अपेक्षाकृत उज्ज्वल और विशाल चमकदार नग्न आंखों से देखने में काफी आसान हैं, लेकिन गैलेक्सी में और भी बहुत कुछ है बौना तारे, जो केवल में दिखाई दे रहे हैं शक्तिशाली दूरबीन, भले ही . के पास स्थित हो सौर प्रणाली. उनमें से दोनों मामूली शताब्दी हैं - लाल बौने, और भूरे रंग के बौने जो पूर्ण तारकीय स्थिति तक नहीं पहुंचे और सेवानिवृत्त सफेद बौने, धीरे-धीरे काले वाले में बदल गए।

किसी तारे का भाग्य पूरी तरह से उसके आकार या द्रव्यमान पर निर्भर करता है। किसी तारे के द्रव्यमान की बेहतर कल्पना करने के लिए, हम निम्नलिखित उदाहरण दे सकते हैं। अगर आप एक पैमाने पर 333 हजार लगाते हैं ग्लोब, और दूसरी ओर - सूर्य, तो वे एक दूसरे को संतुलित करेंगे। तारों की दुनिया में हमारा सूर्य औसत है। यह द्रव्यमान में सबसे अधिक से 100 गुना कम है बड़े सितारेऔर सबसे हल्के से 20 गुना बेहतर। ऐसा लगता है कि सीमा छोटी है: लगभग व्हेल (15 टन) से बिल्ली (4 किलोग्राम) तक। लेकिन तारे स्तनधारी नहीं हैं, उनके भौतिक गुणद्रव्यमान पर बहुत अधिक निर्भर हैं। कम से कम तापमान की तुलना करें: व्हेल और बिल्ली के लिए, यह लगभग समान है, लेकिन सितारों के लिए यह दर्जनों बार भिन्न होता है: 2000 केल्विन से बौनों के लिए 50,000 तक बड़े सितारे. और भी मजबूत - उनके विकिरण की शक्ति अरबों गुना भिन्न होती है। यही कारण है कि हम आकाश में दूर के विशाल सितारों को आसानी से देखते हैं, और हम सूर्य के आसपास भी बौने नहीं देखते हैं।

लेकिन जब सावधानीपूर्वक गणना की गई, तो यह पता चला कि आकाशगंगा में दिग्गजों और बौनों की व्यापकता पृथ्वी पर व्हेल और बिल्लियों की स्थिति से काफी मिलती-जुलती है। जीवमंडल में एक नियम है: जीव जितना छोटा होगा, प्रकृति में उसके व्यक्ति उतने ही अधिक होंगे। यह पता चला है कि यह सितारों के लिए भी सच है, लेकिन इस सादृश्य को समझाना इतना आसान नहीं है। वन्यजीव अधिनियम में आहार शृखलाबड़े लोग छोटे को खाते हैं। यदि जंगल में खरगोशों से अधिक लोमड़ियाँ होतीं, तो ये लोमड़ियाँ क्या खातीं? हालांकि, सितारे आमतौर पर एक दूसरे को नहीं खाते हैं। फिर क्यूँ विशाल सितारेबौनों से कम? खगोलविद पहले से ही इस सवाल का आधा जवाब जानते हैं। तथ्य यह है कि एक विशाल तारे का जीवन बौने की तुलना में हजारों रेड्स छोटा होता है। रख देना अपना शरीरगुरुत्वाकर्षण पतन से, भारी वजन वाले तारों को तक गर्म करना पड़ता है उच्च तापमानकेंद्र में सैकड़ों लाखों डिग्री। थर्मामीटरों परमाणु प्रतिक्रियाउनमें बहुत तीव्रता से जाते हैं, जिससे एक विशाल विकिरण शक्ति और "ईंधन" का तेजी से दहन होता है। एक विशाल तारा कुछ मिलियन वर्षों में अपनी सारी ऊर्जा खर्च करता है, और किफायती बौने, धीरे-धीरे सुलगते हुए, अपने थर्मोन्यूक्लियर युग को दसियों या अधिक अरबों वर्षों तक बढ़ाते हैं। इसलिए, जब भी कोई बौना पैदा होता है, तब भी वह जीवित रहता है, क्योंकि आकाशगंगा की आयु केवल लगभग 13 बिलियन वर्ष है, लेकिन 10 मिलियन वर्ष से अधिक पहले पैदा हुए विशाल तारे मर गए हैं।

हालांकि, यह इस सवाल का केवल आधा जवाब है कि अंतरिक्ष में दिग्गज इतने दुर्लभ क्यों हैं। और दूसरा आधा यह है कि बड़े तारे बौने की तुलना में बहुत कम बार पैदा होते हैं। हमारे सूर्य जैसे सौ नवजात तारों के लिए, केवल एक तारा सूर्य से 10 गुना अधिक द्रव्यमान के साथ दिखाई देता है। इसका कारण पर्यावरण पैटर्नखगोल भौतिकीविदों ने अभी तक इसका पता नहीं लगाया है।

कुछ समय पहले तक, खगोलीय पिंडों के वर्गीकरण में अंतर था बड़ा छेद: सबसे छोटा प्रसिद्ध सितारेसूर्य से 10 गुना हल्का था, और सबसे विशाल ग्रह - बृहस्पति - 1000 गुना। क्या प्रकृति में सितारों या ग्रहों के अलावा अन्य मध्यवर्ती वस्तुएं हैं, जिनका द्रव्यमान सौर द्रव्यमान के 1/1000 और 1/10 के बीच है? यह कैसा दिखना चाहिए? गायब लिंक"? क्या इसका पता लगाया जा सकता है? इन सवालों ने लंबे समय से खगोलविदों को चिंतित किया है, लेकिन इसका जवाब 1990 के दशक के मध्य में ही आकार लेना शुरू हुआ, जब सौर मंडल के बाहर ग्रहों की खोज के कार्यक्रमों ने पहला फल दिया। कई सूर्य जैसे सितारों के चारों ओर कक्षाओं में विशाल ग्रहों की खोज की गई है, और वे सभी बन गए हैं बृहस्पति से अधिक विशाल. तारों और ग्रहों के बीच का द्रव्यमान अंतर कम होने लगा। लेकिन क्या एक बंधन संभव है, और एक तारे और एक ग्रह के बीच की सीमा कहाँ खींची जानी है?

कुछ समय पहले तक, ऐसा लगता था कि यह काफी सरल था: तारा अपने स्वयं के प्रकाश से चमकता है, और ग्रह परावर्तित प्रकाश के साथ। अत: वे पिंड ग्रहों की श्रेणी में आते हैं, जिनकी गहराई में उनके अस्तित्व के पूरे समय के लिए प्रतिक्रियाएं नहीं होती हैं। थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन. यदि, विकास के किसी चरण में, उनकी शक्ति चमक के बराबर थी (अर्थात, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं ऊर्जा के मुख्य स्रोत के रूप में कार्य करती हैं), तो ऐसी वस्तु को स्टार कहा जाना चाहिए। लेकिन यह पता चला कि मध्यवर्ती वस्तुएं हो सकती हैं जिनमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं होती हैं, लेकिन कभी भी ऊर्जा के मुख्य स्रोत के रूप में काम नहीं करती हैं। उन्हें 1996 में खोजा गया था, लेकिन उससे बहुत पहले उन्हें ब्राउन ड्वार्फ कहा जाता था। इनमें से उद्घाटन अजीब वस्तुतीस साल की खोज से पहले, जो एक उल्लेखनीय सैद्धांतिक भविष्यवाणी के साथ शुरू हुआ।

1963 में, भारतीय मूल के एक युवा अमेरिकी खगोल भौतिक विज्ञानी शिव कुमार ने कम से कम बड़े सितारों के मॉडल की गणना की और पाया कि यदि द्रव्यमान ब्रह्मांडीय शरीरसूर्य के 7.5% से अधिक है, तो इसके मूल में तापमान कई मिलियन डिग्री तक पहुंच जाता है और इसमें हाइड्रोजन के हीलियम में रूपांतरण की थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं। एक छोटे द्रव्यमान के साथ, केंद्र में तापमान हीलियम संलयन प्रतिक्रिया के आगे बढ़ने के लिए आवश्यक मूल्य तक पहुंचने से पहले संपीड़न बंद हो जाता है। तब से, इस महत्वपूर्ण द्रव्यमान मूल्य को "हाइड्रोजन इग्निशन सीमा" या कुमार सीमा कहा जाता है। एक तारा इस सीमा के जितना करीब होता है, उसकी परमाणु प्रतिक्रिया उतनी ही धीमी होती है। उदाहरण के लिए, 8% के द्रव्यमान के साथ सौर तारालगभग 6 ट्रिलियन वर्षों तक "सुलगता" रहेगा - ब्रह्मांड की वर्तमान आयु से 400 गुना अधिक! तो, जिस भी युग में ऐसे सितारे पैदा होते हैं, वे सभी अभी भी अपनी प्रारंभिक अवस्था में हैं।

हालांकि, कम भारी वस्तुओं के जीवन में एक संक्षिप्त प्रकरण होता है जब वे एक सामान्य तारे के समान होते हैं। इसके बारे मेंसूर्य के द्रव्यमान के 1% से 7% तक द्रव्यमान वाले पिंडों के बारे में, अर्थात बृहस्पति के 13 से 75 द्रव्यमान वाले पिंडों के बारे में। गठन की अवधि के दौरान, गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में सिकुड़ते हुए, वे गर्म हो जाते हैं और अवरक्त और थोड़ा लाल भी चमकने लगते हैं - दृश्य प्रकाश. उनकी सतह का तापमान 2500 केल्विन तक बढ़ सकता है, और गहराई में 1 मिलियन केल्विन से अधिक हो सकता है। यह हीलियम के थर्मोन्यूक्लियर संलयन की प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए पर्याप्त है, लेकिन साधारण हाइड्रोजन से नहीं, बल्कि एक बहुत ही दुर्लभ भारी आइसोटोप - ड्यूटेरियम से, और साधारण हीलियम से नहीं, बल्कि हीलियम -3 के प्रकाश समस्थानिक से। चूंकि ब्रह्मांडीय पदार्थ में बहुत कम ड्यूटेरियम होता है, इसलिए यह ऊर्जा का एक महत्वपूर्ण रिलीज दिए बिना, जल्दी से जल जाता है। यह कागज की एक शीट को ठंडी आग में फेंकने जैसा है: यह तुरंत जल जाएगी, लेकिन यह गर्मी नहीं देगी। एक "स्थिर" तारा अधिक मजबूती से गर्म नहीं हो सकता - इसका संपीड़न पतित गैस के आंतरिक दबाव के प्रभाव में बंद हो जाता है। गर्मी के स्रोतों से वंचित, यह भविष्य में केवल एक सामान्य ग्रह की तरह ठंडा होता है। इसलिए, इन असफल सितारों को उनकी छोटी युवावस्था के दौरान ही देखा जा सकता है, जबकि वे गर्म होते हैं। वे थर्मोन्यूक्लियर दहन के स्थिर शासन तक पहुंचने के लिए नियत नहीं हैं।

"स्थिर" सितारों की खोज

भौतिकविदों को यकीन है कि संरक्षण कानूनों द्वारा निषिद्ध नहीं है। खगोलविद इसे जोड़ते हैं; प्रकृति हमारी कल्पना से अधिक समृद्ध है। यदि शिव कुमार भूरे रंग के बौनों का आविष्कार करने में सक्षम होते, तो ऐसा लगता कि प्रकृति के लिए उन्हें बनाना मुश्किल नहीं होगा। तीन दशकों तक, इन मंद दीप्तिमानों की निष्फल खोज जारी रही। काम में अधिक से अधिक शोधकर्ताओं को शामिल किया गया था। यहां तक ​​कि सिद्धांतकार कुमार भी कागज पर खोजी गई वस्तुओं को खोजने की उम्मीद में दूरबीन से चिपके रहे। उनका विचार सरल था: एक भूरे रंग के बौने का पता लगाना बहुत मुश्किल है, क्योंकि आपको न केवल इसके विकिरण को ठीक करने की आवश्यकता है, बल्कि यह भी साबित करना है कि यह एक ठंडा (तारकीय मानकों के अनुसार) वातावरण या यहां तक ​​​​कि आकाशगंगा से घिरा हुआ एक दूर का विशालकाय तारा नहीं है। ब्रह्मांड के किनारे पर धूल से। खगोल विज्ञान में सबसे कठिन काम किसी वस्तु से दूरी निर्धारित करना है। इसलिए, सामान्य सितारों के पास बौनों की तलाश करना आवश्यक है, जिनकी दूरी पहले से ही ज्ञात है। परंतु चमकता सितारादूरबीन को अंधा कर देगा और आपको मंद बौने को देखने की अनुमति नहीं देगा। इसलिए, आपको अन्य बौनों के बगल में उनकी तलाश करने की आवश्यकता है! उदाहरण के लिए, लाल के साथ - अत्यंत छोटे द्रव्यमान के तारे या सामान्य तारों के सफेद - ठंडे अवशेष। 1980 के दशक में, कुमार और अन्य खगोलविदों द्वारा की गई खोजें खाली निकलीं। यद्यपि एक से अधिक बार भूरे रंग के बौनों की खोज की खबरें आई हैं, हर बार एक विस्तृत अध्ययन से पता चला है कि ये छोटे तारे हैं। हालाँकि, खोज का विचार सही था, और एक दशक बाद यह काम कर गया।

1990 के दशक में, खगोलविदों को नए संवेदनशील विकिरण डिटेक्टर मिले - सीसीडी सरणियाँ और बड़ी दूरदर्शीअनुकूली प्रकाशिकी के साथ व्यास में 10 मीटर तक, जो वातावरण द्वारा शुरू की गई विकृतियों की भरपाई करता है और आपको पृथ्वी की सतह से लगभग उतना ही स्पष्ट चित्र प्राप्त करने की अनुमति देता है जितना कि अंतरिक्ष से। इसने तुरंत फल दिया: अत्यंत मंद लाल बौनों की खोज की गई, जो सचमुच भूरे रंग की सीमा पर थे।

और पहला भूरा बौना 1995 में इंस्टीट्यूट ऑफ एस्ट्रोफिजिक्स के राफेल रेबोलो के नेतृत्व में खगोलविदों के समूहों द्वारा पाया गया था। कैनरी द्वीप. ला पाल्मा द्वीप पर एक दूरबीन का उपयोग करते हुए, उन्हें प्लेइड्स स्टार क्लस्टर में एक वस्तु मिली, जिसे उन्होंने टेनेरिफ़ द्वीप पर पिको डी टाइड ज्वालामुखी से नाम उधार लेते हुए टाइड प्लीएड्स 1 कहा। सच है, इस वस्तु की प्रकृति के बारे में कुछ संदेह बने रहे, और जबकि स्पेनिश खगोलविदों ने साबित किया कि यह वास्तव में एक भूरा बौना था, उनके अमेरिकी सहयोगियों ने उसी वर्ष अपनी खोज की घोषणा की। कैलिफोर्निया से तदाशी नकाजिमा के नेतृत्व में एक समूह प्रौद्योगिकी संस्थानपालोमर वेधशाला की दूरबीनों की मदद से, पृथ्वी से 19 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर नक्षत्र हरे में, बहुत छोटे और ठंडे तारे ग्लिसे 229 के बगल में, इसका और भी छोटा और ठंडा उपग्रह Gliese 229B है। इसकी सतह का तापमान केवल 1000 K है, और विकिरण शक्ति सूर्य की तुलना में 160 हजार गुना कम है।

Gliese 229B की गैर-तारकीय प्रकृति की अंततः 1997 में तथाकथित लिथियम परीक्षण द्वारा पुष्टि की गई थी। सामान्य तारों में, ब्रह्मांड के जन्म के युग से संरक्षित लिथियम की एक छोटी मात्रा, जल्दी से जल जाती है थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं. हालांकि, भूरे रंग के बौने इसके लिए पर्याप्त गर्म नहीं होते हैं। जब ग्लिसे 229B के वातावरण में लिथियम की खोज की गई, तो यह वस्तु पहली "निश्चित" ब्राउन ड्वार्फ बन गई। आकार में, यह लगभग बृहस्पति के साथ मेल खाता है, और इसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 3-6% अनुमानित है। यह अपने अधिक विशाल साथी Gliese 229A के चारों ओर लगभग 40 . की त्रिज्या वाली कक्षा में घूमता है खगोलीय इकाइयाँ(जैसे प्लूटो सूर्य के चारों ओर)।

यह जल्दी से स्पष्ट हो गया कि "विफल सितारों" की खोज के लिए सबसे बड़ी दूरबीन उपयुक्त नहीं हैं। आकाश के व्यवस्थित सर्वेक्षण के दौरान एक साधारण दूरबीन पर पहले एकल भूरे रंग के बौनों की खोज की गई थी। उदाहरण के लिए, तारामंडल हाइड्रा में केलु-1 वस्तु को सूर्य के आसपास के बौने सितारों की लंबी अवधि की खोज के हिस्से के रूप में खोजा गया था, जो 1987 में चिली में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला में शुरू हुआ था। 1-मीटर श्मिट टेलीस्कोप का उपयोग करते हुए, चिली विश्वविद्यालय की खगोलविद मारिया टेरेसा रुइज़ नियमित रूप से कई वर्षों से आकाश के कुछ हिस्सों की तस्वीरें खींच रही हैं, और फिर वर्षों के अंतराल पर ली गई छवियों की तुलना कर रही हैं। सैकड़ों-हजारों फीके सितारों के बीच, वह उन लोगों की तलाश में है जो दूसरों के सापेक्ष विशेष रूप से स्थानांतरित हो गए हैं - यह अचूक संकेतपास के प्रकाशक। इस तरह, मारिया रुइज़ पहले ही दर्जनों सफेद बौनों की खोज कर चुकी हैं, और 1997 में उन्हें आखिरकार एक भूरा रंग मिल गया। इसका प्रकार स्पेक्ट्रम द्वारा निर्धारित किया गया था, जिसमें लिथियम और मीथेन की रेखाएं निकलीं। मारिया रुइज़ ने इसे केलू -1 कहा: मापुचे लोगों की भाषा में जो कभी बसे हुए थे मध्य भागचिली, "केलु" का अर्थ है लाल। यह सूर्य से लगभग 30 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और किसी तारे से जुड़ा नहीं है।

1995-1997 में किए गए ये सभी निष्कर्ष, खगोलीय पिंडों के एक नए वर्ग के प्रोटोटाइप बन गए, जिसने सितारों और ग्रहों के बीच अपना स्थान ले लिया। जैसा कि आमतौर पर खगोल विज्ञान में होता है, पहली खोजों के तुरंत बाद नई खोज की गई। पर पिछले साल कानियमित 2MASS और DENIS अवरक्त आकाश सर्वेक्षण के दौरान कई बौनों की खोज की गई है।

स्टार धूल

खोज के तुरंत बाद, भूरे रंग के बौनों ने खगोलविदों को स्थापित दशकों पहले स्थापित करने के लिए समायोजन करने के लिए मजबूर किया वर्णक्रमीय वर्गीकरणसितारे। ऑप्टिकल स्पेक्ट्रमसितारे उसका चेहरा हैं, या यों कहें, उसका पासपोर्ट। स्पेक्ट्रम में रेखाओं की स्थिति और तीव्रता मुख्य रूप से सतह के तापमान, साथ ही अन्य मापदंडों, विशेष रूप से, रासायनिक संरचना, वातावरण में गैस घनत्व और क्षेत्र की ताकत को दर्शाती है। चुंबकीय क्षेत्रआदि। लगभग 100 साल पहले, खगोलविदों ने तारकीय स्पेक्ट्रा का एक वर्गीकरण विकसित किया, प्रत्येक वर्ग को अक्षर के साथ नामित किया लैटिन वर्णमाला. उनके आदेश को बार-बार संशोधित, पुनर्व्यवस्थित, हटाने और अक्षरों को जोड़ने तक, एक आम तौर पर स्वीकृत योजना का गठन किया गया था जो कई दशकों तक खगोलविदों को निर्दोष रूप से सेवा प्रदान करता था। पर पारंपरिक रूपवर्णक्रमीय वर्गों का क्रम इस तरह दिखता है: O-B-A-F-G-K-M। कक्षा O से कक्षा M तक के तारों की सतह का तापमान 100,000 से 2000 K तक कम हो जाता है। अंग्रेजी खगोल विज्ञान के छात्रों ने "ओह! बी ए फाइन गर्ल, किस मी!" और सदी के अंत में, इस क्लासिक पंक्ति को एक ही बार में दो अक्षरों से बढ़ाना पड़ा। यह पता चला है कि अत्यंत ठंडे सितारों और सबस्टार के स्पेक्ट्रा का गठन बहुत है महत्वपूर्ण भूमिकाधूल खेल रहा है।

अधिकांश तारों की सतह पर, उच्च तापमान के कारण, कोई अणु मौजूद नहीं हो सकता है। हालांकि, सबसे ठंडे एम-क्लास सितारों (3000 K से नीचे के तापमान के साथ) में, टाइटेनियम और वैनेडियम ऑक्साइड (TiO, VO) के शक्तिशाली अवशोषण बैंड स्पेक्ट्रा में दिखाई देते हैं। स्वाभाविक रूप से, यह उम्मीद की गई थी कि ठंडे भूरे रंग के बौनों में भी ये होंगे आणविक रेखाएंऔर भी मजबूत होगा। एक ही 1997 में, एक भूरे रंग के साथी GD 165B को सफेद बौने GD 165 के पास खोजा गया था, जिसकी सतह का तापमान 1900 K और 0.01% सौर की चमक थी। इसने शोधकर्ताओं को इस तथ्य से चकित कर दिया कि, अन्य ठंडे सितारों के विपरीत, इसमें TiO और VO अवशोषण बैंड नहीं हैं, जिसके लिए इसे उपनाम दिया गया था " अजीब सितारा". 2000 K से कम तापमान वाले अन्य भूरे रंग के बौनों का स्पेक्ट्रा समान निकला। गणना से पता चला है कि उनके वायुमंडल में TiO और VO अणु ठोस कणों - धूल के कणों में संघनित होते हैं, और अब स्पेक्ट्रम में खुद को प्रकट नहीं करते हैं, जैसा कि गैस की विशेषता है अणु।

इस सुविधा को ध्यान में रखते हुए, कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी के डेवी किर्कपैट्रिक ने अगले साल 1500-2000 के सतह के तापमान के साथ कम द्रव्यमान वाले इन्फ्रारेड सितारों के लिए एल वर्ग जोड़कर पारंपरिक वर्णक्रमीय वर्गीकरण का विस्तार करने का प्रस्ताव रखा। अधिकांश एल-क्लास वस्तुओं को भूरे रंग के बौने होने चाहिए, हालांकि बहुत पुराने कम द्रव्यमान वाले तारे भी 2000 K से नीचे ठंडे हो सकते हैं।

एल-बौनों के अध्ययन को जारी रखते हुए, खगोलविदों ने और भी अधिक विदेशी वस्तुओं की खोज की है। उनके स्पेक्ट्रा पानी, मीथेन, और के मजबूत अवशोषण बैंड दिखाते हैं आणविक हाइड्रोजनयही कारण है कि उन्हें "मीथेन बौना" कहा जाता है। इस वर्ग के प्रोटोटाइप को पहली बार खोजा गया भूरा बौना ग्लिसे 229B माना जाता है। 2000 में, जेम्स लिबर्ट और एरिज़ोना विश्वविद्यालय के सहयोगियों ने पहचान की स्वतंत्र समूहटी-बौना 1500-1000 K के तापमान के साथ और थोड़ा कम भी।

भूरे रंग के बौने खगोलविदों को कई जटिल और बहुत कुछ के साथ प्रस्तुत करते हैं दिलचस्प सवाल. किसी तारे का वातावरण जितना ठंडा होता है, पर्यवेक्षकों और सिद्धांतकारों दोनों के लिए उसका अध्ययन करना उतना ही कठिन होता है। धूल की उपस्थिति इस कार्य को और भी कठिन बना देती है: संक्षेपण कणिका तत्वन केवल मुक्त की संरचना को बदलता है रासायनिक तत्ववातावरण में, लेकिन गर्मी हस्तांतरण और स्पेक्ट्रम के आकार को भी प्रभावित करता है। विशेष रूप से, सैद्धांतिक मॉडलधूल की भविष्यवाणी को देखते हुए ग्रीनहाउस प्रभावऊपरी वायुमंडल में, जिसकी पुष्टि टिप्पणियों से होती है। इसके अलावा, गणना से पता चलता है कि संक्षेपण के बाद, धूल के कण डूबने लगते हैं। शायद पर अलग - अलग स्तरवातावरण में धूल के घने बादल बनते हैं। भूरे रंग के बौनों का मौसम विज्ञान विशाल ग्रहों की तरह विविध हो सकता है। लेकिन अगर बृहस्पति और शनि के वातावरण का करीब से अध्ययन किया जा सकता है, तो मीथेन चक्रवातों को डिकोड करना और तूफानी धूलभूरे रंग के बौने केवल उनके स्पेक्ट्रा में पाए जाएंगे।

"हाफ-ब्लड" का राज

भूरे रंग के बौनों की उत्पत्ति और बहुतायत के बारे में प्रश्न अभी भी खुले हैं। युवाओं में उनकी संख्या की पहली गिनती तारा समूहप्लीएड्स प्रकार से पता चलता है कि सामान्य सितारों की तुलना में कुल वजनभूरे रंग के बौने, जाहिरा तौर पर, इतने बड़े नहीं हैं कि उन पर गैलेक्सी के पूरे छिपे हुए द्रव्यमान को "लिख" सकें। लेकिन इस निष्कर्ष को अभी भी सत्यापित करने की आवश्यकता है। तारों की उत्पत्ति का आम तौर पर स्वीकृत सिद्धांत इस सवाल का जवाब नहीं देता है कि भूरे रंग के बौने कैसे बनते हैं। इतने कम द्रव्यमान की वस्तुएं परिस्थितिजन्य डिस्क में विशाल ग्रहों की तरह बन सकती हैं। लेकिन कुछ एकल भूरे रंग के बौनों की खोज की गई है, और यह मान लेना मुश्किल है कि वे सभी जन्म के कुछ ही समय बाद अपने अधिक विशाल साथियों के लिए खो गए थे। इसके अलावा, हाल ही में एक ग्रह को भूरे रंग के बौनों में से एक के चारों ओर कक्षा में खोजा गया था, जिसका अर्थ है कि यह मजबूत नहीं था गुरुत्वाकर्षण प्रभावपड़ोसी, नहीं तो बौना उसे खो देता।

बिल्कुल विशेष तरीकाभूरे रंग के बौनों के जन्म को हाल ही में दो करीबी बाइनरी सिस्टम - एलएल एंड्रोमेडा और ईएफ एरिदानी के अध्ययन में रेखांकित किया गया था। उनके पास एक अधिक विशाल साथी है, व्हाइट द्वार्फ, अपने गुरुत्वाकर्षण के साथ एक कम विशाल साथी, तथाकथित स्टार-टू-बोर से पदार्थ को खींचता है। गणना से पता चलता है कि शुरू में इन प्रणालियों में, दाता उपग्रह थे साधारण सितारे, लेकिन कई अरब वर्षों में उनका द्रव्यमान सीमा मूल्य से नीचे गिर गया और उनमें थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं समाप्त हो गईं। अब द्वारा बाहरी संकेतवे विशिष्ट भूरे रंग के बौने हैं।

एलएल एंड्रोमेडा प्रणाली में दाता तारे का तापमान लगभग 1300 K है, और EF एरिदानी प्रणाली में यह लगभग 1650 K है। वे द्रव्यमान में बृहस्पति से केवल कुछ दस गुना बड़े हैं, और उनके स्पेक्ट्रा में मीथेन लाइनें दिखाई देती हैं। . कितना आंतरिक ढांचातथा रासायनिक संरचना"असली" भूरे रंग के बौनों के समान अभी भी अज्ञात है। इस प्रकार, एक सामान्य कम द्रव्यमान वाला तारा, अपने पदार्थ का एक महत्वपूर्ण अंश खो देने के बाद, भूरा बौना बन सकता है। खगोलविद सही थे जब उन्होंने कहा कि प्रकृति हमारी कल्पना से अधिक आविष्कारशील है। भूरे रंग के बौने, ये "सितारे नहीं और ग्रह नहीं", पहले से ही आश्चर्यचकित करने लगे हैं। जैसा कि हाल ही में पता चला है, उनके ठंडे स्वभाव के बावजूद, उनमें से कुछ रेडियो और यहां तक ​​कि एक्स-रे (!) विकिरण के स्रोत हैं। तो भविष्य में यह नया प्रकार अंतरिक्ष वस्तुएंहमें कई दिलचस्प खोजों का वादा करता है।

पतित तारे

आमतौर पर, एक तारे के निर्माण के दौरान, इसका गुरुत्वाकर्षण संकुचन तब तक जारी रहता है जब तक कि केंद्र में घनत्व और तापमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को ट्रिगर करने के लिए आवश्यक मूल्यों तक नहीं पहुंच जाता है, और फिर रिलीज के कारण परमाणु ऊर्जागैस का दबाव खुद को संतुलित करता है गुरुत्वाकर्षण आकर्षण. विशाल तारों में, तापमान अधिक होता है और प्रतिक्रियाएँ पदार्थ के अपेक्षाकृत कम घनत्व से शुरू होती हैं, लेकिन से अधिक कम वजन, उच्च "इग्निशन घनत्व" है। उदाहरण के लिए, सूर्य के केंद्र में, प्लाज्मा 150 ग्राम प्रति घन सेंटीमीटर तक संकुचित होता है।

हालांकि, सैकड़ों गुना अधिक घनत्व पर, तापमान में वृद्धि की परवाह किए बिना मामला दबाव का विरोध करना शुरू कर देता है, और इसके परिणामस्वरूप, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में ऊर्जा उपज से पहले स्टार का संपीड़न बंद हो जाता है। संपीड़न को रोकने का कारण क्वांटम यांत्रिक प्रभाव है, जिसे भौतिक विज्ञानी पतित दबाव कहते हैं। ई गैस. तथ्य यह है कि इलेक्ट्रॉन 1925 में भौतिक विज्ञानी वोल्फगैंग पॉली द्वारा स्थापित तथाकथित "पॉली सिद्धांत" का पालन करने वाले कणों के प्रकार से संबंधित हैं। यह सिद्धांत बताता है कि एक जैसे कण, जैसे इलेक्ट्रॉन, एक ही समय में एक ही अवस्था में नहीं हो सकते। इसलिए परमाणु में इलेक्ट्रॉन विभिन्न कक्षाओं में गति करते हैं। एक तारे की गहराई में कोई परमाणु नहीं होते हैं: उच्च घनत्व पर, वे कुचल जाते हैं और एक "इलेक्ट्रॉनिक समुद्र" होता है। उसके लिए, पाउली सिद्धांत इस तरह लगता है: पास में स्थित इलेक्ट्रॉनों की गति समान नहीं हो सकती है।

यदि एक इलेक्ट्रॉन आराम पर है, तो दूसरे को चलना चाहिए, और तीसरे को और भी तेज चलना चाहिए, और इसी तरह। इलेक्ट्रॉन गैस की इस स्थिति को भौतिकविदों द्वारा अध: पतन कहा जाता है। भले ही एक छोटे से तारे ने अपने सभी संलयन ईंधन को जला दिया हो और अपना ऊर्जा स्रोत खो दिया हो, इसके संकुचन को पतित इलेक्ट्रॉन गैस के दबाव से रोका जा सकता है। सामग्री कितनी भी ठंडी क्यों न हो, उच्च घनत्वइलेक्ट्रॉनों की गति नहीं रुकेगी, जिसका अर्थ है कि पदार्थ का दबाव तापमान की परवाह किए बिना संपीड़न का विरोध करेगा: घनत्व जितना अधिक होगा, दबाव उतना ही अधिक होगा।

सूर्य के बराबर द्रव्यमान वाले मरने वाले तारे का संकुचन तब रुक जाएगा जब वह पृथ्वी के आकार के लगभग 100 गुना कम हो जाएगा, और उसके पदार्थ का घनत्व पानी के घनत्व से दस लाख गुना अधिक हो जाएगा। इस प्रकार सफेद बौने बनते हैं। कम द्रव्यमान का तारा कम घनत्व पर गिरना बंद कर देता है, क्योंकि इसका गुरुत्वाकर्षण बल इतना मजबूत नहीं होता है। एक बहुत छोटा असफल तारा पतित हो सकता है और इसके आंतरिक तापमान "थर्मोन्यूक्लियर इग्निशन" की सीमा तक बढ़ने से पहले ही सिकुड़ना बंद कर सकता है। ऐसा शरीर कभी भी वास्तविक सितारा नहीं बनेगा।

कोई भी तारा गैस का एक विशाल गोला होता है, जिसमें हीलियम और हाइड्रोजन होते हैं, साथ ही अन्य रासायनिक तत्वों के निशान भी होते हैं। सितारे मौजूद हैं बड़ी राशिऔर वे सभी अपने आकार और तापमान में भिन्न होते हैं, और उनमें से कुछ में दो या दो से अधिक तारे होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण बल द्वारा आपस में जुड़े होते हैं। पृथ्वी से, कुछ तारे नग्न आंखों से दिखाई देते हैं, जबकि अन्य केवल एक दूरबीन के माध्यम से देखे जा सकते हैं। हालांकि, विशेष उपकरणों के साथ भी, हर तारे को आपकी इच्छानुसार नहीं देखा जा सकता है, और यहां तक ​​कि शक्तिशाली दूरबीनों से भी, कुछ तारे केवल चमकदार बिंदुओं के अलावा और कुछ नहीं दिखेंगे।

इस प्रकार, काफी अच्छी दृश्य तीक्ष्णता वाला एक साधारण व्यक्ति रात के आकाश में साफ मौसम में एक आकाश से देख सकता है। गोलार्द्धहालाँकि, लगभग 3000 तारे, वास्तव में, गैलेक्सी में उनमें से बहुत अधिक हैं। सभी तारों को आकार, रंग, तापमान के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है। इस प्रकार, बौने, दिग्गज और सुपरजायंट हैं।

बौने तारे निम्न प्रकार के होते हैं:

• पीला बौना। यह प्रकार एक छोटा तारा है मुख्य अनुक्रमवर्णक्रमीय वर्ग जी। उनका द्रव्यमान 0.8 से 1.2 सौर द्रव्यमान तक होता है।
• नारंगी बौना। इस प्रकार में वर्णक्रमीय वर्ग K के मुख्य अनुक्रम के छोटे तारे शामिल हैं। उनका द्रव्यमान 0.5 - 0.8 सौर द्रव्यमान है। भिन्न पीले बौने, नारंगी बौनों का जीवनकाल लंबा होता है।
• लाल बौना। यह प्रकार एम वर्णक्रमीय प्रकार के छोटे और अपेक्षाकृत ठंडे मुख्य अनुक्रम सितारों को जोड़ता है। अन्य सितारों से उनके अंतर काफी स्पष्ट हैं। उनका व्यास और द्रव्यमान सूर्य के 1/3 से अधिक नहीं है।
• नीला बौना। इस प्रकार का तारा काल्पनिक होता है। सभी हाइड्रोजन के जलने से पहले नीले बौने लाल बौनों से विकसित होते हैं, जिसके बाद वे संभवतः सफेद बौनों में विकसित होते हैं।
• व्हाइट द्वार्फ। यह पहले से विकसित सितारों का प्रकार है। उनके पास एक द्रव्यमान है जो चंद्रशेखर के द्रव्यमान से अधिक नहीं है। सफेद बौने होते हैं वंचित खुद का स्रोतथर्मोन्यूक्लियर ऊर्जा। वे डीए वर्णक्रमीय वर्ग से संबंधित हैं।
• काला बौना। यह प्रकार एक ठंडा सफेद बौना है, जो तदनुसार, ऊर्जा का विकिरण नहीं करता है, अर्थात। चमकना नहीं है, या इसे बहुत कमजोर रूप से उत्सर्जित नहीं करना है। वे अभिवृद्धि की अनुपस्थिति में सफेद बौनों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं। काले बौनों के साथ-साथ सफेद लोगों का द्रव्यमान चंद्रशेखर के द्रव्यमान से अधिक नहीं होता है।
• भूरा बौना। ये तारे सबस्टेलर पिंड हैं जिनका द्रव्यमान 12.57 से 80.35 बृहस्पति द्रव्यमान है, जो बदले में, 0.012 - 0.0767 सौर द्रव्यमान से मेल खाता है। भूरे रंग के बौने मुख्य-अनुक्रम वाले तारों से इस मायने में भिन्न होते हैं कि उनके पास परमाणु संलयन प्रतिक्रिया नहीं होती है जो अन्य सितारों में हाइड्रोजन को हीलियम में बदल देती है।
• सबब्राउन ड्वार्फ या ब्राउन सबड्वार्फ। वे बिल्कुल ठंडे रूप हैं, जिनमें से द्रव्यमान भूरे रंग के बौनों की सीमा से नीचे है। पर अधिकउन्हें ग्रह माना जाता है।

तो, यह ध्यान दिया जा सकता है कि सफेद बौनों से संबंधित तारे वे तारे हैं जो शुरू में आकार में छोटे होते हैं और अपने विकास के अंतिम चरण में होते हैं। सफेद बौनों की खोज का इतिहास अपेक्षाकृत हाल के वर्ष 1844 में वापस जाता है। यह उस समय था जब जर्मन खगोलशास्त्री और गणितज्ञ फ्रेडरिक बेसेल ने सीरियस का अवलोकन करते हुए तारे से थोड़ा सा विचलन खोजा था। सीधा गति. इसके परिणामस्वरूप, फ्रेडरिक ने सुझाव दिया कि सीरियस के पास एक अदृश्य विशाल साथी सितारा था। इस धारणा की पुष्टि 1862 में अमेरिकी खगोलशास्त्री और टेलिस्कोप डिजाइनर अलवन ग्राहम क्लार्क ने उस समय के सबसे बड़े रेफ्रेक्टर के समायोजन के दौरान की थी। सीरियस के पास एक मंद तारा खोजा गया, जिसे बाद में सीरियस बी कहा गया। इस तारे की विशेषता कम चमक है, और इसका गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र इसके चमकीले साथी को काफी प्रभावित करता है। यह, बदले में, इस बात की पुष्टि करता है कि इस तारे का एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान के साथ एक बहुत छोटा त्रिज्या है।

कौन से तारे बौने होते हैं

बौने विकसित तारे होते हैं जिनका द्रव्यमान चंद्रशेखर की सीमा से अधिक नहीं होता है। सफेद बौने का निर्माण सभी हाइड्रोजन के जलने के परिणामस्वरूप होता है। जब हाइड्रोजन जलता है, तो तारे का कोर संकुचित हो जाता है उच्च घनत्व, साथ ही, बाहरी परतें दृढ़ता से विस्तार करती हैं और चमक के सामान्य लुप्त होती के साथ होती हैं। इस प्रकार, तारा पहले एक लाल विशालकाय में बदल जाता है, जो अपना खोल बहाता है। खोल का निष्कासन इस तथ्य के कारण होता है कि तारे की बाहरी परतों में अत्यंत कमजोर संबंधएक केंद्रीय गर्म और बहुत घने कोर के साथ। बाद में, यह खोल विस्तारित हो जाता है ग्रह नीहारिका. यह इस तथ्य पर ध्यान देने योग्य है कि लाल दिग्गज और सफेद बौने का बहुत करीबी रिश्ता है।

सभी सफेद बौनों को दो वर्णक्रमीय समूहों में विभाजित किया गया है। पहले समूह में "हाइड्रोजन" वाले बौने शामिल हैं वर्णक्रमीय प्रकारडीए, जो नहीं करता है वर्णक्रमीय रेखाएंहीलियम यह प्रकार सबसे आम है। दूसरे प्रकार के सफेद बौने डीबी हैं। यह दुर्लभ है और इसे "हीलियम व्हाइट ड्वार्फ" कहा जाता है। सितारों के स्पेक्ट्रम में इस प्रकार केकोई हाइड्रोजन लाइन नहीं मिली।

अमेरिकी खगोलशास्त्री इको इबेने के अनुसार निर्दिष्ट प्रकारसफेद बौने पूरी तरह से अलग तरीके से बनते हैं। यह इस तथ्य के कारण है कि लाल दिग्गजों में हीलियम का दहन अस्थिर है और एक हीलियम शीट फ्लैश समय-समय पर विकसित होता है। इको इबेन ने एक तंत्र का भी सुझाव दिया जिसके द्वारा खोल को बहाया जाता है विभिन्न चरणोंहीलियम फ्लैश का विकास - अपने चरम पर और चमक के बीच। तदनुसार, इसका गठन शेल इजेक्शन तंत्र से प्रभावित होता है।

छवि नक्षत्र मूर्तिकार (मूर्तिकार बौना आकाशगंगा) में एक बौनी आकाशगंगा को दिखाती है। छवि ला सिला में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला में 2.2-मीटर एमपीजी / ईएसओ टेलीस्कोप पर वाइड फील्ड इमेजर के साथ ली गई थी। यह आकाशगंगा हमारे आकाशगंगा के पड़ोसियों में से एक है। लेकिन, एक-दूसरे के इतने करीब होने के बावजूद, इन दोनों आकाशगंगाओं में बिल्कुल अलग कहानीउत्पत्ति और विकास, हम कह सकते हैं कि उनके चरित्र पूरी तरह से अलग हैं। मूर्तिकार में बौनी आकाशगंगा आकाशगंगा की तुलना में बहुत छोटी और पुरानी है, जो इसे उन प्रक्रियाओं का अध्ययन करने के लिए एक बहुत ही मूल्यवान वस्तु बनाती है जिसके कारण प्रारंभिक ब्रह्मांड में नए सितारों और अन्य आकाशगंगाओं का जन्म हुआ। हालांकि, इस तथ्य के कारण कि यह बहुत कम प्रकाश उत्सर्जित करता है, इसका अध्ययन बहुत कठिन है।

नक्षत्र मूर्तिकार में बौनी आकाशगंगा बौनी गोलाकार आकाशगंगाओं के एक उपवर्ग से संबंधित है और आकाशगंगा की परिक्रमा करने वाली चौदह उपग्रह आकाशगंगाओं में से एक है। ये सभी हमारी आकाशगंगा के प्रभामंडल क्षेत्र में एक दूसरे के करीब स्थित हैं, जो एक गोलाकार क्षेत्र है जो सर्पिल भुजाओं की सीमाओं से बहुत आगे तक फैला हुआ है। जैसा कि नाम से पता चलता है, यह बौनी आकाशगंगा नक्षत्र मूर्तिकार में स्थित है और पृथ्वी से 280,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। इसकी निकटता के बावजूद, इसे केवल 1937 में नए शक्तिशाली उपकरणों के आगमन के साथ खोजा गया था, क्योंकि इसे बनाने वाले तारे बहुत फीके हैं और पूरे आकाश में बिखरे हुए प्रतीत होते हैं। इसके अलावा, इस आकाशगंगा को NGC 253 के साथ भ्रमित न करें, जो एक ही नक्षत्र मूर्तिकार में स्थित है, लेकिन बहुत उज्जवल दिखता है और एक अवरुद्ध सर्पिल है।

नक्षत्र मूर्तिकार में बौनी आकाशगंगा। स्रोत: ईएसओ

फोटो जानकारी

फोटो जानकारी

इसका पता लगाने में कठिनाई के बावजूद, यह बौनी आकाशगंगा आकाशगंगा के आसपास के क्षेत्र में खोजी गई पहली धुंधली बौनी वस्तुओं में से एक थी। उसकी अजीब आकारखोज के क्षण से खगोलविदों को सोचने पर मजबूर करता है आज. लेकिन हमारे समय में, खगोलविद गोलाकार आकाशगंगाओं के आदी हो गए हैं और उन्होंने महसूस किया है कि ऐसी वस्तुएं हमें ब्रह्मांड के अतीत में देखने की अनुमति देती हैं।

ऐसा माना जाता है कि आकाशगंगा, हालांकि, सभी की तरह बड़ी आकाशगंगाएँ, ब्रह्मांड के प्रारंभिक वर्षों के दौरान छोटी वस्तुओं के साथ विलय द्वारा गठित। और अगर इनमें से कुछ छोटी आकाशगंगाएँ आज भी मौजूद हैं, तो उनमें कई अत्यंत पुराने तारे होने चाहिए। यही कारण है कि मूर्तिकार नक्षत्र में बौना आकाशगंगा उन सभी आवश्यकताओं को पूरा करती है जो मूल आकाशगंगाओं पर लागू होती हैं। बस इन प्राचीन सितारों को इस छवि में देखा जा सकता है।

खगोलविदों ने आकाशगंगा में सितारों की उम्र का निर्धारण उनके सितारों में मौजूद विशिष्ट संकेतों से करना सीख लिया है। चमकदार प्रवाह. यह विकिरण इन वस्तुओं में भारी रासायनिक तत्वों की उपस्थिति के बहुत कम प्रमाण रखता है। बात यह है कि ऐसे रासायनिक यौगिकजैसे-जैसे सितारों की पीढ़ियाँ बदलती हैं, आकाशगंगाओं में जमा होने की प्रवृत्ति होती है। इस प्रकार, भारी अणुओं की कम सांद्रता यह दर्शाती है कि औसत उम्रइस गोलाकार आकाशगंगा में तारे काफी ऊंचे हैं।

नक्षत्र मूर्तिकार में एक बौनी आकाशगंगा के चारों ओर आकाश का एक क्षेत्र।

बौनी आकाशगंगाएँ बहुत छोटी हो सकती हैं, लेकिन उनमें एक अभूतपूर्व शक्ति है जो नए सितारों को जन्म दे सकती है। नई टिप्पणियों के साथ अंतरिक्ष दूरबीनहबल ने दिखाया कि बौनी आकाशगंगाओं में तारा बनने की प्रक्रिया चलती है बड़ी भूमिकामें प्रारंभिक ब्रह्मांडकी तुलना में अब आमतौर पर माना जाता है।

जबकि पूरे ब्रह्मांड में आकाशगंगाएँ अभी भी नए तारे बना रही हैं, उनमें से अधिकांश का निर्माण दो से छह अरब वर्षों के बीच हुआ था महा विस्फोट. इसका अध्ययन प्रारंभिक युगब्रह्मांड का इतिहास है मुख्य बिंदुअगर हम यह समझना चाहते हैं कि पहले तारे कैसे दिखाई दिए और पहली आकाशगंगा कैसे विकसित और विकसित हुई।

यह छवि बौनी आकाशगंगाओं के साथ चिह्नित आकाश के एक हिस्से को दिखाती है जिसमें स्टार गठन के फटने को देखा जाता है। छवि को गुड्स (ग्रेट ऑब्जर्वेटरीज ऑरिजिंस डीप सर्वे) कार्यक्रम के हिस्से के रूप में लिया गया था और पूरे सर्वेक्षण से केवल एक फ्रेम दिखाता है। स्रोत: NASA, ESA, गुड्स टीम और M. Giavalisco (STScI/मैसाचुसेट्स विश्वविद्यालय)

हबल और उसके वाइड फील्ड कैमरा 3 (WFC3) उपकरण के एक नए अध्ययन ने खगोलविदों को उस युग को समझने में एक कदम आगे बढ़ाया है। विभिन्न प्रकारप्रारंभिक ब्रह्मांड की बौनी आकाशगंगाएँ और, विशेष रूप से, उनमें से केवल सक्रिय तारा निर्माण की स्पष्ट प्रक्रियाओं के साथ चयन करना। ऐसी आकाशगंगाओं को आमतौर पर स्टारबर्स्ट आकाशगंगा कहा जाता है। ऐसी वस्तुओं में नए तारे बहुत तेजी से बनते हैं। सामान्य मूल्यअन्य आकाशगंगाओं में। पिछले अध्ययनों ने मुख्य रूप से मध्यम और उच्च द्रव्यमान वाली आकाशगंगाओं के विश्लेषण पर ध्यान केंद्रित किया और इस सक्रिय युग के दौरान मौजूद बड़ी संख्या में बौनी आकाशगंगाओं को ध्यान में नहीं रखा। लेकिन यहां दोष उन वैज्ञानिकों पर नहीं है जो बौनी आकाशगंगाओं की खोज नहीं करना चाहते थे। यह इन छोटी वस्तुओं को देखने में असमर्थता के कारण सबसे अधिक संभावना है, क्योंकि वे हमसे बहुत दूर हैं। कुछ समय पहले तक, खगोलविद छोटी दूरी पर छोटी आकाशगंगाओं या अधिक दूरी पर बड़ी आकाशगंगाओं का निरीक्षण कर सकते थे।

अब, हालांकि, ग्रिस्म्स का उपयोग करते हुए, खगोलविद दूर के ब्रह्मांड में कम द्रव्यमान वाली बौनी आकाशगंगाओं को देखने में सक्षम हो गए हैं और स्टार गठन के उनके फटने के योगदान को ध्यान में रखते हुए, उस समय मौजूद छोटी आकाशगंगाओं की संभावित संख्या की जानकारी का अनुमान लगाते हैं। एक ग्रिस्म एक वस्तुनिष्ठ प्रिज्म है, एक प्रिज्म का संयोजन है और कर्कश, जो अपने स्पेक्ट्रम को स्थानांतरित किए बिना प्रकाश संचारित करता है। शीर्षक में "जी" अक्षर झंझरी (जाली) से है।

"हमने हमेशा माना है कि स्टारबर्स्ट बौना आकाशगंगा एक युवा ब्रह्मांड में नए स्टार गठन की प्रक्रियाओं को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित करेगी, लेकिन यह पहली बार है जब हम वास्तव में उनके प्रभाव को मापने में सक्षम हैं। और, जाहिरा तौर पर, उन्होंने एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाई, यदि नहीं प्रमुख भूमिका”, - स्विस पॉलिटेक्निक यूनिवर्सिटी से हकीम अटेक।

"ये आकाशगंगाएं इतनी तेजी से तारे बना रही हैं कि वे वास्तव में केवल 150 मिलियन वर्षों में अपने पूरे तारकीय द्रव्यमान को दोगुना कर सकती हैं। तुलना के लिए, सामान्य आकाशगंगाओं के लिए तारकीय द्रव्यमान औसतन 1-3 बिलियन वर्षों में दोगुना हो जाता है, ”सह-लेखक जीन-पॉल कनीब कहते हैं।

हबल पर स्थापित और इस स्पेक्ट्रोस्कोपी मोड में काम कर रहे वाइड फील्ड कैमरा 3 के उदाहरण का उपयोग करते हुए ग्रिस्म मोड में आकाशगंगाओं की एक छवि। विस्तारित इंद्रधनुष रेखाएं लेंस में पकड़ी गई आकाशगंगाओं से ज्यादा कुछ नहीं हैं, लेकिन ग्रिस्म मोड में उन्हें इंद्रधनुष के स्पेक्ट्रम के रूप में दर्शाया जाता है। इसके लिए धन्यवाद, वैज्ञानिक अंतरिक्ष वस्तुओं की रासायनिक संरचना का आकलन करने में सक्षम हैं।