Dviejų tipų žvaigždžių spiečiai ir jų savybės. Žvaigždžių spiečių tipai

Astronomai žvaigždžių spiečius vadina dinamiškai sujungtų grupių grupėmis didelis skaičiusžvaigždės ir skiriasi savo tipu bei žvaigždžių sudėtimi. Pagal jų išvaizdą išskiriamos dvi žvaigždžių spiečių grupės: atviros spiečių, kuriose yra dešimtys ir šimtai žvaigždžių, ir rutuliniai spiečiai, kuriuose gali būti dešimtys ir šimtai tūkstančių.

Atviri žvaigždžių spiečiai

nuotrauka: rutulinis žvaigždžių spiečius m55

Rutuliniai žvaigždžių spiečiai

Rutulinių spiečių žvaigždžių spalvinio dydžio diagrama paprastai aiškiai parodo būdingą horizontalią šaką arba milžinišką šaką, prijungtą prie pagrindinės sekos, taip pat pačią pagrindinę seką, kuri prasideda regione, kurio šviesumas mažesnis nei įprastame Hertzsprunge. - Russell diagrama. Kartais galite pamatyti rutulinėse grupėse reikšminga suma kintamos žvaigždės, dažniausiai RR Lyrae tipo, leidžiantys nustatyti atstumus iki šių objektų.

1947 metais Sovietų astrofizikas Viktoras Ambartsumyanas ir jo darbuotojai atrado specialios grupėsžvaigždės, kurias pavadino žvaigždžių asociacijos. Tai yra tam tikro tipo žvaigždžių grupės, kurių žvaigždžių tankis yra daug didesnis nei vidutinis tokio tipo žvaigždžių tankis Galaktikoje. Mokslininkai nustatė du tipus. Pirmajai – O-asociacijai – priklauso ankstyvųjų spektrinių tipų žvaigždės nuo O iki B2, kurių dydis yra dešimtys ir šimtai parsekų, t.y. daug kartų didesnės už atviras žvaigždžių spiečius. Antrojo tipo asociacijos apima τ Tauri žvaigždes, todėl jos vadinamos τ asociacijomis.

ryžių. Spalvų diagrama – rutulinio spiečiaus M3 tariamasis dydis

Remiantis šiuolaikiniais duomenimis, mažiausiai 70% Galaktikos žvaigždžių yra dvejetainių ir kelių sistemų dalis, o pavienės žvaigždės (tokios kaip mūsų Saulė) yra taisyklės išimtis. Tačiau dažnai žvaigždės susiburia į gausesnius „kolektyvus“ – žvaigždžių spiečius. Žvaigždžių spiečius yra žvaigždžių grupė, esanti erdvėje arti viena kitos, sujungta bendra kilme ir abipuse gravitacija. Visos į spiečius įtrauktos žvaigždės yra vienodu atstumu nuo mūsų (iki spiečiaus dydžio) ir turi maždaug tokį patį amžių ir cheminę sudėtį, tačiau tuo pat metu yra skirtinguose evoliucijos etapuose (nustatoma pagal pradinę masę). kiekvienos žvaigždės), todėl jie yra patogus objektas žvaigždžių kilmės ir evoliucijos teorijoms tikrinti. Yra dviejų tipų žvaigždžių spiečiai: rutuliniai ir atviri. Iš pradžių šis skirstymas buvo priimtas remiantis išvaizda, tačiau toliau tiriant paaiškėjo, kad rutuliniai ir atviri klasteriai skiriasi pažodžiui viskuo - amžiumi, žvaigždžių sudėtimi, judėjimo pobūdžiu ir kt.

Rutuliniai žvaigždžių spiečiai yra nuo dešimčių tūkstančių iki milijonų žvaigždžių. Šio tipo spiečiams būdinga taisyklinga sferinė arba šiek tiek palenkta forma (tai, matyt, yra ženklas ašinis sukimasis klasteriai). Tačiau žinomi ir skurdžiai žvaigždžių spiečiai, kurie savo išvaizda nesiskiria nuo išsibarsčiusių (pavyzdžiui, NGC 5053) ir klasifikuojami kaip rutuliniai pagal spektro ir šviesumo diagramos charakteristikas. Dvi ryškiausios iš rutulinių spiečių yra žymimos Omega Centauri (NGC 5139) ir 47 Tucanae (NGC 104) kaip paprastos žvaigždės, nes dėl didelio tariamojo ryškumo (atitinkamai +3,m6 ir +4,m1) jos yra aiškiai matomos. matomas plika akimi, bet tik viduje pietinės šalys. Ir vidutinėse platumose šiaurinis pusrutulis prieinama plika akimi, nors ir sunkiai (net ir tamsaus, neeksponuoto dangaus atveju), tik du yra Šaulio (M22) ir Heraklio (M13) žvaigždynuose.

Omega Centauri yra viena ryškiausių ir absoliučiai dydžio, jam -10.m2, o vienam silpniausių (NGC 6366) tik -5.m. Rutulinių spiečių linijiniai skersmenys paprastai svyruoja nuo 15 iki 200 pc, o žvaigždžių koncentracija jų centriniuose regionuose siekia tūkstančius ir dešimtis tūkstančių 1 pc3 (prie Saulės - tik 0,13 žvaigždžių 1 vnt3). Tariami kampiniai matmenys priklauso ir nuo linijinio skersmens, ir nuo atstumo iki klasterio, todėl skiriasi stipriau. Didžiausias vėlgi yra Omega Centauri (54" – daugiau nei pusantro karto didesnis už tariamą Mėnulio skersmenį!), o iš matomų vidurinėse šiaurinio pusrutulio platumose – M4 Skorpione (34", be to, jis yra vienas iš artimiausių, iki jo yra 2 kpc) ir jau minėtas M22 Šaulyje (32"). Pačių mažiausių matomas kampinis dydis apie 1".

Šiuo metu Galaktikoje yra žinoma apie 150 rutulinių spiečių, tačiau akivaizdu, kad tai tik maža dalis iš tikrųjų egzistuojančių (bendras jų skaičius vertinamas apie 400-600). Jų platinimas pagal dangaus sfera nelygios – jos stipriai susitelkusios link galaktikos centro, aplink jį suformuodamos išplėstą aureolę. Maždaug pusė jų yra ne toliau kaip 30 laipsnių atstumu nuo matomo Galaktikos centro (Šaulio ženkle), t.y. srityje, kurios plotas sudaro tik 6% viso dangaus sferos ploto. Toks pasiskirstymas yra rutulinių spiečių sukimosi aplink Galaktikos centrą ypatumų, būdingų sferinės posistemės objektams – labai pailgintomis orbitomis, pasekmė. Kartą per laikotarpį (108–109 metai) rutulinis spiečius eina per tankius centrinius Galaktikos ir jos disko regionus, o tai prisideda prie tarpžvaigždinių dujų „iššlavimo“ iš spiečiaus (stebėjimai patvirtina, kad šiuose klasteriuose yra labai mažai dujų). Kai kurie rutuliniai spiečiai yra taip toli nuo Galaktikos centro (NGC 2419 – 100 kpc), kad juos galima priskirti tarpgalaktiniams.

Rutulinių spiečių spektro ir šviesumo diagrama turi būdinga forma dėl trūkumo masyvios žvaigždės pagrindinėje sekos šakoje. Tai rodo reikšmingą rutulinių spiečių amžių (10–12 mlrd. metų, t.y. jie susiformavo kartu su pačios Galaktikos formavimu) – per tą laiką vandenilio atsargos išsenka žvaigždėse, kurių masė artima Saulei, o. jie palieka pagrindinę seką (o kuo didesnė pradinė žvaigždės masė, tuo greičiau), sudarydami submilžinų ir milžinų atšaką. Todėl rutuliniuose klasteriuose daugiausia ryškios žvaigždės yra raudonieji milžinai. Be to, jose stebimos kintamos žvaigždės (ypač dažnai RR Lyrae tipo), taip pat galutiniai masyvių žvaigždžių evoliucijos produktai (esančių arti dvigubos sistemos su įprasta žvaigždute baltaisiais nykštukais, neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės), pasireiškiantys kaip rentgeno spindulių šaltiniai skirtingų tipų. Bet apskritai rutuliniuose klasteriuose dvigubos žvaigždės yra reti. Pažymėtina, kad kitose galaktikose (pavyzdžiui, Magelano debesyse) buvo rasta rutulinių spiečių, kurios yra tipiškos išvaizdos, tačiau su mažo amžiaus žvaigždžių sudėtimi, todėl tokie objektai laikomi jaunais rutuliniais spiečiais. Kitas rutulinių spiečių bruožas yra sumažėjęs sunkiųjų (sunkesnių už helią) elementų kiekis juos sudarančių žvaigždžių atmosferoje. Palyginti su jų kiekiu Saulėje, rutulinių spiečių žvaigždžių šiuose elementuose sumažėja 5-10 kartų, o kai kuriuose spiečių – iki 200 kartų. Ši savybė būdinga sferinio galaktikos komponento objektams ir taip pat susijusi su senatvės spiečius – jų žvaigždės susidarė iš pirmykščių dujų, o Saulė susiformavo daug vėliau ir joje yra sunkiųjų elementų, suformuotų anksčiau išsivysčiusių žvaigždžių.

Atviri žvaigždžių spiečiaižvaigždžių yra palyginti nedaug - nuo kelių dešimčių iki kelių tūkstančių, ir, kaip taisyklė, čia nėra jokios taisyklingos formos. Garsiausias atviras spiečius yra Plejados, matomas Tauro žvaigždyne. Tame pačiame žvaigždyne yra dar vienas spiečius - Hiados - šviesių žvaigždžių grupė aplink šviesų Aldebaraną.

Yra žinoma apie 1200 atvirų žvaigždžių spiečių, tačiau manoma, kad Galaktikoje jų yra daug daugiau (apie 20 tūkst.). Jie taip pat netolygiai pasiskirstę dangaus sferoje, tačiau, skirtingai nei rutuliniai spiečiai, yra stipriai susitelkę link Galaktikos plokštumos, todėl beveik visi tokio tipo spiečiai yra matomi netoli Paukščių Tako ir paprastai yra ne daugiau kaip 2 kpc nuo Saulė. Šis faktas paaiškina, kodėl stebima tokia maža dalis viso klasterių skaičiaus – daugelis jų yra per nutolę ir pasiklysta dėl didelio Paukščių Tako žvaigždžių tankio arba yra paslėpti šviesą sugeriančių dujų ir dulkių debesų. , taip pat sutelktas galaktikos plokštumoje. Kaip ir kiti galaktikos disko objektai, atviros grupės sukasi aplink galaktikos centrą beveik apskritomis orbitomis. Atvirų spiečių skersmenys svyruoja nuo 1,5 pc iki 15-20 pc, o žvaigždžių koncentracija svyruoja nuo 1 iki 80 1 vnt3. Paprastai klasteriai susideda iš santykinai tankios šerdies ir retesnio vainiko. Tarp atvirų klasterių žinomi dvigubi (pvz., Chi ir Al Perseus) ir kartotiniai, t.y. grupės, pasižyminčios jų erdviniu artumu ir panašiais tinkamais judesiais bei radialiniais greičiais.

Pagrindinis skirtumas tarp atvirų ir rutulinių spiečių yra didelė spektro ir šviesumo diagramų įvairovė pirmuosiuose, nulemta jų amžiaus skirtumų. Jauniausiems klasteriams apie 1 milijonas metų, seniausiems – 5-10 milijardų metų, todėl atvirų spiečių žvaigždžių sudėtis yra įvairi – juose yra mėlynųjų ir raudonųjų supermilžinų, milžinų, kintamųjų. įvairių tipų- deginimas, cefeidai ir kt. Cheminė sudėtisŽvaigždės, įtrauktos į atviras spiečius, yra gana vienalytės, o jų turinys yra vidutiniškai sunkūs elementai arti saulės, kas būdinga galaktikos disko objektams.

Kitas atvirų spiečių bruožas yra tai, kad jie dažnai matomi kartu su dujų-dulkių ūku – debesies liekana, iš kurios kadaise susiformavo šio spiečiaus žvaigždės. Žvaigždės gali įkaitinti arba apšviesti „savo“ ūką ir padaryti jį matomą. Gerai žinomos Plejados (žr. nuotrauką) taip pat yra panardintos į mėlyną šaltą ūką. Galaktikoje atviri spiečiai gali egzistuoti tik ten, kur yra daug dujų debesų. Spiralinėse galaktikose, tokiose kaip mūsų, tokių vietų gausu plokščiajame galaktikos komponente, o jauni spiečiai yra geras spiralinės struktūros indikatorius, nes per laiką, praėjusį nuo jų susidarymo, jie neturi laiko judėti toliau nuo spiralinių strypų, kuriuose susidaro šis darinys.

Ypatingas atvirojo klasterio tipas yra judantys klasteriai, kuriai galima tiksliai išmatuoti tinkamus į jį įtrauktų žvaigždžių judesius. Tokių grupių pavyzdžiai yra hiadai, plejadai, ėdžios ir kai kurie kiti. Šių judesių krypčių išplėtimai (atgal arba pirmyn) susikerta taške, vadinamame spinduliavimu – tai konvergencija. lygiagrečios linijos dėl perspektyvos. Tokių spiečių tyrimas yra labai svarbus dėl to, kad žinios apie tinkamą žvaigždžių judėjimą, jų radialinį greitį ir kampiniai atstumaiį spinduliuotę leidžia mums apskaičiuoti bendrą šių žvaigždžių erdvinį greitį, todėl - tikslus atstumas prieš juos (tiksliau nei trigonometrinis paralakso metodas). O žinant atstumą atsiranda galimybė bent vienam klasteriui „kalibruoti“ spektro-šviesumo diagramą, t.y. susieti jį su absoliučiais žvaigždžių dydžiais. Tokia nuoroda yra labai svarbi nustatant atstumus iki kitų klasterių iš „spektro matomo šviesumo“ diagramų, gautų tiesiogiai iš stebėjimų, nes sujungus pagrindinę tokios diagramos seką ir „kalibruotą“ iškart gaunamas skirtumas tarp matomo ir matomo ryškumo. absoliučios vertės, priklausomai tik nuo atstumo. Hiades patogiausia naudoti kaip „atskaitinį“ spiečius, nes jis yra artimiausias (40 vnt.), be to, galima neperdedant pasakyti, kad dar visai neseniai (prieš HIPPARCOS misijos paleidimą) visa tarpžvaigždinių atstumų skalė. buvo prižiūrėtas Hiadose.

Žvaigždžių asociacijos- retos žvaigždžių grupės, kurių amžius neviršija kelių dešimčių milijonų metų (jauniausiajai iš jų ne daugiau kaip milijonas metų). Paprastai žvaigždžių asociacijos dydis yra 50–100 vienetų ir joje yra nuo kelių žvaigždžių iki kelių šimtų, todėl skiriasi nuo jaunų žvaigždžių spiečių. didelio dydžio ir mažesnis žvaigždžių tankis. Žvaigždžių trauka asociacijose dažniausiai yra per silpna, kad jas išlaikytų kartu, todėl asociacijos netrunka ilgai (pagal kosminius standartus) – vos per 10-20 milijonų metų jos taip išsiplečia, kad jų žvaigždės nebeišsiskiria iš fono. kitos žvaigždės. Žvaigždžių spiečių ir asociacijų egzistavimas pačioje galaktikoje įvairaus amžiaus nenuginčijamai rodo, kad žvaigždės formuojasi ne vienos, o grupėmis, o pats žvaigždžių formavimosi procesas tęsiasi iki šiol. Žvaigždžių asociacijos pavyzdys yra jaunų mėlynų žvaigždžių grupė Oriono žvaigždyne, kurios branduolys yra „Oriono trapecija“.

Ne tik į spiečius įtrauktos žvaigždės, bet ir patys spiečiai nėra amžini. Atstumai tarp žvaigždžių atvirose spiečių yra gana dideli, o tai reiškia, kad jėgos gravitacinė sąveika. Bėgant milijonams metų dėl galaktikų potvynių ir atoslūgių spiečiai palaipsniui suyra – juose esančios žvaigždės vis labiau tolsta viena nuo kitos ir palaipsniui praranda gravitacinius ryšius. Kartais iki bendras judėjimas ir atstumą iki žvaigždžių grupės, galima spėti joje buvusią atvirą spiečių. Tokios grupės vadinamos žvaigždžių srautai. Nedaug žmonių žino, kad 5 „Bucket“ žvaigždės Ursa majoras priklauso vienai iš šių grupių (žr. nuotrauką kairėje), yra ypač arti Saulės (apie 28 vnt.), todėl užims dangų didelis plotas. Šį srautą sudaro apie 100 žvaigždžių, tarp kurių yra Gemma (Šiaurės karūnos alfa) ir net Sirijus!

Žvaigždžių spiečių temoje praverstų pagaliau paminėti asterizmos- būdingos konfigūracijos (dažnai - teisinga forma, arba panašus į kokio nors objekto kontūrą), sudarytas iš atsitiktinių žvaigždžių, kurios niekaip nesusijusios viena su kita. Asterizmais taip pat laikomi dideli dariniai, tokie kaip žvaigždynų figūros (pavyzdžiui, pagrindinės Oriono figūros žvaigždės vadinamos „drugelio“ žvaigžde), ir net keli žvaigždynai vienu metu (pavyzdžiui, Vega, Denebas ir Altair sudaro šulinį). žinomas „pavasario-vasaros trikampis“), ir labai mažas, matomas pro žiūronus ar teleskopą (pavyzdžiui, „Kabyklos“ asterizmas Lisichkoje). Nėra mokslinį susidomėjimą asterizmos ne vaizduoja, o su estetinis taškas vizijos gali būti gana įspūdingos.

Nakties danguje giedru oru galima pamatyti daug mažų šviečiančių žiburėlių – žvaigždžių. Tiesą sakant, jų dydis gali būti milžiniškas, šimtus ar net tūkstančius kartų didesnis už Žemės dydį. Jie gali egzistuoti atskirai, bet kartais sudaro žvaigždžių spiečius.

Kas yra žvaigždės?

Žvaigždė yra didžiulis dujų kamuolys. Jis gali išsilaikyti dėl savo gravitacijos jėgos. Žvaigždžių masė paprastai yra didesnė už planetos masę. Vyksta jų viduje termobranduolinės reakcijos, kurios prisideda prie šviesos spinduliavimo.

Žvaigždės susidaro daugiausia iš vandenilio ir helio, taip pat dulkių. Jų vidinė temperatūra gali siekti milijonus kelvinų, nors išorės temperatūra yra daug žemesnė. Pagrindinės šių dujų rutulių matavimo charakteristikos yra: masė, spindulys ir šviesumas, tai yra energija.

Plika akimi žmogus gali pamatyti maždaug šešis tūkstančius žvaigždžių (po tris tūkstančius kiekviename pusrutulyje). Arčiausiai Žemės esantį matome tik dieną – tai Saulė. Jis yra 150 milijonų kilometrų atstumu. Arčiausiai mūsų saulės sistemažvaigždė vadinama Proxima Centauri.

Žvaigždžių ir spiečių gimimas

Dulkės ir dujos, kurių yra neribotais kiekiais, gali būti suspaustos veikiant kuo tankiau suspaudžiamos, tuo daugiau aukšta temperatūra susidaro viduje. Kai medžiaga tampa tankesnė, ji įgauna masę ir, jei jos pakanka atlikti branduolinė reakcija, tada pasirodys žvaigždė.

Iš dujų ir dulkių debesies dažnai iš karto susidaro kelios žvaigždės, kurios užfiksuoja viena kitą ir sudaro žvaigždžių sistemas. Taigi yra dvigubos, trigubos ir kitos sistemos. Daugiau nei dešimt žvaigždžių sudaro spiečius.

Žvaigždžių spiečius – tai grupė bendros kilmės žvaigždžių, kurios yra sujungtos gravitacijos ir juda kaip vienas vienetas galaktikos lauke. Jie skirstomi į sferinius ir išsibarsčiusius. Be žvaigždžių, spiečiuose gali būti dujų ir dulkių. Dangaus kūnų grupės, kurias vienija bendra kilmė, bet nesusieja gravitacija, vadinamos žvaigždžių asociacijomis.

Atradimų istorija

Žmonės naktinį dangų stebėjo nuo senų senovės. Tačiau ilgą laiką buvo tikima, kad dangaus kūnai tolygiai pasiskirstę visoje Visatos platybėse. XVIII amžiuje astronomas Williamas Herschelis dar kartą metė iššūkį mokslui sakydamas, kad kai kuriose srityse yra daugiau žvaigždžių nei kitose.

Kiek anksčiau jo kolega Charlesas Messier pastebėjo ūkų egzistavimą danguje. Stebėdamas juos per teleskopą, Herschelis atrado, kad taip yra ne visada. Jis kartais tai matydavo žvaigždžių ūkas- žvaigždžių spiečius, kuris žiūrint plika akimi atrodo kaip dėmės. Tai, ką atrado, jis pavadino „krūvomis“. Vėliau šiems galaktikos reiškiniams buvo sugalvotas kitas pavadinimas – žvaigždžių spiečiai.

Herscheliui pavyko aprašyti apie du tūkstančius grupių. XIX amžiuje astronomai nustatė, kad jie skiriasi forma ir dydžiu. Tada buvo identifikuoti rutuliniai ir atviri klasteriai. Išsamus tyrimasŠie reiškiniai prasidėjo tik XX a.

Atviri klasteriai

Klasteriai skiriasi žvaigždžių skaičiumi ir forma. Atvirame žvaigždžių spiečiuje gali būti nuo dešimties iki kelių tūkstančių žvaigždžių. Jie yra gana jauni, jų amžius gali būti tik keli milijonai metų. Toks žvaigždžių spiečius neturi aiškiai apibrėžtų ribų, jis dažniausiai randamas spiralinėse ir netaisyklingose ​​galaktikose.

Mūsų galaktikoje buvo aptikta apie 1100 spiečių. Jie gyvena neilgai, nes jų gravitacinis ryšys yra silpnas ir gali lengvai nutrūkti dėl praslinkimo šalia dujų debesų ar kitų sankaupų. „Pasiklydusios“ žvaigždės tampa vienišos.

Klasteriai dažnai randami spiralinėse rankose ir netoli galaktikos plokštumų, kur dujų koncentracija yra didesnė. Jie turi nelygius, beformius kraštus ir tankią, aiškiai matomą šerdį. Atviri klasteriai klasifikuojami pagal jų tankį, ryškumo skirtumus vidinės žvaigždės, taip pat išskirtinumas lyginant su aplinka.

Rutuliniai klasteriai

Skirtingai nuo atvirų spiečių, rutulinių žvaigždžių spiečius turi aiškų sferinė forma. Jų žvaigždės yra daug glaudžiau surištos gravitacijos ir sukasi aplink galaktikos centrą, veikdamos kaip palydovai. Šių grupių amžius yra daug kartų didesnis nei išsibarsčiusių, svyruoja nuo 10 milijardų metų ir daugiau. Tačiau mūsų galaktikoje iki šiol buvo aptikta apie 160 rutulinių spiečių.

Didelis žvaigždžių tankis klasteryje dažnai sukelia susidūrimus. Dėl to gali susidaryti neįprastos šviestuvų klasės. Pavyzdžiui, kai dvejetainio nario nariai susilieja, sukuriamas mėlynas stribas. Jis yra daug karštesnis nei kitos mėlynos žvaigždės ir klasterio nariai. Susidūrimų metu taip pat gali atsirasti kitų egzotiškų kosminių objektų, tokių kaip mažos masės rentgeno dvinarės žvaigždės ir milisekundžių pulsarai.

Žvaigždžių asociacijos

Skirtingai nuo spiečių, žvaigždžių asociacijos nėra sujungtos bendra gravitacinis laukas, kartais jis yra, bet jo stiprumas per mažas. Jie pasirodė tuo pačiu metu ir turi mažą amžių, siekdami dešimtis milijonų metų.

Žvaigždžių asociacijos yra didesnės nei jaunos atviros klasteriai. Jie yra retesni kosminė erdvė ir į jų sudėtį įtraukti iki šimtų žvaigždžių. Apie keliolika jų – karšti milžinai.

Silpnas gravitacinis laukas neleidžia žvaigždėms ilgą laiką išlikti asociacijoje. Jiems suirti reikia nuo kelių šimtų tūkstančių iki milijono metų – astronominiais standartais tai yra nereikšminga. Todėl žvaigždžių asociacijos vadinamos laikinomis dariniais.

Žinomos klasteriai

Iš viso buvo aptikta keli tūkstančiai žvaigždžių spiečių, kai kurios iš jų matomos plika akimi. Arčiausiai Žemės yra atviros Plejados (Stozhary) ir Hiadų grupės, esančios pirmajame, be specialios optikos, iš jų yra tik septynios. „Hyades“ yra šalia Aldebarano ir jame yra apie 130 ryškių ir 300 mažai degančių narių.

Atviras žvaigždžių spiečius taip pat yra vienas iš artimiausių. Jis vadinamas medelyne ir jame yra daugiau nei du šimtai narių. Daugelis „Manger“ ir „Hyades“ savybių yra vienodos, todėl yra tikimybė, kad jie susidarė iš to paties dujų ir dulkių debesies.

Žvaigždžių spiečius šiauriniame pusrutulyje esančiame Coma Berenices žvaigždyne lengvai matomas pro žiūronus. Tai yra rutulinis spiečius M 53, atrastas dar 1775 m. Jis yra daugiau nei 60 000 šviesmečių atstumu. Klasteris yra vienas labiausiai nutolusių nuo Žemės, nors jis yra lengvai matomas per žiūronus. Jame yra daugybė rutulinių spiečių

Išvada

Žvaigždžių spiečiai yra didelės grupėsžvaigždės, kurias vienija traukos jėgos. Jų yra nuo dešimties iki kelių milijonų žvaigždžių bendra kilmė. Iš esmės skiriamos rutulinės ir atviros sankaupos, kurios skiriasi forma, sudėtimi, dydžiu, narių skaičiumi ir amžiumi. Be jų, yra laikinų grupių, vadinamų žvaigždžių asociacijomis. Jų gravitacinis ryšys per silpnas, o tai neišvengiamai veda prie įprastų pavienių žvaigždžių irimo ir formavimosi.

Sferinis / elipsinis: labiausiai apvalus - E0, labiausiai suplotas - E7;
SO – tarpinė tarp spiralinės ir elipsinės galaktikų;

spiralė: Sa - trumpomis rankomis, storomis spiralėmis, Sc - ilgomis, plonomis šakomis;

spirale sukryžiuota", su džemperiu, nuo kurio galų prasideda rankos (SBa, SBb, SBc);

netaisyklingos galaktikos (Irr).

Spiralinė galaktika turi disko formą su sustorėjimu centre – šerdimi. Spiralinės rankos kyla iš šerdies, daugiau ar mažiau glaudžiai viena šalia kitos. Šerdį daugiausia sudaro senos žvaigždės, o ginklus daugiausia sudaro jaunos žvaigždės ir dujos, daugiausia vandenilis. Visos šakos – ir jų gali būti viena, dvi ar kelios – guli plokštumoje, sutampantoje su Galaktikos sukimosi plokštuma. Todėl „Galaxy“ atrodo kaip išlygintas diskas. Spiralines galaktikas supa didžiulė, tamsi, beveik sferinė aureolė, kurią taip pat sudaro senos žvaigždės.
Spiralinės galaktikos yra labiau paplitusios nei kitos. Tai Paukščių Tako galaktika, Andromedos galaktika (M31) ir Trikampio galaktika (M33).

SOMBRERO

Galaxy M104 Mergelės žvaigždyne.

Skersmuo yra apie 110 000 šviesmečių.

Atstumas iki Saulės yra 40 000 000 šviesmečių.

SKALIKŲ ŠUNYS

Plotis – apie 60 000 šviesmečių.

Atstumas iki Saulės yra 35 000 000 šviesmečių.

Tipas: milžiniška spiralinė galaktika.

M 31 ANDROMEDOS ŪKAS

Skersmuo yra apie 150 000 šviesmečių. Atstumas iki Saulės yra 2 400 000 šviesmečių. Tipas: milžiniška spiralinė galaktika.

MILKY WAY GALAXY (GMP)

Prieš 17 milijardų metų Pradėjo formuotis mūsų GALAKTIKA – PAUKO TAKAS. Paukščių Tako spiralinė galaktika yra viena iš daugelio galaktikų skirtingos formos egzistuojantis Visatoje. cm.

Magelano debesys - Tai nykštukinės galaktikos. Didžiausi jų kampiniai matmenys yra žvaigždėtas dangus 8° Didysis Magelano debesis (LMC) ir 4° Mažasis Magelano debesis (SMC). Magelano debesų žvaigždės yra panašios į mūsų galaktikos spiralinių atšakų žvaigždes, kurios žemiškam stebėtojui yra matomos kaip sidabrinis Paukščių Tako švytėjimas. Magelano debesyse yra daug jaunų ir karštų ryškių žvaigždžių bei daug itin didelio šviesumo mėlynų supergigantų.

DIDELIS MAGELANINIS DEBESIS (LMC)

LMC galaktika Dorado žvaigždyne.

Skersmuo – 26 000 šviesmečių.

Atstumas iki Saulės yra 16 000 šviesmečių.

Ant šiuolaikinio žvaigždžių žemėlapiai LMC patenka į Stalo kalno ir Dorado žvaigždyną.

S Doradus LMC yra ryškiausias šiandien žinomas Visatoje.

Tarantula yra šviečiantis difuzinis LMC ūkas. Tai didžiausias žinomas ūkas Vietinė grupė Galaktik. Šio ūko viduje naujos žvaigždės gimsta „pasiutusiu greičiu“. Ūko centre yra atviras labai karštų mėlynų žvaigždžių spiečius.

MAŽAS MAGELANINIS DEBESIS (SMC)

SMC galaktika Tukanos žvaigždyne.

Skersmuo – 16 000 šviesmečių.

Atstumas iki Saulės yra 212 000 šviesmečių.

Tipas: netaisyklingoji galaktika.

Šiuolaikiniuose žvaigždžių žemėlapiuose MMO patenka į Tucana žvaigždyną.

METAGALAKSIJA

VIETINĖ GRUPĖ- apie 30 galaktikų spiečius, įskaitant Paukščių Taką, Magelano debesis ir Andromedos ūką. Turi netaisyklingos formos, atstumas tarp labiausiai nuotoliniai taškai Manoma, kad spiečius yra 6 milijonai šviesmečių.

Metagalaktikos ląstelinė korio struktūra

Remiantis tuo, kas išdėstyta pirmiau, nesunku paaiškinti Metagalaktikoje matomus darinius, primenančius korį, kurio ląstelių dydis siekia 100-300 milijonų šviesmečių. Būdingas bruožas Korinio korio struktūra yra tokia, kad vidinė ląstelių ertmė (tuštumos) atrodo beveik tuščia, o visos galaktikos ir jų sankaupos yra surenkamos į spiečius arba išilgai vadinamųjų „sienų“, kurios brėžia ląsteles.

Dodekaedras su šešiolika vidinių ertmių susidaro po antrojo kvantavimo etapo. Tačiau erdvės kvantavimas šiuo etapu nesibaigia. Jis daug kartų tęsis kiekviename naujai sukurtame chronoshellėje, sudarydamas vis daugiau milijardų fraktalinio tipo sistemų.

Tuščia

Pirmos eilės dodekaedrinėje struktūroje susidaro mažesnės antros eilės dodekaedrinės struktūros ir kt. Gali būti, kad jas papildo ikosaedrinės struktūros, nes abu daugiakampiai (dodekaedras ir ikosaedras) gali būti lengvai pertvarkyti vienas į kitą. Ikozaedrinė-dodekaedrinė chronoshellų struktūra sudaro didelio masto ląstelinę korio struktūrą Metagalaktikoje. Galaktikų spiečiai ir superspiečiai susidaro žemesnio lygio ikosaedrinėse-dodekaedrinėse struktūrose.

Visata infliacijos momentu yra pseudoerdvė, užpildyta nematomomis ląstelėmis, tarsi koriu, kur ląstelės išpučia chrono lukštų burbulus. Be to, kiekviena tokia ląstelė savyje turėjo būsimą galaktikų spiečius arba superspiečius, užpildytus vidiniais nematomais būsimų galaktikų chroniniais apvalkalais ir žvaigždžių sistemos pagal matrioškų tipą, formuojantis Visatos fraktalus. Kiekvienas sugriuvusios būsenos chronoshell yra gravitacinis ventiliatoriaus dipolis surišta būsena. Kai tik energija pradeda tekėti į tokį dipolį, jis „atsidaro“, virsdamas erdve ir materija.

Nustatoma horizontali diferenciacijos riba kritinis tankis gautą medžiagą. Atsidarantys chronoshelkai sparčiai didina savo erdvę, tačiau materija pradeda formuotis tik tada, kai išsiskirianti energija viršija tam tikrą ribinę vertę. Todėl pačioje pradžios momentas Kai dipolis pradeda veikti, medžiagos tankis yra lygus nuliui. Kai medžiagos tankis pasiekia apie 10-20 g/cm3, prasideda kitas diferenciacijos etapas – vertikalus. Jai būdinga tai, kad naujas besikuriantis posistemis priklauso ne nuliui, o pirmajam IMS moduliui, leidžiančiam užimti tą pačią vietą erdvėje. Tie. nulinio ir pirmojo modulių erdvės tampa susikertančiomis aibėmis.

Metagalaktikų diferenciacijos riba yra galaktikos, nes vertikali diferenciacija aiškiai išreikšta jų formavimusi. Evoliuciškai išsivysčiusios galaktikos yra dviejų sistemų dariniai. Tai apima spiralinės galaktikos, kuriame, be nulinio modulio chronoshello – sferinės posistemės, yra ir pirmojo modulio – galaktikos disko posistemio – chronosheltas.

Taigi, kaip elementarus struktūrinis vienetas Galaktiką laikysime metagalaktika. Lygiai taip pat įprastos materijos struktūroje jos riba yra molekulės. Nes molekulių lygmenyje prasideda naujas materijos organizavimo etapas. Dėl molekulių panašumo mes matome, kad medžiaga yra vienalytė, turinti tam tikras tik jai būdingas savybes. fizines ir chemines savybes. Tas pats pasakytina ir apie metagalaktiką. Visa tai susideda iš tankaus galaktikų chronosheltų, kurie atlieka tą patį vaidmenį kaip medžiagos molekulės, paketo. Šia prasme metagalaktika yra superhomogeniška, nes visa tai susideda iš to paties konstrukciniai elementai– galaktikos, atliekančios „molekulių“ vaidmenį Visatos „supermedžiagoje“.

Cikliniai etapai metagalaktikoje

Jeigu nagrinėsime metagalaktiką ciklinių etapų požiūriu, t.y. jos santykinis amžius, tada galima pastebėti, kad matome ankstyva stadija metagalaktikos raida, t.y. matome ją jauną. Tai liudija intensyvus galaktikų spiečius palei dodekaedro kraštus, sudarantis vadinamąsias spiečių ir superspiečių „sieneles“. Bet tai yra šiek tiek supaprastintas vaizdas, iš tikrųjų situacija yra šiek tiek sudėtingesnė. Stebėdami kitas galaktikas žvelgiame ne tik į tolį, bet ir į praeitį – tai lemia baigtinis šviesos greitis. Todėl ši idėja yra dėl to, kad šviesa, kuri atėjo pas mus iš šių kosminiai objektai, ėjo tada, kai tik buvo formuojamas dodekaedras.

Šio fakto paaiškinimą galima rasti toliau. Galima daryti prielaidą, kad infliacijos momentu Visatos chrono apvalkalas buvo suskaidytas „nesuskaičiuojamą skaičių“ kartų. Tuo pačiu metu susidarė milijardai ir milijardai galaktikų chronosheltų, užpildančių visą Visatą. Galaktikų chronosheltai susiformavo vienu metu, tačiau jų skaičius yra baigtinis. Pirmą akimirką visi chronosheltai yra sulankstyti gravitaciniai dipoliai. Jie negali visi apsisukti vienu metu, nes... yra nevienodomis sąlygomis. Pirmiausia pasireikš tos galaktikos, į kurias energija teka intensyviausiai. Ir tai atsitinka palei dodekaedro kraštus. Taip pat sistemos periferijoje esančios galaktikų žvaigždės „užsidega“ lengviau, t.y. kur nėra tokio stipraus spaudimo kaip centre.

Todėl visa matoma medžiaga stebima išilgai „sienų“ arba „kryžminių jungčių“ tarp chronosheltų. Leiskite dar kartą paaiškinti, taip yra dėl to, kad, pirma, tose vietose, kur chronosapvalkalai yra „susiuvami“, išsiskiriančios energijos amplitudė padidėja dėl dviejų abiejų chronosheltų srautų, tekančių ta pačia kryptimi, sumavimo, kuri padeda žvaigždžių formavimosi procesui. Antra, erdvės išsiplėtimas chronoshello krašte vyksta lengviau ir paprasčiau nei jo viduryje. Todėl galaktikos periferijoje pasirodo daug anksčiau nei viduje. Žvaigždžių formavimosi judėjimas vyksta iš periferijos į chronosheath centrą. Kaip vyresnio amžiaus(ciklas), tuo labiau perpildytos galaktikų sankaupos pirminio chronobloko centre.

Dėl to metagalaktikoje stebime spiečius ir tuštumas (tuštumą). Tai gana aiškiai matyti iš galaktikų ir jų spiečių pasiskirstymo, t.y. “ šviečianti medžiaga"Beveik visa "šviesa" yra gijose. Šių gijų susikirtimo vietose išsidėstę superspiečiai. O tuštumose - tuščios. Didelės tuštumos užima apie 50 procentų Metagalaktikos tūrio. Todėl šiame etape. vystymosi, chronosheltų sferų centrinės sritys yra susijusios su tuštumais aukštesnius lygius, kuriame vidinių chronosheltų posistemės vis dar yra sulankstytų dipolių pavidalu.

Pasibaigus šių „pirmųjų“ galaktikų, esančių palei dodekaedro kraštus, gyvenimo trukmė, jos sens ir mirs. Tačiau jas pakeis naujos galaktikos, esančios arčiau dodekaedro sferų centro. Žvaigždžių formavimasis palaipsniui judės nuo dodekaedro kraštų iki jo veidų centro ir toliau į chronoshello sferos centrą. Todėl, metagalaktikai augant, tuštumos „užsipildys“ vis daugiau naujų galaktikų, o išilgai dodekaedrų kraštų galaktikos mirs ir išnyks. Todėl daugiau vėlyvoji stadija mes pamatytume rutulinius galaktikų superspiečius ne ant sferinių apvalkalų ar dodekaedrų paviršių ribų, bet erdvinių sferų viduje, esančiose maždaug vienodu atstumu viena nuo kitos.

Iš išorės „augimas“ atrodys taip, tarsi ląstelių medžiaga „judėtų“ iš dodekaedro kraštų į jo centrą, tiksliau – į chronoshello centrą, kur ji pradeda „sulipti“, nes ji. buvo. Bet tai yra matomas vaizdas. Iš tikrųjų galaktikos niekur nejuda. Energija išsiskiria chrono apvalkalo centre, o paskui pasklinda į periferiją, o žvaigždžių formavimasis prasideda nuo periferijos ir juda link chronoshello centro.

Priešingai nei pati Metagalaktika, jos žemesni struktūriniai lygmenys, t.y. galaktikų spiečiai ir superspiečiai yra brandesniame vystymosi etape. Dėl to superspiečių chronosheliuose stebime materijos „sulipimą“ jos centre. Tie. pastebime, kad galaktikos tarsi „persikėlė“ į chronoshello centrą, kur suformavo šias spiečius. Kai galėsime išplėsti savo dvimatį žvaigždėto dangaus paveikslą į trimatį variantą, visiškai įmanoma, kad pamatysime šią grandiozinę struktūrą.

Matyt, beveik visos žvaigždės gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Todėl nenuostabu, kad žvaigždžių spiečiai yra labai dažnas dalykas. Astronomai mėgsta tyrinėti žvaigždžių spiečius, nes žino, kad visos spiečių žvaigždės susiformavo maždaug tuo pačiu metu ir maždaug tokiu pačiu atstumu nuo mūsų. Bet kokie pastebimi tokių žvaigždžių ryškumo skirtumai yra tikri skirtumai. Kad ir kokius didžiulius pokyčius laikui bėgant patyrė šios žvaigždės, jie visi prasidėjo tuo pačiu metu. Žvaigždžių spiečius ypač naudinga tirti jų savybių priklausomybės nuo masės požiūriu – juk šių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl skiriasi viena nuo kitos tik savo savybėmis. masė.

Žvaigždžių spiečiai įdomūs ne tik mokslinis tyrimas- jie yra išskirtinai gražūs kaip objektai fotografijai ir astronomų mėgėjų stebėjimui. Yra dviejų tipų žvaigždžių spiečiai: atviri ir rutuliniai. Šie vardai yra susiję su jų išvaizda. Atvirame spiečiuje kiekviena žvaigždė matoma atskirai. Priešingai, rutuliniai spiečiai yra tarsi sfera, taip tankiai užpildyta žvaigždžių, kad jos centre atskiros žvaigždės yra neatskiriamos.

Atviri žvaigždžių spiečiai

Bene garsiausias atviras žvaigždžių spiečius yra Plejados arba Septynios seserys, esančios Tauro žvaigždyne. Nepaisant pavadinimo, dauguma žmonių be teleskopo gali pamatyti tik šešias žvaigždes. Bendras žvaigždžių skaičius šiame spiečiuje yra nuo 300 iki 500, ir visos jos yra 30 šviesmečių skersmens ir 400 šviesmečių atstumu.

Šio klasterio amžius yra tik 50 milijonų metų, o tai astronominiais standartais yra gana mažas ir jame yra labai masyvi spindinčios žvaigždės, kurios dar nespėjo pavirsti milžinais. Plejados yra tipiškas atviras žvaigždžių spiečius; Paprastai tokį klasterį sudaro nuo kelių šimtų iki kelių tūkstančių žvaigždžių.

Tarp atrastų žvaigždžių spiečių kur kas daugiau jaunų nei senų, o seniausioms vargu ar daugiau nei 100 milijonų metų. Manoma, kad jų formavimosi greitis laikui bėgant nekinta.

Faktas yra tas, kad senesnėse grupėse žvaigždės palaipsniui tolsta viena nuo kitos, kol susimaišo su pagrindiniu žvaigždžių rinkiniu – tomis pačiomis, kurių tūkstančiai pasirodo prieš mus naktiniame danguje. Nors gravitacija tam tikru mastu laiko atviras spiečius, jie vis tiek yra gana trapūs, o kito objekto, pavyzdžiui, didelio tarpžvaigždinio debesies, gravitacija gali juos suplėšyti.

Kai kurios žvaigždžių grupės yra taip silpnai laikomos kartu, kad jos vadinamos žvaigždžių asociacijomis, o ne klasteriais. Jie trunka neilgai ir paprastai susideda iš labai jaunų žvaigždžių, esančių netoli tarpžvaigždinių debesų, iš kurių jos atsirado. Žvaigždžių asociacija apima nuo 10 iki 100 žvaigždžių, išsibarsčiusių kelių šimtų šviesmečių dydžio teritorijoje.

Debesys, kuriuose formuojasi žvaigždės, susitelkę mūsų Galaktikos diske, ir būtent ten randamos atviros žvaigždžių spiečiai. Atsižvelgiant į tai, kiek debesų yra Paukščių Takas ir ką didžiulė suma dulkės yra tarpžvaigždinėje erdvėje, taps akivaizdu, kad 1200 atvirų žvaigždžių spiečių, apie kuriuos žinome, turi sudaryti tik mažą dalelę viso Galaktikos skaičiaus. Galbūt jie bendras kiekis siekia 100 tūkst.

Rutuliniai žvaigždžių spiečiai

Skirtingai nuo atvirų spiečių, rutuliniai spiečiai yra sferos, tankiai užpildytos žvaigždžių, kurių yra šimtai tūkstančių ir net milijonai. Žvaigždės šiuose spiečių yra taip tankiai susikaupusios, kad jei mūsų Saulė priklausytų rutuliniam spiečiui, naktiniame danguje plika akimi galėtume pamatyti daugiau nei milijoną atskirų žvaigždžių. Įprasto rutulinio spiečiaus dydis yra nuo 20 iki 400 šviesmečių.

Tankiai sukrautuose šių spiečių centruose žvaigždės yra taip arti viena kitos, kad abipusė gravitacija jas sujungia ir sudaro kompaktiškas dvinares žvaigždes.

Kartais net nutinka visiškas susijungimasžvaigždės; Artėjant arti, išoriniai žvaigždės sluoksniai gali sugriūti, atskleisti centrinė šerdis. Dvejetainės žvaigždės rutuliniuose spiečių yra 100 kartų dažniau nei kitur. Kai kurie iš šių dvynių yra rentgeno spindulių šaltiniai.

Aplink mūsų galaktiką žinome apie 200 rutulinių žvaigždžių spiečių, išsidėsčiusių didžiuliame sferiniame galaktiką juosiančiame aureole. Visi šie klasteriai yra labai seni ir atsirado daugmaž tuo pačiu metu kaip ir pati galaktika: prieš 10–15 milijardų metų. Atrodo, kad klasteriai susidarė, kai debesies, iš kurio buvo sukurta galaktika, dalys suskilo į mažesnius fragmentus. Rutuliniai spiečiai neišsisklaido, nes juose esančios žvaigždės sėdi labai arti ir yra galingos abipusės jėgos gravitacija sujungia spiečius į tankią vientisą visumą.

Rutuliniai žvaigždžių spiečiai stebimi ne tik aplink mūsų galaktiką, bet ir aplink bet kokias galaktikas. Ryškiausias rutulinis spiečius, lengvai matomas plika akimi, yra Omega Xntauri pietinis žvaigždynas Kentauras. Jis yra 16 500 šviesmečių atstumu nuo Saulės ir yra didžiausias iš visų žinomų grupių:

jo skersmuo yra 620 šviesmečių. Ryškiausias rutulinis spiečius šiauriniame pusrutulyje yra M13 Heraklyje, kuris yra sunkus, bet vis tiek matomas plika akimi.

1596 m. olandų žvaigždės mėgėjas Davidas Fabricijus (1564–1617) atrado gana ryški žvaigždė Cetus žvaigždyne; ši žvaigždė pamažu pradėjo blėsti ir po kelių savaičių visai dingo iš akių. Fabricijus pirmasis aprašė kintamos žvaigždės stebėjimą.

Šią žvaigždę vadino Mira – nuostabia~. Per 332 dienas Mira pakeičia savo ryškumą nuo maždaug 2 dydžio (lygyje Šiaurės žvaigždė) iki 10 dydžio, kai jis tampa daug silpnesnis nei būtina stebėti plika akimi. Šiandien žinoma daugybė tūkstančių kintamų žvaigždžių, nors dauguma jų nekeičia savo ryškumo taip dramatiškai kaip Mira.

Yra įvairių priežasčių, pagal kurią žvaigždės keičia savo ryškumą. Be to, ryškumas kartais keičiasi daugybe šviesos verčių, o kartais taip nežymiai, kad šį pokytį galima aptikti tik naudojant labai jautrius instrumentus. Kai kurios žvaigždės keičiasi reguliariai.

Kiti staiga užgęsta arba staiga užsidega. Pokyčiai gali vykti cikliškai, per kelerius metus, arba jie gali įvykti per kelias sekundes. Norėdami suprasti, kodėl tam tikra žvaigždė yra kintama, pirmiausia turite tiksliai atsekti, kaip ji keičiasi. Kintamosios žvaigždės dydžio grafikas vadinamas šviesos kreive. Norėdami tiksliai išmatuoti žvaigždžių dydžius, profesionalūs astronomai naudoja prietaisą, vadinamą fotometru, nors daugybę kintamų žvaigždžių stebėjimų atlieka astronomai mėgėjai. Naudojant specialiai paruoštą žemėlapį ir po tam tikros praktikos, nėra taip sunku įvertinti žvaigždės dydį pagal žvaigždės pasikeitimą tiesiogiai iš akies, lyginant su šalia esančiomis pastoviomis žvaigždėmis.

Kintamų žvaigždžių ryškumo grafikai rodo, kad pekotorijos: žvaigždės kinta taisyklingai (teisingai) – jų grafiko atkarpa per tam tikro ilgio (periodo) laikotarpį kartojasi vėl ir vėl. Kitos žvaigždės keičiasi visiškai nenuspėjamai. Įprastos kintamos žvaigždės apima pulsuojančias ir dvigubas žvaigždes. Šviesos kiekis keičiasi, nes žvaigždės pulsuoja arba skleidžia medžiagos debesis. Tačiau yra ir kita kintamų žvaigždžių grupė, kurios yra dvigubos (dvejetainės).

Kai matome bicari žvaigždžių ryškumo pasikeitimą, tai reiškia, kad įvyko vienas iš kelių dalykų. galimi reiškiniai. Abi žvaigždės gali būti mūsų matymo lauke, nes judėdamos savo orbitomis gali prasilenkti tiesiai viena prieš kitą. Tokios sistemos vadinamos užtemdančiomis dvigubomis žvaigždėmis.

Žymiausias tokio pobūdžio pavyzdys yra žvaigždė Algol Persėjo žvaigždyne. Glaudžiai išsidėsčiusioje poroje medžiaga gali skubėti iš vienos žvaigždės į kitą, dažnai sukeldama dramatiškų pasekmių.