ჩვენი გალაქტიკების უმეტესობა ირმის ნახტომი, გარშემორტყმულია ათობით პატარა თანამგზავრით, რომლებიც მათ გარშემო ბრუნავს. ეს თანამგზავრები უკიდურესად ბუნდოვანია - მათგან მხოლოდ ყველაზე კაშკაშა და უახლოესი იყო ჩვენი გალაქტიკისა და უახლოესი მეზობლის, ანდრომედას გალაქტიკის სიახლოვეს. მაგრამ ეს ჯუჯა სატელიტური გალაქტიკები შემთხვევით არ დაფრინავენ: ისინი ყველა განლაგებულია დაახლოებით იმავე სიბრტყეში, რომელიც, როგორც ჩანს, სწორი ხაზია.

თანაფარდობა მოულოდნელად ჩანს. გალაქტიკების ევოლუციის კომპიუტერულმა მოდელებმა აჩვენა, რომ თითოეული მიმართულებით ციური სფეროუნდა იყოს დაახლოებით იგივე ნომერისატელიტური გალაქტიკები. Დიდი ხანის განმვლობაშიითვლებოდა, რომ ასეთი სფერული სიმეტრიული განაწილება არსებობის ბუნებრივი შედეგია ბნელი მატერია, იდუმალი ნივთიერება, რომელიც ჩვეულებრივ მატერიასთან ურთიერთქმედებს მხოლოდ გრავიტაციის მეშვეობით. ასტრონომები თვლიან, რომ ბნელი მატერია დომინირებს სამყაროზე და თამაშობს მთავარ როლს გალაქტიკების ფორმირებასა და კოსმოსის გაფართოებაში.

თუმცა, ჯუჯა გალაქტიკების თანაპლანარურობის საიდუმლო აწუხებს და აიძულა ზოგიერთი ასტრონომი, მათ შორის კრუპა, დაეჭვდეს, არსებობს თუ არა ბნელი მატერია. ”ბნელი მატერიის ჰიპოთეზა აღმოჩნდა დაუსაბუთებელი”, - თქვა მან და შეაწყვეტინა ჩემი საუბარი, ”რადგან მის საფუძველზე გაკეთებული პროგნოზები, რომ თანამგზავრები ირმის ნახტომის გარშემო სფერულად სიმეტრიულად უნდა განაწილდეს, პირდაპირ ეწინააღმდეგება იმას, რასაც ჩვენ ვაკვირდებით”.

მე წარმოვადგინე პრობლემის განსხვავებული შეხედულება, რომელიც ცდილობს ახსნას გალაქტიკური თანამგზავრების უცნაური განლაგება არსებობით. კოსმოსური სტრუქტურებიბნელი მატერია ჩვენს ირმის ნახტომზე დიდია. მიუხედავად იმისა, რომ კრუპას მსგავსი სკეპტიკოსების მცირე რაოდენობა ჯერ კიდევ არ არის დარწმუნებული, ბოლო ნაშრომი, მათ შორის ჩემი, გვიჩვენებს, თუ როგორ შეუძლია ბნელი მატერიის გიგანტურ ქსელს ახსნას ცაში სატელიტური გალაქტიკების უნიკალური განლაგება.

დაკარგული მატერია

ბნელი მატერიის ჰიპოთეზა ამ დაპირისპირების ცენტრში პირველად იქნა შემოთავაზებული გალაქტიკების სხვა იდუმალი თვისებების ასახსნელად. 1930-იან წლებში დიდ ასტრონომს ფრიც ცვიკის სურდა "აწონა" კომა გროვა, გიგანტური ჯგუფი, რომელიც თითქმის ათასი გალაქტიკისგან შედგება. მან დაიწყო სიჩქარის გაზომვით, რომლითაც გალაქტიკები მოძრაობენ ამ გროვაში. მისდა გასაკვირად, მან აღმოაჩინა უზარმაზარი სიჩქარეები- ათასობით კილომეტრი წამში - საკმარისად დიდი იმისთვის, რომ მტევანი დაიშალა. რატომ არ დაიმსხვრა ნაწილებად? ცვიკი ვარაუდობს, რომ გროვა სავსეა რაიმე სახის უხილავი ნივთიერებით, რომელიც გალაქტიკებს ერთმანეთთან აკავშირებს თავისი მიზიდულობის ძალით. ამ დაკარგული ნივთიერებას მოგვიანებით ბნელი მატერია უწოდეს.

მას შემდეგ, რაც ცვიკიმ პირველად შემოგვთავაზა თავისი წინადადება 80 წლის წინ, ბნელი მატერიის აჩრდილი აქეთ-იქით ჩნდება მთელ სამყაროში, თითქმის ყველა შესწავლილ გალაქტიკაში. ჩვენს საკუთარ - ირმის ნახტომში - ასტრონომებმა დაადგინეს მისი არსებობა გალაქტიკის გარეუბანში ვარსკვლავების მოძრაობის ბუნების საფუძველზე. კომის გროვის გალაქტიკების მსგავსად, ეს ვარსკვლავები ძალიან სწრაფად მოძრაობენ, რათა ყველა ხილული მატერია შეინარჩუნოს. და ირმის ნახტომის მახლობლად ათი ჯუჯა გალაქტიკა უფრო მდიდარია ბნელი მატერიით.

ბნელი მატერიის ყოვლისმომცველობამ გააძლიერა ნდობა მის არსებობაში. მართლაც, კოსმოლოგთა უმეტესობას სჯერა, რომ ბნელი მატერია მთლიანი მატერიის დაახლოებით 84%-ს შეადგენს, რაც ნორმალურ ატომებს 5-1-ით აჭარბებს.

ბნელი მატერიის ეს სიმრავლე ვარაუდობს, რომ ის გადამწყვეტ როლს თამაშობს სამყაროს ევოლუციაში. ამ ევოლუციის შესწავლის ერთ-ერთი გზა არის გამოყენება კომპიუტერული მოდელები. 1970-იანი წლებიდან გამოთვლითი კოსმოლოგიის დარგის მეცნიერები ცდილობდნენ სამყაროს ისტორიის მოდელირებას კომპიუტერული პროგრამების გამოყენებით. ტექნიკა მარტივია: დააყენეთ წარმოსახვითი მართკუთხა მოცულობა; მოათავსეთ იქ წარმოსახვითი წერტილოვანი ნაწილაკები თითქმის სრულყოფილი გისოსის კვანძებში, რომლებიც ამ მოდელში ბნელი მატერიის კოლტების იმიტაციას ახდენენ; გამოთვალეთ გრავიტაციული მიზიდულობათითოეული ნაწილაკი ყველა დანარჩენის მხრიდან და მიეცით მათ გადაადგილება მათზე მოქმედი გრავიტაციული ველის შესაბამისად: აკონტროლეთ ეს პროცესი 13 მილიარდი წლის ინტერვალით.

1970-იანი წლებიდან ამ ტიპის სტრატეგიები მნიშვნელოვნად განვითარდა და გახდა ბევრად უფრო რთული, მაგრამ მისი ძირითადი პრინციპი ეს მეთოდი დღესაც გამოიყენება. ორმოცი წლის წინ პროგრამას მხოლოდ რამდენიმე ასეული ნაწილაკით შეეძლო მუშაობა. თანამედროვე მეთოდებიკომპიუტერული სიმულაციები საშუალებას იძლევა გამოვთვალოთ მილიარდობით ნაწილაკის ქცევა მოცულობით, რომელიც უახლოვდება დაკვირვებადი სამყაროს ზომას.

სამყაროს კომპიუტერული სიმულაცია წარმოუდგენელი აღმოჩნდა მოსახერხებელი გზაცალკეული გალაქტიკების შესასწავლად, მაგრამ მან ასევე წარმოშვა მრავალი რთული საიდუმლოება. მაგალითად, კომპიუტერული მოდელები მიუთითებენ, რომ ბნელი მატერია, რომელიც ავსებს ჰალო ირმის ნახტომის ირგვლივ, იზიდავს გაზს და მტვერს ცალკეულ გროვებად. ეს გროვა უნდა შეკუმშოს გრავიტაციის გავლენის ქვეშ, წარმოქმნას ვარსკვლავები და ჯუჯა გალაქტიკები. ბნელი მატერიით გარშემორტყმული ირმის ნახტომის ირგვლივ ათასობით პატარა გალაქტიკა უნდა იყოს. თუმცა ღამის ცაზე დაკვირვებისას მათგან მხოლოდ რამდენიმე ათეულს ვხედავთ. მათი აღმოჩენის ყველა მცდელობის წარუმატებლობა აშკარა გახდა 1990-იან წლებში და მას შემდეგ მას "დაკარგული სატელიტის პრობლემა" უწოდეს.

წლების განმავლობაში ასტრონომებმა რამდენიმე გამოთქვეს შესაძლო განმარტებებიეს დილემა. პირველი და ყველაზე დამაჯერებელი ის არის, რომ ყველა თანამგზავრი, რომელიც ჩნდება კომპიუტერულ მოდელებში, მკაცრად არ შეესაბამება რეალურ სატელიტურ გალაქტიკებს. ბნელი მატერიის უმცირესი გროვის მასები (და მათი გრავიტაციული ძალა) შეიძლება არ იყოს საკმარისი გაზის დასაჭერად და ვარსკვლავების შესაქმნელად. მსჯელობის ამ ხაზის გაგრძელებით, შეგვიძლია ვივარაუდოთ, რომ დაკვირვებული სატელიტური გალაქტიკები ბნელი აისბერგის მხოლოდ ხილული წვერია: შესაძლოა, ასობით, თუ არა ათასობით, ბნელი სატელიტური გალაქტიკა, რომლებსაც ვარსკვლავები არ აქვთ, ახლოს არის. ჩვენ უბრალოდ არ ვხედავთ მათ.

მეორეც, მაშინაც კი, თუ ვარსკვლავები ბნელი მატერიის მცირე გროვაში წარმოიქმნება, ისინი შეიძლება ზედმეტად ბუნდოვანი იყოს ჩვენი ტელესკოპით დასანახად. შემდეგ, როდესაც ტექნოლოგია ვითარდება და ტელესკოპების მგრძნობელობა იზრდება, ასტრონომები აღმოაჩენენ ახალ თანამგზავრულ გალაქტიკებს. მართლაც, ბოლო რამდენიმე წლის განმავლობაში, ირმის ნახტომის გარშემო მოძრავი ცნობილი თანამგზავრების გალაქტიკების რაოდენობა გაორმაგდა.

გარდა ამისა, ჩვენი გალაქტიკის დისკი ალბათ ხელს გვიშლის ზოგიერთი თანამგზავრის დანახვაში. ეს დისკი არსებითად არის ვარსკვლავების მკვრივი, ბრტყელი კოლექცია, იმდენად კაშკაშა, რომ შეუიარაღებელი თვალით თეთრი სითხის ზოლად გამოიყურება (აქედან გამომდინარე, სახელწოდება "ირმის ნახტომი"). ძალიან რთულია დისკის მიღმა დამალული თანამგზავრების ამოცნობა, ისევე როგორც მთვარის დანახვა დღისით - თანამგზავრის გალაქტიკის მკრთალი შუქი იხრჩობა ირმის ნახტომის სხივში.

ყველა ეს არგუმენტი ერთად აგვარებს თანამგზავრული გალაქტიკების გაქრობის პრობლემას და არწმუნებს ასტროფიზიკოსთა უმეტესობას. ისინი იხსნიან ბნელი მატერიის იდეას და იცავენ მას ყველაზე სერიოზული დაკვირვების კონტრარგუმენტებისგან. თუმცა, სატელიტური გალაქტიკების უცნაური სივრცითი განლაგება მაინც აბრკოლებს მეცნიერებს.

ახალი საფრთხეჯუჯა

1970-იანი წლების ბოლოს და 1980-იანი წლების დასაწყისში გამოქვეყნებულ რამდენიმე სტატიაში დონალდ ლინკლენ-ბელი. კემბრიჯის უნივერსიტეტის ასტროფიზიკოსმა აღნიშნა, რომ ბევრი სატელიტური გალაქტიკა, რომელიც ირმის ნახტომის გარშემო ბრუნავს, როგორც ჩანს, წყლის სიბრტყეში მდებარეობს. როგორ ავხსნათ ასეთი უცნაური სურათი? 2005 წელს კრუპამ და მისმა ჯგუფმა ბონის უნივერსიტეტში დაარწმუნეს მსოფლიო, რომ ეს თანაპლენარული განლაგება არ შეიძლებოდა შემთხვევითი ყოფილიყო. მათ ვარაუდობდნენ, რომ ბნელი მატერიის თანამგზავრები თანაბრად იყო განაწილებული ირმის ნახტომის გარშემო, როგორც იწინასწარმეტყველეს. კომპიუტერული მოდელირებადა რომ ამ ასობით ჯუჯებიდან მხოლოდ ერთი იყო საკმარისად დიდი, რომ მასში ვარსკვლავები წარმოექმნა, იონი ხილული გახდა ტელესკოპით. ამ სავსებით გონივრული ვარაუდებიდან გამომდინარე, მათ აინტერესებთ: რამდენად ხშირად შეიძლება ველოდოთ ისეთი სისტემის პოვნას, როგორიც არის ირმის ნახტომი, რომლის გარშემოც განლაგდებიან მანათობელი თანამგზავრები? პასუხი კოსმოლოგიაში აფეთქდა: ამის ალბათობა მილიონში ერთზე ნაკლებია.

„თუ ბნელი მატერია აკონტროლებდა გალაქტიკების ფორმირებას“, ამტკიცებს კრუპა. - მაშინ სატელიტური გალაქტიკები არასოდეს დადგებიან თვითმფრინავის გასწვრივ. თქვენი შედეგების აღწერა სტატიაში. კრუპამ შესთავაზა საკუთარი გადაწყვეტილება. "ერთადერთი გამოსავალი", - წერს ის. - ვივარაუდოთ, რომ ირმის ნახტომის თანამგზავრები ბნელი მატერიის აგრეგაციის შედეგად არ ჩამოყალიბდნენ. ბნელი მატერია, ამტკიცებდა ის. არ არსებობს.

იყო კარგი თეორეტიკოსი. კრუპამ ალტერნატივა შესთავაზა. მას სჯერა, რომ თანამგზავრები დიდი წინამორბედი გალაქტიკის ფრაგმენტებია, რომელიც წარსულში ირმის ნახტომის მახლობლად გაფრინდა. ისევე, როგორც ასტეროიდი იშლება დედამიწის ატმოსფეროში გავლისას და ტოვებს ნამსხვრევების კვალს, შესაძლებელია, რომ ირმის ნახტომის თანამგზავრები წარმოიქმნას უფრო დიდი წინაპრისგან აღებული მატერიისგან.

როდესაც სამყაროს ვუყურებთ, ამბობს კრუპა, ჩვენ ვხედავთ ვარსკვლავური მატერიის გრძელ ხიდებს, რომლებსაც მოქცევის მკლავები ეწოდება, ზოგიერთი შეჯახებული გალაქტიკის გარშემო. ხშირად მოქცევის მკლავები შეიცავს დიდი გალაქტიკები-თანამგზავრები, რომლებიც წარმოიქმნება ჩარჩენილი მატერიის შეკუმშვის შედეგად. შესაფერის პირობებში, განცალკევების პროცესი იწვევს იმ ფაქტს, რომ დაჭერილი მატერია გროვდება წყლის სიბრტყეში, ირმის ნახტომის თანამგზავრების მსგავსად.

კრუპას ახსნა იყო ელეგანტური, მარტივი და რაც მთავარია, უდაო. ის სწრაფად მოექცა თავდასხმების აურზაურს. მაგალითად, ვარსკვლავები ირმის ნახტომის თანამგზავრის გალაქტიკებში ძალიან სწრაფად მოძრაობენ მხოლოდ ჩვეულებრივი მატერიის შემთხვევაში. ბნელმა მატერიამ უნდა გააერთიანოს ისინი, ისევე როგორც ირმის ნახტომის ყველა ნაწილს. (ნამდვილად, დაკვირვებები მიუთითებს იმაზე, რომ ირმის ნახტომის ჯუჯა თანამგზავრები გალაქტიკები არიან ბნელი მატერიის ყველაზე მაღალი შემცველობით სამყაროში). ღია კითხვარაც იცავს მათ დაშლისგან.

მეორე, როგორც ერთი მანქანა აზიანებს მეორეს შეჯახებისას, დისკის გალაქტიკებს შორის შეჯახება ანადგურებს დისკებს. თითქმის ყოველთვის, გალაქტიკების შეჯახების საბოლოო შედეგი არის ვარსკვლავების უფორმო გროვა. ირმის ნახტომს აქვს მკაფიო სტრუქტურა და საკმაოდ თხელი დისკი. ჩვენ ვერ ვხედავთ რაიმე მინიშნებას, რომ მასზე გავლენა იქონია რაიმე შეჯახებამ ან შერწყმა ახლო წარსულში.

მუქი ქსელი

ჯუჯა გალაქტიკების უჩვეულო განლაგების თავსატეხის ალტერნატიული გადაწყვეტა მოითხოვს კოსმოსის სიღრმეში ყურებას. სამუშაოებში რიცხვითი სიმულაცია, რომელიც დაიწყო 1970-იან წლებში, ცალკეული გალაქტიკების ევოლუციის შესწავლა ადვილი არ არის, ისინი სამყაროს გიგანტური მოცულობების მოდელირებას ახდენენ. როდესაც ამას ვაკეთებთ ყველაზე დიდი მასშტაბით, ვხედავთ, რომ გალაქტიკები შემთხვევით არ არის განაწილებული. პირიქით, ისინი მიდრეკილნი არიან გაერთიანდნენ მკაცრად განსაზღვრულ ძაფისებრ სტრუქტურაში, რომელსაც ეწოდება კოსმოსური ქსელი. ჩვენ აშკარად განვასხვავებთ წინასწარმეტყველებულ სტრუქტურას, როდესაც განვიხილავთ განაწილების რუკებს რეალური გალაქტიკების სივრცეში.

ეს კოსმოსური ქსელი შედგება დიდებული ფენებისგან, რომლებიც სავსეა მილიონობით გალაქტიკით და გადაჭიმულია ასობით მილიონი სინათლის წლის განმავლობაში. ეს ფენები დაკავშირებულია სიგარის ფორმის ძაფებით. ძაფებს შორის ხარვეზებში არის სიცარიელეები, რომლებშიც არ არის გალაქტიკები. დიდი გალაქტიკები, როგორიცაა ჩვენი, ჩვეულებრივ განლაგებულია ქსელის იმ წერტილებში, სადაც ბევრი ძაფი იკვეთება.

როგორც ინგლისის დურჰამის უნივერსიტეტის კურსდამთავრებულმა, მე ვაშენე ამ მკვრივი რეგიონების კომპიუტერული მოდელები. ერთ დღეს ჩემს ოფისში მივიტანე უახლესი შედეგების ამონაბეჭდი. ზედამხედველიკარლოს ფრანკი. მოდელი, რომელზეც მე ვმუშაობდი, ასახავდა ირმის ნახტომისა და მისი შემოგარენის ფორმირებას სამყაროს ისტორიის 13 მილიარდ წელზე მეტი ხნის განმავლობაში - ფრენკი სწავლობდა კომპიუტერულ ნახატს რამდენიმე წამის განმავლობაში, შემდეგ კი ფურცელს ააფრიალა და წამოიძახა: „დაატოვე ყველაფერი! სატელიტური გალაქტიკები, რომლებსაც თქვენ სწავლობთ, ყოველი მათგანი, დევს იმ ძალიან წარმოუდგენელ კრუპას თვითმფრინავში! ჩვენი მოდელი არ ასახავს ადრე დამზადებული კომპიუტერული მოდელების შედეგებს - ერთგვაროვანი განაწილებასატელიტური გალაქტიკები ირმის ნახტომის ჰალოში. ამის ნაცვლად, კომპიუტერმა იწინასწარმეტყველა წყლის თვითმფრინავის თანამგზავრების ფორმირება - ძალიან ახლოს, რასაც ასტრონომები აკვირდებიან. ჩვენ ვიგრძენით, რომ ჩვენი მოდელი იწყებდა საიდუმლოს ამოხსნას, თუ როგორ შეიძლება ჯუჯა თანამგზავრები ასე უცნაურად მდებარეობდნენ კოსმოსში.

"რატომ არ ადევნებთ თვალს სატელიტების ევოლუციას დროში, რომ ნახოთ საიდან გაჩნდნენ ისინი?" ფრენკმა შესთავაზა. ჩვენ გვქონდა საბოლოო შედეგი; ახლა დროა გამოვიკვლიოთ ევოლუციის შუალედური ეტაპები.

როდესაც გადავხედეთ სიმულაციებს, დავინახეთ, რომ ჯუჯა გალაქტიკები არ წარმოიშვა ირმის ნახტომის უშუალო მიმდებარე რეგიონებში. როგორც წესი, ისინი დაჯგუფდნენ ცოტა უფრო შორს, კოსმოსური ქსელის ძაფებში. ძაფები უფრო მეტი სფეროა მაღალი სიმკვრივისვიდრე სივრცის სიცარიელეები. ალბათ სწორედ ამიტომ იზიდავენ ახლომდებარე მტვერს და გაზს და აგროვებენ მათ ახალშობილ გალაქტიკებში.

შედარებით კაშკაშა და მასიური მნათობები საკმაოდ მარტივია შეუიარაღებელი თვალით დანახვა, მაგრამ გალაქტიკაში გაცილებით მეტი ჯუჯა ვარსკვლავია, რომლებიც ჩანს მხოლოდ 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 თანდათანობით 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 ერთნაირია, მაგრამ ვარსკვლავებისთვის ათჯერ განსხვავდება: 2000 კელვინი ჯუჯებისთვის 50000-მდე. მასიური ვარსკვლავები. კიდევ უფრო ძლიერი - მილიარდჯერ განსხვავდება მათი რადიაციის სიმძლავრე. ამიტომ ცაზე ადვილად ვამჩნევთ შორეულ გიგანტურ ვარსკვლავებს და ჯუჯებს მზის სიახლოვესაც კი ვერ ვხედავთ.

მაგრამ როდესაც ფრთხილად გამოთვლები გაკეთდა, გაირკვა, 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. ველურ ბუნებაში ფუნქციონირებს კვების ჯაჭვები: დიდები ჭამენ პატარებს. ტყეში კურდღელზე მეტი მელა რომ იყოს, რას შეჭამდნენ ეს მელა? თუმცა, ვარსკვლავები საერთოდ არ ჭამენ ერთმანეთს. მაშინ რატომ არის ჯუჯებზე ნაკლები გიგანტური ვარსკვლავები? ასტრონომებმა უკვე იციან ამ კითხვაზე პასუხის ნახევარი. ფაქტია, რომ მასიური ვარსკვლავის სიცოცხლე ათასობით რადით უფრო მოკლეა, ვიდრე ჯუჯა. საკუთარი სხეულის გრავიტაციული კოლაფსისგან თავის დასაცავად, მძიმე წონის ვარსკვლავებს უწევთ მაღალ ტემპერატურამდე გაცხელება - ცენტრში ასობით მილიონი გრადუსი. მათში ძალზე ინტენსიურია თერმობირთვული რეაქციები, რაც იწვევს უზარმაზარ 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 წლისაა, 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. ასი ახალშობილი ვარსკვლავისთვის, როგორიც ჩვენი მზეა, მხოლოდ ერთი ვარსკვლავი გამოჩნდება მზის მასაზე 10-ჯერ მეტი. ამის მიზეზი გარემოს ნიმუშებიასტროფიზიკოსებს ეს ჯერ არ გაუგიათ.

ბოლო დრომდე ასტრონომიული ობიექტების კლასიფიკაციაში დიდი ხვრელი იყო: ყველაზე პატარა ცნობილი ვარსკვლავებიიყვნენ მზეზე 10-ჯერ მსუბუქი და ყველაზე მეტად 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. აღმოაჩინეს გიგანტური პლანეტები, რომლებიც ბრუნავს მზის მსგავსი რამდენიმე ვარსკვლავის გარშემო, ყველა მათგანი იუპიტერზე მასიურია. ვარსკვლავებსა და პლანეტებს შორის მასობრივი უფსკრული კლება დაიწყო. მაგრამ შესაძლებელია თუ არა კავშირი და სად უნდა გაივლოს ზღვარი ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის?

ბოლო დრომდე ჩანდა, რომ ეს საკმაოდ მარტივი იყო: ვარსკვლავი ანათებს საკუთარი შუქი, და პლანეტა აისახება. 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 არასოდეს იყოს ენერგიის მთავარი წყარო. 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, მზის ვარსკვლავის 8%-იანი მასით დაახლოებით 6 ტრილიონი წელი "დაიწვება" - 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 ანათებს 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 მხოლოდ ხანმოკლე ახალგაზრდობის დროს შეიძლება, როცა ისინი თბილები არიან. მათ არ აქვთ განკუთვნილი თერმობირთვული წვის სტაციონარული რეჟიმის მიღწევა.

"მკვდრადშობილი" ვარსკვლავების აღმოჩენა

ფიზიკოსები დარწმუნებულები არიან, რომ ის, რაც არ არის აკრძალული კონსერვაციის კანონებით, 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 უნაყოფო ძებნა 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 შორს არ არის. გიგანტური ვარსკვლავიცივი (ვარსკვლავური სტანდარტებით) ატმოსფეროთი, ან თუნდაც სამყაროს კიდეზე მტვრით გარშემორტყმული გალაქტიკა. 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 აღმოაჩინეს ობიექტი პლეადების ვარსკვლავურ გროვაში, რომელსაც უწოდეს Teide Pleiades 1, სახელწოდება კუნძულ ტენერიფეზე მდებარე ვულკანის პიკო დე ტეიდისგან ისესხეს. მართალია, გარკვეული ეჭვი დარჩა ამ ობიექტის ბუნებასთან დაკავშირებით და სანამ ესპანელმა ასტრონომებმა დაადასტურეს, რომ ეს მართლაც ყავისფერი ჯუჯა იყო, მათმა ამერიკელმა კოლეგებმა გამოაცხადეს მათი აღმოჩენა იმავე წელს. ჯგუფმა ტადაში ნაკაჯიმას ხელმძღვანელობით კალიფორნიის ტექნოლოგიური ინსტიტუტიდან, ტელესკოპების გამოყენებით პალომარის ობსერვატორიაში, აღმოაჩინა დედამიწიდან 19 სინათლის წლის მანძილზე თანავარსკვლავედში კურდღელი, ძალიან პატარა და ცივი ვარსკვლავის Gliese 229-ის გვერდით, ის კიდევ უფრო პატარაა. და უფრო 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 ატმოსფეროში, ეს ობიექტი გახდა პირველი "გარკვეული" ყავისფერი ჯუჯა. ზომით იგი თითქმის ემთხვევა იუპიტერს და მისი მასა შეფასებულია მზის მასის 3-6%-ზე. ის ბრუნავს მისი უფრო მასიური კომპანიონის Gliese 229A-ს გარშემო ორბიტაზე, რომლის რადიუსი დაახლოებით 40-ია. ასტრონომიული ერთეულები(როგორც პლუტონი მზის გარშემო).

სწრაფად გაირკვა, რომ არცთუ დიდი ტელესკოპები არ არის შესაფერისი "ჩავარდნილი ვარსკვლავების" საძიებლად. პირველი 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 და 1997 წელს 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 ფორმასპექტრული კლასების თანმიმდევრობა ასე გამოიყურება: O-B-A-F-G-K-M. ვარსკვლავების ზედაპირის ტემპერატურა O კლასიდან M კლასამდე მცირდება 100000-დან 2000 K-მდე. ინგლისელმა ასტრონომიის სტუდენტებმა მიიღეს 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 ცივი M კლასის ვარსკვლავების სპექტრები (3000 K-ზე დაბალი ტემპერატურით) აჩვენებს ტიტანისა და ვანადიუმის ოქსიდების (TiO, VO) ძლიერ შთანთქმის ზოლებს. ბუნებრივია, მოსალოდნელი იყო, რომ ყავისფერ ჯუჯებსაც ექნებოდათ ეს 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 სპექტრი იგივე აღმოჩნდა. გამოთვლებმა აჩვენა, რომ მათ ატმოსფეროში TiO და VO მოლეკულები 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 ამ ამოცანას კიდევ უფრო ართულებს: კონდენსაცია ნაწილაკებისარა მხოლოდ ცვლის თავისუფალი ქიმიური ელემენტების შემადგენლობას ატმოსფეროში, არამედ 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 ახლოდან შევისწავლოთ, მაშინ საჭირო იქნება მეთანის ციკლონებისა და ყავისფერი ჯუჯების მტვრის ქარიშხლების გაშიფვრა მხოლოდ მათი სპექტრით.

"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 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 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 ქიმიური შემადგენლობა 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 ცოტა ხნის წინ გაირკვა, მიუხედავად მათი ცივი ხასიათისა, ზოგიერთი მათგანი რადიო და რენტგენის (!) გამოსხივების წყაროც კია. ასე რომ, მომავალში ეს ახალი ტიპის კოსმოსური ობიექტებიბევრ საინტერესო აღმოჩენას გვპირდება.

დეგენერატიული 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 ენერგიაგაზის წნევა აბალანსებს საკუთარ გრავიტაციულ მიზიდულობას. მასიურ ვარსკვლავებში ტემპერატურა უფრო მაღალია და რეაქციები იწყება მატერიის შედარებით დაბალი სიმკვრივით, მაგრამ ნაკლები წონა, 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 ფიზიკოსმა ვოლფგანგ პაულიმ დაადგინა 1925 წელს. ეს პრინციპი ამბობს, რომ იდენტური ნაწილაკები, როგორიცაა ელექტრონები, არ შეიძლება იყოს ერთსა და იმავე მდგომარეობაში. 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 შეიძლება ჰქონდეთ 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 დეგენერირებული ელექტრონის გაზის წნევით. რაც არ უნდა გაცივდეს ნივთიერება, მაღალი სიმკვრივის დროს ელექტრონების მოძრაობა არ შეჩერდება, რაც ნიშნავს, რომ ნივთიერების წნევა გაუძლებს შეკუმშვას ტემპერატურის მიუხედავად: რა მეტი სიმკვრივე, რაც უფრო მაღალია წნევა.

მზის ტოლი მასის მქონე მომაკვდავი ვარსკვლავის შეკუმშვა შეწყდება, როდესაც ის დედამიწის ზომამდე შემცირდება, ანუ 100-ჯერ და მისი მატერიის სიმკვრივე მილიონჯერ მეტი გახდება წყლის სიმკვრივეზე. 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.

ასტრონომთა საერთაშორისო ჯგუფმა, მათ შორის იგორ კარაჩენცევმა რუსეთის მეცნიერებათა აკადემიის სპეციალური ასტროფიზიკური ობსერვატორიიდან, შეისწავლა ჯუჯა გალაქტიკა KDG215 და დაადგინა, რომ მასში არსებული ვარსკვლავების უმეტესობა წარმოიქმნა გასული მილიარდი წლის განმავლობაში, ხოლო ყველაზე ცნობილ გალაქტიკებში ვარსკვლავთფორმირება. პიკს მიაღწია ათობით მილიარდი წლის წინ. KDG215 არის ერთ-ერთი ყველაზე ახალგაზრდა გალაქტიკა თავისი შემადგენლობით, რაც იმაზე მეტყველებს, რომ მისი ევოლუციური პროცესები უჩვეულო არ არის. სტატია გამოქვეყნებულია ქ ასტროფიზიკური ჟურნალის წერილები, მაგრამ ამ დროისთვის ნაწარმოების ტექსტი შეგიძლიათ იხილოთ კორნელის უნივერსიტეტის წინასწარ ბეჭდვის სერვერზე.

დეტალები იმის შესახებ, თუ როგორ იწყება გალაქტიკები სწრაფად და შიგნით დიდი რაოდენობითვარსკვლავების ფორმა გაურკვეველი რჩება. სიტუაციას ართულებს ის ფაქტი, რომ ყველაზე ინტენსიურმა გალაქტიკებმა 10 მილიარდი წლის წინ ახალი ვარსკვლავები „დაბადეს“ და დღეს ეს პროცესი გაცილებით ნელა მიმდინარეობს. განსაკუთრებით რთული სიტუაცია- ჯუჯა გალაქტიკებისთვის, რომლებიც შორს არიან მიწიერი დამკვირვებლებისგან და ხშირად საკმაოდ ბნელები არიან.

ასტრონომებმა შეისწავლეს ჯუჯა გალაქტიკა KDG215 დაშორებით 4,83 მეგაპარსეკში (დაახლოებით 15,7 მილიონი სინათლის წელი). ერთის მხრივ, ის შედარებით ახლოს არის და, შესაბამისად, მოსახერხებელია დაკვირვებისთვის, ხოლო მეორე მხრივ, მას აქვს არაერთი უკიდურესად უჩვეულო თვისება, რამაც მეცნიერებს საშუალება მისცა მის შესწავლაში უჩვეულო შედეგების იმედი ჰქონოდათ. KDG215 უკიდურესად ბუნდოვანია - ის ერთ-ერთი ყველაზე ბნელი გალაქტიკაა ამ მანძილზე და მასში ახალი ვარსკვლავების წარმოქმნის მიმდინარე სიჩქარე ნულის ტოლია.

მკვლევარები ცდილობდნენ თვალყური ადევნონ ამ გალაქტიკაში ვარსკვლავების წარმოქმნის ევოლუციას სურათების არქივის გამოყენებით. კოსმოსური ტელესკოპიჰაბლი. ამისათვის მათ გააანალიზეს გალაქტიკის ემისიის სპექტრები და გაარკვიეს, რა ასაკისაა მასში მყოფი ვარსკვლავების ძირითადი პოპულაცია. აღმოჩნდა, რომ მისი საშუალო მნიშვნელობები უკიდურესად დაბალია: გათვლებით, დაახლოებით მილიარდი წლის წინ, გალაქტიკაში ვარსკვლავების წარმოქმნის მკვეთრი აფეთქება მოხდა. ყველაზე კონსერვატიული შეფასებით, მხოლოდ 1,25 მილიარდი წლის წინ KDG215-ში ყველა ვარსკვლავის 30 პროცენტი ჯერ არ არსებობდა, დანარჩენში კი ცნობილი გალაქტიკებიამავდროულად, ვარსკვლავების მინიმუმ 90 პროცენტი უკვე არსებობდა. უფრო მეტიც, გამოთვლების შედეგების ნაკლებად კონსერვატიული შეფასებით, 1,25 მილიარდი წლის წინ, გალაქტიკაში KDG215 ყველა ვარსკვლავის 66 პროცენტი არ არსებობდა. ეს მას უკიდურესად ახალგაზრდას ხდის ვარსკვლავური პოპულაციის საშუალო ასაკის თვალსაზრისით: თუმცა ავტორები პარალელებს ავლებენ რამდენიმე სხვა ჯუჯა გალაქტიკასთან, იქ ყველა ვარსკვლავის ნახევარი მაინც ჩამოყალიბდა უკვე 4-7 მილიარდი წლის წინ და საერთოდ არა. ბოლო მილიარდი წლის განმავლობაში, როგორც ეს შეიძლება იყოს KDG215-ში.

მკვლევარებმა KDG215-ის მეზობელი გალაქტიკები აიღეს კუბში, რომლის გვერდია ექვსი მეგაპარსეკი (დაახლოებით 20 მილიონი სინათლის წელი) და აღმოაჩინეს, რომ არაუმეტეს რამდენიმე მილიარდი წლის წინ ის შეიძლებოდა ძალიან ახლოს გასულიყო შავი თვალის გალაქტიკასთან (M64).

ეს არის საკმაოდ უჩვეულო ობიექტი, რომელიც შედგება ორი შერწყმული გალაქტიკისგან და მისი პერიფერია ბრუნავს ერთი მიმართულებით, ხოლო გალაქტიკის ცენტრში მდებარე გაზისა და მტვრის დისკი - მეორეში. როგორც მკვლევარები აღნიშნავენ, M64-ის გაზთან შეჯახებამ შეიძლება გამოიწვიოს წყალბადის ღრუბლების სიმკვრივის მკვეთრი მატება KDG215-ში და, შესაბამისად, ვარსკვლავის წარმოქმნის აფეთქება. ამ ობიექტის შემდგომი შესწავლა შეუძლია პროცესების დეტალების გარკვევას მასობრივი განათლებაახალი ვარსკვლავები გალაქტიკებში.

სურათზე ჩანს ჯუჯა გალაქტიკათანავარსკვლავედში მოქანდაკე (Sculptor Dwarf Galaxy). 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, შეიძლება ითქვას, 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 ასხივებს, მისი შესწავლა ძალიან რთულია.

ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედში მოქანდაკე 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 სახელწოდება გვთავაზობს, ეს ჯუჯა გალაქტიკა თანავარსკვლავედის მოქანდაკეში 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 პირველი მკრთალი ჯუჯა ობიექტები, რომლებიც აღმოაჩინეს ირმის ნახტომის გარშემო. 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 ნახტომი, როგორც ყველა დიდი გალაქტიკა, ჩამოყალიბდა სამყაროს არსებობის პირველ 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, რომელიც ეხება ორიგინალურ გალაქტიკებს. ამ სურათზე მხოლოდ ეს უძველესი ვარსკვლავები ჩანს.

ასტრონომებმა ისწავლეს გალაქტიკაში ვარსკვლავების ასაკის განსაზღვრა მათ ვარსკვლავებში არსებული დამახასიათებელი ხელმოწერებით. მანათობელი ნაკადი. ეს გამოსხივება ძალიან მცირე მტკიცებულებას შეიცავს 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. ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის ახალმა დაკვირვებამ აჩვენა, რომ ჯუჯა გალაქტიკებში ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი თამაშობს. დიდი როლი in ადრეული სამყაროვიდრე ახლა ჩვეულებრივად ითვლება.

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

ეს სურათი გვიჩვენებს ცის მონაკვეთს, რომელიც მონიშნულია ჯუჯა გალაქტიკებით, რომლებშიც შეიმჩნევა ვარსკვლავების ფორმირების აფეთქებები. სურათი გადაღებულია GOODS (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 კამერა 3 (WFC3) ინსტრუმენტის მიერ ჩატარებულმა ახალმა კვლევამ ასტრონომებს საშუალება მისცა გადადგნენ წინ ამ ეპოქის გასაგებად, ადრეულ სამყაროში ჯუჯა გალაქტიკების სხვადასხვა ტიპების შესწავლით და, კერძოდ, მხოლოდ აშკარა ვარსკვლავის წარმოქმნის არჩევით. პროცესები.. 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 ამაში ბრალი არც ისე დიდად ეკისრებათ მეცნიერებს, 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 ჯუჯა დაბალი მასის გალაქტიკების დათვალიერება და მათი ვარსკვლავთფორმირების აფეთქებების წვლილი გათვალისწინება, ინფორმაციის მიახლოებით მცირე გალაქტიკების შესაძლო რაოდენობასთან, რომლებიც მაშინ არსებობდა. გრიზმი არის ობიექტური პრიზმა, პრიზმისა და დიფრაქციული ბადეების ერთობლიობა, რომელიც საშუალებას აძლევს სინათლეს გაიაროს მისი სპექტრის გადაადგილების გარეშე. სათაურში ასო "G" არის ბადედან (გისოსი).

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

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

გალაქტიკების სურათი გრიზმულ რეჟიმში, ჰაბლზე დაყენებული ფართო ველის კამერის 3-ის მაგალითის გამოყენებით და მოქმედებს ამ სპექტროსკოპიის რეჟიმში. გაფართოებული ცისარტყელას ხაზები სხვა არაფერია, თუ არა გალაქტიკები დაჭერილი ობიექტივში, მაგრამ გრიზმის რეჟიმში ისინი წარმოდგენილია როგორც ცისარტყელას სპექტრი. ამის წყალობით მეცნიერებს შეუძლიათ შეაფასონ კოსმოსური ობიექტების ქიმიური შემადგენლობა.