodarza, podlega silnym oddziaływaniom pływowym, próbującym ją rozerwać. Są to tego samego rodzaju oddziaływania, które w układzie Ziemia–Księżyc powodują odkształcanie Księżyca i przypływy oceanów na Ziemi. Ich źródłem jest różnica między siłami przyciągania grawitacyjnego, jakie większy obiekt układu wywiera na różne, położone bliżej i dalej części mniejszego. Oddziaływania te nie od razu powodują rozerwanie galaktyki karłowatej.

Może ona krążyć po swojej orbicie przez miliardy lat, tracąc jedynie gwiazdy i ciemną materię. Oderwana od satelity materia tworzy charakterystyczne ramiona pływowe, rozciągające się w przeciwnych kierunkach po dwóch stronach galaktyki. Ostatecznie galaktyka karłowata pozostawia po sobie pierścień gwiazd otaczający Drogę Mleczną. Kilka takich strumieni odkryto w naszym otoczeniu i nie wszystkie udało się skojarzyć z macierzystymi galaktykami karłowatymi. Prawdopodobnie są to więc pozostałości karłów wchłoniętych przez Drogę Mleczną w przeszłości. Zgodnie z symulacjami przeprowadzonymi przez naszych współpracowników, w ciągu 10 mld lat galaktyka karłowata może utracić 99% swej początkowej masy, a mimo to nadal pozostać obiektem silnie związanym grawitacyjnie, który daje się modelować za pomocą analizy rozkładu prędkości gwiazd.

Przez pewien czas astronomowie zgłaszali wątpliwość, czy oszacowania wskazujące na dużą masę (a więc i dużą ilość ciemnej materii) w sferoidalnych galaktykach karłowatych nie są przypadkiem skutkiem zaburzeń wywołanych oddziaływaniami pływowymi. Wykazaliśmy jednak, że po odpowiednim oczyszczeniu próbek gwiazd oszacowania masy są wiarygodne i galaktyki karłowate to rzeczywiście wyjątkowe skupiska ciemnej materii. Dziś sądzimy, że wszystkie galaktyki zaczęły swój żywot jako obiekty spiralne lub dyskowe. I tak, częste w dzisiejszym Wszechświecie galaktyki eliptyczne powstały prawdopodobnie ze zderzenia dwóch lub większej liczby galaktyk spiralnych, których osie obrotu były ustawione w różnych kierunkach. Po zderzeniu uporządkowana rotacja obu galaktyk spiralnych przekształciła się w przypadkowe ruchy gwiazd, dzięki którym utworzyły one jajowatą galaktykę eliptyczną. Podobnie kosmiczne interakcje doprowadziły do obecnego kształtu galaktyki karłowate. Symulacje pokazują, że na proces doprowadzania galaktyk karłowatych do ich dzisiejszej postaci największy wpływ ma ich oddziaływanie z dużymi sąsiadkami, a zwłaszcza oddziaływania pływowe, które przekształcają dyski satelitów najpierw w wydłużone poprzeczki, a potem w obiekty sferoidalne.

Ciekawym przykładem ilustrującym oba skutki oddziaływań pływowych jest badana przez nas ostatnio galaktyka sferoidalna w gwiazdozbiorze Lwa (Leo I). To jeden z odleglejszych satelitów Drogi Mlecznej: znajduje się ponad 800 tys. lat świetlnych od nas i oddala się ze znaczną prędkością; nie wiadomo nawet, czy rzeczywiście jest grawitacyjnie związany z naszą Galaktyką. Jeśli galaktyki sferoidalne powstały z dysków, może w nich występować resztkowa rotacja – niewielki ruch obrotowy jako dodatek do przypadkowych ruchów gwiazd. Taką rotację rzeczywiście udało się zaobserwować w przypadku Leo I, zaskoczeniem był jednak fakt, że jądro galaktyki obraca się w kierunku przeciwnym niż jej obszary zewnętrzne. Efekt ten można wytłumaczyć właśnie obecnością ramion pływowych, ustawionych niemal dokładnie wzdłuż linii obserwacji. Z dala od centrum galaktyki wypływ materii w ramionach dominuje nad zwykłym obrotem, powodując jego pozorne odwrócenie.

Brakujące satelity
Czy nowe galaktyki satelitarne zamknęły listę bliskich obiektów w naszym otoczeniu? Wręcz odwrotnie – mogą być one zaledwie czubkiem kosmicznej góry lodowej. Symulacje komputerowe ewolucji rozkładu ciemnej materii i powstawania grup galaktyk, takich jak nasza Grupa Lokalna, prowadzą do wniosku, że w najbliższym otoczeniu Drogi Mlecznej powinno się znajdować nie kilkadziesiąt, ale kilkaset galaktyk karłowatych. Odkryte ostatnio obiekty nie rozwiązują problemu, ponieważ zaledwie podwajają liczbę naszych sąsiadów. Rozbieżność obserwacji z przewidywaniami stała się znana jako „problem brakujących satelitów”. Jak można go wyjaśnić? Czy niepoprawna jest teoria powstawania struktury, na której opierają się symulacje, czy też nie odkryliśmy jeszcze wszystkich sąsiadów Drogi Mlecznej?

Odkrycie niemal pozbawionych zwykłej materii satelitów podsuwa nam inne rozwiązanie: być może brakujące galaktyki istnieją jako obiekty związane grawitacyjnie, ale składają się niemal wyłącznie z ciemnej materii, czyli z jakichś powodów nie utworzyły gwiazd. W obliczu ostatnich odkryć nowych satelitów takie rozwiązanie wydaje się coraz bardziej prawdopodobne. Należy jednak pamiętać, że przegląd SDSS objął na razie tylko część sfery niebieskiej, a więc z pewnością czekają nas nowe odkrycia. Być może okaże się w końcu, że naszą Galaktykę otacza cała gromada duchów – niemal niewidocznych, ale oddziałujących z nią grawitacyjnie galaktyk ciemnej materii.