A dwarf galaxy is a small galaxy composed of about 1000 up to several billion stars, as compared to the Milky Way's 200–400 billion stars. The Large Magellanic Cloud, which closely orbits the Milky Way and contains over 30 billion stars, is sometimes classified as a dwarf galaxy; others consider it a full-fledged galaxy. Dwarf galaxies' formation and activity are thought to be heavily influenced by interactions with larger galaxies. Astronomers identify numerous types of dwarf galaxies, based on their shape and composition.

Formation 

One theory states that most galaxies, including dwarf galaxies, form in association with dark matter, or from gas that contains metals. However, NASA's Galaxy Evolution Explorer space probe identified new dwarf galaxies forming out of gases  with low metallicity. These galaxies were located in the Leo Ring, a cloud of hydrogen and helium around two massive galaxies in the constellation Leo.

Because of their small size, dwarf galaxies have been observed being pulled toward and ripped by neighbouring spiral galaxies, resulting in stellar streams and eventually galaxy merger.

Local dwarf galaxies

There are many dwarf galaxies in the Local Group; these small galaxies frequently orbit larger galaxies, such as the Milky Way, the Andromeda Galaxy and the Triangulum Galaxy. A 2007 paper has suggested that many dwarf galaxies were created by galactic tides during the early evolutions of the Milky Way and Andromeda. Tidal dwarf galaxies are produced when galaxies collide and their gravitational masses interact. Streams of galactic material are pulled away from the parent galaxies and the halos of dark matter that surround them. A 2018 study suggests that some local dwarf galaxies formed extremely early, during the Dark Ages within the first billion years after the Big Bang.

More than 20 known dwarf galaxies orbit the Milky Way, and recent observations have also led astronomers to believe the largest globular cluster in the Milky Way, Omega Centauri, is in fact the core of a dwarf galaxy with a black hole at its centre, which was at some time absorbed by the Milky Way.

Common types

 Elliptical galaxy: dwarf elliptical galaxy (dE) 
 Dwarf spheroidal galaxy (dSph): Once a subtype of dwarf ellipticals, now regarded as a distinct type 
 Irregular galaxy: dwarf irregular galaxy (dIrr)
 Spiral galaxy: dwarf spiral galaxy (dS) 
 Magellanic type dwarfs
 Blue compact dwarf galaxies (see section below)
 Ultra-compact dwarf galaxies (see section below)

Blue compact dwarf galaxies

In astronomy, a blue compact dwarf galaxy (BCD galaxy) is a small galaxy which contains large clusters of young, hot, massive stars. These stars, the brightest of which are blue, cause the galaxy itself to appear blue in colour. Most BCD galaxies are also classified as dwarf irregular galaxies or as dwarf lenticular galaxies. Because they are composed of star clusters, BCD galaxies lack a uniform shape. They consume gas intensely, which causes their stars to become very violent when forming.

BCD galaxies cool in the process of forming new stars. The galaxies' stars are all formed at different time periods, so the galaxies have time to cool and to build up matter to form new stars. As time passes, this star formation changes the shape of the galaxies.

Nearby examples include NGC 1705, NGC 2915, NGC 3353 and UGCA 281.

Ultra-faint dwarf galaxies

Ultra-faint dwarf galaxies (UFDs) are a class of galaxies that contain from a few hundred to one hundred thousand stars, making them the faintest galaxies in the Universe. UFDs resemble globular clusters (GCs) in appearance but have very different properties. Unlike GCs, UFDs contain a significant amount of dark matter and are more extended.  UFDs were first discovered with the advent of digital sky surveys in 2005, in particular with the Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

UFDs are the most dark matter-dominated systems known. Astronomers believe that UFDs encode valuable information about the early Universe, as all UFDs discovered so far are ancient systems that have likely formed very early on, only a few million years after the Big Bang and before the epoch of reionization. Recent theoretical work has hypothesised the existence of a population of young UFDs that form at a much later time than the ancient UFDs.  These galaxies have not been observed in our Universe so far.

Ultra-compact dwarfs
Ultra-compact dwarf galaxies (UCD) are a class of very compact galaxies with very high stellar densities,
discovered in the 2000s.
They are thought to be on the order of 200 light years across, containing about 100 million stars. It is theorised that these are the cores of nucleated dwarf elliptical galaxies that have been stripped of gas and outlying stars by tidal interactions, travelling through the hearts of rich clusters. UCDs have been found in the Virgo Cluster, Fornax Cluster, Abell 1689, and the Coma Cluster, amongst others.
In particular, an unprecedentedly large sample of ~ 100 UCDs has been found in the core region of the Virgo cluster by the Next Generation Virgo Cluster Survey team. The first ever relatively robust studies of the global properties of Virgo UCDs suggest that
UCDs have distinct dynamical
and structural properties from normal globular clusters. An extreme  example of UCD is M60-UCD1, about 54 million light years away, which contains approximately 200 million solar masses within a 160 light year radius; its central region packs in stars about 25 times closer together than stars in Earth's region in the Milky Way.
M59-UCD3 is approximately the same size as M60-UCD1 with a half-light radius, rh, of approximately 20 parsecs but is 40% more luminous with an absolute visual magnitude of approximately −14.6.  This makes M59-UCD3 the densest known galaxy.
Based on stellar orbital velocities, two UCD in the Virgo Cluster are claimed to have supermassive black holes weighing 13% and 18% of the galaxies' masses.

Partial list 

Aquarius Dwarf
Canis Major Dwarf Galaxy
Carina Dwarf
Crater 2 dwarf
Draco Dwarf
Eridanus II
Fornax Dwarf
Henize 2-10
I Zwicky 18
IC 10
Large Magellanic Cloud
Leo I
Leo II
NGC 1569
NGC 1705
NGC 2915

Pegasus Dwarf Irregular Galaxy
PHL 293B
Phoenix Dwarf
Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy
Sagittarius Dwarf Irregular Galaxy
Sculptor Dwarf Galaxy
Sculptor Dwarf Irregular Galaxy
Sextans A
Sextans Dwarf Spheroidal
Small Magellanic Cloud
Tucana Dwarf
Ursa Major I Dwarf
Ursa Major II Dwarf
Ursa Minor Dwarf
Willman 1

Gallery

See also

References

External links

 Milky Way Satellite Galaxies 
 Science article on "hobbit galaxies" 
 SPACE.com article on "hobbit galaxies"

 
Galaxy morphological types
왜소은하(矮小銀河, , )는 수십억 개까지의 별로 구성된 작은 은하이다. 2,000억에서 4,000억 개로 추정되는 우리은하의 구성원 수에 비하면 적은 수의 별을 가지고 있다. 우리은하를 가까이서 공전하며 300억 개의 별을 포함하는 대마젤란 은하는 때때로 왜소은하로 분류되기도 하는데, 다른 이들은 충분히 큰 은하로 간주한다. 왜소은하의 형성과 활동은 큰 은하와의 상호작용에 영향을 많이 받는 것으로 추정되고 있다. 천문학자들은 모양과 조성에 기반하여 많은 유형의 왜소은하를 발견했다.

왜소은하의 형성 

현재의 이론은 왜소은하를 포함하는 대부분의 은하는 암흑물질과 관련되거나 또는, 금속을 포함하는 가스로 형성된다고 설명한다. 그러나, NASA의 은하진화탐사선 우주선은 부족한(lacking) 금속의 가스로 만들어지는 새로운 왜소은하를 발견했다. 이러한 은하는 사자자리의 두 무거운 은하 주변의 수소와 헬륨으로 구성된 구름인 사자자리 고리에 위치해 있다.

왜소은하는 작은 크기로 인해 이들이 최종적으로 병합될 때까지 이웃 나선은하에 의해 끌어당겨지고 파괴되는 모습으로 관측되어 왔다.

국부 왜소은하 

국부은하군에는 많은 왜소은하가 있다. 이러한 작은 은하는 우리은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하와 같은 큰 은하를 자주 공전한다. 2007년 논문은 많은 왜소은하가 우리은하와 안드로메다 은하의 초기 진화 기간에 조석력에 의해 형성되었을 것이라고 주장한다. 조석 왜소은하는 은하가 충돌하여 중력 상호작용할 때 형성된다. 은하를 구성하는 물질의 흐름은 부모 은하와 이를 둘러싸는 암흑물질의 헤일로에 의해 끌어당겨진다.

우리은하는 20개 이상의 왜소은하를 위성으로 두고 있는 것으로 밝혀졌고, 또한 최근의 관측은 천문학자들이 우리은하에서 가장 큰 구상성단, 센타우루스자리 오메가가 사실 중심에 블랙홀을 가지며 어느 시기에 우리은하에 의해 흡수된 왜소은하의 핵임을 믿게 만든다.

일반적인 왜소은하의 유형 

왜소은하는 형태에 따라 분류된다.
 타원은하: 왜소타원은하(dE)
 왜소구형은하(dSph) - 왜소타원의 하위유형, 현재는 별개의 유형으로 여김
 불규칙은하: 왜소불규칙은하(dI)
 나선은하: 왜소나선은하(dS)
 마젤란형 왜소은하
 청색밀집왜소은하(아래 항목 참고)
 초밀집왜소은하(아래 항목 참고)

청색밀집왜소은하 

천문학에서 청색밀집왜소은하(, BCD 은하)는 어리고 뜨겁고 무거운 별로 구성된 큰 성단을 포함하는 작은 은하이다. 이러한 청색의 매우 밝은 별들은 은하 자체가 청색으로 보이게 만드는 원인이다. 대부분의 BCD 은하는 왜소불규칙은하 또는 왜소렌즈상은하로 분류되기도 한다. BCD 은하는 성단으로 구성되어 있기 때문에 특정한 형태가 없다. 이들은 많은 양의 가스를 단번에 소모하는데, 매우 격렬한 별의 형성활동을 야기한다.

BCD 은하는 새로운 별의 형성 과정에 있으며 차갑다. 은하의 별들은 모두 서로 다른 시기에 형성되었는데, 그래서 은하는 냉각되어 새로운 별을 형성할 물질을 축적할 시간을 가진다. 시간이 지나면서 별의 형성은 은하의 모양을 변화시킨다.

근처의 예로는 NGC 1705, NGC 2915, NGC 3353이 있다.

초밀집왜소은하 

초밀집왜소은하(, UCD)는 최근에 발견된 매우 높은 항성분포를 가진 매우 밀집한 은하의 유형이다. 이들은 대략 직경 200 광년에 약 1억 개의 별을 포함하는 것으로 추정된다. 이들은 부유은하단의 중심을 통해 끌려가다 조석 상호작용에 의해 외피층의 가스와 별들이 뜯겨져 나간 응집한 왜소타원은하의 핵일 것으로 이론화되었다. UCD는 처녀자리 은하단, 화로자리 은하단, 아벨 1689, 머리털자리 은하단 등 은하단에서 발견된다. UCD의 극단적인 예로는 약 5,400만 광년 떨어져 있는 M60-UCD1이 있다. 이는 반경 160 광년 이내에 대략 2억 태양질량의 물질을 포함하고, 중심영역에 밀집된 별들 사이의 거리는 우리은하에서 지구가 위치한 영역에서의 별들보다 약 25배 가깝다.

일부 왜소은하 목록 

 물병자리 왜소은하
 큰개자리 왜소은하
 헤니즈 2-10
 I 츠비키 18
 IC 10
 대마젤란 은하
 NGC 1569
 NGC 1705
 NGC 2915
 NGC 3353
 페가수스자리 왜소불규칙은하
 봉황자리 왜소은하
 궁수자리 왜소타원은하
 궁수자리 왜소불규칙은하
 조각가자리 왜소은하
 조각가자리 왜소불규칙은하
 육분의자리 A
 육분의자리 왜소구형은하
 소마젤란 은하
 큰부리새자리 왜소은하
 작은곰자리 왜소은하
 빌만 1
 용골자리 왜소은하
 용자리 왜소은하
 화로자리 왜소은하
 사자자리 II 왜소은하

같이 보기 
 은하 형태 분류
 가까운 은하 목록
 완두은하

참조

외부 링크 
우리은하의 위성은하
스페이스닷컴 "호빗 은하"에 관한 기사
사이언스 "호빗 은하"에 관한 기사 

 
은하의 형태분류