Одой галактикууд маш жижиг байж болох ч шинэ оддыг төрүүлэх гайхалтай хүч чадалтай. Хаббл сансрын дурангаар хийсэн шинэ ажиглалтууд нь одой галактик дахь од үүсэх нь орчлон ертөнцийн эхэн үед одоогийн таамаглаж байснаас илүү их үүрэг гүйцэтгэдэг болохыг харуулж байна.
Хэдийгээр орчлон даяар галактикууд шинэ оддыг үүсгэсээр байгаа ч ихэнх нь Их тэсрэлтийн дараа хоёроос зургаан тэрбум жилийн дараа үүссэн. Анхны одод хэрхэн гарч ирсэн, анхны галактикууд хэрхэн үүсэж хөгжсөнийг ойлгохын тулд орчлон ертөнцийн түүхийн энэ эрин үеийг судлах нь чухал юм.
Энэ зураг нь одой галактикуудаар тэмдэглэгдсэн тэнгэрийн хэсгийг харуулж байна. Уг зургийг GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) хөтөлбөрийн хүрээнд авсан бөгөөд бүх судалгааны хэсгээс зөвхөн нэг кадрыг харуулсан байна. Эх сурвалж: NASA, ESA, the GOODS Team and M. Giavalisco (STScI/Massachusetts-ийн их сургууль)
Хаббл-ын Өргөн талбайн камер 3 (WFC3) ашиглан хийсэн шинэ судалгаа нь одон орон судлаачдад орчлон ертөнцийн эхэн үеийн янз бүрийн төрлийн одой галактикуудыг судалж, ялангуяа од үүсэх үйл явц нь тодорхой байгаа галактикуудыг сонгох замаар эрин үеийг ойлгоход нэг алхам урагшлах боломжийг олгов. Ийм галактикуудыг ихэвчлэн одны галактик гэж нэрлэдэг. Ийм биетүүдэд шинэ одод бусад галактикийн ердийнхөөс хамаагүй хурдан үүсдэг. Өмнөх судалгаанууд голчлон дунд болон өндөр масстай галактикуудад төвлөрч байсан бөгөөд энэ идэвхтэй эрин үед оршин байсан асар олон одой галактикуудыг тооцоогүй. Гэхдээ энд байгаа буруу нь одой галактикуудыг судлахыг хүсээгүй эрдэмтдэд тийм ч их биш юм. Энэ нь биднээс маш хол байдаг тул эдгээр жижиг биетүүдийг харж чадахгүй байгаатай холбоотой байх. Саяхныг хүртэл одон орон судлаачид жижиг галактикуудыг богино зайд эсвэл том галактикуудыг илүү хол зайд ажиглаж чаддаг байв.
Гэсэн хэдий ч одоо гризмыг ашиглан одон орон судлаачид алс холын орчлон дахь бага масстай одой галактикуудыг ажиглаж, тэдгээрийн од үүсэхэд оруулсан хувь нэмрийг харгалзан үзэж, мэдээллийг тухайн үед оршин байсан жижиг галактикуудын тоонд ойртуулах боломжтой болсон. Гризм нь гэрлийг спектрийг өөрчлөхгүйгээр дамжуулдаг призм ба дифракцийн торны хослол болох объектив призм юм. Нэр дэх "G" үсэг нь сараалжаас гаралтай.
“Оддын дэлбэрэлт одой галактикууд залуу орчлонд шинэ од үүсэхэд чухал нөлөө үзүүлнэ гэж бид үргэлж таамаглаж ирсэн ч бид анх удаа тэдний үзүүлж буй нөлөөг хэмжиж чадсан юм. Тэд гол үүрэг биш юм гэхэд чухал үүрэг гүйцэтгэсэн бололтой” гэж Швейцарийн Политехникийн их сургуулийн Хаким Атек хэлэв.
"Эдгээр галактикууд оддыг маш хурдан үүсгэдэг тул ердөө 150 сая жилийн дотор одны массаа хоёр дахин нэмэгдүүлэх боломжтой. Харьцуулбал, энгийн галактикуудын оддын масс дунджаар 1-3 тэрбум жил тутамд хоёр дахин нэмэгддэг” гэж хамтран зохиогч Жан-Пол Кнейб нэмж хэлэв.
Хаббл дээр суурилуулсан Өргөн талбайн камер 3-ын жишээг ашиглан, энэ спектроскопийн горимд ажилладаг галактикуудын гризм горимд байгаа зураг. Өргөтгөсөн солонгын шугамууд нь линзэнд баригдсан галактикуудаас өөр зүйл биш боловч гризм горимд тэдгээрийг солонгын спектр хэлбэрээр харуулдаг. Үүний ачаар эрдэмтэд сансрын биетүүдийн химийн найрлагыг үнэлэх боломжтой болсон.
Эрдэмтдийн хийсэн судалгаагаар энэ төрлийн од манай галактикт хэр өргөн тархаж, шинэ од үүсэхэд хэр идэвхтэй оролцдог болохыг харуулжээ.
Үүнийг тоо баримт харуулж байна 2 -3 бусад ангийн одод хамгийн багадаа эзэлдэг 1 бор одой.
Энэ төрлийн сансрын биетүүд бусдаас илт ялгардаг.
Тэд хэтэрхий том бөгөөд халуун байна (д 15 -80 Манай Бархасбадь гарагаас хэд дахин их масстай) тул тэдгээрийг гариг гэж ангилж болох боловч үүнтэй зэрэгцэн бүрэн од болоход хэтэрхий жижиг тул цөм дэх устөрөгчийн тогтвортой хайлалтыг хадгалахад хангалттай масс байдаггүй.
Гэсэн хэдий ч бор одойнууд эхэндээ ердийн одтой адилхан үүсдэг тул ихэнхдээ бүтэлгүйтсэн од гэж нэрлэдэг.
Илүү дэлгэрэнгүй 2013 Жилд одон орон судлаачид хүрэн одойнууд манай галактикт нэлээд түгээмэл байдаг гэж сэжиглэж, бүс нутагт тэдний тоог ойролцоогоор тооцоолж эхлэв. 70 тэрбум
Гэсэн хэдий ч Үндэсний одон орон судлалын бага хуралд танилцуулсан шинэ мэдээлэл МСаяхан Английн Халл их сургуульд болсон eeting, тэд тухай байж магадгүй гэж хэлсэн 100 тэрбум
Сүүн зам бүхэлдээ, ойролцоогоор тооцоогоор, хүртэл агуулж болно гэдгийг харгалзан 400 олон тэрбум одод, бор одойн тоо нь гайхалтай бөгөөд урам хугарах мэт.
Үр дүнг тодруулахын тулд одон орон судлаачид түүнээс илүүгүй радиус дотор байрлах мянга гаруй хүрэн одойнуудын судалгааг хийжээ. 1500 гэрлийн жилүүд. Энэ ангийн одод маш бүдэг тул тэднийг хол зайд ажиглах нь үнэхээр хэцүү, боломжгүй юм шиг санагддаг.
Бидний мэдэх бор одойн ихэнх нь бөөгнөрөл гэгддэг шинэ одод үүсч буй бүс нутгаас олдсон.
Эдгээр кластеруудын нэг нь NG объект юм C133 , энэ нь энгийн одтой бараг адил олон бор одой агуулдаг.
Энэ нь Сент Эндрюсийн их сургуулийн Алекс Шольц болон түүний хамтран зүтгэгч Лиссабоны их сургуулийн Коралка Музич нарт их хачирхалтай санагдсан. Янз бүрийн нягтралтай оддын бөөгнөрөл дотор төрсөн бор одойнуудын давтамжийн талаар илүү нарийвчилсан ойлголттой болохын тулд судлаачид илүү нягтралтай одны бөөгнөрөл доторх хол одойнуудыг хайж олохоор шийджээ. CВ 38 .
Ойролцоогоор байрладаг алслагдсан кластерийг харах боломжтой байх 5000 гэрлийн жилийн зайд одон орон судлаачид NA камер ашигласан CЕвропын Өмнөд ажиглалтын төвийн маш том дуран дээр суурилуулсан дасан зохицох оптик бүхий О.
Өмнөх ажиглалтын нэгэн адил энэ удаад эрдэмтэд энэ бөөгнөрөл дэх бор одойн тоо нь нийт оддын бараг тал хувийг эзэлдэг болохыг олж мэдсэн бөгөөд энэ нь эргээд хүрэн одойн төрөх давтамжаас огт хамаардаггүйг харуулж байна. одны бөөгнөрөлүүдийн найрлага дээр.
“...Бид эдгээр бөөгнөрөл дотроос маш олон тооны бор одойг илрүүлсэн. Кластерын төрлөөс үл хамааран энэ ангиллын одод ихэвчлэн олддог нь харагдаж байна. Бор одойнууд бусад оддын хамт бөөгнөрөл хэлбэрээр үүсдэг тул манай галактикт үнэхээр маш олон байдаг гэж дүгнэж болно ..."
- гэж Scholz хэлэв.
Энэ нь тоо байж болно 100 тэрбум Гэсэн хэдий ч тэдгээр нь бүр ч олон байж магадгүй юм.
Хүрэн одойнууд нь маш бүдэг оддын биетүүд тул тэдний бүдэгхэн төлөөлөгчид одон орон судлаачдын харах талбарт зүгээр л орж чадахгүй гэдгийг санаарай.
Үүнийг бичиж байх үед Scholz-ийн сүүлийн үеийн судалгааны үр дүн гадны эрдэмтдийн шүүмжлэлийг хүлээж байсан боловч Gizmodo-д эдгээр ажиглалтын талаархи анхны тайлбарыг Гэгээн Мигелийн коллежийн одон орон судлаач Жон Омира хийсэн бөгөөд энэ ажилд оролцоогүй. гэхдээ түүнд тусгагдсан тоо баримт үнэн байж магадгүй гэж үзэж байна.
“...Тэд дугаар дээр ирдэг 100 тэрбумаар хэмжигдэж, үүнд олон таамаглал дэвшүүлж байна. Гэвч үнэн хэрэгтээ одны бөөгнөрөл дэх бор одойнуудын талаарх дүгнэлт нь бөөгнөрөл дэх оддын массын тархалтыг тодорхойлдог анхны массын функц гэж нэрлэгддэг зүйл дээр суурилдаг. Та энэ функцийг мэдэж, галактикийн од үүсгэдэг давтамжийг мэдсэний дараа та тодорхой төрлийн оддын тоог тооцоолж болно. Тиймээс, хэрэв бид хэд хэдэн таамаглалыг орхигдуулах юм бол энэ зураг 100 тэрбум үнэхээр бодит юм шиг санагдаж байна ..."
- гэж Омира тайлбарлав.
Судлаачид хоёр өөр бөөгнөрөл дэх бор одойнуудын тоог харьцуулж үзэхэд оддын харагдах орчин нь үргэлж ийм үзэгдлийн давтамжийг зохицуулах гол хүчин зүйл биш гэдгийг харуулсан. одны объектын төрөл.
"Хүрэн одой үүсэх нь ерөнхийдөө од үүсэх бүх нийтийн бөгөөд салшгүй хэсэг юм."гэж Омира хэлэв.
Гаригуудын амьдрах чадварын лабораторийн профессор Абел Мендес ЛХэлэлцэж буй судалгаанд оролцоогүй өөр нэг одон орон судлаачийн хэлснээр манай галактик нь том хэмжээтэй харьцуулахад хамаагүй илүү нягт оддын биетүүдийг агуулж байгааг харгалзан үзвэл шинэ бүтээл дэх тоонууд үнэхээр утга учиртай байж магадгүй юм.
“...Жишээ нь, жижиг улаан одойнууд бусад бүх төрлийн одноос хамаагүй илүү байдаг. Тиймээс шинэ тоонууд доод хязгаараас ч илүү байх магадлалтай гэж би санал болгож байна ..."
гэж Мендес хэлэв.
Хүрэн одойн үржил шимтэй байх нь мэдээжийн хэрэг сул талтай. Олон тооны бүтэлгүйтсэн одууд нь амьдрах чадвар буурах гэсэн үг юм.
Мендез хэлэхдээ бор одойнууд амьдрах боломжтой бүс гэж нэрлэгддэг хүрээлэн буй орчныг дэмжихэд хангалттай тогтвортой байдаггүй. Үүнээс гадна, бүх одон орон судлаачид энэ нэр томъёонд дуртай байдаггүй "Бүтэлгүй одод".
“...Би хувьдаа бор одойнуудыг “бүтэлгүй од” гэж нэрлэхгүй байхыг илүүд үздэг, учир нь миний бодлоор тэд од гэсэн цолыг хүртэх ёсгүй...”
- гэж Америкийн байгалийн түүхийн музейн астрофизикч Жаклин Фаэрти тайлбарлав.
"... Би тэднийг "хэт ургасан гаригууд" эсвэл зүгээр л "хэт гаригууд" гэж нэрлэхийг илүүд үздэг, учир нь массынх нь үүднээс тэд одноос илүү эдгээр одон орны биетүүдэд ойрхон хэвээр байна ..."
- гэж эрдэмтэн хэлэв.
Дахиад л мөрөөдөл минь намайг зовоож байна
Энэ нь хаа нэгтээ, орчлон ертөнцийн өөр өнцөгт,
Нэг цэцэрлэг, нөгөө л харанхуй,
Мөн мөхөшгүй гоо үзэсгэлэнгийн ижил одууд.
Н.Заболоцкий
Нэг төрлийн одон орны (зөвхөн одон орон судлалын төдийгүй) объектын мөн чанарыг судлах нь ихэвчлэн хэд хэдэн үе шатыг дамждаг. Эхлээд тодорхой ойлголт байхгүй, бие биенээ үгүйсгэдэг олон янзын таамаглал байдаг. Дараа нь нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн үзэл бодол талсжиж, ажиглагдсан зургийг үндсэн нарийн ширийн зүйлээр нь чанарын хувьд тайлбарлах боломжийг олгодог. Судалж буй объектууд нь ойлгомжгүй байхаа больсон холболтын утаснууд нь тэднээс өмнө нь мэдэгдэж байсан объект эсвэл үзэгдлүүд рүү сунадаг.
Тэгээд хэсэг хугацааны дараа гурав дахь шат эхэлнэ. Шинэ ажиглалт эсвэл онолын тооцоолол нь бүх зүйл санагдсан шиг тийм ч хялбар биш гэдгийг харуулж байна. Хэдийгээр хуучин тайлбарууд нь үндсэндээ хэвээр үлдэж болох ч судалгааны объектууд нь энгийн бөгөөд ойлгомжтой схемд багтах дургүй байдгаараа дахин гайхширч байна. Бидэнд шинэ санаа, шинэ тооцоо хэрэгтэй. Эцэст нь, дараагийн дөрөв дэх шатанд өмнөхөөсөө илүү тогтвортой, илүү төвөгтэй дүр зураг гарч ирнэ. Ойлголт нь шинэ, илүү өндөр түвшинд хүрсэн. Ирээдүйд бүх зүйл дахин давтагдах болно - гэнэтийн ажиглалтын баримтууд гарч ирэх, онолын өөр хандлага.
Энэ хэсэгт авч үзэх одой эллипс галактикуудыг (dE галактикууд) судлах ажил одоо хоёр дахь шатандаа явж байна. Бүх одой галактикуудаас эдгээр нь бидний хувьд хамгийн ойлгомжтой объектууд юм. Тэдгээр нь онцлог шинж чанараараа эрс ялгардаг ямар ч бүлгийг төлөөлдөггүй бөгөөд тэдгээрийн шинж чанар нь гэрэлтэлт, хэмжээ багатай бүс нутагт экстраполяци хийх энгийн эллипс галактикуудын шинж чанарыг "үргэлжлүүлдэг" юм.
Бидэнд хамгийн ойр байдаг dE галактикууд нь Андромеда мананцарын дөрвөн зууван хиймэл дагуул юм. Тэдгээрийн хоёр нь болох M 32 ба NGC 205 галактикууд аварга том спираль галактиктай маш ойрхон ажиглагдаж байгаа бол арай бүдэг хоёр галактик болох NGC 185 болон NGC 147 нь түүнээс хойш хэд хэдэн өнцгийн градуст байрладаг. Эхний хоёр нь Андромеда мананцарын гаднах хэсгүүдэд тусгагдсан аливаа гэрэл зураг дээр тод толбо шиг харагддаг; M 32 галактик нь авсаархан, бараг дугуй хэлбэртэй байдаг бол гэрэл зураг дээрх NGC 205 галактик нь илүү бүдгэрсэн, мэдэгдэхүйц сунасан дүрстэй. Тэдний үнэмлэхүй хэмжээ нь -16-д ойрхон байна м, тиймээс эдгээр галактикууд нь одойг "хэвийн" галактикуудаас тусгаарладаг ердийн хил дээр байрладаг.
Эдгээр одой галактикуудын гэрэл зурагт оддыг тус тусад нь авах, өөрөөр хэлбэл одон орон судлаачдын хэлснээр галактикуудыг од болгон хувиргах нь асар их хүчин чармайлтын үр дүнд 40-өөд онд дэлхийн хамгийн том телескоп дээр ажиллаж байсан В.Баадэ боломжтой байсан. тэр үед - 2.5 метр Паломар уулын тусгал. Андромеда мананцарын хиймэл дагуулуудыг од болгон шийдвэрлэх нь одоо ч гэсэн хамгийн сайн дуран авайны тусламжтайгаар ч амар ажил биш гэдгийг хэлэх ёстой.
Удаан хугацааны туршид эдгээр жижиг галактикуудын оддын найрлага, мөн Андромеда мананцарын төв хэсэг нь нууцлаг хэвээр байв: хамгийн тод одууд болох цэнхэр супер аварга нар байгаа нь гэрэл зураг дээр мэдэгдэхүйц биш байсан ч эдгээр одод итгэлтэй байна. ойролцоох Андромеда мананцарын спираль салбаруудад ажиглагдсан.
Андромеда мананцарын төв хэсэг болон түүний зууван хиймэл дагуулуудыг од болгох зорилт тавьсан тул В.Баадэ түүнийг хэрэгжүүлэх ажилд нухацтай бэлдэж эхэлжээ. Эдгээр объектууд нь улаавтар өнгөтэй гэдгийг мэддэг байсан бөгөөд тэр (зөв) энэ нь тэдгээрт агуулагдаж буй хамгийн тод оддын өнгө гэж таамагласан. Тиймээс В.Баад одон орны гэрэл зурагт ихэвчлэн ашигладаг цэнхэр туяанд хариу үйлдэл үзүүлдэг ялтсуудыг орхиж, улбар шар, улаан өнгийг мэдэрдэг тухайн үеийн хамгийн мэдрэмтгий гэрэл зургийн хавтанг сонгосон байна. Гэсэн хэдий ч эдгээр ялтсууд нь "цэнхэр" ялтсуудаас хамаагүй бага мэдрэмжтэй байсан тул үүнийг нэмэгдүүлэхийн тулд хавтанг хэрэглэхээс өмнө аммиакаар тусгайлан эмчлэх шаардлагатай байв.
Гэхдээ үүний дараа ч мэдрэмж нь тийм ч өндөр биш болж, "цэнхэр" ялтсууд хүрэх боломжгүй оддыг барьж авах найдвар төрүүлэхийн тулд олон цагийн өртөлтөд найдах шаардлагатай байв. Баримт нь маш мэдрэмтгий "цэнхэр" ялтсууд дээр удаан хугацааны өртөлтийг хийх боломжгүй юм: ердөө 1.5 цагийн дараа шөнийн тэнгэрийн сул туяа тэднийг өтгөн хөшигөөр бүрхэв. В.Баадын тооцоолсноор энэ арга нь “улаан” ялтсууд дээр 0.5 од авах боломжтой байх ёстой байв. Т"Цэнхэр"-ээс (1.6 дахин) сул байна.
Телескопын нэвтлэх хүчийг, өөрөөр хэлбэл бүдэг оддыг илрүүлэх чадварыг хэрхэн нэмэгдүүлэх вэ?
Одон орны ажиглалтын онцлогийг мэддэг хүмүүс дурангийн оптик хэрэгсэл болох чадвар нь шөнө бүр ижил тунгалаг байсан ч, заримдаа нэг шөнийн дотор маш их ялгаатай байдгийг сайн мэддэг. Энэ нь агаар мандлын янз бүрийн төлөв, том телескопуудын хувьд мөн толины линзний төлөв байдлаас шалтгаална, тусгал гадаргуу нь толины янз бүрийн хэсгүүд болон толины хоорондох температурын зөрүүгээс болж дулааны деформацид өртдөг. болон агаарын орчин. Саяхан тэд дулааны тэлэлтэд бараг өртдөггүй бодисоос том толь хийж сурсан.
Улмаар В.Баадэ энэ тухай бичсэн байдаг: “Хүн 2.5 метрийн дурангийн хуурцагт “улаан” хавтан хийж, зураг авалт хийж, түүнийгээ хөгжүүлж, ямар нэгэн зүйлийг харах гэж оролдвол амжилтанд хүрнэ гэж найдаж болохгүй. Одууд маш бүдэгхэн байх нь тодорхой байсан бөгөөд магадгүй маш ойрхон байрладаг. Энэ нь 2.5 метрийн телескопын шийдвэрлэх хүчин чадлын хязгаарт байгаа тул өчүүхэн ч гэсэн боломжийг ашиглахгүйн тулд маш болгоомжтой байх хэрэгтэй.
Нарийвчлалыг аль болох өндөр байлгахын тулд, нэгдүгээрт, оддын үймээн самуунтай диск маш бага байх үед хамгийн сайн зургийг авах үед л ажиглалт хийх шаардлагатай байв. Хоёрдугаарт, толины хэлбэр нь ирмэгүүд нь "нурагдах"гүйгээр төгс төгөлдөрт ойртсон тэр шөнө л ажиглах нь зүйтэй байсан бөгөөд энэ нь одны дискийг үргэлж нэмэгдүүлэхэд хүргэдэг. Гуравдугаарт (мөн энэ нь гол асуудал байсан) 2.5 метрийн телескопын толин тусгалыг хуучин брэндийн шилээр хийсэн тул фокусын өөрчлөлтийн талаар ямар нэг зүйл хийх шаардлагатай байв. Энэ утгаараа шөнө хангалттай байсан ч фокусын урт 1.5-аас 2 мм хүртэл өөрчлөгдөж, 5-6 мм-д хүрч байсан шөнө ч байсан” гэв.
Үүний үр дүнд В.Баада зургийн фокусын зөв эсэхийг тасралтгүй шалгах өөрийн гэсэн аргыг зохион бүтээх шаардлагатай болсон нь олон цагийн өртөлтийг тасалдуулахгүй байх боломжийг олгосон юм.
Шийдвэрлэх ажиглалтын бэлтгэл жил гаруй үргэлжилсэн. Эцэст нь 1943 оны намар хэд хэдэн шөнийн турш маш сайн зургийн чанараар Андромеда мананцарын хиймэл дагуулууд (түүнчлэн ижил төстэй одноос бүрдсэн төв хэсэг) удаан хүлээгдэж буй сөрөг талуудыг олж авав. оддын хамгийн жижиг цэгүүдээр цацагдсан. Одой эллипс галактикийн хамгийн тод одууд бараг 700 мянган ширхэгийн зайнаас ингэж харагдаж байв. Тэдний нээлтийг амжилттай хийхэд нэг чухал нөхцөл байдал нөлөөлсөн гэж хэлэх ёстой. Лос-Анжелесийн аварга хот болон түүний ойр орчмын эрч хүчтэй захын дүүргүүдийн дайнтай холбоотой гэрэл гэгээ хараахан арилаагүй байсан тул ажиглалтын төв дээр шөнө үнэхээр харанхуй байв.
Энэ үед одон орон судлаачид хамгийн олон төрлийн оддыг сайн мэддэг байсан ч В.Баадэгийн гэрэл зургийг авсан одод эрдэмтнийг гайхшруулжээ. Тэд энгийн улаан оддын хувьд хэтэрхий гэрэлтдэг байв. Нарны ажиглагдсан оддын ойролцоо ийм од бараг байдаггүй бөгөөд одой эллипс галактикуудад галактикийн цацрагт гол хувь нэмэр оруулдаг нь хачирхалтай санагдсан.
Хэсэг хугацааны дараа л В.Баадэ манай Галактикийн бөмбөрцөг бөөгнөрөл нь яг ижил одноос бүрддэгийг ойлгосон. Эдгээр бөөгнөрөл нь хэдэн зуун мянган оддын нэлээд алслагдсан холбоо юм (тэдгээрийн хамгийн ойр нь биднээс хэдэн мянган гэрлийн жилийн зайд байдаг). Тэдний нас 10 тэрбум жил давсан, өөрөөр хэлбэл тэд оддын ертөнцийн жинхэнэ дурсгал юм.
Цаашдын судалгаа В.Баадегийн таамаглалыг баталжээ. Одой эллипс галактикийн хамгийн тод одууд, түүнчлэн бөмбөрцөг бөөгнөрөл нь өндөр гэрэлтдэг улаан аварга том одод болж хувирсан бөгөөд тэдгээр нь урт наслахдаа цөмийн гол түлш (устөрөгч) нь ихээхэн хэмжээгээр нэмэгдэж, дотоод бүтцийг нь өөрчилсөн одууд байв. оддын дотоодод ядарсан. Одой галактикийн оддын онцлог шинж нь оддын агаар мандалд хүнд химийн элементүүдийн агууламж бага байдаг (хэдийгээр бөмбөрцөг бөөгнөрөл шиг бага биш). Урагшаа харахад хүнд элементийн дутагдал гэж нэрлэгддэг энэхүү дутагдал нь бүх төрлийн одой галактикийн хувьд ердийн зүйл болохыг бид тэмдэглэж байна.
Гэрэлт чанараараа одой гэж ангилагдаагүй "хэвийн" эллипс галактикууд нь одой галактикийнх шиг хүнд элементүүдийн хувьд хүчтэй шавхагддаггүй ч хуучин одноос бүрддэг. "Хэвийн" электрон галактик дахь од үүсэх нь олон тэрбум жилийн өмнө бараг дууссан бололтой. dE галактикуудын түүх өөр байж магадгүй юм. Энэ нь Андромеда мананцарын ижил хиймэл дагуулуудын жишээнээс тодорхой харагдаж байна.
Жишээлбэл, Андромеда мананцарын хиймэл дагуул M 32-ийн спектрийн мөн чанарыг галактикт од үүсэх нь одоо болоогүй мэт боловч хэдэн тэрбум жилийн өмнө оршин тогтнож байсан гэж тайлбарлах замаар тайлбарлаж болно.
Андромеда мананцарын өөр хоёр хиймэл дагуул болох NGC 205 ба NGC 185 дээр хуучин улаан оддын тархсан дунд нуугдаж буй хэдэн арван өндөр гэрэлтдэг цэнхэр оддыг шууд ажиглаж байна. Одон орон судлалын цаг хугацааны хэмжүүрээр бол эрчим хүчний өндөр зарцуулалт нь богино насалдаг тул ийм одууд дөнгөж бий болсон байна. Тэдний нас 100 сая жилээс хэтрэх магадлал багатай бөгөөд энэ нь оддын хувьд маш бага юм. Жишээлбэл, нар 50 дахин удаан оршин тогтнодог. Иймээс эдгээр галактикуудад од үүсэх үйл явц үргэлжилсээр байна.
Мэдээжийн хэрэг, өндөр гэрэлтэх халуун оддын зэрэгцээ бага масстай одод ч бий болно (илүү их тоогоор), гэхдээ галактикийн илүү тод, гэхдээ хуучин оддын дунд тэдгээрийг олох боломжгүй юм. Тиймээс од үүсэх төвийг зөвхөн цэнхэр оддын байрлалаар тодорхойлдог бөгөөд тэдгээр нь ихэвчлэн галактикийн жижиг хэсгүүдэд байрладаг. Жишээлбэл, NGC 185 галактикийн бүх цэнхэр одод 300 pc-ээс бага хэмжээтэй бүсийг эзэлдэг (бүх галактикийн хэмжээ хэдэн арван дахин том).
Зарим dE галактикуудад цөөн тооны залуу оддын оршин тогтнох асуудал ихээхэн анхаарал татаж байна. Үнэн хэрэгтээ асар том эллипс галактикуудад од үүсэхгүй байх нь ихэвчлэн од хоорондын хий, өөрөөр хэлбэл хүчтэй шахагдаж, хөргөх үед оддыг төрүүлэх орчинтой холбоотой байдаг. Бүх тохиолдолд залуу цэнхэр одод байгаа нь зөвхөн од хоорондын орчин ажиглагддаг галактикуудад л ажиглагддаг. Гэсэн хэдий ч өнөөг хүртэл зөвхөн хоёр dE галактикт од хоорондын хүйтэн хийг шууд ажиглалтаар илрүүлэх боломжтой байсан - Андромеда мананцарын хиймэл дагуулаас NGC 205, NGC 185 (мөн энд ч гэсэн энэ нь маш бага - нийт массын ойролцоогоор 0.01% -ийг эзэлдэг. галактикийн).
Гэсэн хэдий ч ойролцоох dE галактикуудын ажиглалт нь тэдгээрийн доторх залуу одод мөн од хоорондын орчинтой холбоотой болохыг харуулсан. NGC 205 ба NGC 185 галактикуудад залуу цэнхэр оддыг "нэг нэгээр нь" ажигладаг хар шороон мананцарууд мэдэгдэхүйц байдгийг манай Галактикийн жишээнээс харахад харьцангуй нягт хүйтэн хийн бүсүүдтэй холбоотой байдаг. Мэдээжийн хэрэг, энэ нь маш бага, гэхдээ од үүсэх нь бараг л гялалздаггүй гэж хэлж болно.
Энэ хий хаанаас гардаг вэ?
Галактик хийнээс бүрэн "цэвэрлэгдсэн" ч гэсэн цаг хугацаа өнгөрөхөд бага хэмжээгээр дахин гарч ирэх болно. Үүнийг хөгширч буй одод од хоорондын орон зайд хүргэдэг. Ойролцоох галактикуудад ийм үйл явц явагдаж байгаагийн шууд нотолгоо нь гаригийн мананцаруудын ажиглалтаас ирдэг - тэдний амьдралын тодорхой үе шатанд оддын ялгарсан хийн бүрхүүлүүд өргөжиж байна. Ийм мананцар нь ойролцоох бүх dE галактикуудаас олдсон. Цаг хугацаа өнгөрөхөд одноос ялгарах хий нь од хоорондын бүх орон зайг дүүргэдэг. Дараа нь галактикийн тодорхой физик нөхцлөөс хамааран галактикаас гарч, галактик хоорондын орон зайд орох, эсвэл аажмаар хөрж, дахин од болон хувирах болно.
Оддын ялгарах хийн хувь заяа нь эллипс галактикийн массаас шалтгаална. Чанарын хувьд үүнийг тэдгээрийн доторх одод илүү удаан хөдөлж, бие даасан оддын ялгарсан хийн массын мөргөлдөөн нь том галактикуудад хүлээгдэж буй хийн хүчтэй халаалтад хүргэдэггүйтэй холбон тайлбарлаж болно. Тийм ч учраас зууван хэлбэрийн "хэвийн", одой бус галактикуудад хийн ул мөр, залуу од маш ховор байдаг. Хэрэв ямар нэгэн аварга том зууван галактик биднээс Андромеда мананцараас холгүй байсан бол бид түүнээс тусдаа цэнхэр оддыг олж мэдэх байсан ч юм бил үү?
Хэдийгээр одой зууван галактикууд зарим сул оддын тогтоцтой байдаг ч тэдгээр нь ерөнхийдөө маш нам гүм бөгөөд маш удаан өөрчлөгддөг оддын системүүд юм. Тэдгээрт ажиглагдсан оддын бус эрчим хүчний эх үүсвэртэй холбоотой идэвхтэй үйл явц байдаггүй - бодисын ялгаруулалт, дулааны бус радио ялгарал, цөмийн үйл ажиллагаа. Ихэнх тохиолдолд NGC 205 ба M 32-ын яг төвд асар том бөмбөрцөгт бөөгнөрөлтэй төстэй жижиг од хэлбэртэй биет ("цөм") харагддаг боловч dE галактикуудад ердийн утгаараа цөм байдаггүй. оддын. Илүү алслагдсан галактикуудад ийм тогтоцыг ажиглах боломжгүй болсон.
Мэдээжийн хэрэг dE галактикууд зөвхөн Андромеда мананцарын хиймэл дагуулаар хязгаарлагдахгүй. Одойнуудын дунд эдгээр нь харьцангуй өндөр гэрэлтдэг галактикууд байдаг тул хэдэн арван сая гэрлийн жилийн зайд ажиглалт хийх боломжтой байдаг. Олон dE галактикууд, тухайлбал, Охины ордны галактикуудын хамгийн ойрын том бөөгнөрөлөөс олдсон. Гэхдээ олон тооны dE галактикуудын дунд зөвхөн нэг тохиолдолд л идэвхтэй цөмтэй объектыг сэжиглэж болно - нэг төрлийн одой радио галактик. Судлаачид ажиглагдаж буй эх сурвалжийн мөн чанарыг олж мэдэхэд заримдаа ямар бэрхшээлтэй тулгардагийг харуулахын тулд энэ объектын талаар илүү дэлгэрэнгүй ярих нь зүйтэй юм.
Байгаль дахь радио долгионы хамгийн хүчирхэг эх үүсвэр болох радио галактикууд нь дүрмээр бол идэвхтэй цөм нь харьцангуй (жишээ нь гэрлийн хурдтай маш ойрхон хурдтай) протон ба электронуудын урсгалыг ялгаруулдаг аварга том эллипс галактикууд юм. Ийм галактикуудыг нэг буюу өөр радио эх үүсвэр ажиглагдаж буй тэнгэрийн хэсгүүдийн гэрэл зургуудыг судлах замаар олдог.
60-аад онд 3S 276 гэж нэрлэсэн радио эх үүсвэрийн координатууд нь жижиг өнцгийн хэмжээтэй эллипс галактикийн координатуудтай давхцаж байгааг тогтооход энэ нь тийм ч их гайхшрал төрүүлэхгүй байсан. Энэ нь 15-р магнитудын объект шиг харагдах асар хол зайд холдсон энгийн радио галактик байж болох юм. Галактикийн спектр тодорхойгүй байсан ч энэ нь өөрөө хамгийн бүрэн гүйцэд галактикийн хоёр каталог болох Воронцов-Веляминов, Цвики каталогид дурдсан байдаг. Энэ нь нэлээд өндөр гадаргуутай, бага зэрэг цэнхэрдүү өнгийн дотоод хэсэгтэй, 1′ орчим хэмжээтэй илүү "улаан" бүрхүүлтэй болсон.
"Хэвийн" радио галактик нь ойролцоогоор 100 Mpc зайнаас иймэрхүү харагдаж болно. Галактикийн ертөнцөд галактикаас хол байх тусам түүний радиаль хурд их байх болно (Хабблын хууль) хуулийг сайн мөрддөг тул түүний хурд ойролцоогоор 6-8 мянган км/с байх ёстой. ZS 276 радио эх сурвалжтай танилцсаны дараахан гэрэл зураг авсан спектр нь түүний хурд нь ердөө 30 км/с байсан (түүнээс гадна спектр нь радио галактикуудын хүлээгдэж буй ялгаруулалтын шугамыг агуулаагүй) байсан нь гайхшралыг төсөөлөөд үз дээ.
1970 онд Канадын одон орон судлаач С.ван ден Берг АНУ-д 5 метрийн аварга том телескоп дээр ажиллаж байхдаа электрон-оптик хөрвүүлэгч ашиглан галактикийн шинэ спектрограммыг гаргаж авсан бөгөөд энэ нь гэнэтийн тооцооны үнэн зөв эсэхийг шалгах явдал юм. Найман шингээлтийн шугамыг ашиглан түүний хөдөлгөөний хурдыг (Нартай харьцуулахад) илүү нарийвчлалтай утгыг олов: 10±8 км / с. Энэ хурд нь галактикийн бус харин наранд хамгийн ойр орших оддын шинж чанартай байх магадлалтай.
Үүний үндсэн дээр ЗХУ-ын одон орон судлаач Ю.Псковский энд радио галактикийн тухай биш, харин манай Галактикийн доторх сул радио эх үүсвэртэй холбоотой гэж санал болгосон. Энэ объект Хавчны мананцар төрлийн суперновагийн энгийн үлдэгдэл байж болох уу? ZS 276 радио эх үүсвэрийн байрлал нь 13-р зуунд Хятадын одон орон судлаачдын ажигласан суперновагийн байрлалаас ердөө 1°-аар ялгаатай байсан нь үүнийг батлах мэт санагдсан.
Гэсэн хэдий ч уг объектын шинэ судалгаагаар ийм тайлбар хийх магадлал багатай байна. Том хэмжээний дурангаар авсан өндөр чанартай гэрэл зургууд нь хэт шинэ одны үлдэгдэлд байдаг судалтай бүтэц агуулаагүй бөгөөд төв рүү чиглэсэн хурц тод концентраци нь эллипс галактикийн онцлог шинж чанартай болохыг харуулсан. Эцэст нь С.ван ден Берг уг биетийн ялгаралтын спектр нь хүнд элементүүдээр шавхагдсан бөмбөрцөг бөөгнөрөлүүдийн спектртэй бүрэн төстэй болохыг олж тогтоосон бөгөөд хэрэв бидний мэдэж байгаагаар хэрэв бидний өмнө dE галактик байгаа бол үүнийг хүлээж болно.
Нартай харьцуулахад энэ dE галактикийн хөдөлгөөний хурд тэгтэй ойролцоо боловч нарны тойрог замын хөдөлгөөнийг тооцвол манай Галактикийн төвтэй харьцуулахад хурд нь ойролцоогоор 200 км/с байна. Хабблын хуулийн дагуу энэ нь Андромеда мананцараас хэд дахин их зайтай тохирч байна. Ийм өчүүхэн хурдтай галактикуудын хувьд зайг Хаббл хуулиас найдваргүй тодорхойлдог нь үнэн. Галактикт бие даасан оддыг ажигласан эсэхийг тодруулах боломжтой боловч харамсалтай нь тусгайлан хайлт хийсэн ч илрүүлж чадаагүй юм.
ZS 276 объектын бага хурд нь тийм ч хол байх боломжгүй гэдгийг харуулж байна. Энэ бол ойролцоох одой одны систем юм. Гэсэн хэдий ч түүнд хүрэх зай нь 2-3 Mpc байсан ч энэ нь зүгээр л одой эллипс галактик биш, харин 3-10 7-ийн гэрэлтэлт багатай өвөрмөц объект юм. Lc. Мэдэгдэж буй dE галактикуудын дунд гэрэлтэлт нь энэ утгад ойр байсан нэг ч галактик байдаггүй. Радиус нь бас дээд амжилт болсон - ердөө 150-200 ширхэг. Эндээс харахад ийм өчүүхэн галактик идэвхтэй цөмтэй бөгөөд Андромеда мананцар шиг аварга галактикаас радио цацрагийн хүч чадлаараа дутахгүй байх нь бүрэн ойлгомжгүй юм.
Ямар төрлийн дэлбэрэлт нь радио ялгаруулдаг үүлсийг гаргахад хүргэсэн бөгөөд энэ нь радио цацрагийн тархалтаас харахад одоо нууцлаг объектын эзэлхүүнээс хэд дахин их эзэлхүүнийг эзэлдэг вэ?
Одой зууван галактикуудтай танилцсаны дараа одоо тэдэнтэй оддын найрлагаар маш төстэй боловч байгальд ойлгомжгүй галактикууд руу шилжье.
ОХУ-ын Шинжлэх ухааны академийн астрофизикийн тусгай ажиглалтын төвийн ажилтан Игорь Караченцев тэргүүтэй олон улсын одон орон судлаачдын баг KDG215 одой галактикийг судалж үзээд түүний доторх оддын дийлэнх хэсэг нь сүүлийн тэрбум жилийн хугацаанд үүссэн бол ихэнх галактикуудад . Од үүсэх оргил үе хэдэн арван тэрбум жилийн өмнө болсон. KDG215 нь түүний найрлага дахь "хамгийн залуу" галактикуудын нэг бөгөөд энэ нь түүний хувьслын үйл явц нь ер бусын биш гэдгийг харуулж байна. Холбогдох нийтлэлийг хэвлүүлэхээр илгээсэн Астрофизикийн сэтгүүлийн захидал, энэ хооронд бүтээлийн текстийг Корнеллийн их сургуулийн өмнөх хэвлэлийн серверээс олж болно.
Галактикууд хэрхэн хурдан бөгөөд олноор од үүсгэж эхэлдэг тухай нарийн ширийн зүйл тодорхойгүй хэвээр байна. Галактикууд 10 тэрбум жилийн өмнө шинэ оддыг хамгийн эрчимтэй "төрүүлсэн" бөгөөд өнөөдөр энэ үйл явц хамаагүй удаашралтай байгаа нь нөхцөл байдлыг улам хүндрүүлж байна. Ялангуяа дэлхий дээрх ажиглагчдаас алслагдсан одой галактикуудын хувьд нөхцөл байдал маш хэцүү байдаг бөгөөд ихэвчлэн бүдэгхэн байдаг.
Одон орон судлаачид 4,83 мегапарсек (ойролцоогоор 15,7 сая гэрлийн жилийн) зайд орших KDG215 одой галактикийг судалжээ. Нэг талаас, энэ нь харьцангуй ойрхон тул ажиглалт хийхэд тохиромжтой, нөгөө талаас эрдэмтэд үүнийг судлахдаа ер бусын үр дүнд найдах боломжийг олгосон хэд хэдэн ер бусын шинж чанартай байдаг. KDG215 нь туйлын бүдэг бөгөөд энэ зайд байгаа хамгийн бүдэг галактикуудын нэг бөгөөд одоогийн шинэ од үүсэх хурд нь тэг юм.
Судлаачид Хаббл сансрын дурангаас авсан зургийн архивт хандаж, энэ галактик дахь од үүсэх хувьслыг судлахыг оролдсон. Үүнийг хийхийн тулд тэд галактикийн цацрагийн спектрт дүн шинжилгээ хийж, оддын үндсэн популяцийн насыг олж мэдсэн. Түүний дундаж утга нь маш бага байсан нь тогтоогдсон: тооцооллоор тэрбум орчим жилийн өмнө галактикт од үүсэх огцом өсөлт гарч байжээ. Хамгийн консерватив тооцоогоор ердөө 1.25 тэрбум жилийн өмнө KDG215 дахь бүх оддын 30 хувь нь хараахан байхгүй байсан бол бусад мэдэгдэж буй галактикийн оддын 90-ээс доошгүй хувь нь нэгэн зэрэг оршин тогтнож байжээ. Түүгээр ч зогсохгүй 1.25 тэрбум жилийн өмнө KDG215 галактикийн бүх оддын 66 хувь нь байгаагүй гэсэн тооцоолол багатай байна. Энэ нь түүнийг оддын популяцийн дундаж насны хувьд маш залуу болгож байна: зохиогчид бусад хэд хэдэн одой галактиктай ижил төстэй зурсан боловч тэнд байгаа бүх оддын дор хаяж тал хувь нь 4-7 тэрбум жилийн өмнө үүссэн байсан. Ер нь сүүлийн тэрбум жилд, учир нь энэ нь KDG215-д байж болох юм.
Судлаачид KDG215-ын хөрш зэргэлдээх галактикуудыг хажуу талдаа зургаан мегапарсек (20 сая гэрлийн жил) шоо хэлбэрээр судалж үзээд хэдхэн тэрбум жилийн өмнө Хар нүд галактиктай (M64) маш ойрхон өнгөрч болохыг тогтоожээ.
Энэ бол нийлсэн хоёр галактикаас бүрдсэн, захын хэсэг нь нэг чиглэлд эргэлддэг, нөгөө талдаа галактикийн төвд хий, тоосны диск байрладаг нэлээд ер бусын объект юм. Судлаачдын тэмдэглэснээр M64-ийн хийтэй мөргөлдөх нь KDG215 дахь устөрөгчийн үүлний нягтрал огцом нэмэгдэж, улмаар од үүсэх дэгдэлтийг үүсгэж болзошгүй юм. Энэ объектыг цаашид судлах нь галактик дахь шинэ оддын масс үүсэх үйл явцын нарийн ширийн зүйлийг тодруулах боломжтой юм.
Харьцангуй тод, асар том гэрэлтүүлэгчийг энгийн нүдээр харахад маш хялбар боловч Галактикт илүү олон одой одод байдаг бөгөөд тэдгээр нь нарны аймгийн ойролцоо байрладаг байсан ч зөвхөн хүчирхэг телескопоор л харагддаг. Тэдгээрийн дотор даруухан урт насалсан улаан одой, одны бүрэн хэмжээнд хүрээгүй бор одой, тэтгэвэртээ гарсан цагаан одой, аажмаар хар болж хувирдаг.
Оддын хувь заяа нь бүхэлдээ түүний хэмжээнээс, эсвэл илүү нарийвчлалтай массаас хамаардаг. Одны массыг илүү сайн төсөөлөхийн тулд бид дараах жишээг өгч болно. Хэрэв та дэлхийн 333 мянган бөмбөрцөгийг нэг масштаб дээр, нарыг нөгөөд нь тавьбал тэд бие биенээ тэнцвэржүүлнэ. Оддын ертөнцөд манай Нар дундаж юм. Энэ нь хамгийн том одноос 100 дахин бага, хамгийн хөнгөнөөс 20 дахин их юм. Энэ нь жижиг юм шиг санагдаж байна: халим (15 тонн) -аас муур (4 кг) хүртэлх хэмжээтэй ижил байна. Гэхдээ одод бол хөхтөн амьтан биш, тэдний физик шинж чанар нь массаас ихээхэн хамаардаг. Температурыг харьцуулж үзээрэй: халим, муурны хувьд энэ нь бараг ижил, харин оддын хувьд энэ нь арав дахин ялгаатай: одойн хувьд 2000 Келвин, асар том оддын хувьд 50,000 хүртэл. Бүр илүү хүчтэй - тэдний цацрагийн хүч хэдэн тэрбум дахин ялгаатай. Тийм ч учраас бид тэнгэрт алс холын аварга оддыг амархан анзаардаг, гэхдээ нарны ойролцоо одойнуудыг олж хардаггүй.
Гэхдээ нарийн тооцоолол хийх үед Галактик дахь аварга том одойнуудын тархалт нь дэлхий дээрх халим, муурны нөхцөл байдалтай маш төстэй болох нь тогтоогджээ. Биосферт нэг дүрэм байдаг: организм нь жижиг байх тусам байгальд илүү олон хувь хүмүүс байдаг. Энэ нь оддын хувьд ч үнэн болох нь харагдаж байна, гэхдээ аналогийг тайлбарлахад тийм ч хялбар биш юм. Амьд байгальд хүнсний сүлжээ ажилладаг: том нь жижиг иддэг. Хэрэв ойд туулайнаас олон үнэг байсан бол эдгээр үнэг юу идэх байсан бэ? Гэсэн хэдий ч одод ерөнхийдөө бие биенээ иддэггүй. Тэгвэл яагаад аварга одод одойгоос цөөн байдаг вэ? Одон орон судлаачид энэ асуултын хариултыг аль хэдийн мэддэг болсон. Үнэн хэрэгтээ асар том одны амьдрал одой одныхоос хэдэн мянган радаар богино байдаг. Өөрийн биеийг таталцлын уналтаас хамгаалахын тулд хүнд одод өндөр температурт - төвд хэдэн зуун сая градус хүртэл халаах ёстой. Тэдэнд термоядролын урвал маш эрчимтэй явагддаг бөгөөд энэ нь асар их цацрагийн хүч, "түлш" -ийг хурдан шатаахад хүргэдэг. Асар том од хэдхэн сая жилийн дотор бүх эрчим хүчээ дэмий үрдэг бол хэмнэлттэй одойнууд аажим аажмаар дүрэлзэж, термоядролын насаа хэдэн арван тэрбум жилээр сунгадаг. Тэгэхээр галактикийн нас ердөө 13 тэрбум жил байгаа тул одой хэзээ төрсөн ч амьд хэвээрээ байгаа боловч 10 сая гаруй жилийн өмнө төрсөн асар том одод аль хэдийн үхсэн.
Гэсэн хэдий ч энэ нь яагаад аварга биетүүд сансарт ийм ховор байдаг вэ гэсэн асуултын ердөө тал хувь нь юм. Нөгөө тал нь асар том одод одойгоос хамаагүй бага төрдөг. Манай нар шиг шинэ төрсөн зуун од бүрт нарнаас 10 дахин их масстай нэг л од гарч ирдэг. Астрофизикчид энэхүү "экологийн хэв маягийн" шалтгааныг хараахан олж чадаагүй байна.
Саяхныг хүртэл одон орны биетүүдийн ангилалд том нүх гарч байсан: мэдэгдэж байгаа хамгийн жижиг одод нарнаас 10 дахин хөнгөн, хамгийн том гараг Бархасбадь нь 1000 дахин хөнгөн байжээ. Байгаль дээр 1/1000-аас 1/10 нарны масстай од, гариг биш завсрын биетүүд байдаг уу? Энэ "алга болсон холбоос" ямар байх ёстой вэ? Үүнийг илрүүлэх боломжтой юу? Эдгээр асуултууд одон орон судлаачдын санааг зовоож удаж байгаа боловч 1990-ээд оны дунд үеэс нарны аймгийн гаднах гаригуудыг хайх хөтөлбөрүүд анхны үр дүнгээ өгсөн үед л хариулт гарч эхэлсэн. Нартай төстэй хэд хэдэн оддын тойрог замд аварга гаригууд олдсон бөгөөд бүгд Бархасбадь гарагаас илүү жинтэй. Од болон гаригуудын хоорондох массын ялгаа багасч эхлэв. Гэхдээ холбоо байж болох уу, бид од, гариг хоёрын заагийг хаана зурах ёстой вэ?
Саяхныг хүртэл энэ нь маш энгийн зүйл юм шиг санагдаж байв: од нь өөрийн гэрлээр гэрэлтдэг, гариг нь туссан гэрлээр гэрэлтдэг. Тиймээс гаригуудын ангилалд бүхэл бүтэн оршин тогтнох хугацаанд нь термоядролын нэгдлийн урвал явагдаагүй объектуудыг багтаадаг. Хэрэв хувьслын зарим үе шатанд тэдний хүчийг гэрэлтэх чадвартай харьцуулж байсан бол (өөрөөр хэлбэл термоядролын урвалууд нь эрчим хүчний гол эх үүсвэр болж байсан) ийм объектыг од гэж нэрлэх нь зүйтэй юм. Гэхдээ термоядролын урвал явагддаг завсрын объектууд байж болох ч хэзээ ч эрчим хүчний гол эх үүсвэр болдоггүй нь тогтоогдсон. Тэднийг 1996 онд нээсэн боловч түүнээс эртнээс бор одой гэж нэрлэдэг байжээ. Эдгээр хачирхалтай объектуудыг нээхээс өмнө гучин жилийн эрэл хайгуул хийсэн бөгөөд энэ нь онолын гайхалтай таамаглалаар эхэлсэн юм.
1963 онд Энэтхэг гаралтай Америкийн залуу астрофизикч Шив Кумар хамгийн бага жинтэй оддын загварыг тооцоолж, хэрэв сансрын биетийн масс нарны 7.5% -иас хэтэрвэл түүний цөм дэх температур хэдэн сая градус хүрч, термоядролын шинж чанартай болохыг тогтоожээ. устөрөгчийг гелий болгон хувиргах урвалууд тэнд эхэлдэг. Бага масстай бол төв дэх температур гелий хайлуулах урвал үүсэхэд шаардлагатай хэмжээнд хүрэхээс өмнө шахалт зогсдог. Түүнээс хойш энэ чухал массын утгыг "устөрөгчийн гал асаах хязгаар" буюу Кумарын хязгаар гэж нэрлэдэг. Од энэ хязгаарт ойртох тусам түүний дотор цөмийн урвал удааширдаг. Жишээлбэл, нарны 8% -ийн масстай од нь 6 их наяд жилийн турш "түгээх" болно - Орчлон ертөнцийн одоогийн наснаас 400 дахин их! Тэгэхээр ямар ч үед ийм одод төрсөн ч бүгд нялх балчир үедээ л байна.
Гэсэн хэдий ч бага жинтэй биетүүдийн амьдралд энгийн одтой төстэй богино үе байдаг. Бид нарны массын 1% -иас 7%, өөрөөр хэлбэл Бархасбадийн 13-аас 75 хүртэлх масстай биетүүдийн тухай ярьж байна. Үүсэх явцад таталцлын нөлөөн дор шахагдаж, тэд халж, хэт улаан туяа, бүр бага зэрэг улаан харагдах гэрлээр гэрэлтэж эхэлдэг. Тэдний гадаргуугийн температур 2500 Кельвин хүртэл нэмэгдэж, гүнд нь 1 сая Кельвинээс давж болно. Энэ нь гелийн термоядролын хайлуулах урвалыг эхлүүлэхэд хангалттай, гэхдээ энгийн устөрөгчөөс биш, харин маш ховор хүнд изотоп болох дейтерий, энгийн гели биш, харин хөнгөн изотоп гелий-3. Сансар огторгуйд маш бага дейтерий агуулагддаг тул тэдгээр нь маш хурдан шатдаг бөгөөд мэдэгдэхүйц эрчим хүч гаргаж өгдөггүй. Энэ нь цаасыг хөргөх гал руу шидэхтэй адил юм: тэр даруй шатах боловч ямар ч дулаан өгөхгүй. "Үхсэн" од нь муудсан хийн дотоод даралтын нөлөөн дор шахалтаа зогсооно. Дулааны эх үүсвэргүй, дараа нь ердийн гариг шиг л хөргөнө. Тиймээс эдгээр бүтэлгүйтсэн оддыг богино залуу насандаа, дулаахан байхад л анзаардаг. Тэд термоядролын шаталтын суурин горимд хүрэхээр төлөвлөөгүй.
"Үхсэн" оддын нээлт
Физикчид хамгааллын хуулиар хориглоогүй зүйлийг зөвшөөрнө гэдэгт итгэлтэй байна. Одон орон судлаачид үүн дээр нэмдэг; байгаль бидний төсөөллөөс илүү баялаг. Хэрэв Шив Кумар хүрэн одойнуудыг гаргаж чадсан бол байгальд тэднийг бүтээхэд ямар ч бэрхшээл гарахгүй байх шиг байна. Эдгээр бүдэг гэрэлтэгчдийг хайх үр дүнгүй хайлт гучин жилийн турш үргэлжилсэн. Энэ ажилд улам олон судлаачид оролцов. Онолч Кумар хүртэл цаасан дээрээс олж нээсэн объектуудаа олно гэж найдаж телескоптой зууралдсан. Түүний санаа нь энгийн байсан: ганц хүрэн одойг илрүүлэх нь маш хэцүү, учир нь зөвхөн түүний цацрагийг илрүүлэхээс гадна хүйтэн (оддын стандартаар) агаар мандалтай, бүр галактиктай алс холын аварга од биш гэдгийг батлах шаардлагатай. орчлон ертөнцийн захад тоос шороогоор хүрээлэгдсэн. Одон орон судлалын хамгийн хэцүү зүйл бол объект хүртэлх зайг тодорхойлох явдал юм. Тиймээс та ердийн оддын ойролцоо одой хайх хэрэгтэй бөгөөд тэдгээрийн зай нь аль хэдийн мэдэгдэж байна. Гэвч тод од нь дуран харалган, бүдэг одойг харахыг зөвшөөрөхгүй. Тиймээс та бусад одойнуудын дэргэд тэднийг хайх хэрэгтэй! Жишээлбэл, улаан өнгөтэй - маш бага масстай одод эсвэл цагаан өнгөтэй - ердийн оддын хөргөлтийн үлдэгдэл. 1980-аад онд Кумар болон бусад одон орон судлаачдын хайлт ямар ч үр дүнд хүрээгүй. Хэдийгээр бор одойг нээсэн тухай мэдээлэл нэг бус удаа гарч байсан ч нарийвчилсан судалгаагаар эдгээр нь жижиг одод болохыг тэр болгонд харуулсан. Гэсэн хэдий ч хайлтын санаа зөв байсан бөгөөд арван жилийн дараа энэ нь үр дүнтэй болсон.
1990-ээд онд одон орон судлаачид шинэ мэдрэмтгий цацраг мэдрэгчтэй болсон - CCD матриц, дасан зохицох оптик бүхий 10 метр хүртэлх диаметртэй том телескопууд нь агаар мандалд орж буй гажуудлыг нөхөж, дэлхийн гадаргуугаас дэлхийн гадаргуугаас бараг л тод гэрэл зургийг хүлээн авах боломжийг олгодог. сансраас. Энэ нь тэр даруй үр жимсээ өгсөн: хүрэн өнгөтэй хиллэдэг хэт бүдэг улаан одойнууд олдсон.
Мөн анхны бор одойг 1995 онд Канарын арлуудын астрофизикийн хүрээлэнгийн Рафаэль Реболо тэргүүтэй одон орон судлаачид олжээ. Ла Пальма арал дээр дуран аван тэд Плейад оддын бөөгнөрөлөөс нэгэн объектыг олж, Тенерифе арлын Пико де Тейде галт уулаас нэр авсан Тейде Плеиадс 1 гэж нэрлэсэн байна. Энэ биетийн мөн чанарын талаар зарим эргэлзээ хэвээр байсан нь үнэн бөгөөд Испанийн одон орон судлаачид энэ нь үнэхээр бор одой болохыг нотлож байхад Америкийн хамтрагчид мөн онд нээлтээ зарлав. Калифорнийн Технологийн Хүрээлэнгийн Тадаши Накажимагаар ахлуулсан баг Паломарын ажиглалтын төвд дуран авай ашиглан дэлхийгээс 19 гэрлийн жилийн зайд орших Харе одны дэргэд маш жижиг, хүйтэн од Глизе 229-ийг илрүүлсэн нь бүр ч жижиг бөгөөд хүйтэн хиймэл дагуул Gliese 229B. Түүний гадаргуугийн температур ердөө 1000 К, цацрагийн хүч нь нарнаас 160 мянга дахин бага байдаг.
Gliese 229B-ийн од бус шинж чанар нь 1997 онд литийн туршилтаар батлагдсан. Ердийн оддод орчлон ертөнц үүссэн үеэс хадгалагдан үлдсэн бага хэмжээний лити нь термоядролын урвалд хурдан шатдаг. Гэсэн хэдий ч хүрэн одойнууд үүнд хангалттай халуун байдаггүй. Gliese 229B-ийн агаар мандалд литийг олж илрүүлэхэд энэ нь анхны "тодорхой" хүрэн одой болжээ. Энэ нь Бархасбадьтай бараг ижил хэмжээтэй бөгөөд түүний масс нь нарны массын 3-6% -тай тэнцдэг гэж үздэг. Энэ нь 40 орчим одон орны радиустай тойрог замд (Нарыг тойрсон Плутон гэх мэт) илүү том хамтрагч Gliese 229A-ийг тойрон эргэдэг.
Хамгийн том телескопууд ч гэсэн "амжилтгүй оддыг" хайхад тохиромжгүй нь хурдан тодорхой болов. Анхны ганц хүрэн одойнуудыг тэнгэрийн системчилсэн судалгаа хийх явцад энгийн дуран ашиглан илрүүлсэн. Жишээлбэл, Гидра одны Келу-1 объектыг 1987 онд Чили дэх Европын өмнөд ажиглалтын төвөөс эхэлсэн Нарны ойролцоо одой оддыг хайж олох урт хугацааны хөтөлбөрийн нэг хэсэг болгон нээсэн юм. Чилийн их сургуулийн одон орон судлаач Мария Тереза Руиз 1 метрийн өндөртэй Шмидт дуран авайг ашиглан олон жилийн турш тэнгэрийн тодорхой хэсгүүдийн гэрэл зургийг тогтмол авч, дараа нь хэдэн жилийн зайтай авсан зургуудыг харьцуулж үздэг. Олон зуун мянган бүдэг оддын дунд тэрээр бусадтай харьцуулахад мэдэгдэхүйц нүүлгэн шилжүүлсэн оддыг хайж олдог - энэ нь ойролцоох гэрэлтүүлэгчдийн эргэлзээгүй шинж тэмдэг юм. Ийнхүү Мария Руиз хэдэн арван цагаан одойг аль хэдийн нээсэн бөгөөд 1997 онд эцэст нь хүрэн өнгөтэй таарчээ. Түүний төрлийг литийн болон метаны шугамыг агуулсан спектрээр тодорхойлсон. Мария Руиз үүнийг Келу-1 гэж нэрлэсэн: Чилийн төв хэсэгт нэгэн цагт амьдарч байсан мапучечуудын хэлээр "quelu" нь улаан гэсэн утгатай. Энэ нь нарнаас 30 гэрлийн жилийн зайд байрладаг бөгөөд ямар ч одтой холбоогүй юм.
1995-1997 онд хийгдсэн эдгээр бүх нээлтүүд нь од, гаригуудын хооронд байрласан одон орны шинэ ангиллын объектын загвар болжээ. Одон орон судлалд ихэвчлэн тохиолддог шиг анхны нээлтүүд нэн даруй шинэ нээлтүүд гарч ирэв. Сүүлийн жилүүдэд 2MASS болон DENIS-ийн хэт улаан туяаны тэнгэрийн ердийн судалгааны явцад олон одой олдсон байна.
Оддын тоос
Хүрэн одойнууд нээлтээ хийснийхээ дараа одон орон судлаачдыг хэдэн арван жилийн өмнө тогтоосон оддын спектрийн ангилалд өөрчлөлт оруулахыг албадав. Оддын оптик спектр нь түүний нүүр царай, эс тэгвээс паспорт юм. Спектр дэх шугамын байрлал, эрч хүч нь үндсэндээ гадаргуугийн температур, түүнчлэн бусад үзүүлэлтүүд, тухайлбал химийн найрлага, агаар мандал дахь хийн нягтрал, соронзон орны хүч гэх мэтийг харуулдаг. 100 орчим жилийн өмнө одон орон судлаачид оддын спектрийн ангиллыг боловсруулсан. Латин цагаан толгойн ангийн үсэг бүрийг тодорхойлох. Олон арван жилийн турш одон орон судлаачдад өө сэвгүй үйлчилж байсан нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн схем гарч иртэл тэдний дарааллыг олон удаа шинэчилж, үсгийг дахин цэгцэлж, хасаж, нэмж оруулсан. Уламжлалт хэлбэрээр спектрийн ангиудын дараалал дараах байдалтай байна: O-B-A-F-G-K-M. О ангиас М анги хүртэл оддын гадаргуугийн температур 100,000-аас 2000 К хүртэл буурдаг. Английн одон орон судлалын оюутнууд “Өө! Сайхан охин бай, намайг үнс! Мөн зууны эхэн үед энэхүү сонгодог цувралыг нэг дор хоёр үсгээр уртасгах шаардлагатай болсон. Хэт хүйтэн одод болон дэд оддын спектрийг бүрдүүлэхэд тоос маш чухал үүрэг гүйцэтгэдэг нь тогтоогджээ.
Ихэнх оддын гадаргуу дээр өндөр температурын улмаас молекулууд оршин тогтнох боломжгүй байдаг. Гэсэн хэдий ч хамгийн хүйтэн M ангиллын одод (3000 К-ээс доош температуртай) спектрт титан ба ванадийн исэл (TiO, VO) хүчтэй шингээх зурвасыг харуулдаг. Мэдээжийн хэрэг, эдгээр молекулын шугамууд нь илүү хүйтэн хүрэн одойнуудад илүү хүчтэй байх болно. Бүгдээрээ 1997 онд цагаан одой GD 165-ийн ойролцоо гадаргын температур 1900 К, нарны 0.01% гэрэлтдэг бор хамтрагч GD 165B олджээ. Энэ нь бусад сэрүүн одуудаас ялгаатай нь TiO болон VO шингээх зурвасгүй тул "хачин од" гэж хочилдог байсан нь судлаачдыг гайхшруулжээ. 2000 К-аас доош температуртай бусад хүрэн одойнуудын спектрүүд ижил байсан тул тэдгээрийн агаар мандалд TiO ба VO молекулууд нь хатуу тоосонцор - тоосны ширхэгүүд болж өтгөрдөг бөгөөд ердийнх шиг спектрт өөрсдийгөө илэрхийлэхээ больсон. хийн молекулууд.
Энэ онцлогийг анхаарч үзэхийн тулд Калифорнийн Технологийн хүрээлэнгийн Дэви Киркпатрик дараа жил нь уламжлалт спектрийн ангиллыг өргөжүүлж, гадаргын температур нь 1500-2000 К-ийн бага масстай хэт улаан туяаны оддын хувьд L ангиллыг нэмэхийг санал болгов. Ихэнх L ангиллын объектууд бор одой байх боловч маш хуучин бага масстай одод 2000 К-ээс доош хөргөж чаддаг.
Одон орон судлаачид L хэлбэрийн одойнуудын судалгааг үргэлжлүүлж, үүнээс ч илүү чамин биетүүдийг олж илрүүлжээ. Тэдний спектр нь ус, метан, молекул устөрөгчийг шингээх хүчтэй зурвасыг харуулдаг тул тэдгээрийг "метан одой" гэж нэрлэдэг. Энэ ангийн анхны загвар нь Глизе 229В хэмээх анхны нээсэн бор одой гэж тооцогддог. 2000 онд Жеймс Либерт болон Аризонагийн их сургуулийн хамт олон 1500-1000 К температуртай, бүр бага зэрэг бага температуртай Т-одойнуудыг тусдаа бүлэг болгон тодорхойлжээ.
Хүрэн одойнууд одон орон судлаачдын өмнө олон хэцүү, маш сонирхолтой асуултуудыг тавьдаг. Оддын уур амьсгал хэдий чинээ хүйтэн байна, төдий чинээ ажиглагч, онолчдыг судлахад хэцүү байдаг. Тоосжилт байгаа нь энэ ажлыг улам хүндрүүлдэг: тоосонцорын конденсаци нь агаар мандал дахь чөлөөт химийн элементүүдийн найрлагыг өөрчилдөг төдийгүй дулаан дамжуулалт, спектрийн хэлбэрт нөлөөлдөг. Ялангуяа тоосжилтыг тооцдог онолын загварууд нь агаар мандлын дээд давхаргад хүлэмжийн үр нөлөөг урьдчилан таамаглаж байсан нь ажиглалтаар батлагдсан. Үүнээс гадна тооцоолол нь конденсацын дараа тоосны ширхэгүүд живж эхэлдэг. Агаар мандалд янз бүрийн түвшинд тоосны өтгөн үүл үүсэх боломжтой. Хүрэн одойн цаг уурын хувьд аварга гаригуудынхаас дутахааргүй олон янз байж болно. Гэвч хэрэв Бархасбадь, Санчир гаригийн агаар мандлыг сайтар судалж чадвал метан циклон, хүрэн одойн шороон шуургыг зөвхөн спектрээс нь тайлах хэрэгтэй болно.
"Хагас цус"-ын нууцууд
Хүрэн одойн гарал үүсэл, элбэг дэлбэг байдлын талаархи асуултууд нээлттэй хэвээр байна. Pleiades зэрэг залуу оддын бөөгнөрөл дэх тэдний тооны анхны тооцоолол нь ердийн одтой харьцуулахад бор одойнуудын нийт масс нь Галактикийн бүх далд массыг тэдэнд "тохируулах" тийм ч их биш гэдгийг харуулж байна. Гэхдээ энэ дүгнэлтийг шалгах шаардлагатай хэвээр байна. Оддын гарал үүслийн тухай нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн онол нь бор одой хэрхэн үүсдэг тухай асуултад хариулдаггүй. Ийм бага масстай биетүүд одны эргэн тойрон дахь аварга гаригууд шиг үүсч болно. Гэвч цөөн хэдэн ганц бор одойнууд олдсон бөгөөд тэд бүгдээрээ төрснийхөө дараа удалгүй илүү том хамтрагчиддаа алга болсон гэж төсөөлөхөд бэрх юм. Нэмж дурдахад саяхан нэг бор одойн тойрог замд гариг нээсэн бөгөөд энэ нь хөршүүдийнхээ таталцлын хүчтэй нөлөөнд автаагүй, эс тэгвээс одой түүнийг алдах байсан гэсэн үг юм.
LL Andromeda болон EF Eridani гэсэн хоёр ойрын хоёртын системийг судлахад хүрэн одой төрөх маш онцгой зам саяхан гарч ирэв. Тэдгээрийн дотор илүү том хамтрагч, цагаан одой нь таталцлын хүчээр бага жинтэй хамтрагч, эзэн од гэгдэх бодисыг татаж авдаг. Тооцооллоос харахад эдгээр системд анх донор хиймэл дагуулууд нь энгийн од байсан боловч хэдэн тэрбум жилийн турш тэдний масс нь хязгаарлагдмал утгаас доогуур буурч, термоядролын урвалууд унтарсан байна. Одоо гадаад төрхөөрөө эдгээр нь ердийн бор одойнууд юм.
LL Andromeda систем дэх донор одны температур ойролцоогоор 1300 К, EF Eridani системд энэ нь ойролцоогоор 1650 К. Тэдний масс нь Бархасбадь гарагаас хэдхэн арав дахин их бөгөөд метан шугамууд нь спектрт харагддаг. Тэдний дотоод бүтэц, химийн найрлага нь "жинхэнэ" хүрэн одойтой хэр төстэй болох нь тодорхойгүй байна. Тиймээс ердийн бага масстай од нь материйнхаа ихээхэн хэсгийг алдсанаар бор одой болж чаддаг. Одон орон судлаачид байгаль бидний төсөөллөөс илүү зохион бүтээгч гэж маргаж байхдаа зөв байсан. Эдгээр "од ч биш, гариг ч биш" хүрэн одойнууд хэдийнэ гэнэтийн бэлэг барьж эхэлжээ. Тэдний зарим нь хэдийгээр хүйтэн байдаг ч радио, тэр ч байтугай рентген (!) цацрагийн эх үүсвэр болж байгааг саяхан олж мэдэв. Тиймээс ирээдүйд энэ шинэ төрлийн сансрын биет бидэнд олон сонирхолтой нээлтүүдийг амлаж байна.
Муухай одууд
Дүрмээр бол од үүсэх үед түүний таталцлын шахалт нь төв дэх нягтрал ба температур нь термоядролын урвалыг өдөөхөд шаардлагатай утгад хүрэх хүртэл үргэлжилдэг бөгөөд дараа нь цөмийн энерги ялгарснаар хийн даралт нь түүний даралтыг тэнцвэржүүлдэг. өөрийн татах хүч. Их хэмжээний одод өндөр температуртай байдаг ба урвал нь бодисын харьцангуй бага нягтаас эхэлдэг боловч масс нь бага байх тусам "гал асаах нягт" өндөр байх болно. Жишээлбэл, нарны төвд плазм нь куб см тутамд 150 граммаар шахагддаг.
Гэсэн хэдий ч хэдэн зуу дахин их нягтралтай үед бодис температурын өсөлтөөс үл хамааран даралтыг эсэргүүцэж эхэлдэг бөгөөд үүний үр дүнд термоядролын урвалын энергийн гаралт мэдэгдэхүйц болохоос өмнө одны шахалт зогсдог. Шахалтыг зогсоох шалтгаан нь квант механик нөлөөлөл бөгөөд физикчид үүнийг доройтсон электрон хийн даралт гэж нэрлэдэг. Баримт нь электронууд нь физикч Вольфганг Паулигийн 1925 онд байгуулсан "Паули зарчим" хэмээх зарчимд захирагддаг бөөмийн нэг төрөл юм. Энэ зарчим нь электрон гэх мэт ижил хэсгүүд нь нэгэн зэрэг ижил төлөвт байж болохгүй гэж заасан байдаг. Ийм учраас атом дахь электронууд өөр өөр тойрог замд хөдөлдөг. Оддын дотоод хэсэгт атом байдаггүй: өндөр нягтралтай үед тэдгээр нь буталж, нэг "электрон далай" байдаг. Түүний хувьд Паули зарчим ингэж сонсогддог: ойролцоо байрлах электронууд ижил хурдтай байж чадахгүй.
Хэрэв нэг электрон амарч байвал нөгөө нь хөдөлж, гурав дахь нь бүр илүү хурдан хөдөлж байх ёстой гэх мэт. Физикчид электрон хийн доройтлын энэ төлөвийг нэрлэдэг. Хэдийгээр жижиг од бүх термоядролын түлшээ шатааж, эрчим хүчний эх үүсвэрээ алдсан ч гэсэн доройтсон электрон хийн даралтаар түүний агшилтыг зогсоож болно. Бодис хичнээн их хөргөсөн ч өндөр нягтралтай үед электронуудын хөдөлгөөн зогсохгүй бөгөөд энэ нь температураас үл хамааран бодисын даралт шахалтыг эсэргүүцэх болно: нягтрал их байх тусам даралт ихсэх болно.
Нартай тэнцэх масстай үхэж буй одны агшилт нь дэлхийн хэмжээтэй, өөрөөр хэлбэл 100 дахин багасч, бодисын нягт нь усны нягтаас сая дахин их болох үед зогсох болно. Ингэж цагаан одойнууд үүсдэг. Бага масстай од нь таталцлын хүч тийм ч хүчтэй биш тул бага нягттай үед агшихаа больдог. Маш жижиг бүтэлгүйтсэн од нь түүний гүн дэх температур "термоядролын гал асаах" босго хүрэхээс өмнө доройтож, агшихаа болино. Ийм бие хэзээ ч жинхэнэ од болохгүй.
