બે પ્રકારના સ્ટાર ક્લસ્ટરો અને તેમની લાક્ષણિકતાઓ. સ્ટાર ક્લસ્ટરના પ્રકાર

ખગોળશાસ્ત્રીઓ ડાયનેમિકલી ઇન્ટરકનેક્ટેડ જૂથોના સ્ટાર ક્લસ્ટરોને સમાવે છે મોટી સંખ્યામાંતારાઓ અને પ્રકાર અને તારાઓની રચનામાં ભિન્ન. તેમના દેખાવના આધારે, સ્ટાર ક્લસ્ટરોના બે જૂથો છે: ખુલ્લા ક્લસ્ટરો, જેમાં દસ અને સેંકડો તારાઓ અને ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, જેમાં દસ અને હજારો હોઈ શકે છે.

સ્ટાર ક્લસ્ટરો ખોલો

ફોટો: ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટર m55

ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરો

ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં તારાઓ માટેનો રંગ-સ્પષ્ટ મેગ્નિટ્યુડ ડાયાગ્રામ સામાન્ય રીતે સ્પષ્ટપણે એક લાક્ષણિક આડી શાખા અથવા વિશાળ શાખા દર્શાવે છે, જે મુખ્ય ક્રમ સાથે જોડાયેલ છે, તેમજ મુખ્ય ક્રમ પોતે જ, જે સામાન્ય હર્ટ્ઝસ્પ્રંગ કરતાં નીચી તેજસ્વીતાવાળા પ્રદેશમાં શરૂ થાય છે. -રસેલ ડાયાગ્રામ. કેટલીકવાર ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં તમે જોઈ શકો છો નોંધપાત્ર રકમ ચલ તારા, મોટાભાગે RR Lyrae પ્રકારનો, જે વ્યક્તિને આ પદાર્થોનું અંતર નક્કી કરવા દે છે.

1947 માં સોવિયત એસ્ટ્રોફિઝિસ્ટવિક્ટર અમ્બાર્ટસુમ્યાન અને તેના કર્મચારીઓએ શોધ કરી ખાસ જૂથોતારાઓના સંગઠનો દ્વારા નામ આપવામાં આવ્યું હતું. આ ચોક્કસ પ્રકારના તારાઓના જૂથો છે, જેની તારાઓની ઘનતા ગેલેક્સીમાં આ પ્રકારના તારાઓની સરેરાશ તારાઓની ઘનતા કરતા ઘણી વધારે છે. વૈજ્ઞાનિકોએ બે પ્રકારો ઓળખ્યા છે. પ્રથમ - O-એસોસિએશન - માં O થી B2 સુધીના પ્રારંભિક સ્પેક્ટ્રલ પ્રકારના તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, જેની તીવ્રતા દસ અને સેંકડો પાર્સેક છે, એટલે કે. ઓપન સ્ટાર ક્લસ્ટરો કરતા અનેક ગણા મોટા. બીજા પ્રકારના સંગઠનોમાં τ ટૌરી તારાઓનો સમાવેશ થાય છે અને તેથી તેને τ એસોસિએશન કહેવામાં આવે છે.

ચોખા રંગ રેખાકૃતિ - ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટર M3 ની સ્પષ્ટ તીવ્રતા

આધુનિક માહિતી અનુસાર, ગેલેક્સીમાં ઓછામાં ઓછા 70% તારાઓ દ્વિસંગી અને બહુવિધ પ્રણાલીઓનો ભાગ છે, અને એકલ તારાઓ (જેમ કે આપણો સૂર્ય) નિયમનો અપવાદ છે. પરંતુ ઘણીવાર તારાઓ વધુ અસંખ્ય "સામૂહિક" - સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં ભેગા થાય છે. સ્ટાર ક્લસ્ટર એ એકબીજાની નજીક અવકાશમાં સ્થિત તારાઓનો સમૂહ છે, જે સામાન્ય મૂળ અને પરસ્પર ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા જોડાયેલ છે. ક્લસ્ટરમાં સમાવિષ્ટ તમામ તારાઓ આપણાથી સમાન અંતરે છે (ક્લસ્ટરના કદ સુધી) અને તેમની ઉંમર અને રાસાયણિક રચના લગભગ સમાન છે, પરંતુ તે જ સમયે તેઓ ઉત્ક્રાંતિના વિવિધ તબક્કામાં છે (પ્રારંભિક સમૂહ દ્વારા નિર્ધારિત દરેક તારાની), જે તેમને તારાઓની ઉત્પત્તિ અને ઉત્ક્રાંતિના સિદ્ધાંતોના પરીક્ષણ માટે અનુકૂળ પદાર્થ બનાવે છે. બે પ્રકારના સ્ટાર ક્લસ્ટરો છે: ગ્લોબ્યુલર અને ઓપન. શરૂઆતમાં, દેખાવના આધારે આ વિભાજન સ્વીકારવામાં આવ્યું હતું, પરંતુ વધુ અભ્યાસ સાથે તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે ગોળાકાર અને ખુલ્લા ક્લસ્ટરો શાબ્દિક રીતે દરેક વસ્તુમાં ભિન્ન છે - વય, તારાઓની રચના, ગતિની પ્રકૃતિ વગેરેમાં.

ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરોહજારો થી લાખો તારાઓ ધરાવે છે. આ પ્રકારનું ક્લસ્ટર નિયમિત ગોળાકાર અથવા કંઈક અંશે ઓબ્લેટ આકાર દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે (જે દેખીતી રીતે, એક નિશાની છે. અક્ષીય પરિભ્રમણક્લસ્ટરો). પરંતુ સ્ટાર-પુઅર ક્લસ્ટરો પણ જાણીતા છે, જે છૂટાછવાયા (ઉદાહરણ તરીકે, NGC 5053)થી અસ્પષ્ટ છે, અને સ્પેક્ટ્રમ-લુમિનોસિટી ડાયાગ્રામની લાક્ષણિકતાઓના આધારે ગ્લોબ્યુલર તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાંના બે સૌથી તેજસ્વી ઓમેગા સેંટૌરી (NGC 5139) અને 47 Tucanae (NGC 104) ને સામાન્ય તારાઓ તરીકે નિયુક્ત કરવામાં આવ્યા છે, કારણ કે તેમની નોંધપાત્ર દેખીતી તેજને કારણે (અનુક્રમે +3.m6 અને +4.m1) તેઓ સ્પષ્ટ રીતે છે. નરી આંખે જોઈ શકાય છે, પરંતુ માત્ર અંદર દક્ષિણના દેશો. અને મધ્ય અક્ષાંશોમાં ઉત્તર ગોળાર્ધનરી આંખે સુલભ છે, તેમ છતાં મુશ્કેલી સાથે (અંધારું, ખુલ્લા આકાશ માટે પણ), ફક્ત બે જ નક્ષત્ર ધનુરાશિ (M22) અને હર્ક્યુલસ (M13) માં છે.

ઓમેગા સેંટૌરી સૌથી તેજસ્વી અને સંપૂર્ણ છે તીવ્રતા, તેના માટે તે -10.m2 છે, જ્યારે સૌથી નબળામાંના એક (NGC 6366) માટે તે માત્ર -5.m છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોનો રેખીય વ્યાસ સામાન્ય રીતે 15 થી 200 પીસી સુધીનો હોય છે, જ્યારે તેમના કેન્દ્રીય પ્રદેશોમાં તારાઓની સાંદ્રતા 1 પીસી3 દીઠ હજારો અને દસ હજાર સુધી પહોંચે છે (સૂર્યની નજીકમાં - 1 પીસી3 દીઠ માત્ર 0.13 તારા). દેખીતા કોણીય પરિમાણો રેખીય વ્યાસ અને ક્લસ્ટરના અંતર બંને પર આધાર રાખે છે, અને તેથી વધુ મજબૂત રીતે અલગ પડે છે. સૌથી મોટું ફરીથી ઓમેગા સેંટૌરી (54" છે - ચંદ્રના દેખીતા વ્યાસના દોઢ ગણા કરતાં વધુ!), અને ઉત્તર ગોળાર્ધના મધ્ય અક્ષાંશોમાં દેખાતા - સ્કોર્પિયસમાં M4 (34", અને તે ઉપરાંત, તે સૌથી નજીકમાંનું એક છે, તે 2 kpc સુધી છે) અને ધનુરાશિમાં પહેલેથી જ ઉલ્લેખિત M22 (32"). સૌથી નાનામાં લગભગ 1" નું સ્પષ્ટ કોણીય કદ છે.

હાલમાં ગેલેક્સીમાં લગભગ 150 જાણીતા ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો છે, પરંતુ તે સ્પષ્ટ છે કે તે ખરેખર અસ્તિત્વમાં છે તેમાંથી આ માત્ર એક નાનો ભાગ છે (તેમની કુલ સંખ્યા અંદાજે 400-600 છે). દ્વારા તેમનું વિતરણ અવકાશી ક્ષેત્રઅસમાન - તેઓ આકાશગંગાના કેન્દ્ર તરફ મજબૂત રીતે કેન્દ્રિત છે, તેની આસપાસ વિસ્તૃત પ્રભામંડળ બનાવે છે. તેમાંથી લગભગ અડધા ગેલેક્સીના દૃશ્યમાન કેન્દ્ર (ધનુરાશિમાં) થી 30 ડિગ્રીથી વધુ દૂર સ્થિત નથી, એટલે કે. એવા ક્ષેત્રમાં કે જેનું ક્ષેત્રફળ અવકાશી ગોળાના સમગ્ર વિસ્તારના માત્ર 6% છે. આ વિતરણ એ ગેલેક્સીના કેન્દ્રની આસપાસ ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોના પરિભ્રમણની વિચિત્રતાનું પરિણામ છે, જે ગોળાકાર સબસિસ્ટમના પદાર્થોની લાક્ષણિકતા છે - અત્યંત વિસ્તરેલ ભ્રમણકક્ષામાં. સમયગાળા દીઠ એકવાર (108-109 વર્ષ) ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરગેલેક્સી અને તેની ડિસ્કના ગીચ મધ્ય પ્રદેશોમાંથી પસાર થાય છે, જે ક્લસ્ટરમાંથી ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસના "સ્વીપિંગ આઉટ" માં ફાળો આપે છે (અવલોકનો પુષ્ટિ કરે છે કે આ ક્લસ્ટરોમાં ખૂબ ઓછો ગેસ છે). કેટલાક ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો ગેલેક્સી (NGC 2419 - 100 kpc) ના કેન્દ્રથી એટલા દૂર છે કે તેઓને આંતરમાર્ગીય તરીકે વર્ગીકૃત કરી શકાય છે.

ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો માટે સ્પેક્ટ્રમ-લુમિનોસિટી ડાયાગ્રામ છે લાક્ષણિક આકારઅભાવને કારણે વિશાળ તારામુખ્ય ક્રમ શાખા પર. આ ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોની નોંધપાત્ર ઉંમર સૂચવે છે (10-12 અબજ વર્ષ, એટલે કે તેઓ ગેલેક્સીની રચના સાથે એક સાથે રચાયા હતા) - આ સમય દરમિયાન, સૂર્યની નજીકના સમૂહ સાથે તારાઓમાં હાઇડ્રોજનનો ભંડાર ખતમ થઈ જાય છે, અને તેઓ મુખ્ય ક્રમને છોડી દે છે (અને તારાનો પ્રારંભિક સમૂહ જેટલો વધારે છે, તેટલો ઝડપી), સબજીયન્ટ્સ અને જાયન્ટ્સની શાખા બનાવે છે. તેથી, ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં સૌથી વધુ તેજસ્વી તારાઓલાલ જાયન્ટ્સ છે. વધુમાં, તેમનામાં ચલ તારાઓ જોવા મળે છે (ખાસ કરીને ઘણીવાર આરઆર લિરે પ્રકાર), તેમજ વિશાળ તારાઓના ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ ઉત્પાદનો (જે નજીકમાં છે. ડ્યુઅલ સિસ્ટમ્સસામાન્ય તારા સફેદ દ્વાર્ફ સાથે, ન્યુટ્રોન તારાઅને બ્લેક હોલ), પોતાને એક્સ-રે સ્ત્રોત તરીકે પ્રગટ કરે છે વિવિધ પ્રકારો. પરંતુ સામાન્ય રીતે ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં ડબલ સ્ટાર્સદુર્લભ છે. એ નોંધવું જોઈએ કે અન્ય તારાવિશ્વોમાં (ઉદાહરણ તરીકે, મેગેલેનિક વાદળોમાં) ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો જોવા મળે છે જે દેખાવમાં લાક્ષણિક છે, પરંતુ નાની ઉંમરની તારાઓની રચના સાથે, અને તેથી આવા પદાર્થોને યુવાન ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટર ગણવામાં આવે છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોની અન્ય વિશેષતા એ છે કે તેમના ઘટક તારાઓના વાતાવરણમાં ભારે (હિલીયમ કરતાં ભારે) તત્વોની સામગ્રીમાં ઘટાડો. સૂર્યમાં તેમની સામગ્રીની તુલનામાં, ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોના તારાઓ આ તત્વોમાં 5-10 ગણા અને કેટલાક ક્લસ્ટરોમાં - 200 ગણા સુધી ઘટે છે. આ લક્ષણ ગેલેક્સીના ગોળાકાર ઘટકના પદાર્થોની લાક્ષણિકતા છે અને તેની સાથે પણ સંકળાયેલું છે વૃદ્ધાવસ્થાક્લસ્ટરો - તેમના તારાઓ આદિમ વાયુમાંથી રચાયા હતા, જ્યારે સૂર્યની રચના ખૂબ પાછળથી થઈ હતી અને તેમાં અગાઉ વિકસિત તારાઓ દ્વારા રચાયેલા ભારે તત્વો છે.

સ્ટાર ક્લસ્ટરો ખોલોપ્રમાણમાં ઓછા તારાઓ ધરાવે છે - ઘણા દસથી હજાર સુધી, અને, એક નિયમ તરીકે, અહીં કોઈ નિયમિત આકારનો કોઈ પ્રશ્ન નથી. સૌથી પ્રસિદ્ધ ખુલ્લું ક્લસ્ટર એ પ્લેઇડ્સ છે, જે વૃષભ નક્ષત્રમાં દેખાય છે. એ જ નક્ષત્રમાં બીજું એક ક્લસ્ટર છે - હાઇડ્સ - તેજસ્વી એલ્ડેબરનની આસપાસ ઝાંખા તારાઓનો સમૂહ.

લગભગ 1,200 જાણીતા ઓપન સ્ટાર ક્લસ્ટરો છે, પરંતુ એવું માનવામાં આવે છે કે ગેલેક્સીમાં તેમાંથી ઘણા વધુ છે (લગભગ 20 હજાર). તેઓ અવકાશી ગોળામાં પણ અસમાન રીતે વિતરિત થાય છે, પરંતુ, ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોથી વિપરીત, તેઓ ગેલેક્સીના સમતલ તરફ મજબૂત રીતે કેન્દ્રિત હોય છે, તેથી આ પ્રકારના લગભગ તમામ ક્લસ્ટરો આકાશગંગાની નજીક દેખાય છે, અને સામાન્ય રીતે 2 kpc કરતાં વધુ નથી. સૂર્ય આ હકીકત સમજાવે છે કે ક્લસ્ટરોની કુલ સંખ્યાનો આટલો નાનો હિસ્સો શા માટે જોવામાં આવે છે - તેમાંના ઘણા ખૂબ દૂરના છે અને આકાશગંગાની ઉચ્ચ તારાઓની ઘનતાની પૃષ્ઠભૂમિ સામે ખોવાઈ ગયા છે, અથવા પ્રકાશ-શોષક ગેસ અને ધૂળના વાદળો દ્વારા છુપાયેલા છે. , ગેલેક્ટીક પ્લેનમાં પણ કેન્દ્રિત છે. ગેલેક્ટીક ડિસ્કના અન્ય પદાર્થોની જેમ, ખુલ્લા ક્લસ્ટરો લગભગ ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષામાં આકાશ ગંગાના કેન્દ્રની ભ્રમણકક્ષા કરે છે. ખુલ્લા ક્લસ્ટરોનો વ્યાસ 1.5 પીસીથી 15-20 પીસી સુધીનો છે, અને તારાઓની સાંદ્રતા 1 પીસી 3 દીઠ 1 થી 80 સુધીની છે. એક નિયમ તરીકે, ક્લસ્ટરો પ્રમાણમાં ગાઢ કોર અને વધુ છૂટાછવાયા તાજ ધરાવે છે. ખુલ્લા ક્લસ્ટરોમાં, ડબલ રાશિઓ જાણીતા છે (જેમ કે ચી અને અલ પર્સિયસ) અને ગુણાંક, એટલે કે. જૂથો તેમની અવકાશી નિકટતા અને સમાન યોગ્ય ગતિ અને રેડિયલ વેગ દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે.

ઓપન ક્લસ્ટરો અને ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો વચ્ચેનો મુખ્ય તફાવત એ છે કે સ્પેક્ટ્રમ-લ્યુમિનોસિટી ડાયાગ્રામની વિશાળ વિવિધતા, જે તેમની ઉંમરના તફાવતને કારણે થાય છે. સૌથી નાના ક્લસ્ટરો લગભગ 1 મિલિયન વર્ષ જૂના છે, સૌથી જૂના 5-10 અબજ વર્ષ જૂના છે તેથી, ખુલ્લા ક્લસ્ટરોની તારાઓની રચના વૈવિધ્યસભર છે - તેમાં વાદળી અને લાલ સુપરજાયન્ટ્સ, જાયન્ટ્સ, ચલો છે. વિવિધ પ્રકારો- ફ્લેરિંગ, સેફિડ્સ, વગેરે. રાસાયણિક રચનાખુલ્લા ક્લસ્ટરોમાં સમાવિષ્ટ તારાઓ તદ્દન સજાતીય છે, અને સરેરાશ સામગ્રી છે ભારે તત્વોસૂર્યની નજીક, જે ગેલેક્ટીક ડિસ્કમાંના પદાર્થો માટે લાક્ષણિક છે.

ખુલ્લા ક્લસ્ટરોની બીજી વિશેષતા એ છે કે તેઓ ઘણીવાર ગેસ-ડસ્ટ નેબ્યુલા સાથે દેખાય છે - વાદળનો અવશેષ જેમાંથી એક વખત આ ક્લસ્ટરના તારાઓ બન્યા હતા. તારાઓ "તેમના" નિહારિકાને ગરમ કરી શકે છે અથવા પ્રકાશિત કરી શકે છે, તેને દૃશ્યમાન બનાવે છે. જાણીતા પ્લીઆડ્સ (ફોટો જુઓ) પણ વાદળી, ઠંડા નિહારિકામાં ડૂબી ગયા છે. આકાશગંગામાં, ખુલ્લા ક્લસ્ટરો ફક્ત ત્યાં જ અસ્તિત્વમાં હોઈ શકે છે જ્યાં ઘણા ગેસ વાદળો હોય છે. આપણા જેવી સર્પાકાર તારાવિશ્વોમાં, આકાશગંગાના સપાટ ઘટકમાં આવા સ્થાનો પુષ્કળ પ્રમાણમાં જોવા મળે છે, અને યુવાન ક્લસ્ટરો સર્પાકાર બંધારણના સારા સૂચક તરીકે સેવા આપે છે, કારણ કે તેમની રચના પછી જે સમય પસાર થઈ ગયો છે, તેમની પાસે ખસેડવાનો સમય નથી. સર્પાકાર હાથથી દૂર જેમાં આ રચના થાય છે.

એક ખાસ પ્રકારનું ઓપન ક્લસ્ટર છે ફરતા ક્લસ્ટરો, જેના માટે તેમાં સમાવિષ્ટ તારાઓની યોગ્ય ગતિનું ચોક્કસ માપન કરવું શક્ય છે. આવા ક્લસ્ટરોના ઉદાહરણો છે હાઇડ્સ, પ્લેઇડ્સ, મેન્જર અને કેટલાક અન્ય. આ હિલચાલની દિશાઓના વિસ્તરણ (ક્યાં તો પાછળની તરફ અથવા આગળ) રેડિયન્ટ તરીકે ઓળખાતા બિંદુ પર છેદે છે - આ કન્વર્જન્સ છે સમાંતર રેખાઓપરિપ્રેક્ષ્યને કારણે. તારાઓની યોગ્ય ગતિ, તેમના રેડિયલ વેગ અને કોણીય અંતરરેડિયન્ટ માટે અમને આ તારાઓના કુલ અવકાશી વેગની ગણતરી કરવાની મંજૂરી આપે છે, અને તેથી - ચોક્કસ અંતરતેમની પહેલાં (ત્રિકોણમિતિ લંબન પદ્ધતિ કરતાં વધુ ચોક્કસપણે). અને અંતર જાણવાથી ઓછામાં ઓછા એક ક્લસ્ટર માટે સ્પેક્ટ્રમ-લ્યુમિનોસિટી ડાયાગ્રામને "કેલિબ્રેટ" કરવાનું શક્ય બને છે, એટલે કે. તેને સંપૂર્ણ તારાઓની પરિમાણ સાથે બાંધો. અવલોકનોમાંથી સીધા મેળવેલા "સ્પેક્ટ્રમ-દૃશ્યમાન તેજ" આકૃતિઓમાંથી અન્ય ક્લસ્ટરો માટેના અંતરને નિર્ધારિત કરવા માટે આવો સંદર્ભ ખૂબ જ મહત્વપૂર્ણ છે, કારણ કે આવા આકૃતિના મુખ્ય ક્રમ અને "માપાંકિત" એકને સંયોજિત કરવાથી તરત જ દૃશ્યમાન અને દૃશ્યમાન વચ્ચેનો તફાવત મળે છે. સંપૂર્ણ મૂલ્યો, માત્ર અંતર પર આધાર રાખીને. હાઇડ્સનો ઉપયોગ "સંદર્ભ" ક્લસ્ટર તરીકે કરવો સૌથી અનુકૂળ છે, કારણ કે તે સૌથી નજીક છે (40 પીસી), અને તે અતિશયોક્તિ વિના કહી શકાય કે તાજેતરમાં સુધી (હિપ્પાર્કોસ મિશનના પ્રક્ષેપણ પહેલા) તારાઓ વચ્ચેના અંતરનો સંપૂર્ણ સ્કેલ હાઇડ્સ પર જાળવવામાં આવી હતી.

સ્ટાર એસોસિએશનો- તારાઓના દુર્લભ જૂથો જેમની ઉંમર લાખો વર્ષોથી વધુ નથી (તેમાંના સૌથી નાનાની ઉંમર એક મિલિયન વર્ષથી વધુ નથી). સામાન્ય રીતે, તારાઓની સંસ્થામાં 50-100 પીસીનું કદ હોય છે અને તેમાં કેટલાક તારાઓથી માંડીને સેંકડો સુધીનો સમાવેશ થાય છે, તેથી તે યુવાન તારાઓના ક્લસ્ટરોથી અલગ હોય છે. મોટા કદઅને તારાઓની ઓછી ઘનતા. સંગઠનોમાં તારાઓ વચ્ચેનું આકર્ષણ સામાન્ય રીતે તેમને એકસાથે રાખવા માટે ખૂબ જ નબળું હોય છે, અને તેથી સંગઠનો લાંબા સમય સુધી ટકી શકતા નથી (કોસ્મિક ધોરણો દ્વારા) - માત્ર 10-20 મિલિયન વર્ષોમાં તેઓ એટલા વિસ્તરે છે કે તેમના તારાઓ લાંબા સમય સુધી તેની પૃષ્ઠભૂમિથી અલગ નથી રહેતા. અન્ય તારાઓ. ગેલેક્સીમાં જ સ્ટાર ક્લસ્ટરો અને સંગઠનોનું અસ્તિત્વ વિવિધ ઉંમરનાઅવિશ્વસનીય રીતે સૂચવે છે કે તારાઓ એકલા નથી, પરંતુ જૂથોમાં રચાય છે, અને તારાઓની રચનાની પ્રક્રિયા આજ સુધી ચાલુ છે. તારાઓની સંગઠનનું ઉદાહરણ ઓરિઅન નક્ષત્રમાં યુવાન વાદળી તારાઓનું જૂથ છે, જેનો મુખ્ય ભાગ "ઓરિઅનનું ટ્રેપેઝિયમ" છે.

ક્લસ્ટરોમાં સમાવિષ્ટ તારાઓ જ નહીં, પણ ક્લસ્ટરો પણ શાશ્વત નથી. ખુલ્લા ક્લસ્ટરોમાં તારાઓ વચ્ચેનું અંતર પ્રમાણમાં મોટું છે, જેનો અર્થ છે કે દળો ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયા. લાખો વર્ષોમાં, તારાવિશ્વોની ભરતીની ક્રિયાને લીધે, ક્લસ્ટરો ધીમે ધીમે વિઘટન પામે છે - તેમાં સમાવિષ્ટ તારાઓ એકબીજાથી વધુ અને વધુ દૂર જાય છે અને ધીમે ધીમે તેમના ગુરુત્વાકર્ષણ બંધન ગુમાવે છે. ક્યારેક દ્વારા સામાન્ય ચળવળઅને તારાઓના જૂથનું અંતર, તેમાંના ભૂતપૂર્વ ખુલ્લા ક્લસ્ટરનો અંદાજ લગાવી શકાય છે. આવા જૂથો કહેવામાં આવે છે સ્ટાર સ્ટ્રીમ્સ. બહુ ઓછા લોકો જાણે છે કે બકેટના 5 તારા ઉર્સા મેજરઆ જૂથોમાંથી એકનો ભાગ છે (ડાબી બાજુનો ફોટો જુઓ), ખાસ કરીને સૂર્યની નજીક સ્થિત છે (લગભગ 28 પીસી), અને તેથી આકાશ પર કબજો કરશે વિશાળ વિસ્તાર. આ પ્રવાહમાં લગભગ 100 તારાઓ છે, જેમાંથી જેમ્મા (ઉત્તરી તાજનો આલ્ફા) અને સિરિયસ પણ છે!

સ્ટાર ક્લસ્ટરના વિષયમાં, છેલ્લે ઉલ્લેખ કરવો ઉપયોગી થશે ગ્રહ- લાક્ષણિક રૂપરેખાંકનો (ઘણીવાર - યોગ્ય ફોર્મ, અથવા અમુક ઑબ્જેક્ટની રૂપરેખા જેવું લાગે છે), જે અવ્યવસ્થિત તારાઓ દ્વારા રચાય છે જે કોઈપણ રીતે એકબીજા સાથે જોડાયેલા નથી. મોટી રચનાઓ પણ નક્ષત્ર તરીકે ગણવામાં આવે છે, જેમ કે નક્ષત્રની આકૃતિઓ (ઉદાહરણ તરીકે, ઓરિઅન આકૃતિના મુખ્ય તારાઓને "બટરફ્લાય" એસ્ટરિઝમ કહેવામાં આવે છે), અને તે પણ એક સાથે અનેક નક્ષત્રો (ઉદાહરણ તરીકે, વેગા, ડેનેબ અને અલ્ટેયર કૂવા બનાવે છે- જાણીતા "વસંત-ઉનાળાનો ત્રિકોણ"), અને ખૂબ જ નાનો, દૂરબીન અથવા ટેલિસ્કોપ દ્વારા દૃશ્યમાન છે (ઉદાહરણ તરીકે, લિસિચકામાં "હેંગર" એસ્ટરિઝમ). કોઈ નહિ વૈજ્ઞાનિક રસ asterisms પ્રતિનિધિત્વ નથી, પરંતુ સાથે સૌંદર્યલક્ષી બિંદુદ્રષ્ટિકોણ ખૂબ પ્રભાવશાળી હોઈ શકે છે.

સ્પષ્ટ હવામાનમાં રાત્રિના આકાશમાં તમે ઘણી નાની તેજસ્વી લાઇટ્સ - તારાઓ જોઈ શકો છો. હકીકતમાં, તેમનું કદ પૃથ્વીના કદ કરતાં સેંકડો અથવા હજારો ગણું વિશાળ હોઈ શકે છે. તેઓ અલગથી અસ્તિત્વમાં હોઈ શકે છે, પરંતુ ક્યારેક સ્ટાર ક્લસ્ટર બનાવે છે.

તારાઓ શું છે?

તારો એ ગેસનો વિશાળ દડો છે. તે તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણ બળને કારણે પોતાને પકડી રાખવામાં સક્ષમ છે. તારાઓની દળ સામાન્ય રીતે ગ્રહોના સમૂહ કરતા વધારે હોય છે. તેમની અંદર થઈ રહ્યું છે થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ, જે પ્રકાશના ઉત્સર્જનમાં ફાળો આપે છે.

તારાઓ મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ તેમજ ધૂળમાંથી બને છે. તેમનું આંતરિક તાપમાન લાખો કેલ્વિન સુધી પહોંચી શકે છે, જોકે બાહ્ય તાપમાન ઘણું ઓછું છે. આ ગેસ બોલ્સને માપવા માટેની મુખ્ય લાક્ષણિકતાઓ છે: સમૂહ, ત્રિજ્યા અને તેજ, ​​એટલે કે ઊર્જા.

નરી આંખે, વ્યક્તિ લગભગ છ હજાર તારાઓ (દરેક ગોળાર્ધમાં ત્રણ હજાર) જોઈ શકે છે. આપણે પૃથ્વીની સૌથી નજીક માત્ર દિવસ દરમિયાન જ જોઈએ છીએ - આ સૂર્ય છે. તે 150 મિલિયન કિલોમીટરના અંતરે સ્થિત છે. આપણી સૌથી નજીક સૌર સિસ્ટમતારાને પ્રોક્સિમા સેંટૌરી કહેવામાં આવે છે.

તારાઓ અને ક્લસ્ટરોનો જન્મ

ધૂળ અને ગેસ, જે અમર્યાદિત માત્રામાં હાજર હોય છે, તેના પ્રભાવ હેઠળ સંકુચિત થઈ શકે છે તેટલી વધુ ગીચતાથી તેઓ સંકુચિત થાય છે. ઉચ્ચ તાપમાનઅંદર રચાય છે. જેમ જેમ પદાર્થ વધુ ગીચ બને છે, તે સમૂહ મેળવે છે, અને જો તે હાથ ધરવા માટે પૂરતું હોય પરમાણુ પ્રતિક્રિયા, પછી એક તારો દેખાશે.

વાયુ અને ધૂળના વાદળોમાંથી, ઘણીવાર એક સાથે અનેક તારાઓ બને છે, જે એકબીજાને પકડે છે અને સ્ટાર સિસ્ટમ બનાવે છે. આમ, ડબલ, ટ્રિપલ અને અન્ય સિસ્ટમ્સ છે. દસ કરતાં વધુ તારાઓ એક ક્લસ્ટર બનાવે છે.

સ્ટાર ક્લસ્ટર એ સામાન્ય મૂળના તારાઓનો સમૂહ છે જે ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા એકબીજા સાથે બંધાયેલા છે અને આકાશગંગાના ક્ષેત્રમાં એક એકમ તરીકે આગળ વધે છે. તેઓ ગોળાકાર અને છૂટાછવાયા વિભાજિત છે. તારાઓ ઉપરાંત, ક્લસ્ટરોમાં ગેસ અને ધૂળ હોઈ શકે છે. અવકાશી પદાર્થોના જૂથો એક સામાન્ય મૂળ દ્વારા જોડાયેલા હોય છે, પરંતુ ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા જોડાયેલા નથી, તેમને તારાઓની સંગઠનો કહેવામાં આવે છે.

શોધનો ઇતિહાસ

પ્રાચીન સમયથી લોકો રાત્રિના આકાશનું અવલોકન કરતા આવ્યા છે. જોકે લાંબા સમય સુધીએવું માનવામાં આવતું હતું અવકાશી પદાર્થોબ્રહ્માંડની વિશાળતામાં સમાનરૂપે વિતરિત. 18મી સદીમાં, ખગોળશાસ્ત્રી વિલિયમ હર્શેલે ફરી એકવાર વિજ્ઞાનને પડકાર ફેંક્યો કે કેટલાક વિસ્તારોમાં સ્પષ્ટપણે અન્ય કરતા વધુ તારાઓ છે.

થોડા સમય પહેલા, તેમના સાથીદાર ચાર્લ્સ મેસિયરે આકાશમાં નિહારિકાઓનું અસ્તિત્વ નોંધ્યું હતું. ટેલિસ્કોપ દ્વારા તેમનું અવલોકન કરીને, હર્શેલે શોધ્યું કે આ હંમેશા કેસ નથી. તેણે તે ક્યારેક જોયું તારાઓની નિહારિકા- તારાઓનો સમૂહ જે નરી આંખે જોવામાં આવે ત્યારે ફોલ્લીઓ તરીકે દેખાય છે. તેણે જે શોધ્યું તેને તેણે "ઢગલો" કહ્યું. પાછળથી, આ ગેલેક્ટીક ઘટનાઓ માટે બીજા નામની શોધ કરવામાં આવી હતી - સ્ટાર ક્લસ્ટરો.

હર્શેલ લગભગ બે હજાર ક્લસ્ટરોનું વર્ણન કરવામાં સફળ રહ્યો. 19મી સદીમાં, ખગોળશાસ્ત્રીઓએ નક્કી કર્યું કે તેઓ આકાર અને કદમાં ભિન્ન છે. પછી ગ્લોબ્યુલર અને ઓપન ક્લસ્ટરો ઓળખવામાં આવ્યા. વિગતવાર અભ્યાસઆ ઘટનાઓ ફક્ત 20 મી સદીમાં શરૂ થઈ હતી.

ક્લસ્ટરો ખોલો

તારાઓની સંખ્યા અને આકારમાં ક્લસ્ટરો એકબીજાથી અલગ પડે છે. ખુલ્લા સ્ટાર ક્લસ્ટરમાં દસથી ઘણા હજાર તારાઓ હોઈ શકે છે. તેઓ તદ્દન યુવાન છે, તેમની ઉંમર માત્ર થોડા મિલિયન વર્ષ હોઈ શકે છે. આવા સ્ટાર ક્લસ્ટરમાં સ્પષ્ટ રીતે નિર્ધારિત સીમાઓ હોતી નથી; તે સામાન્ય રીતે સર્પાકાર અને અનિયમિત તારાવિશ્વોમાં જોવા મળે છે.

આપણી આકાશગંગામાં લગભગ 1,100 ક્લસ્ટરો મળી આવ્યા છે. તેઓ લાંબા સમય સુધી જીવતા નથી, કારણ કે તેમનું ગુરુત્વાકર્ષણ જોડાણ નબળું છે અને ગેસના વાદળો અથવા અન્ય સંચયની નજીકથી પસાર થવાને કારણે સરળતાથી તૂટી શકે છે. "ખોવાયેલ" તારાઓ સિંગલ બની જાય છે.

ક્લસ્ટરો ઘણીવાર સર્પાકાર હથિયારો પર અને આકાશ ગંગાના વિમાનોની નજીક જોવા મળે છે, જ્યાં ગેસની સાંદ્રતા વધારે હોય છે. તેમની પાસે અસમાન, આકારહીન ધાર અને ગાઢ, સ્પષ્ટપણે દૃશ્યમાન કોર છે. ખુલ્લા ક્લસ્ટરોને તેમની ઘનતા, તેજમાં તફાવતો અનુસાર વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે આંતરિક તારા, તેમજ પર્યાવરણની સરખામણીમાં વિશિષ્ટતા.

ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો

ખુલ્લા ક્લસ્ટરોથી વિપરીત, ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરો સ્પષ્ટ હોય છે ગોળાકાર આકાર. તેમના તારાઓ ગુરુત્વાકર્ષણ દ્વારા વધુ નજીકથી બંધાયેલા છે, અને ઉપગ્રહ તરીકે કામ કરીને આકાશ ગંગાના કેન્દ્રની આસપાસ ફરે છે. આ ક્લસ્ટરોની ઉંમર 10 બિલિયન વર્ષ અને તેથી વધુની શ્રેણીના વિખરાયેલા લોકો કરતા ઘણી ગણી વધારે છે. પરંતુ તે સંખ્યામાં નોંધપાત્ર રીતે હલકી ગુણવત્તાવાળા છે; અત્યાર સુધીમાં આપણી આકાશગંગામાં લગભગ 160 ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો મળી આવ્યા છે.

ક્લસ્ટરમાં તારાઓની ઉચ્ચ ઘનતા ઘણીવાર અથડામણ તરફ દોરી જાય છે. પરિણામે, લ્યુમિનાયર્સના અસામાન્ય વર્ગો રચી શકાય છે. ઉદાહરણ તરીકે, જ્યારે બાઈનરીના સભ્યો મર્જ થાય છે, ત્યારે વાદળી સ્ટ્રેગલર બનાવવામાં આવે છે. તે અન્ય વાદળી તારાઓ અને ક્લસ્ટર સભ્યો કરતાં વધુ ગરમ છે. અથડામણ અન્ય વિદેશી અવકાશી પદાર્થો પણ ઉત્પન્ન કરી શકે છે, જેમ કે ઓછા-દળના એક્સ-રે બાઈનરી સ્ટાર્સ અને મિલીસેકન્ડ પલ્સર.

સ્ટાર એસોસિએશનો

ક્લસ્ટરોથી વિપરીત, તારાઓના સંગઠનો સામાન્ય દ્વારા જોડાયેલા નથી ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર, ક્યારેક તે હાજર હોય છે, પરંતુ તેની તાકાત ખૂબ નાની હોય છે. તેઓ એક જ સમયે દેખાયા હતા અને તેમની ઉંમર નાની છે, લાખો વર્ષો સુધી પહોંચે છે.

સ્ટેલર એસોસિએશનો યુવા ઓપન ક્લસ્ટરો કરતા મોટા હોય છે. તેઓ વધુ વિરલ છે બાહ્ય અવકાશ, અને તેમની રચનામાં સેંકડો જેટલા તારાઓનો સમાવેશ કરે છે. તેમાંથી લગભગ એક ડઝન હોટ જાયન્ટ્સ છે.

નબળું ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્ર તારાઓને લાંબા સમય સુધી જોડાણમાં રહેવા દેતું નથી. તેઓને ક્ષીણ થવા માટે હજારોથી એક મિલિયન વર્ષોની જરૂર છે - ખગોળશાસ્ત્રીય ધોરણો દ્વારા આ નગણ્ય છે. તેથી, તારાઓની સંગઠનોને અસ્થાયી રચનાઓ કહેવામાં આવે છે.

જાણીતા ક્લસ્ટરો

કુલ મળીને, કેટલાય હજાર સ્ટાર ક્લસ્ટરો મળી આવ્યા છે, જેમાંથી કેટલાક નરી આંખે જોઈ શકાય છે. પૃથ્વીની સૌથી નજીક પ્લીઆડેસ (સ્ટોઝારી) અને હાઇડ્સના ખુલ્લા ક્લસ્ટરો છે, જે પહેલામાં સ્થિત છે, જેમાં ખાસ ઓપ્ટિક્સ વિના લગભગ 500 તારાઓ છે, તેમાંથી માત્ર સાત જ અલગ છે. હાઈડ્સ એલ્ડેબરનની બાજુમાં સ્થિત છે અને તેમાં લગભગ 130 તેજસ્વી અને 300 ઓછા બળતા સભ્યો છે.

ઓપન સ્ટાર ક્લસ્ટર પણ સૌથી નજીકમાંનું એક છે. તેને નર્સરી કહેવામાં આવે છે અને તેમાં બેસોથી વધુ સભ્યો છે. ગમાણ અને હાઈડ્સની ઘણી લાક્ષણિકતાઓ સમાન છે, તેથી એવી શક્યતા છે કે તેઓ એક જ ગેસ અને ધૂળના વાદળમાંથી રચાયા હતા.

ઉત્તરીય ગોળાર્ધમાં કોમા બેરેનિસિસ નક્ષત્રમાં એક સ્ટાર ક્લસ્ટર દૂરબીન દ્વારા સરળતાથી જોઈ શકાય છે. આ ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટર M 53 છે, જે 1775 માં શોધાયું હતું. તે 60,000 પ્રકાશ વર્ષોથી વધુ દૂર સ્થિત છે. ક્લસ્ટર એ પૃથ્વીથી સૌથી દૂરનું એક છે, જો કે તે દૂરબીન દ્વારા સરળતાથી જોઈ શકાય છે. વિશાળ સંખ્યામાં ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો સ્થિત છે

નિષ્કર્ષ

સ્ટાર ક્લસ્ટરો છે મોટા જૂથોગુરુત્વાકર્ષણ દળો દ્વારા એકીકૃત તારાઓ. તેમની સંખ્યા દસથી લઈને કેટલાક મિલિયન તારાઓ ધરાવે છે સામાન્ય મૂળ. મૂળભૂત રીતે, ગોળાકાર અને ખુલ્લા ક્લસ્ટરો અલગ પડે છે, જે આકાર, રચના, કદ, સભ્યોની સંખ્યા અને ઉંમરમાં ભિન્ન હોય છે. તેમના ઉપરાંત, ત્યાં કામચલાઉ ક્લસ્ટરો છે જેને સ્ટેલર એસોસિએશન્સ કહેવાય છે. તેમનું ગુરુત્વાકર્ષણ જોડાણ ખૂબ નબળું છે, જે અનિવાર્યપણે સામાન્ય સિંગલ તારાઓના વિઘટન અને રચના તરફ દોરી જાય છે.

ગોળાકાર / લંબગોળ: સૌથી ગોળ - E0, સૌથી ચપટી - E7;
SO - સર્પાકાર અને લંબગોળ તારાવિશ્વો વચ્ચે મધ્યવર્તી;

સર્પાકાર: સા - ટૂંકા હાથ સાથે, જાડા સર્પાકાર, એસસી - લાંબી, પાતળી શાખાઓ;

સર્પાકાર ક્રોસ્ડ", છેડામાંથી જમ્પર સાથે કે જેનાથી હાથ શરૂ થાય છે (SBa, SBb, SBc);

અનિયમિત તારાવિશ્વો (Irr).

સર્પાકાર ગેલેક્સી મધ્યમાં જાડું થવું સાથે ડિસ્કનો આકાર છે - કોર. સર્પાકાર હથિયારો કોરમાંથી નીકળે છે, વધુ કે ઓછા ચુસ્ત રીતે એકબીજાને અડીને. કોર મોટે ભાગે જૂના તારાઓથી બનેલો હોય છે, જ્યારે હાથ મોટાભાગે યુવાન તારાઓ અને ગેસ, મોટે ભાગે હાઇડ્રોજનનો બનેલો હોય છે. બધી શાખાઓ - અને તેમાંથી એક, બે અથવા ઘણી હોઈ શકે છે - ગેલેક્સીના પરિભ્રમણના પ્લેન સાથે એકરૂપ પ્લેનમાં પડેલી છે. તેથી, ગેલેક્સીમાં ફ્લેટન્ડ ડિસ્કનો દેખાવ છે. સર્પાકાર તારાવિશ્વો વિશાળ, ઘેરા, લગભગ ગોળાકાર પ્રભામંડળથી ઘેરાયેલા છે, જેમાં જૂના તારાઓ પણ છે.
સર્પાકાર તારાવિશ્વો અન્ય કરતા વધુ સામાન્ય છે. આમાં આકાશગંગા ગેલેક્સી, એન્ડ્રોમેડા ગેલેક્સી (M31), અને ટ્રાયેન્ગુલમ ગેલેક્સી (M33) નો સમાવેશ થાય છે.

સોમબ્રેરો

કન્યા રાશિમાં ગેલેક્સી M104.

વ્યાસ લગભગ 110,000 પ્રકાશ વર્ષ છે.

સૂર્યનું અંતર 40,000,000 પ્રકાશ વર્ષ છે.

શિકારી કૂતરા

પહોળાઈ - લગભગ 60,000 પ્રકાશ વર્ષ.

સૂર્યનું અંતર 35,000,000 પ્રકાશ વર્ષ છે.

પ્રકાર: વિશાળ સર્પાકાર આકાશગંગા.

એમ 31 એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા

વ્યાસ લગભગ 150,000 પ્રકાશ વર્ષ છે. સૂર્યનું અંતર 2,400,000 પ્રકાશ વર્ષ છે. પ્રકાર: વિશાળ સર્પાકાર આકાશગંગા.

મિલ્કી વે ગેલેક્સી (GMP)

17 અબજ વર્ષો પહેલાઆપણી આકાશગંગા, આકાશગંગા, બનવાનું શરૂ થયું. આકાશગંગા સર્પાકાર ગેલેક્સી અનેક તારાવિશ્વોમાંની એક છે વિવિધ આકારોબ્રહ્માંડમાં અસ્તિત્વમાં છે. સેમી.

મેગેલેનિક વાદળો - આ વામન તારાવિશ્વો. તેમના સૌથી મોટા કોણીય પરિમાણો છે તારાઓવાળું આકાશલાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડ (LMC) માટે 8° અને સ્મોલ મેગેલેનિક ક્લાઉડ (SMC) માટે 4°. મેગેલેનિક વાદળોના તારાઓ આપણી આકાશગંગાના સર્પાકાર આર્મ્સના તારા જેવા જ છે, જે પૃથ્વી પરના નિરીક્ષકને આકાશગંગાના ચાંદીના ગ્લો તરીકે જોવામાં આવે છે. મેગેલેનિક વાદળોમાં ઘણા યુવાન અને ગરમ તેજસ્વી તારાઓ છે, અને અત્યંત ઉચ્ચ તેજસ્વીતાના ઘણા બધા વાદળી સુપરજાયન્ટ્સ છે.

લાર્જ મેગેલેનિક ક્લાઉડ (LMC)

ડોરાડો નક્ષત્રમાં LMC ગેલેક્સી.

વ્યાસ - 26,000 પ્રકાશ વર્ષ.

સૂર્યનું અંતર 16,000 પ્રકાશ વર્ષ છે.

આધુનિક પર તારા નકશા LMC ટેબલ માઉન્ટેન અને ડોરાડોના નક્ષત્રમાં આવે છે.

LMCમાં S Doradus આજે બ્રહ્માંડમાં સૌથી વધુ જાણીતું છે.

ટેરેન્ટુલા એ LMC ની તેજસ્વી પ્રસરેલી નિહારિકા છે. આ સૌથી મોટી જાણીતી નિહારિકા છે સ્થાનિક જૂથગલકટિક. આ નિહારિકાની અંદર, નવા તારાઓનો જન્મ "ગુસ્સે ઝડપે" થાય છે. નિહારિકાના કેન્દ્રમાં ખૂબ જ ગરમ વાદળી તારાઓનું ખુલ્લું ક્લસ્ટર છે.

સ્મોલ મેગેલેનિક ક્લાઉડ (SMC)

ટુકાના નક્ષત્રમાં SMC ગેલેક્સી.

વ્યાસ - 16,000 પ્રકાશ વર્ષ.

સૂર્યનું અંતર 212,000 પ્રકાશ વર્ષ છે.

પ્રકાર: અનિયમિત આકાશગંગા.

આધુનિક તારા નકશા પર, MMO તુકાના નક્ષત્રમાં આવે છે.

મેટાગાલેક્સી

સ્થાનિક જૂથ- મિલ્કી વે, મેગેલેનિક ક્લાઉડ્સ અને એન્ડ્રોમેડા નેબ્યુલા સહિત લગભગ 30 તારાવિશ્વોનું ક્લસ્ટર. ધરાવે છે અનિયમિત આકાર, સૌથી વચ્ચેનું અંતર દૂરસ્થ બિંદુઓક્લસ્ટરનો અંદાજ 6 મિલિયન પ્રકાશ વર્ષ છે.

મેટાગાલેક્સીનું સેલ્યુલર-હનીકોમ્બ માળખું

ઉપરોક્તના આધારે, 100-300 મિલિયન પ્રકાશ વર્ષોના કોષના કદ સાથે મધપૂડાની યાદ અપાવે છે, મેટાગાલેક્સીમાં દેખાતી રચનાઓ સમજાવવી મુશ્કેલ નથી. લાક્ષણિક લક્ષણસેલ્યુલર-હનીકોમ્બ માળખું એ છે કે કોષોની આંતરિક પોલાણ (વોઇડ્સ) લગભગ ખાલી લાગે છે, અને તમામ તારાવિશ્વો અને તેમના ક્લસ્ટરો ક્લસ્ટરોમાં અથવા કહેવાતી "દિવાલો" સાથે એકત્રિત કરવામાં આવે છે જે કોષોની રૂપરેખા આપે છે.

ક્વોન્ટાઇઝેશનના બીજા તબક્કા પછી આંતરિક સોળ પોલાણ સાથે ડોડેકાહેડ્રોનની રચના થાય છે. પરંતુ જગ્યાનું પરિમાણ આ તબક્કે સમાપ્ત થતું નથી. તે દરેક નવા બનાવેલા ક્રોનોશેલ્સમાં ઘણી વખત ચાલુ રહેશે, ફ્રેકટલ પ્રકારની વધુને વધુ અબજો સિસ્ટમ્સ બનાવશે.

રદબાતલ

પ્રથમ ક્રમના ડોડેકેહેડ્રલ માળખામાં, નાના બીજા ક્રમના ડોડેકેહેડ્રલ માળખાં રચાય છે, વગેરે. શક્ય છે કે તેઓ આઇકોસહેડ્રલ માળખાં દ્વારા પૂરક હોય, કારણ કે બંને પોલિહેડ્રા (ડોડેકેહેડ્રોન અને આઇકોસાહેડ્રોન) સરળતાથી એકબીજામાં ફરીથી ગોઠવી શકાય છે. ક્રોનોશેલ્સનું આઇકોસહેડ્રલ-ડોડેકેહેડ્રલ માળખું મેટાગૅલેક્સીના મોટા પાયે સેલ્યુલર-હનીકોમ્બ માળખું બનાવે છે. તારાવિશ્વોના ક્લસ્ટરો અને સુપરક્લસ્ટર્સ નીચલા-સ્તરના આઇકોસહેડ્રલ-ડોડેકેહેડ્રલ માળખામાં રચાય છે.

ફુગાવાની ક્ષણે બ્રહ્માંડ એ મધપૂડાની જેમ અદ્રશ્ય કોષોથી ભરેલી સ્યુડો-સ્પેસ છે, જ્યાં કોષો ક્રોનો-શેલ્સના પરપોટાને ફુલાવતા હતા. તદુપરાંત, આવા દરેક કોષ પોતાની અંદર ભાવિ તારાવિશ્વોના આંતરિક અદ્રશ્ય ક્રોનલ શેલોથી ભરેલા ભવિષ્યના ક્લસ્ટર અથવા તારાવિશ્વોના સુપરક્લસ્ટર ધરાવે છે. સ્ટાર સિસ્ટમ્સ matryoshka પ્રકાર અનુસાર, બ્રહ્માંડના ફ્રેકટલ્સ બનાવે છે. ભાંગી પડેલી સ્થિતિમાં દરેક ક્રોનોશેલ ગુરુત્વાકર્ષણ ચાહક દ્વિધ્રુવ છે. બંધાયેલ રાજ્ય. જલદી આવા દ્વિધ્રુવમાં ઊર્જાનો પ્રવાહ શરૂ થાય છે, તે જગ્યા અને પદાર્થમાં રૂપાંતરિત થઈને "ખુલી જાય છે".

આડી ભિન્નતા મર્યાદા નક્કી કરવામાં આવે છે નિર્ણાયક ઘનતાપરિણામી પદાર્થ. શરૂઆતના ક્રોનોશેલ્સ ઝડપથી તેમની જગ્યામાં વધારો કરે છે, પરંતુ દ્રવ્ય માત્ર ત્યારે જ રચવાનું શરૂ કરે છે જ્યારે પ્રકાશિત ઊર્જા ચોક્કસ મર્યાદિત મૂલ્ય કરતાં વધી જાય. તેથી, ખૂબ જ પ્રારંભિક ક્ષણજ્યારે દ્વિધ્રુવ શરૂ થાય છે, ત્યારે પદાર્થની ઘનતા શૂન્ય હોય છે. જ્યારે પદાર્થની ઘનતા લગભગ 10-20 g/cm3 સુધી પહોંચે છે, ત્યારે ભિન્નતાનો આગળનો તબક્કો શરૂ થાય છે - ઊભી. તે હકીકત દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે કે નવી ઉભરતી સબસિસ્ટમ શૂન્યની નથી, પરંતુ IMS ના પ્રથમ મોડ્યુલની છે, જે તેને અવકાશમાં સમાન સ્થાન પર કબજો કરવાની મંજૂરી આપે છે. તે. શૂન્ય અને પ્રથમ મોડ્યુલની જગ્યાઓ એકબીજાને છેદતા સમૂહો બની જાય છે.

મેટાગાલેક્સીઓના ભિન્નતાની મર્યાદા તારાવિશ્વો છે, કારણ કે વર્ટિકલ ભિન્નતા તેમની રચનામાં સ્પષ્ટપણે વ્યક્ત થાય છે. ઉત્ક્રાંતિ રીતે વિકસિત તારાવિશ્વો બે-સિસ્ટમ રચનાઓ છે. આનો સમાવેશ થાય છે સર્પાકાર તારાવિશ્વો, જેમાં, શૂન્ય મોડ્યુલના ક્રોનોશેલ ઉપરાંત - ગોળાકાર સબસિસ્ટમ, ત્યાં પ્રથમ મોડ્યુલનું ક્રોનોશેલ છે - ગેલેક્સીનું ડિસ્ક સબસિસ્ટમ.

આમ, પ્રાથમિક તરીકે માળખાકીય એકમઅમે ગેલેક્સીને મેટાગેલેક્સી ગણીશું. તે જ રીતે, સામાન્ય પદાર્થની રચનામાં, તેની મર્યાદા પરમાણુઓ છે. કારણ કે પરમાણુઓના સ્તરે પદાર્થના સંગઠનમાં એક નવો તબક્કો શરૂ થાય છે. પરમાણુઓની સમાનતાને લીધે, આપણે એક પદાર્થને સજાતીય તરીકે જોયે છે, જેમાં અમુક વિશેષતાઓ જ તેમાં રહેલી હોય છે. ભૌતિક અને રાસાયણિક ગુણધર્મો. મેટાગાલેક્સીમાં પણ આવું જ છે. તે બધામાં તારાવિશ્વોના ક્રોનોશેલ્સના ગાઢ પેકિંગનો સમાવેશ થાય છે, જે પદાર્થમાં પરમાણુઓની સમાન ભૂમિકા ભજવે છે. આ અર્થમાં, મેટાગાલેક્સી સુપરહોમોજીનીયસ છે, કારણ કે તે બધા સમાન સમાવે છે માળખાકીય તત્વો- બ્રહ્માંડના "સુપરમેટર" માં "પરમાણુઓ" ની ભૂમિકા ભજવતી તારાવિશ્વો.

મેટાગાલેક્સીમાં ચક્રીય તબક્કાઓ

જો આપણે મેટાગાલેક્સીને ચક્રીય તબક્કાઓના દૃષ્ટિકોણથી ધ્યાનમાં લઈએ, એટલે કે. તેની સંબંધિત ઉંમર, પછી તે નોંધી શકાય છે કે આપણે જોઈએ છીએ પ્રારંભિક તબક્કોમેટાગાલેક્સીનો વિકાસ, એટલે કે. અમે તેણીને યુવાન જોઈએ છીએ. આનો પુરાવો ડોડેકેહેડ્રોનની કિનારીઓ પર તારાવિશ્વોના તીવ્ર ક્લસ્ટર દ્વારા મળે છે, જે ક્લસ્ટરો અને સુપરક્લસ્ટરોની કહેવાતી "દિવાલો" બનાવે છે. પરંતુ આ કંઈક અંશે સરળ દૃશ્ય છે, હકીકતમાં, પરિસ્થિતિ કંઈક વધુ જટિલ છે. જ્યારે આપણે અન્ય તારાવિશ્વોનું અવલોકન કરીએ છીએ, ત્યારે આપણે માત્ર અંતરમાં જ નહીં, પણ ભૂતકાળમાં પણ જોઈએ છીએ, જે પ્રકાશની મર્યાદિત ગતિને કારણે છે. તેથી, આ વિચાર એ હકીકતને કારણે છે કે આમાંથી અમને જે પ્રકાશ આવ્યો છે અવકાશ પદાર્થો, ગયો જ્યારે ડોડેકેહેડ્રોન હમણાં જ રચાઈ રહ્યું હતું.

આ હકીકત માટે સમજૂતી નીચેનામાં મળી શકે છે. એવું માની શકાય છે કે ફુગાવાની ક્ષણે બ્રહ્માંડનો ક્રોનો-શેલ "અસંખ્ય" વખત વિભાજિત થયો હતો. તે જ સમયે, સમગ્ર બ્રહ્માંડને ભરીને, અબજો અને અબજો ક્રોનોશેલ તારાવિશ્વોની રચના થઈ. તારાવિશ્વોના ક્રોનોશેલ્સ એક સાથે રચાય છે, પરંતુ તેમની સંખ્યા મર્યાદિત છે. પ્રથમ ક્ષણે, બધા ક્રોનોશેલ્સ ગુરુત્વાકર્ષણના દ્વિધ્રુવોને ફોલ્ડ કરે છે. તેઓ બધા એક જ સમયે ફરી શકતા નથી, કારણ કે... અસમાન સ્થિતિમાં છે. તે તારાવિશ્વો કે જેમાં ઊર્જા સૌથી વધુ તીવ્રતાથી વહે છે તે પ્રથમ પોતાને પ્રગટ કરશે. અને આ ડોડેકાહેડ્રોનની ધાર સાથે થાય છે. ઉપરાંત, સિસ્ટમની પરિઘ પરના તારાવિશ્વોના તારાઓ વધુ સરળતાથી "પ્રકાશ" કરે છે, એટલે કે. જ્યાં કેન્દ્રમાં જેટલું મજબૂત દબાણ નથી.

તેથી, તમામ દૃશ્યમાન પદાર્થો ક્રોનોશેલ્સ વચ્ચેની "દિવાલો" અથવા "ક્રોસલિંક" સાથે અવલોકન કરવામાં આવે છે. હું ફરી એક વાર સમજાવું, આ એ હકીકતને કારણે છે કે, સૌપ્રથમ, એવા સ્થળોએ જ્યાં ક્રોનોશેલ્સ "એકસાથે ટાંકા" હોય છે, એક જ દિશામાં વહેતા બંને ક્રોનોશેલ્સના બે પ્રવાહોના સમીકરણને કારણે પ્રકાશિત ઊર્જાનું કંપનવિસ્તાર વધે છે, જે તારા નિર્માણની પ્રક્રિયામાં મદદ કરે છે. બીજું, ક્રોનોશેલની ધાર પર જગ્યાનું વિસ્તરણ તેના મધ્યમાં કરતાં વધુ સરળતાથી અને સરળ રીતે થાય છે. તેથી, પરિઘ પરની તારાવિશ્વો અંદર કરતાં ઘણી વહેલી દેખાય છે. તારાઓની રચનાની હિલચાલ પરિઘથી ક્રોનોશીથના કેન્દ્ર સુધી થાય છે. કેવી રીતે મોટી ઉંમર(ચક્ર), પ્રાથમિક ક્રોનોબ્લોકની મધ્યમાં તારાવિશ્વોના ક્લસ્ટરો વધુ ગીચ છે.

પરિણામે, મેટાગાલેક્સીમાં આપણે ક્લસ્ટરો અને વોઇડ્સ (ખાલીપણું) અવલોકન કરીએ છીએ. આ તારાવિશ્વો અને તેમના ક્લસ્ટરોના વિતરણમાંથી તદ્દન સ્પષ્ટપણે દેખાય છે, એટલે કે. " તેજસ્વી પદાર્થ"લગભગ તમામ "પ્રકાશ" ફિલામેન્ટ્સમાં છે. આ ફિલામેન્ટ્સના આંતરછેદ પર, સુપરક્લસ્ટર્સ સ્થિત છે. અને ખાલી જગ્યાઓમાં, તેઓ ખાલી છે. મોટા વોઇડ્સ મેટાગાલેક્સીના વોલ્યુમના લગભગ 50 ટકા કબજે કરે છે. તેથી, આ તબક્કે વિકાસમાં, ક્રોનોશેલ્સના ગોળાના કેન્દ્રીય પ્રદેશો રદબાતલ સાથે સંકળાયેલા છે ઉચ્ચ સ્તરો, જેમાં આંતરિક ક્રોનોશેલ્સની સબસિસ્ટમ હજુ પણ ફોલ્ડ ડીપોલ્સના સ્વરૂપમાં છે.

જેમ જેમ આ "પ્રથમ" તારાવિશ્વોની આયુષ્ય ડોડેકાહેડ્રોનની ધાર પર સમાપ્ત થાય છે, તેમ તેમ તેઓ વૃદ્ધ થશે અને મૃત્યુ પામશે. પરંતુ તેઓને નવી તારાવિશ્વો દ્વારા બદલવામાં આવશે જે ડોડેકાહેડ્રોન ગોળાના કેન્દ્રની નજીક સ્થિત છે. તારાઓની રચના ધીમે ધીમે ડોડેકેહેડ્રોનની ધારથી તેના ચહેરાના કેન્દ્ર તરફ અને આગળ ક્રોનોશેલ ગોળાના કેન્દ્રમાં જશે. તેથી, જેમ જેમ મેટાગાલેક્સી વધતી જશે તેમ, ખાલી જગ્યાઓ વધુ ને વધુ નવી તારાવિશ્વોથી "ભરાશે", જ્યારે ડોડેકેહેડ્રોનની કિનારીઓ સાથે તારાવિશ્વો મરી જશે અને ઝાંખા પડી જશે. તેથી, વધુ માટે અંતમાં સ્ટેજઆપણે આકાશગંગાના ગોળાકાર સુપરક્લસ્ટરો જોશું, ગોળાકાર શેલ અથવા ડોડેકેહેડ્રોન ચહેરાઓની સીમાઓ પર નહીં, પરંતુ એકબીજાથી લગભગ સમાન અંતરે સ્થિત અવકાશી ગોળાઓની અંદર.

બહારથી, "વૃદ્ધિ" એ દેખાશે કે કોશિકાઓનો પદાર્થ ડોડેકાહેડ્રોનની ધારથી તેના કેન્દ્ર તરફ અથવા તેના બદલે ક્રોનોશેલના કેન્દ્ર તરફ "ખસેલો" છે, જ્યાં તે "ઝૂંડ" થવાનું શરૂ કરે છે. હતા. પરંતુ આ એક દૃશ્યમાન રજૂઆત છે. વાસ્તવમાં, તારાવિશ્વો ક્યાંય ફરતા નથી. ક્રોનોશેલની મધ્યમાં ઊર્જા મુક્ત થાય છે અને પછી તે પરિઘમાં ફેલાય છે, અને તારાઓની રચના પરિઘમાંથી શરૂ થાય છે અને ક્રોનોશેલના કેન્દ્ર તરફ આગળ વધે છે.

મેટાગાલેક્સીથી વિપરીત, તેના નીચલા માળખાકીય સ્તરો, એટલે કે. તારાવિશ્વોના ક્લસ્ટરો અને સુપરક્લસ્ટર્સ તેમના વિકાસના વધુ પરિપક્વ તબક્કામાં છે. પરિણામે, સુપરક્લસ્ટર્સના ક્રોનોશેલ્સમાં આપણે તેના કેન્દ્રમાં દ્રવ્યના "ક્મ્પિંગ"નું અવલોકન કરીએ છીએ. તે. અમે નોંધીએ છીએ કે તારાવિશ્વો ક્રોનોશેલના કેન્દ્રમાં "ખસેડવા" લાગે છે, જ્યાં તેઓએ આ ક્લસ્ટરો બનાવ્યા હતા. જ્યારે આપણે તારાઓવાળા આકાશના અમારા દ્વિ-પરિમાણીય ચિત્રને ત્રિ-પરિમાણીય સંસ્કરણમાં વિસ્તૃત કરી શકીએ છીએ, ત્યારે તે તદ્દન શક્ય છે કે આપણે આ ભવ્ય રચનાને જોઈ શકીશું.

દેખીતી રીતે, લગભગ તમામ તારાઓ વ્યક્તિગત રીતે નહીં, જૂથોમાં જન્મે છે. તેથી, તે આશ્ચર્યજનક નથી કે સ્ટાર ક્લસ્ટરો ખૂબ સામાન્ય વસ્તુ છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓને સ્ટાર ક્લસ્ટરનો અભ્યાસ કરવાનું પસંદ છે કારણ કે તેઓ જાણે છે કે ક્લસ્ટરમાંના તમામ તારાઓ લગભગ એક જ સમયે અને આપણાથી લગભગ સમાન અંતરે બને છે. આવા તારાઓ વચ્ચેના તેજમાં કોઈપણ નોંધપાત્ર તફાવત એ સાચો તફાવત છે. સમય જતાં આ તારાઓમાં જે પણ પ્રચંડ ફેરફારો થયા, તે બધા એક જ સમયે શરૂ થયા. સામૂહિક પર તેમની મિલકતોની નિર્ભરતાના દૃષ્ટિકોણથી સ્ટાર ક્લસ્ટરોનો અભ્યાસ કરવો તે ખાસ કરીને ઉપયોગી છે - છેવટે, આ તારાઓની ઉંમર અને પૃથ્વીથી તેમનું અંતર લગભગ સમાન છે, તેથી તેઓ એકબીજાથી ફક્ત તેમનામાં અલગ પડે છે. સમૂહ

સ્ટાર ક્લસ્ટરો માત્ર માટે જ રસપ્રદ નથી વૈજ્ઞાનિક અભ્યાસ- તેઓ ફોટોગ્રાફી માટે અને કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓના અવલોકન માટેના પદાર્થો તરીકે અપવાદરૂપે સુંદર છે. બે પ્રકારના સ્ટાર ક્લસ્ટરો છે: ઓપન અને ગ્લોબ્યુલર. આ નામો તેમની સાથે જોડાયેલા છે દેખાવ. ખુલ્લા ક્લસ્ટરમાં, દરેક તારો અલગથી દેખાય છે; ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો, તેનાથી વિપરીત, તારાઓથી એટલા ગીચતાથી ભરેલા ગોળા જેવા છે કે તેના કેન્દ્રમાં વ્યક્તિગત તારાઓ અસ્પષ્ટ છે.

સ્ટાર ક્લસ્ટરો ખોલો

સંભવતઃ સૌથી પ્રસિદ્ધ ઓપન સ્ટાર ક્લસ્ટર એ વૃષભ નક્ષત્રમાં પ્લેઇડ્સ અથવા સેવન સિસ્ટર્સ છે. તેનું નામ હોવા છતાં, મોટાભાગના લોકો ટેલિસ્કોપ વિના માત્ર છ તારા જ જોઈ શકે છે. આ ક્લસ્ટરમાં તારાઓની કુલ સંખ્યા ક્યાંક 300 અને 500 ની વચ્ચે છે, અને તે બધા 30 પ્રકાશ-વર્ષ અને 400 પ્રકાશ-વર્ષ દૂરના વિસ્તારમાં સ્થિત છે.

આ ક્લસ્ટરની ઉંમર માત્ર 50 મિલિયન વર્ષ છે, જે ખગોળશાસ્ત્રીય ધોરણો દ્વારા ખૂબ નાનું છે, અને તે ખૂબ જ વિશાળ છે. ચમકતા તારા, જે હજુ સુધી જાયન્ટ્સમાં ફેરવવામાં સફળ થયા નથી. પ્લીઆડેસ એક લાક્ષણિક ઓપન સ્ટાર ક્લસ્ટર છે; સામાન્ય રીતે, આવા ક્લસ્ટરમાં કેટલાક સોથી લઈને હજારો તારાઓનો સમાવેશ થાય છે.

શોધાયેલ સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં વૃદ્ધ કરતાં ઘણા વધુ યુવાન છે, અને સૌથી વૃદ્ધ ભાગ્યે જ 100 મિલિયન વર્ષથી વધુ જૂના છે. એવું માનવામાં આવે છે કે તેઓ જે દરે બનાવે છે તે સમય સાથે બદલાતો નથી.

હકીકત એ છે કે જૂના ક્લસ્ટરોમાં તારાઓ ધીમે ધીમે એકબીજાથી દૂર જતા રહે છે જ્યાં સુધી તેઓ તારાઓના મુખ્ય સમૂહ સાથે ભળી ન જાય - તે જ છે, જેમાંથી હજારો રાતના આકાશમાં આપણી સામે દેખાય છે. જોકે ગુરુત્વાકર્ષણ અમુક અંશે ખુલ્લા ક્લસ્ટરોને એકસાથે ધરાવે છે, તે હજુ પણ તદ્દન નાજુક છે, અને અન્ય પદાર્થનું ગુરુત્વાકર્ષણ, જેમ કે મોટા ઇન્ટરસ્ટેલર ક્લાઉડ, તેમને તોડી શકે છે.

કેટલાક સ્ટાર જૂથો એટલા નબળા રીતે એકસાથે રાખવામાં આવે છે કે તેમને ક્લસ્ટરને બદલે તારાઓની સંગઠનો કહેવામાં આવે છે. તેઓ ખૂબ લાંબા સમય સુધી ટકી શકતા નથી અને સામાન્ય રીતે તેઓ જેમાંથી ઉદ્દભવ્યા હતા તે તારાઓ વચ્ચેના વાદળોની નજીકના ખૂબ જ નાના તારાઓ ધરાવે છે. સ્ટેલર એસોસિએશનમાં 10 થી 100 જેટલા તારાઓનો સમાવેશ થાય છે જે કેટલાંક સો પ્રકાશવર્ષના કદના વિસ્તારમાં ફેલાયેલા છે.

વાદળો કે જેમાં તારાઓ રચાય છે તે આપણી ગેલેક્સીની ડિસ્કમાં કેન્દ્રિત છે, અને તે ત્યાં જ ખુલ્લા તારા ક્લસ્ટરો જોવા મળે છે. કેટલા વાદળોમાં સમાયેલ છે તે ધ્યાનમાં લેવું આકાશગંગાઅને શું મોટી રકમધૂળ ઇન્ટરસ્ટેલર સ્પેસમાં છે, તે સ્પષ્ટ થઈ જશે કે 1200 ખુલ્લા સ્ટાર ક્લસ્ટરો કે જેના વિશે આપણે જાણીએ છીએ તે ગેલેક્સીમાં કુલ સંખ્યાનો માત્ર એક નાનો અંશ હોવો જોઈએ. કદાચ તેઓ કુલ જથ્થો 100,000 સુધી પહોંચે છે.

ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરો

ખુલ્લા ક્લસ્ટરોથી વિપરીત, ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો તારાઓથી ગીચતાથી ભરેલા ગોળા છે, જેમાંથી સેંકડો હજારો અને લાખો પણ છે. આ ક્લસ્ટરોમાંના તારાઓ એટલા ગાઢ છે કે જો આપણો સૂર્ય ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરનો હોત, તો આપણે નરી આંખે રાત્રિના આકાશમાં એક મિલિયન કરતાં વધુ વ્યક્તિગત તારાઓ જોઈ શકીએ. લાક્ષણિક ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરનું કદ 20 થી 400 પ્રકાશ વર્ષ છે.

આ ક્લસ્ટરોના ગીચતાથી ભરેલા કેન્દ્રોમાં, તારાઓ એકબીજાની એટલા નજીક છે કે પરસ્પર ગુરુત્વાકર્ષણ તેમને એકસાથે બાંધે છે, કોમ્પેક્ટ દ્વિસંગી તારાઓ બનાવે છે.

ક્યારેક એવું પણ બને છે સંપૂર્ણ વિલીનીકરણતારાઓ જ્યારે નજીકથી નજીક આવે છે, ત્યારે તારાના બાહ્ય સ્તરો તૂટી શકે છે, ખુલ્લા થઈ શકે છે કેન્દ્રિય કોર. દ્વિસંગી તારાઓ અન્યત્ર કરતાં ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરોમાં 100 ગણા વધુ સામાન્ય છે. આમાંના કેટલાક જોડિયા એક્સ-રે સ્ત્રોત છે.

આપણી ગેલેક્સીની આસપાસ, આપણે લગભગ 200 ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરો જાણીએ છીએ, જે ગેલેક્સીને ઘેરાયેલા વિશાળ ગોળાકાર પ્રભામંડળમાં વિતરિત કરવામાં આવે છે. આ તમામ ક્લસ્ટરો ખૂબ જૂના છે, અને તે ગેલેક્સીની જેમ જ વધુ કે ઓછા સમયમાં ઉદ્ભવ્યા હતા: 10 થી 15 અબજ વર્ષો પહેલા. એવું લાગે છે કે ક્લસ્ટરો જ્યારે વાદળોના ભાગો કે જેમાંથી ગેલેક્સી બનાવવામાં આવી હતી તે નાના ટુકડાઓમાં વિભાજિત થઈ ત્યારે રચાય છે. ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટરો વિખેરાઈ જતા નથી કારણ કે તેમાંના તારાઓ ખૂબ નજીકથી બેસે છે, અને તેમના શક્તિશાળી છે પરસ્પર દળોગુરુત્વાકર્ષણ ક્લસ્ટરને એક ગાઢ એક આખામાં બાંધે છે.

ગ્લોબ્યુલર સ્ટાર ક્લસ્ટરો ફક્ત આપણી ગેલેક્સીની આસપાસ જ જોવા મળે છે, પરંતુ કોઈપણ પ્રકારની અન્ય તારાવિશ્વોની આસપાસ પણ સૌથી તેજસ્વી ગ્લોબ્યુલર ક્લસ્ટર, જે નરી આંખે સરળતાથી જોઈ શકાય છે, તે ઓમેગા એક્સન્ટૌરી છે. દક્ષિણ નક્ષત્રસેન્ટોર. તે સૂર્યથી 16,500 પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે અને તમામ જાણીતા ક્લસ્ટરોમાં સૌથી વધુ વ્યાપક છે:

તેનો વ્યાસ 620 પ્રકાશ વર્ષ છે. ઉત્તર ગોળાર્ધમાં સૌથી તેજસ્વી ગોળાકાર ક્લસ્ટર હર્ક્યુલસમાં M13 છે, જે મુશ્કેલ છે પરંતુ હજુ પણ નરી આંખે જોઈ શકાય છે.

1596 માં, ડેવિડ ફેબ્રિસિયસ (1564-1617) નામના ડચ કલાપ્રેમી સ્ટારગેઝરે તદ્દન શોધ કરી. તેજસ્વી તારોસેટસ નક્ષત્રમાં; આ તારો ધીમે ધીમે ઝાંખો પડવા લાગ્યો અને થોડા અઠવાડિયા પછી સંપૂર્ણપણે દૃષ્ટિથી અદૃશ્ય થઈ ગયો. ફેબ્રિસિયસ ચલ તારાના અવલોકનનું વર્ણન કરનાર પ્રથમ વ્યક્તિ હતા.

આ સ્ટારને મીરા કહેવામાં આવતું હતું - અદ્ભુત~. 332 દિવસના સમયગાળા દરમિયાન, મીરા તેની તેજ લગભગ 2 જી મેગ્નિટ્યુડ (સ્તરે) થી બદલે છે ઉત્તર નક્ષત્ર) થી 10મી મેગ્નિટ્યુડ સુધી, જ્યારે તે નરી આંખે અવલોકન કરવા માટે જરૂરી કરતાં ઘણું ઓછું થઈ જાય છે. ઘણા હજારો ચલ તારાઓ આજે જાણીતા છે, જો કે તેમાંના મોટાભાગના મીરાની જેમ નાટકીય રીતે તેમની તેજસ્વીતાને બદલતા નથી.

છે વિવિધ કારણો, જે મુજબ તારાઓ તેમની તેજસ્વીતા બદલે છે. તદુપરાંત, તેજ ક્યારેક ઘણા પ્રકાશ મૂલ્યો દ્વારા બદલાય છે, અને કેટલીકવાર એટલો થોડો કે આ ફેરફાર ફક્ત ખૂબ જ સંવેદનશીલ સાધનોની મદદથી શોધી શકાય છે. કેટલાક તારા નિયમિતપણે બદલાય છે.

અન્ય લોકો અચાનક બહાર જાય છે અથવા અચાનક ભડકી જાય છે. ફેરફારો ચક્રીય રીતે થઈ શકે છે, કેટલાક વર્ષોના સમયગાળામાં, અથવા તે થોડીક સેકંડમાં થઈ શકે છે. ચોક્કસ તારો શા માટે ચલ છે તે સમજવા માટે, તમારે પહેલા તે કેવી રીતે બદલાય છે તે બરાબર શોધી કાઢવું ​​​​જોઈએ. ચલ તારાની બદલાતી તીવ્રતાના આલેખને પ્રકાશ વળાંક કહેવામાં આવે છે, પ્રકાશનું માપ નિયમિતપણે લેવું જોઈએ. તારાઓની પરિમાણને ચોક્કસ રીતે માપવા માટે, વ્યાવસાયિક ખગોળશાસ્ત્રીઓ ફોટોમીટર નામના સાધનનો ઉપયોગ કરે છે, જો કે કલાપ્રેમી ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા ચલ તારાઓના અસંખ્ય અવલોકનો કરવામાં આવે છે. ખાસ તૈયાર કરેલા નકશાની મદદથી અને થોડીક પ્રેક્ટિસ કર્યા પછી, નજીકમાં સ્થિત સતત તારાઓ સાથે સરખામણી કરવામાં આવે ત્યારે સીધા આંખ દ્વારા તારાના ફેરફાર દ્વારા તારાની તીવ્રતા નક્કી કરવી એટલી મુશ્કેલ નથી.

ચલ તારાઓના તેજ આલેખ દર્શાવે છે કે પીકોટરી: તારાઓ નિયમિત (સાચા) રીતે બદલાય છે - ચોક્કસ લંબાઈ (પીરિયડ) ના સમયગાળા દરમિયાન તેમના આલેખનો એક વિભાગ ફરીથી અને ફરીથી પુનરાવર્તિત થાય છે. અન્ય તારાઓ સંપૂર્ણપણે અણધારી રીતે બદલાય છે. નિયમિત ચલ તારાઓમાં ધબકતા તારાઓ અને ડબલ તારાઓનો સમાવેશ થાય છે. પ્રકાશની માત્રા બદલાય છે કારણ કે તારાઓ ધબકારા કરે છે અથવા સામગ્રીના વાદળો બહાર કાઢે છે. પરંતુ ચલ તારાઓનું બીજું જૂથ છે જે ડબલ (દ્વિસંગી) છે.

જ્યારે આપણે બિકરી તારાઓની તેજમાં ફેરફાર જોઈએ છીએ, તેનો અર્થ એ છે કે ઘણી વસ્તુઓમાંથી એક થયું છે. શક્ય ઘટના. બંને તારાઓ આપણી દૃષ્ટિની રેખામાં હોઈ શકે છે, કારણ કે, તેમની ભ્રમણકક્ષા સાથે આગળ વધતા, તેઓ સીધા એક બીજાની સામેથી પસાર થઈ શકે છે. આવી સિસ્ટમોને ગ્રહણ ડબલ સ્ટાર્સ કહેવામાં આવે છે.

આ પ્રકારનું સૌથી પ્રખ્યાત ઉદાહરણ પર્સિયસ નક્ષત્રમાંનો તારો એલ્ગોલ છે. નજીકના અંતરની જોડીમાં, સામગ્રી એક તારાથી બીજા તારા તરફ ધસી શકે છે, ઘણીવાર નાટકીય પરિણામો સાથે.