अधिकांश आकाशगंगाएँ, हमारी तरह आकाशगंगा, दर्जनों छोटे उपग्रहों से घिरे हैं जो उनके चारों ओर परिक्रमा करते हैं। ये उपग्रह अत्यंत मंद हैं - उनमें से केवल सबसे चमकीले और निकटतम को हमारी गैलेक्सी और निकटतम पड़ोसी, एंड्रोमेडा आकाशगंगा के आसपास के क्षेत्र में देखा गया था। लेकिन ये बौनी उपग्रह आकाशगंगाएं बेतरतीब ढंग से नहीं उड़ती हैं: वे सभी लगभग एक ही विमान में स्थित हैं, जो हमें एक सीधी रेखा लगती है।

समतलीयता अप्रत्याशित लगती है। आकाशगंगाओं के विकास के कंप्यूटर मॉडल ने दिखाया कि प्रत्येक दिशा में आकाशीय पिंडलगभग होना चाहिए वही नंबरउपग्रह आकाशगंगाएँ। लंबे समय तकयह माना जाता था कि ऐसा गोलाकार सममित वितरण अस्तित्व का एक स्वाभाविक परिणाम है गहरे द्रव्य, एक रहस्यमय पदार्थ जो केवल गुरुत्वाकर्षण के माध्यम से सामान्य पदार्थ के साथ संपर्क करता है। खगोलविदों का मानना ​​है कि डार्क मैटर ब्रह्मांड पर हावी है और आकाशगंगाओं के निर्माण और अंतरिक्ष के विस्तार में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है।

हालांकि, बौनी आकाशगंगाओं के सहसंयोजकता के रहस्य ने प्रेतवाधित किया और कृपा सहित कुछ खगोलविदों को यह सवाल करने के लिए प्रेरित किया कि क्या डार्क मैटर भी मौजूद है। "डार्क मैटर की परिकल्पना ने खुद को अस्थिर दिखाया है," उन्होंने मेरी बात को बाधित करते हुए कहा, "क्योंकि इसके आधार पर की गई भविष्यवाणियां कि आकाशगंगा के चारों ओर गोलाकार रूप से सममित रूप से वितरित की जानी चाहिए, जो हम देखते हैं उसके साथ सीधे संघर्ष में हैं।"

मैंने समस्या का एक अलग दृष्टिकोण प्रस्तुत किया, जो उपस्थिति द्वारा गांगेय उपग्रहों की अजीब व्यवस्था को समझाने की कोशिश करता है अंतरिक्ष संरचनाएंहमारे मिल्की वे से बड़ा डार्क मैटर। जबकि कृपा जैसे संशयवादियों की एक छोटी संख्या अनिर्णीत रहती है, हाल के काम, जिसमें मेरा भी शामिल है, दिखाता है कि कैसे काले पदार्थ का एक विशाल वेब आकाश में उपग्रह आकाशगंगाओं की अनूठी व्यवस्था की व्याख्या कर सकता है।

लापता मामला

इस विवाद के केंद्र में डार्क मैटर की परिकल्पना को सबसे पहले आकाशगंगाओं के अन्य रहस्यमय गुणों की व्याख्या करने का प्रस्ताव दिया गया था। 1930 के दशक में महान खगोलशास्त्री फ़्रिट्ज़ ज़्विकी लगभग एक हज़ार आकाशगंगाओं के विशाल समूह, कोमा क्लस्टर का "वजन" करना चाहते थे। उन्होंने इस क्लस्टर में आकाशगंगाओं की गति को मापने के द्वारा शुरू किया। अपने आश्चर्य के लिए, उन्होंने पाया बड़ी गति- हजारों किलोमीटर प्रति सेकंड - क्लस्टर के अलग होने के लिए काफी बड़ा। उसके टुकड़े-टुकड़े क्यों नहीं हुए? ज़्विकी ने सुझाव दिया कि क्लस्टर किसी प्रकार के अदृश्य पदार्थ से भरा है जो आकाशगंगाओं को अपने गुरुत्वाकर्षण बल से एक साथ रखता है। इस लापता पदार्थ को बाद में डार्क मैटर कहा गया।

चूंकि ज़्विकी ने पहली बार 80 साल पहले अपने सुझाव का प्रस्ताव रखा था, इसलिए पूरे ब्रह्मांड में, लगभग हर आकाशगंगा का अध्ययन किया गया है, जिसमें डार्क मैटर का भूत इधर-उधर हो रहा है। हमारे अपने - मिल्की वे - खगोलविदों ने आकाशगंगा के बाहरी इलाके में तारों की गति की प्रकृति के आधार पर इसके अस्तित्व की पहचान की है। कोमा क्लस्टर में आकाशगंगाओं की तरह, ये तारे इतनी तेजी से चलते हैं कि सभी दृश्य पदार्थ पकड़ में नहीं आते। और मिल्की वे के पास एक दर्जन बौनी आकाशगंगाएँ डार्क मैटर में अधिक समृद्ध प्रतीत होती हैं।

डार्क मैटर की सर्वव्यापीता ने इसके अस्तित्व में विश्वास को मजबूत किया है। दरअसल, अधिकांश कॉस्मोलॉजिस्ट मानते हैं कि डार्क मैटर सभी पदार्थों का लगभग 84% हिस्सा बनाता है, जो सामान्य परमाणुओं से लगभग पांच से एक तक अधिक होता है।

डार्क मैटर की यह प्रचुरता बताती है कि यह ब्रह्मांड के विकास में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाता प्रतीत होता है। इस विकास का अध्ययन करने का एक तरीका उपयोग करना है कंप्यूटर मॉडल. 1970 के दशक से कम्प्यूटेशनल ब्रह्मांड विज्ञान के क्षेत्र में वैज्ञानिकों ने कंप्यूटर प्रोग्राम का उपयोग करके ब्रह्मांड के इतिहास को मॉडल करने का प्रयास किया है। तकनीक सरल है: एक काल्पनिक आयताकार आयतन सेट करें; काल्पनिक बिंदु कणों को लगभग पूर्ण जाली के नोड्स पर रखें, जो इस मॉडल में डार्क मैटर के थक्कों की नकल करते हैं; calculate गुरुत्वाकर्षण आकर्षणप्रत्येक कण को ​​अन्य सभी की ओर से और उन पर अभिनय करने वाले गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के अनुसार चलने दें: इस प्रक्रिया को 13 अरब वर्षों के अंतराल पर ट्रेस करें।

1970 के दशक से इस तरह की रणनीतियाँ महत्वपूर्ण रूप से विकसित हुई हैं और बहुत अधिक जटिल हो गई हैं, लेकिन इसके मूल में आज भी इस पद्धति का उपयोग किया जाता है। चालीस साल पहले, एक कार्यक्रम केवल कुछ सौ कणों के साथ काम कर सकता था। आधुनिक तरीकेकंप्यूटर सिमुलेशन देखने योग्य ब्रह्मांड के आकार के करीब आने वाले मात्रा में अरबों कणों के व्यवहार की गणना करना संभव बनाता है।

ब्रह्मांड का कंप्यूटर सिमुलेशन अविश्वसनीय निकला सुविधाजनक तरीकाअलग-अलग आकाशगंगाओं का पता लगाने के लिए, लेकिन इसने कई कठिन रहस्यों को भी जन्म दिया। उदाहरण के लिए, कंप्यूटर मॉडल इंगित करते हैं कि आकाशगंगा के चारों ओर प्रभामंडल को भरने वाला काला पदार्थ गैस और धूल को अलग-अलग गुच्छों में खींचता है। इन गुच्छों को गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में संकुचित होना चाहिए, जिससे तारे और बौनी आकाशगंगाएँ बन सकती हैं। आकाशगंगा के चारों ओर, काले पदार्थ से घिरे, हजारों छोटी आकाशगंगाएँ होनी चाहिए। हालाँकि, जब हम रात के आकाश को देखते हैं, तो हम उनमें से केवल कुछ दर्जन ही देखते हैं। उनका पता लगाने के सभी प्रयासों की विफलता 1990 के दशक में स्पष्ट हो गई, और तब से इसे "लापता उपग्रह समस्या" कहा जाने लगा।

इन वर्षों में, खगोलविद कई के साथ आए हैं संभावित स्पष्टीकरणयह दुविधा। पहला और सबसे विश्वसनीय यह है कि कंप्यूटर मॉडल में दिखाई देने वाले सभी उपग्रह वास्तविक जीवन की उपग्रह आकाशगंगाओं के अनुरूप नहीं होते हैं। डार्क मैटर (और उनका गुरुत्वाकर्षण खिंचाव) के सबसे छोटे गुच्छों का द्रव्यमान गैस को पकड़ने और तारे बनाने के लिए पर्याप्त नहीं हो सकता है। तर्क की इस पंक्ति को जारी रखते हुए, हम मान सकते हैं कि देखी गई उपग्रह आकाशगंगाएँ केवल एक अंधेरे हिमखंड का दृश्य सिरा हैं: शायद सैकड़ों, यदि हजारों नहीं, तो अंधेरे उपग्रह आकाशगंगाएँ जिनके पास तारे नहीं हैं, वे पास में मौजूद हैं। हम बस उन्हें नहीं देखते हैं।

दूसरा, भले ही तारे डार्क मैटर के छोटे-छोटे गुच्छों में बने हों, लेकिन वे हमारे दूरबीन से देखने के लिए बहुत मंद हो सकते हैं। फिर, जैसे-जैसे तकनीक विकसित होती है और दूरबीनों की संवेदनशीलता बढ़ती है, खगोलविद नई उपग्रह आकाशगंगाओं की खोज करेंगे। दरअसल, पिछले कुछ वर्षों में, आकाशगंगा की परिक्रमा करने वाली ज्ञात उपग्रह आकाशगंगाओं की संख्या दोगुनी हो गई है।

इसके अलावा, हमारी आकाशगंगा की डिस्क शायद हमें कुछ उपग्रहों को देखने से रोकती है। यह डिस्क अनिवार्य रूप से सितारों का एक घना, सपाट संग्रह है जो इतना चमकीला है कि यह नग्न आंखों को सफेद तरल की एक लकीर के रूप में दिखाई देता है (इसलिए इसका नाम "मिल्की वे") है। डिस्क के पीछे छिपे उपग्रहों का पता लगाना उतना ही मुश्किल है जितना कि दिन में चंद्रमा को देखना - आकाशगंगा की चमक में उपग्रह आकाशगंगा की मंद रोशनी डूब जाती है।

इन सभी तर्कों को एक साथ लेने से लापता उपग्रह आकाशगंगाओं की समस्या का समाधान हो जाता है और अधिकांश खगोल भौतिकीविदों को विश्वास हो जाता है। वे डार्क मैटर के विचार को सबसे गंभीर अवलोकन संबंधी प्रतिवादों से बचाकर बचाव करते हैं। हालांकि, उपग्रह आकाशगंगाओं की अजीब स्थानिक व्यवस्था अभी भी वैज्ञानिकों को चकित करती है।

नया खतराबौना आदमी

1970 के दशक के अंत और 1980 के दशक की शुरुआत में प्रकाशित कई लेखों में, डोनाल्ड लिंक्लेन-बेल। कैम्ब्रिज विश्वविद्यालय के खगोल भौतिकीविद् ने उल्लेख किया कि आकाशगंगा की परिक्रमा करने वाली कई उपग्रह आकाशगंगाएँ, जाहिरा तौर पर, जल तल में स्थित हैं। ऐसी अजीब तस्वीर की व्याख्या कैसे करें? 2005 में, बॉन विश्वविद्यालय में कृपा और उनके समूह ने दुनिया को आश्वस्त किया कि यह समतल व्यवस्था आकस्मिक नहीं हो सकती। उन्होंने सुझाव दिया कि डार्क मैटर उपग्रहों को आकाशगंगा के चारों ओर समान रूप से वितरित किया गया था, जैसा कि भविष्यवाणी की गई थी। कंप्यूटर मॉडलिंग, और इन बौनों में से केवल एक ही इतना बड़ा था कि उसमें तारे बन सकें, एक दूरबीन में आयन दिखाई देने लगा। इन पूरी तरह से उचित धारणाओं को देखते हुए, उन्होंने सोचा: हम कितनी बार आकाशगंगा जैसी प्रणाली को खोजने की उम्मीद कर सकते हैं, जिसके चारों ओर चमकदार उपग्रह खड़े होंगे? उत्तर ब्रह्मांड विज्ञान में विस्फोट हो गया है: इसकी संभावना दस लाख में एक से भी कम है।

"अगर डार्क मैटर ने आकाशगंगाओं के निर्माण को नियंत्रित किया," कृपा का तर्क है। - तब उपग्रह आकाशगंगाएँ कभी भी विमान के साथ पंक्तिबद्ध नहीं होंगी। लेख में अपने परिणामों का वर्णन करना। कृपा ने सुझाव दिया खुद का फैसला. "एकमात्र रास्ता," उन्होंने लिखा। - यह मानने के लिए कि आकाशगंगा के उपग्रह डार्क मैटर के एकत्रीकरण के परिणामस्वरूप नहीं बने थे। डार्क मैटर, उन्होंने तर्क दिया। मौजूद नहीं होना।

एक अच्छा सिद्धांतकार होने के नाते। कृपा ने एक विकल्प की पेशकश की। उनका मानना ​​​​है कि उपग्रह एक बड़ी पूर्वज आकाशगंगा के टुकड़े हैं, जो एक बार अतीत में मिल्की वे के पास उड़ान भरते थे। जैसे ही एक क्षुद्रग्रह टूट जाता है क्योंकि यह पृथ्वी के वायुमंडल से गुजरता है, मलबे के निशान को पीछे छोड़ देता है, यह संभव है कि आकाशगंगा के उपग्रह एक बड़े पूर्वज से लिए गए पदार्थ से उत्पन्न हुए हों।

जब हम ब्रह्मांड में देखते हैं, तो कृपा कहते हैं, हम कुछ टकराने वाली आकाशगंगाओं के चारों ओर तारकीय पदार्थ के लंबे पुल देखते हैं जिन्हें ज्वारीय हथियार कहा जाता है। अक्सर ज्वारीय भुजाओं में होता है बड़ी आकाशगंगाएँ-उपग्रह, जो फंसे हुए पदार्थ के संपीड़न के परिणामस्वरूप बने थे। उपयुक्त परिस्थितियों में, टुकड़ी की प्रक्रिया इस तथ्य की ओर ले जाती है कि कब्जा कर लिया गया पदार्थ मिल्की वे के उपग्रहों के समान जल तल में एकत्र किया जाता है।

कृपा की व्याख्या सुरुचिपूर्ण, सरल और सबसे महत्वपूर्ण, निर्विवाद थी। यह जल्दी से हमलों की झड़ी में आ गया। उदाहरण के लिए, मिल्की वे की उपग्रह आकाशगंगाओं के तारे अकेले साधारण पदार्थ के मामले में बहुत तेजी से चलते हैं। उन्हें डार्क मैटर द्वारा एक साथ रखा जाना चाहिए, जैसे कि यह मिल्की वे के सभी हिस्सों को धारण करता है। (वास्तव में, अवलोकनों से संकेत मिलता है कि आकाशगंगा के बौने उपग्रह ब्रह्मांड में अंधेरे पदार्थ की उच्चतम सामग्री वाली आकाशगंगाएं हैं।) और बौने आकाशगंगाओं के गठन के लिए ज्वारीय परिदृश्य से पता चलता है कि उनके पास अंधेरा पदार्थ नहीं है, छोड़कर खुला प्रश्नजो उन्हें टूटने से बचाता है।

दूसरा, जैसे एक कार टक्कर में दूसरे को नुकसान पहुंचाती है, डिस्क आकाशगंगाओं के बीच टकराव डिस्क को नष्ट कर देता है। लगभग हमेशा, आकाशगंगाओं की टक्कर का अंतिम परिणाम तारों का एक आकारहीन गुच्छा होता है। आकाशगंगा की एक अलग संरचना और एक पतली डिस्क है। हमें ऐसा कोई संकेत नहीं दिखता है कि यह हाल के दिनों में किसी टकराव या विलय से प्रभावित हुआ हो।

डार्क वेब

बौनी आकाशगंगाओं के असामान्य संरेखण की पहेली का एक वैकल्पिक समाधान अंतरिक्ष की गहराई में और देखने की आवश्यकता है। पर काम करता है संख्यात्मक अनुकरण, जो 1970 के दशक में शुरू हुआ, अलग-अलग आकाशगंगाओं के विकास का अध्ययन करना आसान नहीं है, वे ब्रह्मांड के विशाल संस्करणों का मॉडल बनाते हैं। जब हम इसे सबसे बड़े पैमाने पर करते हैं, तो हम देखते हैं कि आकाशगंगाएँ बेतरतीब ढंग से वितरित नहीं होती हैं। इसके विपरीत, वे एक कड़ाई से परिभाषित फिलामेंटस संरचना में एकजुट होते हैं जिसे कॉस्मिक वेब कहा जाता है। जब हम वास्तविक आकाशगंगाओं के अंतरिक्ष में वितरण मानचित्रों पर विचार करते हैं तो हम अनुमानित संरचना को स्पष्ट रूप से अलग करते हैं।

इस ब्रह्मांडीय वेब में लाखों आकाशगंगाओं से भरी राजसी परतें हैं और लाखों प्रकाश वर्ष तक फैली हुई हैं। ये परतें सिगार के आकार के धागों से जुड़ी होती हैं। धागों के बीच के अंतराल में ऐसे रिक्त स्थान होते हैं जिनमें कोई आकाशगंगा नहीं होती है। बड़ी आकाशगंगाएँ, जैसे कि हमारी, आमतौर पर वेब पर उन बिंदुओं पर स्थित होती हैं जहाँ कई धागे प्रतिच्छेद करते हैं।

इंग्लैंड में डरहम विश्वविद्यालय में स्नातक छात्र के रूप में, मैंने इन घने क्षेत्रों के कंप्यूटर मॉडल बनाए। एक दिन मैं अपने कार्यालय में नवीनतम परिणामों का एक प्रिंटआउट लाया। सुपरवाइज़रकार्लोस फ्रैंक। जिस मॉडल पर मैं काम कर रहा था, उसने ब्रह्मांड के इतिहास के 13 अरब वर्षों में मिल्की वे और उसके वातावरण के गठन का पता लगाया - फ्रैंक ने कई सेकंड के लिए कंप्यूटर ड्राइंग का अध्ययन किया, और फिर कागज को लहराया और कहा: "बाकी सब कुछ छोड़ दो! आप जिस उपग्रह आकाशगंगा का अध्ययन करते हैं, उनमें से हर एक, उस बहुत ही अविश्वसनीय कृपा विमान में स्थित है! हमारे मॉडल ने पहले बनाए गए कंप्यूटर मॉडल के परिणामों को पुन: पेश नहीं किया - वर्दी वितरणआकाशगंगा के प्रभामंडल में उपग्रह आकाशगंगाएँ। इसके बजाय, कंप्यूटर ने जल तल के उपग्रहों के निर्माण की भविष्यवाणी की - जो खगोलविदों के अवलोकन के बहुत करीब है। हमने महसूस किया कि हमारा मॉडल इस रहस्य को सुलझाना शुरू कर देगा कि कैसे बौने उपग्रह अंतरिक्ष में इतने अजीब तरीके से स्थित हो सकते हैं।

"आप समय के साथ उपग्रहों के विकास का पालन क्यों नहीं करते हैं, यह देखने के लिए कि वे कहाँ से आए हैं?" फ्रैंक ने सुझाव दिया। हमारे पास अंतिम परिणाम था; अब विकास के मध्यवर्ती चरणों का पता लगाने का समय आ गया है।

जब हमने सिमुलेशन को पीछे मुड़कर देखा, तो हमने देखा कि बौनी आकाशगंगाओं की उत्पत्ति मिल्की वे से तुरंत सटे क्षेत्रों में नहीं हुई थी। एक नियम के रूप में, उन्हें ब्रह्मांडीय वेब के धागों के अंदर, थोड़ा आगे समूहीकृत किया गया था। थ्रेड अधिक क्षेत्र हैं उच्च घनत्वअंतरिक्ष रिक्तियों की तुलना में। शायद यही कारण है कि वे पास की धूल और गैस को आकर्षित करते हैं और उन्हें नवजात आकाशगंगाओं में इकट्ठा करते हैं।

अपेक्षाकृत उज्ज्वल और विशाल चमकदार नग्न आंखों से देखने में काफी आसान हैं, लेकिन आकाशगंगा में बहुत अधिक बौने सितारे हैं, 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। एक पैमाने पर 333 हजार लगाओ तो 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। वन्यजीवों में, खाद्य श्रृंखलाएं संचालित होती हैं: बड़े वाले 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 बौनों से कम विशाल तारे क्यों हैं? 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। अपने स्वयं के शरीर को गुरुत्वाकर्षण के पतन से बचाने के लिए, भारी वजन वाले तारों को उच्च तापमान तक गर्म करना पड़ता है - केंद्र में करोड़ों डिग्री। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं उनमें बहुत तीव्र होती हैं, जिससे भारी 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 सितारे लंबे समय से मर चुके 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 एक बड़ा छेद था: सबसे छोटा प्रसिद्ध सितारेसूर्य से 10 गुना हल्के थे, और सबसे अधिक विशाल ग्रह- बृहस्पति - 1000 बार। 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? संपर्क टूट गया"? 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। विशाल ग्रह कई सूर्य जैसे सितारों की परिक्रमा करते हुए पाए गए हैं, जो सभी बृहस्पति से अधिक विशाल हैं। 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 चमकता है खुद का प्रकाश, और ग्रह परिलक्षित होता है। 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 तारा लगभग 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 - दृश्यमान 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 फ्यूजन 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 जरूरत है, बल्कि यह भी साबित करना है कि यह बहुत दूर नहीं है। विशाल सिताराएक ठंडे (तारकीय मानकों के अनुसार) वातावरण, या यहां तक ​​कि ब्रह्मांड के किनारे पर धूल से घिरी आकाशगंगा के साथ। 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। लेकिन 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 प्लीएड्स 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। पालोमर वेधशाला में दूरबीनों का उपयोग करते हुए कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी से तदाशी नाकाजिमा के नेतृत्व में एक टीम ने पृथ्वी से 19 प्रकाश-वर्ष की दूरी पर नक्षत्र हरे में खोजा, जो बहुत छोटे और ठंडे तारे ग्लिसे 229 के बगल में है, यह और भी छोटा है। और ठंडा उपग्रह Gliese 229B। 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 केलू-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 सालनियमित 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 के साथ-साथ 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 किया गया, पुनर्व्यवस्थित, हटाने और पत्रों को जोड़ने तक, जब तक कि आम तौर पर स्वीकृत योजना का गठन नहीं किया गया, 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! एक अच्छी लड़की बनो, मुझे चूमो!" 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 1500-2000 के सतह के तापमान के साथ कम द्रव्यमान वाले इन्फ्रारेड सितारों के लिए एल क्लास जोड़कर अगले साल 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 वातावरण में मुक्त रासायनिक तत्वों की संरचना को बदलता है, बल्कि 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 बारीकी से अध्ययन किया जा सकता है, तो मीथेन चक्रवातों और भूरे रंग के बौनों के धूल तूफानों को केवल उनके स्पेक्ट्रा से समझना आवश्यक होगा।

"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 ढांचाऔर "असली" भूरे रंग के बौनों के समान रासायनिक संरचना 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, किसी तारे के निर्माण के दौरान, उसका गुरुत्वाकर्षण संकुचन तब तक जारी रहता है जब तक कि केंद्र में घनत्व और तापमान थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं को शुरू करने के लिए आवश्यक मूल्यों तक नहीं पहुंच जाता है, और फिर रिलीज के कारण परमाणु ऊर्जागैस का दबाव अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण आकर्षण को संतुलित करता है। विशाल तारों में, तापमान अधिक होता है और प्रतिक्रियाएँ पदार्थ के अपेक्षाकृत कम घनत्व से शुरू होती हैं, लेकिन से अधिक कम द्रव्यमान, 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 परिणामस्वरूप, थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं में ऊर्जा की उपज के महत्वपूर्ण होने से पहले तारे 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। कोई फर्क नहीं पड़ता कि पदार्थ कितना ठंडा है, उच्च घनत्व पर, इलेक्ट्रॉनों की गति नहीं रुकेगी, जिसका अर्थ है कि पदार्थ का दबाव तापमान की परवाह किए बिना संपीड़न का विरोध करेगा: क्या अधिक घनत्व, दबाव जितना अधिक होगा।

सूर्य के बराबर द्रव्यमान वाले एक मरते हुए 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 एक 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।

रूसी विज्ञान अकादमी के विशेष खगोलभौतिकीय वेधशाला से इगोर कराचेंत्सेव सहित खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने बौनी आकाशगंगा KDG215 का अध्ययन किया और पाया कि इसमें अधिकांश तारे पिछले अरब वर्षों में बने हैं, जबकि अधिकांश ज्ञात आकाशगंगाओं में, तारा निर्माण अरबों साल पहले चरम पर था। KDG215 इसकी संरचना में "सबसे छोटी" आकाशगंगाओं में से एक है, जो इंगित करता है कि इसकी विकासवादी प्रक्रियाएं असामान्य नहीं हैं। लेख प्रकाशन के लिए प्रस्तुत किया गया है एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स, लेकिन अभी के लिए, काम का पाठ कॉर्नेल विश्वविद्यालय के प्रीप्रिंट सर्वर पर पाया जा सकता है।

आकाशगंगाएं कैसे जल्दी और कैसे शुरू होती हैं, इसका विवरण बड़ी मात्रारूप तारे अस्पष्ट रहते हैं। स्थिति इस तथ्य से जटिल है कि सबसे तीव्र आकाशगंगाओं ने 10 अरब साल पहले नए सितारों को "जन्म दिया", और आज यह प्रक्रिया बहुत धीमी है। विशेष रूप से कठिन परिस्थिति- बौनी आकाशगंगाओं के लिए, जो सांसारिक पर्यवेक्षकों से बहुत दूर हैं और अक्सर काफी मंद होती हैं।

खगोलविदों ने बौनी आकाशगंगा KDG215 का अध्ययन 4.83 मेगापार्सेक दूर (लगभग 15.7 मिलियन प्रकाश वर्ष) पर किया है। एक ओर, यह अपेक्षाकृत निकट है और इसलिए अवलोकन के लिए सुविधाजनक है, और दूसरी ओर, इसमें कई अत्यंत असामान्य विशेषताएं हैं जो वैज्ञानिकों को इसके अध्ययन में असामान्य परिणामों की आशा करने की अनुमति देती हैं। KDG215 अत्यंत मंद है - यह इस दूरी पर सबसे मंद आकाशगंगाओं में से एक है, और इसमें नए सितारों के बनने की वर्तमान दर शून्य है।

शोधकर्ताओं ने छवियों के संग्रह का हवाला देकर इस आकाशगंगा में तारे के निर्माण के विकास का पता लगाने की कोशिश की अंतरिक्ष दूरबीनहबल। ऐसा करने के लिए, उन्होंने आकाशगंगा के उत्सर्जन स्पेक्ट्रा का विश्लेषण किया और पता लगाया कि इसमें सितारों की मुख्य आबादी की उम्र क्या है। यह पता चला कि इसके औसत मूल्य बेहद कम हैं: गणना के अनुसार, लगभग एक अरब साल पहले, आकाशगंगा में तारे के निर्माण का एक तेज विस्फोट हुआ था। सबसे रूढ़िवादी अनुमानों के अनुसार, केवल 1.25 अरब साल पहले, केडीजी215 में सभी सितारों का 30 प्रतिशत अभी तक मौजूद नहीं था, जबकि बाकी में ज्ञात आकाशगंगाएँउसी समय, कम से कम 90 प्रतिशत तारे पहले से मौजूद थे। इसके अलावा, गणना के परिणामों के एक कम रूढ़िवादी अनुमान के अनुसार, 1.25 अरब साल पहले, आकाशगंगा KDG215 में सभी सितारों का 66 प्रतिशत मौजूद नहीं था। यह इसकी तारकीय आबादी की औसत आयु के मामले में इसे बेहद युवा बनाता है: हालांकि लेखक कुछ अन्य बौनी आकाशगंगाओं के साथ समानताएं खींचते हैं, लेकिन वहां के सभी सितारों में से कम से कम आधे पहले से ही 4-7 अरब साल पहले बने थे, और बिल्कुल नहीं पिछले अरब वर्षों में, जैसा कि KDG215 में हो सकता है।

शोधकर्ताओं ने केडीजी 215 की पड़ोसी आकाशगंगाओं को छह मेगापार्सेक (लगभग 20 मिलियन प्रकाश वर्ष) के एक क्यूब में लिया और पाया कि कुछ अरब साल पहले यह ब्लैक आई गैलेक्सी (एम 64) के बहुत करीब से नहीं गुजर सकता था।

यह एक असामान्य वस्तु है, जिसमें दो विलीन आकाशगंगाएँ हैं, और इसकी परिधि एक दिशा में घूमती है, और आकाशगंगा के केंद्र में गैस और धूल की डिस्क - दूसरी में। जैसा कि शोधकर्ताओं ने नोट किया है, M64 से गैस के साथ टकराव से KDG215 में हाइड्रोजन बादलों के घनत्व में तेज वृद्धि हो सकती है और तदनुसार, स्टार गठन का एक विस्फोट हो सकता है। इस वस्तु का आगे का अध्ययन प्रक्रियाओं के विवरण को स्पष्ट कर सकता है जन शिक्षाआकाशगंगाओं में नए सितारे।

तस्वीर दिखाती है बौना आकाशगंगानक्षत्र मूर्तिकार (मूर्तिकार बौना आकाशगंगा) में। 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 बड़ी आकाशगंगाओं की तरह, ब्रह्मांड के अस्तित्व के पहले वर्षों के दौरान छोटी वस्तुओं के साथ विलय के परिणामस्वरूप बनाई गई थी। 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 आयुइस 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। हबल स्पेस टेलीस्कोप के साथ नई टिप्पणियों से पता चला है कि बौनी आकाशगंगाओं में तारे के निर्माण 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 महत्वपूर्ण है यदि 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 इसके वाइड फील्ड कैमरा 3 (WFC3) उपकरण द्वारा किए गए एक नए अध्ययन ने खगोलविदों को प्रारंभिक ब्रह्मांड में विभिन्न प्रकार की बौनी आकाशगंगाओं की जांच करके और विशेष रूप से, उनमें से केवल स्पष्ट के साथ चयन करके उस युग को समझने में एक कदम आगे बढ़ने की अनुमति दी है। सक्रिय तारा निर्माण की प्रक्रिया... 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 है और इस सक्रिय युग के दौरान मौजूद बड़ी संख्या में बौनी आकाशगंगाओं को ध्यान में नहीं रखा है। 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, ग्रिस्म का उपयोग करते हुए, खगोलविद दूर के ब्रह्मांड में बौनी कम-द्रव्यमान वाली 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 एक संयोजन और एक विवर्तन झंझरी है जो प्रकाश को अपने स्पेक्ट्रम को स्थानांतरित किए बिना पारित करने की अनुमति देता है। शीर्षक में "जी" अक्षर झंझरी (जाली) से है।

"हमने हमेशा माना है कि स्टारबर्स्ट बौने आकाशगंगाओं का युवा ब्रह्मांड में नए सितारों के जन्म पर महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ेगा, 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 महत्वपूर्ण भूमिका नहीं है, ”- स्विस पॉलिटेक्निक विश्वविद्यालय से हकीम एटेक।

"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।