შედარებით კაშკაშა და მასიური მნათობები საკმაოდ ადვილი შესამჩნევია შეუიარაღებელი თვალით, მაგრამ გალაქტიკაში გაცილებით მეტია. ჯუჯა ვარსკვლავები, რომლებიც მხოლოდ ში ჩანს ძლიერი ტელესკოპები, თუნდაც ახლოს იყოს მზის სისტემა. მათ შორის არის როგორც მოკრძალებული ასწლეულები - წითელი ჯუჯები, ასევე ყავისფერი ჯუჯები, რომლებმაც ვერ მიაღწიეს სრულფასოვან ვარსკვლავურ სტატუსს და გადამდგარი თეთრი ჯუჯები, რომლებიც თანდათან გადაიქცნენ შავებად.

ვარსკვლავის ბედი მთლიანად დამოკიდებულია ზომაზე, უფრო სწორად მასაზე. ვარსკვლავის მასის უკეთ წარმოსადგენად შეგვიძლია შემდეგი მაგალითი მოვიყვანოთ. თუ ერთ სასწორზე 333 ათასს დააყენებთ გლობუსები, ხოლო მეორეზე - მზე, მერე ერთმანეთს დააბალანსებენ. ვარსკვლავთა სამყაროში ჩვენი მზე საშუალოა. მასით 100-ჯერ ჩამოუვარდება ყველაზე მეტს დიდი ვარსკვლავებიდა 20-ჯერ აღემატება ყველაზე მსუბუქს. როგორც ჩანს, დიაპაზონი მცირეა: დაახლოებით, როგორც ვეშაპიდან (15 ტონა) კატამდე (4 კილოგრამი). მაგრამ ვარსკვლავები არ არიან ძუძუმწოვრები, მათი ფიზიკური თვისებებიბევრად უფრო დამოკიდებულნი არიან მასაზე. შეადარეთ მინიმუმ ტემპერატურა: ვეშაპისთვის და კატისთვის ის თითქმის იგივეა, მაგრამ ვარსკვლავებისთვის ათობითჯერ განსხვავდება: 2000 კელვინი ჯუჯებისთვის 50000-მდე. მასიური ვარსკვლავები. კიდევ უფრო ძლიერი - მილიარდჯერ განსხვავდება მათი რადიაციის სიმძლავრე. ამიტომაც ცაზე ადვილად ვამჩნევთ შორეულ გიგანტურ ვარსკვლავებს, ჯუჯებს კი მზის სიახლოვეს ვერ ვხედავთ.

მაგრამ როდესაც ფრთხილად გამოთვლები გაკეთდა, აღმოჩნდა, რომ გალაქტიკაში გიგანტებისა და ჯუჯების გავრცელება ძლიერ ჰგავს ვეშაპებისა და კატების მდგომარეობას დედამიწაზე. ბიოსფეროში არსებობს წესი: რაც უფრო პატარაა ორგანიზმი, მით მეტია მისი ინდივიდები ბუნებაში. თურმე ვარსკვლავებზეც ასეა, მაგრამ ამ ანალოგიის ახსნა არც ისე ადვილია. ველური ბუნების აქტში კვების ჯაჭვებიდიდები ჭამენ პატარებს. ტყეში კურდღელზე მეტი მელა რომ იყოს, რას შეჭამდნენ ეს მელა? თუმცა, ვარსკვლავები საერთოდ არ ჭამენ ერთმანეთს. Მაშინ რატომ გიგანტური ვარსკვლავებიჯუჯებზე ნაკლები? ასტრონომებმა უკვე იციან ამ კითხვაზე პასუხის ნახევარი. ფაქტია, რომ მასიური ვარსკვლავის სიცოცხლე ათასობით რადით უფრო მოკლეა, ვიდრე ჯუჯა. Შენახვა საკუთარი სხეულიგრავიტაციული კოლაფსის შედეგად მძიმე წონის ვარსკვლავები უნდა გაცხელდნენ მაღალი ტემპერატურაასობით მილიონი გრადუსი ცენტრში. თერმო ბირთვული რეაქციებიშედით მათში ძალიან ინტენსიურად, რაც იწვევს კოლოსალურ რადიაციულ ძალას და "საწვავის" სწრაფ წვას. მასიური ვარსკვლავი მთელ თავის ენერგიას ხარჯავს რამდენიმე მილიონ წელიწადში, ხოლო ეკონომიური ჯუჯები, რომლებიც ნელ-ნელა დნობენ, აგრძელებენ თავიანთ თერმობირთვულ სიცოცხლეს ათობით ან მეტი მილიარდი წლის განმავლობაში. ასე რომ, როდესაც ჯუჯა იბადება, ის ჯერ კიდევ ცოცხალია, რადგან გალაქტიკის ასაკი მხოლოდ 13 მილიარდი წელია, მაგრამ მასიური ვარსკვლავები, რომლებიც 10 მილიონ წელზე მეტი ხნის წინ დაიბადნენ, დიდი ხანია მოკვდნენ.

თუმცა, ეს არის მხოლოდ ნახევარი პასუხი კითხვაზე, თუ რატომ არიან გიგანტები ასე იშვიათი კოსმოსში. მეორე ნახევარი კი ისაა, რომ მასიური ვარსკვლავები ბევრად უფრო იშვიათად იბადებიან, ვიდრე ჯუჯები. ჩვენი მზის მსგავსი ასი ახალდაბადებული ვარსკვლავისთვის მხოლოდ ერთი ვარსკვლავი გამოჩნდება მზის მასაზე 10-ჯერ მეტი. ამის მიზეზი გარემოს ნიმუშებიასტროფიზიკოსებს ეს ჯერ არ გაუგიათ.

ბოლო დრომდე, ასტრონომიული ობიექტების კლასიფიკაცია უფსკრული იყო დიდი ხვრელი: ყველაზე პატარა ცნობილი ვარსკვლავებიმზეზე 10-ჯერ მსუბუქი იყო, ხოლო ყველაზე მასიური პლანეტა - იუპიტერი - 1000-ჯერ. არსებობს თუ არა ბუნებაში შუალედური ობიექტები, გარდა ვარსკვლავებისა და პლანეტებისა, მზის მასის 1/1000-დან 1/10-მდე მასით? როგორ უნდა გამოიყურებოდეს ეს? დაკარგული ბმული"? შესაძლებელია მისი აღმოჩენა? ეს კითხვები დიდი ხანია აწუხებს ასტრონომებს, მაგრამ პასუხი მხოლოდ 1990-იანი წლების შუა ხანებში დაიწყო, როდესაც მზის სისტემის გარეთ პლანეტების ძიების პროგრამებმა პირველი ნაყოფი გამოიღო. გიგანტური პლანეტები აღმოაჩინეს მზის მსგავსი რამდენიმე ვარსკვლავის გარშემო ორბიტაზე და ყველა მათგანი აღმოჩნდა უფრო მასიური ვიდრე იუპიტერი. ვარსკვლავებსა და პლანეტებს შორის მასობრივი უფსკრული კლება დაიწყო. მაგრამ შესაძლებელია თუ არა კავშირი და სად არის გასასვლელი ზღვარი ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის?

ბოლო დრომდე ჩანდა, რომ ეს საკმაოდ მარტივი იყო: ვარსკვლავი ანათებს საკუთარი შუქით, პლანეტა კი არეკლილი შუქით. მაშასადამე, ის ობიექტები მიეკუთვნება პლანეტების კატეგორიას, რომელთა სიღრმეში მათი არსებობის მთელი პერიოდის განმავლობაში რეაქცია არ ხდება. თერმობირთვული შერწყმა. თუ ევოლუციის გარკვეულ ეტაპზე მათი ძალა შედარებული იყო სიკაშკაშესთან (ანუ, თერმობირთვული რეაქციები ენერგიის ძირითად წყაროს წარმოადგენდა), მაშინ ასეთი ობიექტი იმსახურებს ვარსკვლავის წოდებას. მაგრამ აღმოჩნდა, რომ შეიძლება არსებობდეს შუალედური ობიექტები, რომლებშიც ხდება თერმობირთვული რეაქციები, მაგრამ არასდროს ემსახურება ენერგიის მთავარ წყაროს. ისინი აღმოაჩინეს 1996 წელს, მაგრამ მანამდე დიდი ხნით ადრე მათ ყავისფერ ჯუჯებს ეძახდნენ. ამათ გახსნა უცნაური ობიექტებიწინ უძღოდა ოცდაათწლიანი ძიება, რომელიც დაიწყო შესანიშნავი თეორიული პროგნოზით.

1963 წელს ინდური წარმოშობის ახალგაზრდა ამერიკელმა ასტროფიზიკოსმა შივ კუმარმა გამოთვალა ყველაზე ნაკლებად მასიური ვარსკვლავების მოდელები და აღმოაჩინა, რომ თუ მასა კოსმოსური სხეულიაღემატება მზის 7,5%-ს, შემდეგ მის ბირთვში ტემპერატურა რამდენიმე მილიონ გრადუსს აღწევს და მასში იწყება წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის R თერმობირთვული რეაქციები. უფრო მცირე მასით, შეკუმშვა ჩერდება მანამ, სანამ ცენტრში ტემპერატურა მიაღწევს იმ მნიშვნელობას, რომელიც აუცილებელია ჰელიუმის შერწყმის რეაქციის გასაგრძელებლად. მას შემდეგ, ამ კრიტიკულ მასის მნიშვნელობას ეწოდა "წყალბადის აალების ლიმიტი", ან კუმარის ზღვარი. რაც უფრო ახლოს არის ვარსკვლავი ამ ზღვართან, მით უფრო ნელა მიდის მისი ბირთვული რეაქციები. მაგალითად, მასით 8% მზის ვარსკვლავიდაახლოებით 6 ტრილიონი წლის განმავლობაში "დადნება" - 400-ჯერ მეტი ვიდრე სამყაროს ამჟამინდელი ასაკი! ასე რომ, რომელ ეპოქაშიც არ უნდა დაიბადოს ასეთი ვარსკვლავები, ისინი ყველა ჯერ კიდევ ჩვილებში არიან.

თუმცა, ნაკლებად მასიური ობიექტების ცხოვრებაში არის მოკლე ეპიზოდი, როდესაც ისინი ჩვეულებრივ ვარსკვლავს ემსგავსებიან. ეს დაახლოებითმზის მასის 1%-დან 7%-მდე, ანუ იუპიტერის 13-დან 75-მდე მასის მქონე სხეულების შესახებ. ფორმირების პერიოდში, სიმძიმის გავლენის ქვეშ იკუმშება, ისინი თბებიან და იწყებენ ინფრაწითელ ბრწყინავს და ოდნავ წითელსაც კი - ხილული სინათლე. მათი ზედაპირის ტემპერატურა შეიძლება გაიზარდოს 2500 კელვინამდე, ხოლო სიღრმეში 1 მილიონ კელვინს აღემატებოდეს. ეს საკმარისია ჰელიუმის თერმობირთვული შერწყმის რეაქციის დასაწყებად, მაგრამ არა ჩვეულებრივი წყალბადისგან, არამედ ძალიან იშვიათი მძიმე იზოტოპიდან - დეიტერიუმიდან და არა ჩვეულებრივი ჰელიუმიდან, არამედ ჰელიუმ-3-ის მსუბუქი იზოტოპიდან. ვინაიდან კოსმოსურ მატერიაში დეიტერიუმი ძალიან ცოტაა, ეს ყველაფერი სწრაფად იწვის, ენერგიის მნიშვნელოვანი განთავისუფლების გარეშე. ეს გამაგრილებელ ცეცხლში ფურცლის გადაყრას ჰგავს: ის მყისიერად დაიწვება, მაგრამ სითბოს არ იძლევა. "მკვდრადშობილი" ვარსკვლავი უფრო ძლიერად ვერ ათბობს - მისი შეკუმშვა ჩერდება გადაგვარებული აირის შიდა წნევის გავლენით. მოკლებული სითბოს წყაროებს, ის მხოლოდ კლებულობს მომავალში, როგორც ჩვეულებრივი პლანეტა. ამიტომ, ამ წარუმატებელი ვარსკვლავების შემჩნევა შესაძლებელია მხოლოდ ხანმოკლე ახალგაზრდობის დროს, როცა ისინი თბილები არიან. მათ არ აქვთ განკუთვნილი თერმობირთვული წვის სტაციონარული რეჟიმის მიღწევა.

"მკვდრადშობილი" ვარსკვლავების აღმოჩენა

ფიზიკოსები დარწმუნებულები არიან, რომ ის, რაც კონსერვაციის კანონებით არ არის აკრძალული, დასაშვებია. ამას ასტრონომები უმატებენ; ბუნება უფრო მდიდარია ვიდრე ჩვენი წარმოსახვა. თუ შივ კუმარს შეეძლო ყავისფერი ჯუჯების გამოგონება, მაშინ, როგორც ჩანს, ბუნებას არ გაუჭირდებოდა მათი შექმნა. სამი ათწლეულის განმავლობაში ამ ბუნდოვანი მნათობების უშედეგო ძიება გაგრძელდა. ნაშრომში სულ უფრო მეტი მკვლევარი იყო ჩართული. თეორეტიკოსი კუმარიც კი მიეჯაჭვა ტელესკოპს იმ იმედით, რომ ქაღალდზე აღმოჩენილი ობიექტები იპოვა. მისი იდეა მარტივი იყო: ერთი ყავისფერი ჯუჯის აღმოჩენა ძალიან რთულია, რადგან საჭიროა არა მხოლოდ მისი გამოსხივების დაფიქსირება, არამედ იმის დამტკიცებაც, რომ ის არ არის შორეული გიგანტური ვარსკვლავი ცივი (ვარსკვლავური სტანდარტებით) ატმოსფეროთი ან თუნდაც გარშემორტყმული გალაქტიკა. მტვერით სამყაროს კიდეზე. ასტრონომიაში ყველაზე რთულია ობიექტამდე მანძილის დადგენა. ამიტომ აუცილებელია ჯუჯების მოძებნა ნორმალურ ვარსკვლავებთან, რომელთა მანძილი უკვე ცნობილია. მაგრამ კაშკაშა ვარსკვლავიდააბრმავებს ტელესკოპს და არ მოგცემთ საშუალებას დაინახოთ ბუნდოვანი ჯუჯა. ამიტომ, თქვენ უნდა მოძებნოთ ისინი სხვა ჯუჯების გვერდით! მაგალითად, წითელი - უკიდურესად მცირე მასის ვარსკვლავებით ან თეთრი - ნორმალური ვარსკვლავების გაგრილების ნარჩენებით. 1980-იან წლებში კუმარისა და სხვა ასტრონომების ძიება ცარიელი აღმოჩნდა. მიუხედავად იმისა, რომ არაერთხელ ყოფილა ცნობები ყავისფერი ჯუჯების აღმოჩენის შესახებ, ყოველ ჯერზე დეტალური შესწავლა აჩვენა, რომ ეს პატარა ვარსკვლავებია. თუმცა, ძიების იდეა სწორი იყო და ათი წლის შემდეგ მან იმუშავა.

1990-იან წლებში ასტრონომებმა მიიღეს ახალი მგრძნობიარე გამოსხივების დეტექტორები - CCD მასივები და დიდი ტელესკოპები 10 მეტრამდე დიამეტრის ადაპტაციური ოპტიკით, რომელიც ანაზღაურებს ატმოსფეროს მიერ შემოტანილ დამახინჯებებს და საშუალებას გაძლევთ მიიღოთ სურათები დედამიწის ზედაპირიდან თითქმის ისეთივე ნათელი, როგორც კოსმოსიდან. ამან მაშინვე გამოიღო ნაყოფი: აღმოაჩინეს უკიდურესად ბუნდოვანი წითელი ჯუჯები, რომლებიც ფაქტიურად ესაზღვრებოდნენ ყავისფერს.

და პირველი ყავისფერი ჯუჯა აღმოაჩინეს 1995 წელს ასტრონომთა ჯგუფმა, რომელსაც ხელმძღვანელობდა რაფაელ რებოლო ასტროფიზიკის ინსტიტუტიდან. კანარის კუნძულები. კუნძულ ლა პალმაზე ტელესკოპის გამოყენებით, მათ იპოვეს ობიექტი პლეადების ვარსკვლავურ გროვაში, რომელსაც უწოდეს Teide Pleiades 1, სახელწოდება ნასესხები პიკო დე ტეიდის ვულკანიდან კუნძულ ტენერიფეზე. მართალია, ამ ობიექტის ბუნებასთან დაკავშირებით გარკვეული ეჭვები დარჩა და სანამ ესპანელმა ასტრონომებმა დაამტკიცეს, რომ ეს მართლაც ყავისფერი ჯუჯა იყო, მათმა ამერიკელმა კოლეგებმა გამოაცხადეს მათი აღმოჩენა იმავე წელს. ჯგუფი, რომელსაც ხელმძღვანელობს ტადაში ნაკაჯიმა კალიფორნიიდან ტექნოლოგიის ინსტიტუტიპალომარის ობსერვატორიის ტელესკოპების დახმარებით, დედამიწიდან 19 სინათლის წლის მანძილზე თანავარსკვლავედში კურდღელი, ძალიან პატარა და ცივი ვარსკვლავის Gliese 229-ის გვერდით, მისი კიდევ უფრო პატარა და ცივი თანამგზავრი Gliese 229B. მისი ზედაპირის ტემპერატურა მხოლოდ 1000 K-ია, ხოლო გამოსხივების სიმძლავრე 160 ათასჯერ დაბალია, ვიდრე მზის.

Gliese 229B-ის არავარსკვლავური ბუნება საბოლოოდ დადასტურდა 1997 წელს ეგრეთ წოდებული ლითიუმის ტესტით. ჩვეულებრივ ვარსკვლავებში, სამყაროს დაბადების ეპოქიდან შემონახული ლითიუმის მცირე რაოდენობა სწრაფად იწვის. თერმობირთვული რეაქციები. თუმცა, ყავისფერი ჯუჯები ამისთვის საკმარისად ცხელი არ არის. როდესაც ლითიუმი აღმოაჩინეს Gliese 229B-ის ატმოსფეროში, ეს ობიექტი გახდა პირველი "გარკვეული" ყავისფერი ჯუჯა. ზომით იგი თითქმის ემთხვევა იუპიტერს და მისი მასა შეფასებულია მზის მასის 3-6%-ზე. ის ბრუნავს თავისი უფრო მასიური კომპანიონის Gliese 229A-ს გარშემო ორბიტაზე, რომლის რადიუსია დაახლოებით 40. ასტრონომიული ერთეულები(როგორც პლუტონი მზის გარშემო).

სწრაფად გაირკვა, რომ არცთუ დიდი ტელესკოპები არ არის შესაფერისი "ჩავარდნილი ვარსკვლავების" საძიებლად. პირველი ცალკეული ყავისფერი ჯუჯები აღმოაჩინეს ჩვეულებრივ ტელესკოპზე ცის სისტემატური გამოკვლევების დროს. მაგალითად, კელუ-1 ობიექტი ჰიდრას თანავარსკვლავედში აღმოჩენილი იქნა მზის მახლობლად ჯუჯა ვარსკვლავების ხანგრძლივი ძიების ფარგლებში, რომელიც დაიწყო ჩილეში ევროპის სამხრეთ ობსერვატორიაში ჯერ კიდევ 1987 წელს. 1 მეტრიანი შმიდტის ტელესკოპის გამოყენებით, ჩილეს უნივერსიტეტის ასტრონომი მარია ტერეზა რუისი მრავალი წლის განმავლობაში რეგულარულად იღებდა ცის ნაწილებს და შემდეგ ადარებდა წლების ინტერვალით გადაღებულ სურათებს. ასიათასობით მკრთალ ვარსკვლავს შორის ის ეძებს მათ, ვინც შესამჩნევად გადაინაცვლებს სხვებთან შედარებით - ეს უტყუარი ნიშანიახლომდებარე სანათები. ამ გზით მარია რუისმა უკვე აღმოაჩინა ათობით თეთრი ჯუჯა, 1997 წელს კი საბოლოოდ მიიღო ყავისფერი. მისი ტიპი განისაზღვრა სპექტრით, რომელშიც აღმოჩნდა ლითიუმის და მეთანის ხაზები. მარია რუისმა მას კელუ-1 უწოდა: ოდესღაც დასახლებული მაპუჩე ხალხის ენაზე ცენტრალური ნაწილიჩილე, "კელუ" ნიშნავს წითელს. ის მზიდან დაახლოებით 30 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს და არცერთ ვარსკვლავს არ უკავშირდება.

ყველა ეს აღმოჩენა, რომელიც გაკეთდა 1995-1997 წლებში, გახდა ახალი კლასის ასტრონომიული ობიექტების პროტოტიპები, რომლებმაც ადგილი დაიკავეს ვარსკვლავებსა და პლანეტებს შორის. როგორც ეს ჩვეულებრივ ხდება ასტრონომიაში, პირველ აღმოჩენებს მაშინვე მოჰყვა ახალი. AT ბოლო წლებიბევრი ჯუჯა აღმოაჩინეს რუტინული 2MASS და DENIS ცის ინფრაწითელი კვლევების დროს.

ვარსკვლავის მტვერი

აღმოჩენიდან მალევე, ყავისფერმა ჯუჯებმა აიძულეს ასტრონომები შეეტანათ კორექტირება ათწლეულების წინ დადგენილ ვითარებაში. სპექტრალური კლასიფიკაციავარსკვლავები. ოპტიკური სპექტრივარსკვლავები მისი სახეა, უფრო სწორად, მისი პასპორტი. სპექტრში ხაზების პოზიცია და ინტენსივობა, უპირველეს ყოვლისა, მიუთითებს ზედაპირის ტემპერატურაზე, ისევე როგორც სხვა პარამეტრებზე, კერძოდ, ქიმიურ შემადგენლობაზე, ატმოსფეროში გაზის სიმკვრივეზე და ველის სიძლიერეზე. მაგნიტური ველიდა ა.შ. დაახლოებით 100 წლის წინ, ასტრონომებმა შეიმუშავეს ვარსკვლავური სპექტრების კლასიფიკაცია, თითოეულ კლასს მიანიშნებდნენ ასოებით. ლათინური ანბანი. მათი ბრძანება არაერთხელ გადაიხედა, გადააკეთეს, ამოიღეს და დაემატა ასოები, სანამ არ ჩამოყალიბდა ზოგადად მიღებული სქემა, რომელიც უნაკლოდ ემსახურებოდა ასტრონომებს მრავალი ათწლეულის განმავლობაში. AT ტრადიციული ფორმასპექტრალური კლასების თანმიმდევრობა ასე გამოიყურება: O-B-A-F-G-K-M. ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა O კლასიდან M კლასამდე მცირდება 100000-დან 2000 კ-მდე. ინგლისელმა ასტრონომიის სტუდენტებმა მოიგონეს მნემონური წესი ასოების თანმიმდევრობის დასამახსოვრებლად „ოჰ! იყავი კარგი გოგო, მაკოცე!" და საუკუნის დასაწყისში ეს კლასიკური რიგი ერთდროულად ორი ასოთი უნდა გაფართოვდეს. აღმოჩნდა, რომ უკიდურესად ცივი ვარსკვლავებისა და ქვევარსკვლავების სპექტრის ფორმირება ძალიან მნიშვნელოვანი როლიმტვრის თამაში.

ვარსკვლავების უმეტესობის ზედაპირზე, მაღალი ტემპერატურის გამო, მოლეკულები არ არსებობს. თუმცა, ყველაზე ცივ M კლასის ვარსკვლავებში (3000 K-ზე დაბალი ტემპერატურით), ტიტანისა და ვანადიუმის ოქსიდების (TiO, VO) მძლავრი შთანთქმის ზოლები ჩანს სპექტრებში. ბუნებრივია, მოსალოდნელი იყო, რომ ყავისფერ ჯუჯებსაც კი ეს ექნებოდათ მოლეკულური ხაზებიკიდევ უფრო ძლიერი იქნება. იმავე 1997 წელს, ყავისფერი კომპანიონი GD 165B აღმოაჩინეს თეთრი ჯუჯა GD 165-ის მახლობლად, ზედაპირის ტემპერატურით 1900 K და ნათება 0,01% მზის. მან გააოცა მკვლევარები იმით, რომ სხვა ცივი ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, მას არ აქვს TiO და VO შთანთქმის ზოლები, რისთვისაც მას მეტსახელად ეწოდა " უცნაური ვარსკვლავი". 2000 K-ზე დაბალი ტემპერატურის მქონე სხვა ყავისფერი ჯუჯების სპექტრები იგივე აღმოჩნდა. გამოთვლებმა აჩვენა, რომ TiO და VO მოლეკულები მათ ატმოსფეროში კონდენსირდება მყარ ნაწილაკებად - მტვრის ნაწილაკებად და აღარ ვლინდება სპექტრში, როგორც ეს არის გაზისთვის დამახასიათებელი. მოლეკულები.

ამ მახასიათებლის გასათვალისწინებლად, დეივი კირკპატრიკმა კალიფორნიის ტექნოლოგიური ინსტიტუტიდან შესთავაზა ტრადიციული სპექტრალური კლასიფიკაციის გაფართოება მომავალ წელს, L კლასის დამატებით დაბალი მასის ინფრაწითელი ვარსკვლავებისთვის, რომელთა ზედაპირის ტემპერატურაა 1500-2000 K. ყველაზე L- კლასი. ობიექტები უნდა იყოს ყავისფერი ჯუჯები, თუმცა ძალიან ძველ დაბალ მასის ვარსკვლავებს შეუძლიათ 2000 კ-ზე დაბლა გაგრილება.

L-ჯუჯების შესწავლის გაგრძელებით, ასტრონომებმა კიდევ უფრო მეტი ეგზოტიკური ობიექტები აღმოაჩინეს. მათი სპექტრები აჩვენებს წყლის, მეთანის და მეთანის ძლიერ შთანთქმის ზოლებს მოლეკულური წყალბადი, რის გამოც მათ "მეთანის ჯუჯებს" უწოდებენ. ამ კლასის პროტოტიპად ითვლება პირველი აღმოჩენილი ყავისფერი ჯუჯა Gliese 229B. 2000 წელს ჯეიმს ლიბერტმა და კოლეგებმა არიზონას უნივერსიტეტიდან დაადგინეს დამოუკიდებელი ჯგუფი T-ჯუჯები 1500-1000 K ტემპერატურით და ოდნავ დაბალიც კი.

ყავისფერი ჯუჯები ასტრონომებს აძლევენ ბევრ რთულ და ძალიან საინტერესო კითხვები. რაც უფრო ცივია ვარსკვლავის ატმოსფერო, მით უფრო რთულია მისი შესწავლა როგორც დამკვირვებლებისთვის, ასევე თეორეტიკოსებისთვის. მტვრის არსებობა კიდევ უფრო ართულებს ამ ამოცანას: კონდენსაცია ნაწილაკებიარა მხოლოდ ცვლის თავისუფალის შემადგენლობას ქიმიური ელემენტებიატმოსფეროში, მაგრამ ასევე გავლენას ახდენს სითბოს გადაცემაზე და სპექტრის ფორმაზე. Კერძოდ, თეორიული მოდელებინაწინასწარმეტყველები მტვრის გათვალისწინებით სათბურის ეფექტიზედა ატმოსფეროში, რაც დასტურდება დაკვირვებით. გარდა ამისა, გამოთვლები აჩვენებს, რომ კონდენსაციის შემდეგ, მტვრის ნაწილაკები იწყებენ ჩაძირვას. ალბათ სხვადასხვა დონეზეატმოსფეროში წარმოიქმნება მტვრის მკვრივი ღრუბლები. ყავისფერი ჯუჯების მეტეოროლოგია შეიძლება იყოს ისეთივე მრავალფეროვანი, როგორც გიგანტური პლანეტების. მაგრამ თუ იუპიტერისა და სატურნის ატმოსფეროები შეიძლება შესწავლილი იქნას ახლოდან, მაშინ მეთანის ციკლონების გაშიფვრა და მტვრის ქარიშხალიყავისფერი ჯუჯები მხოლოდ მათ სპექტრებში იქნება ნაპოვნი.

"ნახევარსისხლიანების" საიდუმლოებები

ყავისფერი ჯუჯების წარმოშობისა და სიმრავლის შესახებ კითხვები ჯერ კიდევ ღიაა. მათი რაოდენობის პირველი დათვლა ახალგაზრდებში ვარსკვლავური მტევნებიპლეადების ტიპი აჩვენებს ამას ჩვეულებრივ ვარსკვლავებთან შედარებით სრული წონაყავისფერი ჯუჯები, როგორც ჩანს, არც ისე დიდია, რომ მათზე "ჩამოწეროთ" გალაქტიკის მთელი ფარული მასა. მაგრამ ეს დასკვნა ჯერ კიდევ გადამოწმებას საჭიროებს. ვარსკვლავების წარმოშობის საყოველთაოდ მიღებული თეორია არ პასუხობს კითხვას, თუ როგორ წარმოიქმნება ყავისფერი ჯუჯები. ასეთი დაბალი მასის ობიექტებს შეუძლიათ შექმნან გიგანტური პლანეტები ვარსკვლავურ დისკებში. მაგრამ საკმაოდ ბევრი ყავისფერი ჯუჯა აღმოაჩინეს და ძნელია ვივარაუდოთ, რომ ყველა მათგანი დაიკარგა მათ უფრო მასიური თანამგზავრებისთვის დაბადებიდან მალევე. გარდა ამისა, ახლახან აღმოაჩინეს პლანეტა ერთ-ერთი ყავისფერი ჯუჯის ორბიტაზე, რაც იმას ნიშნავს, რომ მას არ ექვემდებარებოდა ძლიერი გრავიტაციული გავლენამეზობლები, თორემ ჯუჯა დაკარგავდა მას.

აბსოლუტურად განსაკუთრებული გზაყავისფერი ჯუჯების დაბადება ახლახან გამოიკვეთა ორი მჭიდრო ორობითი სისტემის - LL Andromeda და EF Eridani-ს შესწავლისას. მათ ჰყავთ უფრო მასიური თანამგზავრი, თეთრი ჯუჯა, თავისი გრავიტაციით გამოიყვანს მატერიას ნაკლებად მასიური კომპანიონიდან, ეგრეთ წოდებული ვარსკვლავიდან ბურუსიდან. გამოთვლები აჩვენებს, რომ თავდაპირველად ამ სისტემებში იყო დონორი თანამგზავრები ჩვეულებრივი ვარსკვლავებიმაგრამ რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში მათი მასა ზღვრულ მნიშვნელობას ქვემოთ დაეცა და მათში თერმობირთვული რეაქციები მოკვდა. ახლა მიერ გარეგანი ნიშნებიისინი ტიპიური ყავისფერი ჯუჯები არიან.

დონორი ვარსკვლავის ტემპერატურა LL Andromeda სისტემაში არის დაახლოებით 1300 K, ხოლო EF Eridani სისტემაში დაახლოებით 1650 K. ისინი მხოლოდ რამდენიმე ათჯერ აღემატება იუპიტერს მასით და მეთანის ხაზები ჩანს მათ სპექტრებში. . Რამდენი შიდა სტრუქტურადა ქიმიური შემადგენლობა"ნამდვილი" ყავისფერი ჯუჯების მსგავსი ჯერ კიდევ უცნობია. ამრიგად, ნორმალური დაბალი მასის ვარსკვლავი, რომელმაც დაკარგა მატერიის მნიშვნელოვანი ნაწილი, შეიძლება გახდეს ყავისფერი ჯუჯა. ასტრონომები მართალი იყვნენ, როცა ამბობდნენ, რომ ბუნება უფრო გამომგონებელია, ვიდრე ჩვენი ფანტაზია. ყავისფერი ჯუჯები, ეს "არა ვარსკვლავები და არა პლანეტები", უკვე დაიწყეს გაოცება. როგორც ახლახან გაირკვა, მიუხედავად მათი ცივი ბუნებისა, ზოგიერთი მათგანი რადიო და რენტგენის (!) გამოსხივების წყაროც კია. ასე რომ, მომავალში ეს ახალი ტიპის კოსმოსური ობიექტებიბევრ საინტერესო აღმოჩენას გვპირდება.

გადაგვარებული ვარსკვლავები

ჩვეულებრივ, ვარსკვლავის ფორმირებისას მისი გრავიტაციული შეკუმშვა გრძელდება მანამ, სანამ ცენტრში სიმკვრივე და ტემპერატურა არ მიაღწევს თერმობირთვული რეაქციების დასაწყებად აუცილებელ მნიშვნელობებს, შემდეგ კი გათავისუფლების გამო. ბირთვული ენერგიააირის წნევა თავისთავად აბალანსებს გრავიტაციული მიზიდულობა. მასიურ ვარსკვლავებში ტემპერატურა უფრო მაღალია და რეაქციები იწყება მატერიის შედარებით დაბალი სიმკვრივით, მაგრამ ნაკლები მასა, რაც უფრო მაღალია "აალების სიმკვრივე". მაგალითად, მზის ცენტრში, პლაზმა შეკუმშულია 150 გრამამდე კუბურ სანტიმეტრზე.

თუმცა, ასობით ჯერ მეტი სიმკვრივის შემთხვევაში, მატერია იწყებს წნევის წინააღმდეგობას ტემპერატურის ზრდის მიუხედავად, და შედეგად, ვარსკვლავის შეკუმშვა ჩერდება მანამ, სანამ თერმობირთვულ რეაქციებში ენერგიის გამოსავალი მნიშვნელოვანი გახდება. შეკუმშვის შეჩერების მიზეზი კვანტური მექანიკური ეფექტია, რომელსაც ფიზიკოსები დეგენერაციულ წნევას უწოდებენ. ე გაზი. ფაქტია, რომ ელექტრონები მიეკუთვნება ნაწილაკების იმ ტიპს, რომელიც ემორჩილება ეგრეთ წოდებულ „პაულის პრინციპს“, რომელიც დაადგინა ფიზიკოსმა ვოლფგანგ პაულიმ 1925 წელს. ეს პრინციპი ამბობს, რომ იდენტური ნაწილაკები, როგორიცაა ელექტრონები, არ შეიძლება იყოს ერთსა და იმავე მდგომარეობაში ერთდროულად. ამიტომ ატომში ელექტრონები სხვადასხვა ორბიტაზე მოძრაობენ. ვარსკვლავის სიღრმეში ატომები არ არის: მაღალი სიმკვრივის დროს ისინი დამსხვრეულია და არის ერთი "ელექტრონული ზღვა". მისთვის პაულის პრინციპი ასე ჟღერს: იქვე მდებარე ელექტრონებს არ შეუძლიათ იგივე სიჩქარე.

თუ ერთი ელექტრონი ისვენებს, მეორე უნდა მოძრაობდეს, მესამე კი კიდევ უფრო სწრაფად და ა.შ.ელექტრონული აირის ამ მდგომარეობას ფიზიკოსები დეგენერაციას უწოდებენ. მაშინაც კი, თუ პატარა ვარსკვლავმა დაწვა მთელი თავისი შერწყმის საწვავი და დაკარგა ენერგიის წყარო, მისი შეკუმშვა შეიძლება შეჩერდეს გადაგვარებული ელექტრონის გაზის წნევით. რაც არ უნდა გაცივდეს მასალა, მაღალი სიმკვრივისელექტრონების მოძრაობა არ შეჩერდება, რაც ნიშნავს, რომ ნივთიერების წნევა გაუძლებს შეკუმშვას ტემპერატურის მიუხედავად: რაც უფრო დიდია სიმკვრივე, მით მეტია წნევა.

მზის ტოლი მასის მქონე მომაკვდავი ვარსკვლავის შეკუმშვა შეჩერდება, როდესაც ის დედამიწის ზომამდე შემცირდება, ანუ 100-ჯერ და მისი მატერიის სიმკვრივე მილიონჯერ აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ასე წარმოიქმნება თეთრი ჯუჯები. ნაკლები მასის ვარსკვლავი წყვეტს უფრო დაბალი სიმკვრივის დროს, რადგან მისი გრავიტაციული ძალა არც ისე ძლიერია. ძალიან პატარა ჩავარდნილი ვარსკვლავი შეიძლება გადაგვარდეს და შეწყვიტოს შეკუმშვა მანამდეც კი, სანამ მის შიგნით ტემპერატურა "თერმობირთვული აალების" ზღურბლამდე მოიმატებს. ასეთი სხეული არასოდეს გახდება ნამდვილი ვარსკვლავი.

ნებისმიერი ვარსკვლავი არის გაზის უზარმაზარი ბურთი, რომელიც შედგება ჰელიუმისა და წყალბადისგან, ისევე როგორც სხვა ქიმიური ელემენტების კვალი. ვარსკვლავები არსებობენ დიდი თანხადა ისინი ყველა განსხვავდებიან თავიანთი ზომითა და ტემპერატურით და ზოგიერთი მათგანი შედგება ორი ან მეტი ვარსკვლავისგან, რომლებიც ერთმანეთთან დაკავშირებულია მიზიდულობის ძალით. დედამიწიდან ზოგიერთი ვარსკვლავი შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, ზოგი კი მხოლოდ ტელესკოპით ჩანს. თუმცა, სპეციალური აღჭურვილობითაც კი, ყველა ვარსკვლავის ნახვა არ შეიძლება ისე, როგორც თქვენ გინდათ, და მძლავრი ტელესკოპითაც კი, ზოგიერთი ვარსკვლავი მხოლოდ მანათობელ წერტილებს ჰგავს.

ამრიგად, საკმაოდ კარგი მხედველობის მქონე უბრალო ადამიანს შეუძლია ღამის ცაზე ნათელ ამინდში ერთი ციდან დანახვა. ნახევარსფეროდაახლოებით 3000 ვარსკვლავი, თუმცა, ფაქტობრივად, გალაქტიკაში გაცილებით მეტია. ყველა ვარსკვლავი კლასიფიცირებულია ზომის, ფერის, ტემპერატურის მიხედვით. ამრიგად, არსებობენ ჯუჯები, გიგანტები და სუპერგიგანტები.

ჯუჯა ვარსკვლავები შემდეგი ტიპებისაა:

• ყვითელი ჯუჯა. ეს ტიპი არის პატარა ვარსკვლავი ძირითადი თანმიმდევრობასპექტრული კლასი G. მათი მასა მერყეობს 0,8-დან 1,2 მზის მასამდე.
• ნარინჯისფერი ჯუჯა. ამ ტიპში შედის K სპექტრული კლასის ძირითადი მიმდევრობის პატარა ვარსკვლავები. მათი მასა არის 0,5 - 0,8 მზის მასა. განსხვავებით ყვითელი ჯუჯებინარინჯისფერ ჯუჯებს უფრო გრძელი სიცოცხლე აქვთ.
• წითელი ჯუჯა. ეს ტიპი აერთიანებს M სპექტრული ტიპის მცირე და შედარებით ცივ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს. მათი განსხვავებები სხვა ვარსკვლავებისგან საკმაოდ გამოხატულია. მათ აქვთ დიამეტრი და მასა, რომელიც არ აღემატება მზის 1/3-ს.
• ლურჯი ჯუჯა. ამ ტიპის ვარსკვლავი ჰიპოთეტურია. ცისფერი ჯუჯები წარმოიქმნება წითელი ჯუჯებისგან, სანამ წყალბადი დაიწვება, რის შემდეგაც ისინი სავარაუდოდ თეთრ ჯუჯებად გადაიქცევიან.
• თეთრი ჯუჯა. ეს უკვე განვითარებული ვარსკვლავების ტიპია. მათ აქვთ მასა, რომელიც არ აღემატება ჩანდრასეხარის მასას. თეთრი ჯუჯები მოკლებულია საკუთარი წყაროთერმობირთვული ენერგია. ისინი მიეკუთვნებიან DA სპექტრალურ კლასს.
• შავი ჯუჯა. ეს ტიპი არის გაციებული თეთრი ჯუჯები, რომლებიც, შესაბამისად, არ ასხივებენ ენერგიას, ე.ი. არ ანათებს, ან არ ასხივებს მას ძალიან, ძალიან სუსტად. ისინი წარმოადგენენ თეთრი ჯუჯების ევოლუციის ბოლო ეტაპს აკრეციის არარსებობის პირობებში. შავი ჯუჯების მასა, ისევე როგორც თეთრი, არ აღემატება ჩანდრასეხარის მასას.
• ყავისფერი ჯუჯა. ეს ვარსკვლავები ქვევარსკვლავური ობიექტებია, რომელთა მასა იუპიტერის მასის 12,57-დან 80,35-მდეა, რაც, თავის მხრივ, შეესაბამება 0,012 - 0,0767 მზის მასას. ყავისფერი ჯუჯები მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისგან იმით განსხვავდებიან, რომ ისინი არ შეიცავს შერწყმის რეაქციას, რომელიც იწვევს სხვა ვარსკვლავების წყალბადის ჰელიუმად გარდაქმნას.
• სუბყავისფერი ჯუჯები ან ყავისფერი ჯუჯები. ისინი აბსოლუტურად ცივი წარმონაქმნებია, რომელთა მასა ყავისფერი ჯუჯების ზღვარს ქვემოთაა. AT მეტიისინი პლანეტებად ითვლებიან.

ამრიგად, შეიძლება აღინიშნოს, რომ თეთრ ჯუჯებს მიეკუთვნებიან ვარსკვლავები, რომლებიც თავდაპირველად მცირე ზომის არიან და ევოლუციის ბოლო ეტაპზე არიან. თეთრი ჯუჯების აღმოჩენის ისტორია შედარებით ბოლო 1844 წელს მიდის. სწორედ ამ დროს გერმანელმა ასტრონომმა და მათემატიკოსმა ფრიდრიხ ბესელმა სირიუსზე დაკვირვებისას აღმოაჩინა ვარსკვლავის უმნიშვნელო გადახრა. სწორხაზოვანი მოძრაობა. ამის შედეგად ფრიდრიხმა ვარაუდობდა, რომ სირიუსს ჰყავდა უხილავი მასიური თანამგზავრი ვარსკვლავი. ეს ვარაუდი 1862 წელს დაადასტურა ამერიკელმა ასტრონომმა და ტელესკოპის დიზაინერმა ალვან გრემ კლარკმა იმდროინდელი უდიდესი რეფრაქტორის რეგულირების დროს. სირიუსის მახლობლად აღმოაჩინეს ბუნდოვანი ვარსკვლავი, რომელსაც მოგვიანებით Sirius B უწოდეს. ეს ვარსკვლავი ხასიათდება დაბალი სიკაშკაშით და მისი გრავიტაციული ველი საკმაოდ შესამჩნევად მოქმედებს მის ნათელ პარტნიორზე. ეს, თავის მხრივ, იმის დასტურია, რომ ამ ვარსკვლავს აქვს ძალიან მცირე რადიუსი მნიშვნელოვანი მასით.

რა ვარსკვლავები არიან ჯუჯები

ჯუჯები განვითარებული ვარსკვლავები არიან, რომლებსაც აქვთ მასა, რომელიც არ აღემატება ჩანდრასეხარის ზღვარს. თეთრი ჯუჯის წარმოქმნა ხდება მთელი წყალბადის დაწვის შედეგად. როდესაც წყალბადი იწვის, ვარსკვლავის ბირთვი შეკუმშულია მაღალი სიმკვრივეები, ამავდროულად, გარე ფენები ძლიერად ფართოვდება და თან ახლავს სიკაშკაშის ზოგადი გაქრობა. ამგვარად, ვარსკვლავი ჯერ წითელ გიგანტად იქცევა, რომელიც თავის ნაჭუჭს ასხამს. ჭურვის განდევნა ხდება იმის გამო, რომ ვარსკვლავის გარე ფენები უკიდურესადაა სუსტი კავშირიცენტრალური ცხელი და ძალიან მკვრივი ბირთვით. შემდგომში, ეს გარსი ფართოვდება პლანეტარული ნისლეული. ყურადღება უნდა მიაქციოთ იმ ფაქტს, რომ წითელ გიგანტებსა და თეთრ ჯუჯებს ძალიან ახლო ურთიერთობა აქვთ.

ყველა თეთრი ჯუჯა იყოფა ორ სპექტრულ ჯგუფად. პირველ ჯგუფში შედის ჯუჯები "წყალბადით" სპექტრული ტიპი DA, რომელიც არა სპექტრალური ხაზებიჰელიუმი. ეს ტიპი ყველაზე გავრცელებულია. თეთრი ჯუჯების მეორე ტიპია DB. ის უფრო იშვიათია და „ჰელიუმის თეთრ ჯუჯას“ უწოდებენ. ვარსკვლავთა სპექტრში ამ ტიპისწყალბადის ხაზები არ იქნა ნაპოვნი.

ამერიკელი ასტრონომის იკო იბენის თქმით მითითებული ტიპებითეთრი ჯუჯები სრულიად განსხვავებული გზით ყალიბდება. ეს გამოწვეულია იმით, რომ წითელ გიგანტებში ჰელიუმის წვა არასტაბილურია და პერიოდულად ვითარდება ჰელიუმის ფურცლის ციმციმი. იკო იბენმა ასევე შემოგვთავაზა მექანიზმი, რომლითაც ჭურვი იშლება სხვადასხვა ეტაპებიჰელიუმის ციმციმის განვითარება - მის პიკზე და ციმციმებს შორის. შესაბამისად მის ფორმირებაზე გავლენას ახდენს ჭურვის ამოგდების მექანიზმი.

სურათზე ნაჩვენებია ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში (მოქანდაკე ჯუჯა გალაქტიკა). სურათი გადაღებულია Wide Field Imager-ით 2.2 მეტრიანი MPG/ESO ტელესკოპით ევროპის სამხრეთ ობსერვატორიაში ლა სილაში. ეს გალაქტიკა ჩვენი ირმის ნახტომის ერთ-ერთი მეზობელია. მაგრამ, მიუხედავად ერთმანეთთან ასე ახლოს ყოფნისა, ამ ორ გალაქტიკას აქვს აბსოლუტურად განსხვავებული ამბავიწარმოშობა და ევოლუცია, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ მათი პერსონაჟები სრულიად განსხვავებულია. ჯუჯა გალაქტიკა სკულპტორში გაცილებით პატარა და ძველია ვიდრე ირმის ნახტომი, რაც მას ძალიან ღირებულ ობიექტად აქცევს იმ პროცესების შესასწავლად, რამაც გამოიწვია ახალი ვარსკვლავების და სხვა გალაქტიკების დაბადება ადრეულ სამყაროში. თუმცა იმის გამო, რომ ის ძალიან ცოტა შუქს გამოსცემს, მისი შესწავლა ძალიან რთულია.

ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში მიეკუთვნება ჯუჯა სფერული გალაქტიკების ქვეკლასს და არის ერთ-ერთი თოთხმეტი თანამგზავრის გალაქტიკიდან, რომლებიც ბრუნავს ირმის ნახტომის გარშემო. ყველა მათგანი ერთმანეთთან ახლოს მდებარეობს ჩვენი გალაქტიკის ჰალო რეგიონში, რომელიც არის სფერული რეგიონი, რომელიც ვრცელდება სპირალური მკლავების საზღვრებს მიღმა. როგორც სახელიდან ჩანს, ეს ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედში მოქანდაკე მდებარეობს და დედამიწიდან 280 000 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. მიუხედავად მისი სიახლოვისა, იგი აღმოაჩინეს მხოლოდ 1937 წელს, ახალი ძლიერი ინსტრუმენტების გამოჩენით, რადგან ვარსკვლავები, რომლებიც მას ქმნიან, ძალიან სუსტია და, როგორც ჩანს, მიმოფანტულია მთელ ცაში. ასევე, არ აურიოთ ეს გალაქტიკა NGC 253-ში, რომელიც მდებარეობს იმავე თანავარსკვლავედის Sculptor-ში, მაგრამ გამოიყურება ბევრად უფრო კაშკაშა და არის ზოლიანი სპირალი.

ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში. წყარო: ESO

ფოტო ინფორმაცია

ფოტო ინფორმაცია

მიუხედავად მისი აღმოჩენის სირთულისა, ეს ჯუჯა გალაქტიკა იყო ირმის ნახტომის მიმდებარე რეგიონში აღმოჩენილ პირველ მკრთალ ჯუჯა ობიექტთა შორის. მისი უცნაური ფორმაასტრონომებს აფიქრებინებს აღმოჩენის მომენტიდან დღეს. მაგრამ ჩვენს დროში ასტრონომები მიეჩვივნენ სფეროიდულ გალაქტიკებს და მიხვდნენ, რომ ასეთი ობიექტები გვაძლევს საშუალებას შორს გადავხედოთ სამყაროს წარსულს.

ითვლება, რომ ირმის ნახტომითუმცა, როგორც ყველა დიდი გალაქტიკები, ჩამოყალიბდა სამყაროს ადრეულ წლებში მცირე ობიექტებთან შერწყმის შედეგად. და თუ ამ პატარა გალაქტიკებიდან ზოგიერთი დღესაც არსებობს, მაშინ ისინი უნდა შეიცავდეს ბევრ უკიდურესად ძველ ვარსკვლავს. სწორედ ამიტომ, ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში აკმაყოფილებს ყველა იმ მოთხოვნას, რაც ეხება ორიგინალურ გალაქტიკებს. ამ სურათზე მხოლოდ ამ უძველესი ვარსკვლავების დაკვირვება შეიძლება.

ასტრონომებმა ისწავლეს გალაქტიკაში ვარსკვლავების ასაკის განსაზღვრა მათ ვარსკვლავებში არსებული დამახასიათებელი ხელმოწერებით. მანათობელი ნაკადი. ეს გამოსხივება ძალიან მცირე მტკიცებულებას ატარებს ამ ობიექტებში მძიმე ქიმიური ელემენტების არსებობის შესახებ. საქმე იმაშია, რომ ასეთი ქიმიური ნაერთებიგალაქტიკებში დაგროვების ტენდენცია ხდება ვარსკვლავების თაობების ცვლილებისას. ამრიგად, მძიმე მოლეკულების დაბალი კონცენტრაცია იმაზე მეტყველებს საშუალო ასაკივარსკვლავები ამ სფეროიდულ გალაქტიკაში საკმაოდ მაღალია.

ცის რეგიონი ჯუჯა გალაქტიკის ირგვლივ თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში.

ჯუჯა გალაქტიკები შეიძლება იყოს ძალიან პატარა, მაგრამ მათ აქვთ ფენომენალური ძალა, რომელსაც შეუძლია ახალი ვარსკვლავების დაბადება. ახალი დაკვირვებები კოსმოსური ტელესკოპიჰაბლმა აჩვენა, რომ ჯუჯა გალაქტიკებში ვარსკვლავის წარმოქმნის პროცესი თამაშობს დიდი როლი in ადრეული სამყაროვიდრე ახლა ჩვეულებრივ სჯერათ.

მიუხედავად იმისა, რომ გალაქტიკები მთელ სამყაროში ჯერ კიდევ აყალიბებენ ახალ ვარსკვლავებს, მათი უმეტესობა ჩამოყალიბდა ორიდან ექვს მილიარდ წელიწადში. დიდი აფეთქება. ამის შესწავლა ადრეული ეპოქასამყაროს ისტორია არის საკვანძო წერტილითუ გვინდა გავიგოთ, როგორ გაჩნდნენ პირველი ვარსკვლავები და როგორ იზრდებოდნენ და განვითარდნენ პირველი გალაქტიკები.

ეს სურათი გვიჩვენებს ცის მონაკვეთს, რომელიც მონიშნულია ჯუჯა გალაქტიკებით, რომლებშიც შეიმჩნევა ვარსკვლავთფორმირების აფეთქებები. სურათი გადაღებულია GOODS-ის (Great Observatories Origins Deep Survey) პროგრამის ფარგლებში და აჩვენებს მხოლოდ ერთ კადრს მთელი კვლევისგან. წყარო: NASA, ESA, GOODS Team და M. Giavalisco (STScI / მასაჩუსეტსის უნივერსიტეტი)

ჰაბლისა და მისი ფართო ველის კამერის 3 (WFC3) ინსტრუმენტის მიერ ჩატარებულმა ახალმა კვლევამ ასტრონომები კიდევ უფრო წინ წაიწია ამ ეპოქის შესწავლაში. განსხვავებული სახეობებიადრეული სამყაროს ჯუჯა გალაქტიკები და, კერძოდ, მათგან მხოლოდ გალაქტიკების არჩევა აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნის აშკარა პროცესებით. ასეთ გალაქტიკებს ჩვეულებრივ უწოდებენ ვარსკვლავური გალაქტიკებს. ასეთ ობიექტებში ახალი ვარსკვლავები ბევრად უფრო სწრაფად ყალიბდებიან. ჩვეულებრივი ღირებულებასხვა გალაქტიკებში. წინა კვლევები ძირითადად ფოკუსირებული იყო საშუალო და მაღალი მასის გალაქტიკების ანალიზზე და არ ითვალისწინებდა ჯუჯა გალაქტიკების დიდ რაოდენობას, რომელიც არსებობდა ამ აქტიურ ეპოქაში. მაგრამ აქ ბრალი არც ისე ბევრია მეცნიერებზე, რომლებსაც არ სურდათ ჯუჯა გალაქტიკების გამოკვლევა. ეს, სავარაუდოდ, ამ პატარა ობიექტების დანახვის შეუძლებლობის გამოა, რადგან ისინი ჩვენგან ძალიან შორს არიან. ბოლო დრომდე ასტრონომებს შეეძლოთ აკვირდებოდნენ პატარა გალაქტიკებს მცირე მანძილზე ან დიდ გალაქტიკებს უფრო დიდ მანძილზე.

თუმცა, ახლა გრიზმების გამოყენებით, ასტრონომებმა შეძლეს შორეული სამყაროს დაბალი მასის ჯუჯა გალაქტიკების დათვალიერება და მათი ვარსკვლავთფორმირების აფეთქებების წვლილი გათვალისწინება, ინფორმაციის მიახლოებით იმ მცირე გალაქტიკების შესაძლო რაოდენობასთან, რომელიც მაშინ არსებობდა. გრიზმი არის ობიექტური პრიზმა, პრიზმის ერთობლიობა და გახეხვა, რომელიც გადასცემს სინათლეს მისი სპექტრის გადაადგილების გარეშე. სათაურში ასო "G" არის ბადედან (გისოსი).

„ჩვენ ყოველთვის ვვარაუდობდით, რომ ვარსკვლავური ჯუჯა გალაქტიკები მნიშვნელოვან გავლენას მოახდენდნენ ახალგაზრდა სამყაროში ახალი ვარსკვლავების დაბადებაზე, მაგრამ ეს პირველი შემთხვევაა, როდესაც ჩვენ შევძელით გავზომოთ ეფექტი მათ რეალურად. და, როგორც ჩანს, მათ ითამაშეს მნიშვნელოვანი, თუ არა საკვანძო როლი“ – ჰაკიმ ატეკი შვეიცარიის პოლიტექნიკური უნივერსიტეტიდან.

„ეს გალაქტიკები იმდენად სწრაფად ქმნიან ვარსკვლავებს, რომ მათ შეუძლიათ რეალურად გააორმაგონ თავიანთი ვარსკვლავური მასა სულ რაღაც 150 მილიონ წელიწადში. შედარებისთვის, ჩვეულებრივი გალაქტიკებისთვის ვარსკვლავური მასა ორმაგდება საშუალოდ 1-3 მილიარდი წლის განმავლობაში“, დასძენს თანაავტორი ჟან-პოლ კნეიბი.

გალაქტიკების სურათი გრიზმულ რეჟიმში, ჰაბლის ფართო ველის კამერის 3-ის მაგალითის გამოყენებით, რომელიც მუშაობს ამ სპექტროსკოპიის რეჟიმში. გაფართოებული ცისარტყელას ხაზები სხვა არაფერია, თუ არა გალაქტიკები დაჭერილი ობიექტივში, მაგრამ გრიზმის რეჟიმში ისინი წარმოდგენილია ცისარტყელას სპექტრის სახით. ამის წყალობით, მეცნიერებს შეუძლიათ შეაფასონ კოსმოსური ობიექტების ქიმიური შემადგენლობა.