Շագանակագույն թզուկ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search
Շագանակագույն թզուկ (ավելի փոքր առարկան) պտտվում է Gliese 229 աստղի շուրջ, որը գտնվում է Նապաստակ համաստեղությունում Երկրից մոտ 19 լուսային տարի հեռավորության վրա: Շագանակագույն թզուկ Gliese 229B- ն ունի 20-ից 75 Յուպիտերի զանգված:

Շագանակագույն թզուկները կամ դարչնագույն թզուկները («ենթաաստղեր» կամ «քիմիական աստղեր») ենթաստղային օբյեկտներ են (զանգվածներով 0,012 -ից 0,0767 արևի զանգված , կամ, համապատասխանաբար,12.57-ից 80.35 Յուպիտերի զանգված): Ինչպես աստղերում, այնպես էլ շագանակագույն թզուկներում էլ են տեղի ունեում թեթև տարրերի ջերմամիջուկային ռեակցիաները (դեյտերիում, լիթիում, բերիլիում, բոր ), բայց, ի տարբերություն հիմնական հաջորդականության աստղերի, այսպիսի աստղերում ջրածնի միջուկների (պրոտոնների) միջուկային սինթեզը աննշան է: Իսկ միջուկի վառելիքի պաշարների սպառումից հետո աստղերի խորքում դադարում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները, որից հետո նրանք համեմատաբար արագ սառչում են՝ վերածվելով մոլորակի նման օբյեկտների, այսինքն՝ այդպիսի աստղերը երբեք Հերցպպրունգ-Ռասելի հիմնական հաջորդականության մեջ չեն գտնվում [1] Շագանակագույն թզուկներում, ի տարբերություն հիմնական հաջորդականության աստղերի, բացակայում են ճառագայթային էներգիայի փոխանցման գնդաձեւ շերտերը. դրանց մեջ ջերմության փոխանցումն իրականացվում է միայն տուրբուլենտ կոնվեկցիայի շնորհիվ, որը որոշում է դեպի միջուկ խորանալիս այդ աստղերի քիմիական կազմի համասեռությունը:

Պատմություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Շագանակագույն թզուկներն ի սկզբանե կոչվել են սեւ թզուկներ և դասակարգվել են որպես մութ ենթաստղային օբյեկտներ, որոնք ազատորեն լողում են տարածության մեջ, կայուն ջերմամիջուկային ռեակցիան ապահովելու համար փոքր զանգված: Ներկայումս « սեւ թզուկ » տերմինը բոլորովին այլ նշանակություն ունի:

Աստղերի կառուցվածքի վաղ մոդելներում ենթադրվում էր, որ ջերմամիջուկային ռեակցիաների առաջացման համար աստղի զանգվածը պետք է լինի առնվազն 80 անգամ ավելի մեծ, քան Յուպիտերի զանգվածը (կամ Արևի զանգվածի 0,08 մասը): Սրանից պակաս զանգված ունեցող (շագանակագույն թզուկներ) խիտ աստղանման օբյեկտների առկայության վարկածը առաջ է քաշվել 1960-ականների սկզբին: Ենթադրվում էր, որ դրանց առաջացումն ընթանում է սովորական աստղերի առաջացման նման, բայց դրանք շատ դժվար է հայտնաբերել, քանի որ գործնականում տեսանելի լույս չեն արձակում: Շագանակագույն թզուկներից ամենաուժեղ ճառագայթումը նկատվում է ինֆրակարմիր տիրույթում:

Բայց մի քանի տասնամյակ այս միջակայքում գործող երկրի մակերևույթին գտնվող աստղադիտակները չափազանց ցածր զգայունություն ունեին, ուստի ի վիճակի չէին հայտնաբերել շագանակագույն թզուկներ: Հետագայում ենթադրվեց, որ կախված աստղի ձևավորման մեջ ներգրավված բաղադրիչներից, նույն ջերմամիջուկային ռեակցիայի համար անհրաժեշտ կրիտիկական զանգվածը տարբեր է, սովորական աստղում ջերմամիջուկային ռեակցիային համարժեք օրինակ հելիումի ջերմամիջուկային ռեակցիան, որին մասնակցում է ջրածին, 75 Յուպիտերի զանգված է: Ենթաստղային օբյեկտները, որոնք արագորեն ձեւավորվել են միգամածության սեղմմամբ, կարող են ունենալ Յուպիտերի 13 զանգվածից պակաս զանգված: Դրանցում հիմնականում բացառվում են ցանկացած ջերմամիջուկային ռեակցիաներ:

1995 թվականից ի վեր, երբ շագանակագույն թզուկի գոյությունը առաջին անգամ հաստատվեց, հայտնաբերվել են ավելի քան հարյուր այդպիսի օբյեկտներ: Ենթադրվում է, որ դրանք կազմում են Ծիր Կաթինի տիեզերական օբյեկտների մեծ մասը: Նրանցից Երկրին ամենամոտը Լուհման 16 համակարգի երկու թզուկներն են, որոնք գտնվում են Արեգակից 6,5 լուսային տարի հեռավորության վրա Առագաստներ համաստեղությունում։

2006 թ.- ին Օրիոնի միգամածությունում աստղերի ինտենսիվ ձևավորման գոտին դիտելիս առաջին անգամ հնարավոր եղավ ուղղակիորեն չափել երկու շագանակագույն թզուկների զանգվածները խավարող Հևելիուս 240-ի կրկնակի համակարգում, որորոնք, պարզվեց, հավասար են Արևի զանգվածի 5,5% և 3,5% [2]:

Տեսություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Շագանակագույն թզուկների Gliese 229B և Teide 1 համեմատական չափերը Յուպիտերի և Արևի հետ:

Շագանակագույն թզուկն առաջանում է գլոբուլայից, երբ այն սեղմվում է, ինչպես աստղագոյացման դեպքում, ջերմություն է արձակվում՝ տաքացնելով նախաստղի կենտրոնական մասը: Սկսվում են միջուկային ռեակցիաները, որոնք ավելի ծանր օբյեկտի դեպքում պետք է ապահովեն կայուն միջուկի ջերմաստիճանը միլիարդավոր (տրիլիոնավոր տարի կարմիր թզուկների համար): Սակայն ավելի թեթև օբյեկտների համար ջերմանջատումը ավելի քիչ է (ռեակցիային մասնակցում է նաև դետերիումը, բայց ջրածնի ռեակցիայի արագությունը չի հասնում անհրաժեշտ արագությանը), և շարունակում է կոմպեսացվել գրավիտացիոն սեղմմամբ։ Շագանակագույն թզուկը շարունակում է սեղմվել, նրա միջուկի ջերմաստիճանը նվազում է, մակերեսը սառչում է օբյեկտի ամբողջ էվոլյուցիայի ընթացքում: Կրիտիկական զանգվածը, որից բարձր սկսված ռեակցիաները աստղին հասցնում են հիմնական հաջորդականություն, կախված է նյութի թափանցիկությունից, այսինքն հետևաբար բաղադրությունից։ Դրա համարԿումարի սահմանը 0,0767 արևային զանգված է՝ սովորական աստղի համեմատ, և ծանր տարրերով հարստացումը աստղը տեղափոխում է կարմիր և շագանակագույն թզուկների միջև ավելի ներքև: Էվոլյուցիայի սկզբնական փուլում շագանակագույն թզուկը կարող է իր տեսքով քիչ տարբերվել ուշ կարմիր թզուկներից, ինչը բարդացնում է դասակարգումը [3] [4]:

Տարբերությունները ծանր շագանակագույն թզուկների և թեթև աստղերի միջև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Լիթիում . Շագանակագույն թզուկները, ի տարբերություն թեթև աստղերի, պարունակում են լիթիում [5]: Դա պայմանավորված է այն փաստով, որ աստղերը, որոնք ունեն ջերմամիջուկային ռեակցիաների համար բավարար ջերմաստիճան, արագորեն սպառում են լիթիումի իրենց նախնական պաշարները: Երբ լիթիում -7 միջուկը և ազատ պրոտոնը միաձուլվում են, առաջանում են երկու հելիում -4 միջուկներ: Այս ռեակցիայի համար անհրաժեշտ ջերմաստիճանը մի փոքր ցածր է, քան այն ջերմաստիճանը, որի դեպքում հնարավոր է ջրածնի միաձուլում: Աստղերում կոնվեկցիան լիթիումի պաշարների ամբողջական սպառման պատճառն է, որը արտաքին ցուրտ շերտերից աստիճանաբար մտնում է տաք ներքին շերտեր և այնտեղ «այրվում» ջերմամիջուկային ռեակցիաներում: Հետևաբար, շագանակագույն թզուկների թեկնածուների սպեկտրներում լիթիումի գծերի առկայությունը լավ ցուցիչ է նրանց ենթաստղ դասակարգեկու համար: Շագանակագույն թզուկներին և թեթև աստղերը տարբերելու այս մոտեցումը առաջին անգամ առաջարկվել է Ռաֆայել Ռեբոլոյի և նրա գործընկերների կողմից և անվանվել է «լիթիումի թեստ»:

  • Միևնույն ժամանակ, լիթիումը առկա է շատ երիտասարդ աստղերի կազմում, որոնք դեռ չեն հասցրել այրել այն: Ավելի ծանր աստղերը, ինչպիսին է մեր Արեգակը, մթնոլորտի վերին մասում պարունակում է լիթիում, որը չափազանց սառն է ռեակցիայնի մասնակցելու համար: Բայց այդպիսի աստղերը չափերով հեշտությամբ տարբերվում են շագանակագույն թզուկներից:
  • Մյուս կողմից՝ ծանր շագանակագույն թզուկները (մոտ 65-80 ) ունակ են սպառել լիթիումի պաշարները իրենց կյանքի սկզբնական շրջանում, այսինքն` մոտ կես միլիարդ տարվա ընթացքում: Այսպիսով, «լիթիումի թեստը» կատարյալ չէ:

Մեթան. Ի տարբերություն աստղերի, որոշ շագանակագույն թզուկներ իրենց գոյության վերջին շրջանում այնքան սառն են, որպեսզի երկար ժամանակում իրենց մթնոլորտում կուտակեն որոշակի քանակությամբ մեթան : Որպես օրինակ ՝ Gliese 229-ը :

Պայծառություն. Հիմնական հաջորդականության աստղերը սառչում են և, ի վերջո, հասնում են նվազագույն պայծառության, որը նրանք կարող են պահպանել կայուն ջերմամիջուկային ռեակցիաներով: Պայծառության այս արժեքը միջինում կազմում է Արեգակի պայծառության առնվազն 0,01% -ը: Շագանակագույն թզուկները իրենց կյանքի ընթացքում սառչում և աստիճանաբար մարում են: Բավականաչափ հին թզուկները չափազանց թույլ են դառնում աստղեր համարվելու համար:

Տարբերությունները փոքր շագանակագույն թզուկների և մեծ մոլորակների միջև[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Շագանակագույն թզուկների տարբերակիչ հատկությունն այն է, որ նրանց շառավիղը մոտավորապես հավասար է Յուպիտերի շառավղին: Զանգվածային շագանակագույն թզուկներում (60-80 ), ինչպես սպիտակ թզուկներում որոշիչ դեր է խաղում այլասերված էլեկտրոնային գազի ( Ֆերմի գազ ) ճնշումը: Թեթև շագանակագույն թզուկների ծավալը (12.57-20 ) որոշվում է Կուլոնի օրենքի գործողությամբ: Այս ամենի արդյունքն այն է, որ շագանակագույն թզուկների ճառագայթները տարբերվում են ընդամենը 10-15% -ով ամբողջ զանգվածային տիրույթի համար: Այդ պատճառով դրանք բավականին դժվար է տարբերել մոլորակներից:

Բացի այդ, շատ շագանակագույն թզուկներ ի վիճակի չեն պահպանելու ջերմամիջուկային ռեակցիաները: Թեթև (մինչև 20 ) չափազանց սառն են, և նույնիսկ դեյտերիումի մասնակցությամբ ռեակցիաները նրանց մեջ անհնար են: Ավելի ծանրերը կարող են պահպանել դեյտերիումի և լիթիումի մասնակցությամբ ռեակցիաները միչև 10 միլիոն տարի [6]: Ամենածանր շագանակագույն թզուկներում (70-ից ավելի ) կարող է ժամանակավորապես ջրածին բռնկել 1-ից 10 միլիարդ տարվա ընթացքում: Դրանից հետո շագանակագույն թզուկները սառչում են և դրանով կորցնում են ջերմամիջուկային ռեակցիաներ պահպանելու ունակությունը [7]:

Բայց միևնույնն է կան շագանակագույն թզուկները մոլորակից տարբերելու եղանակներ.

  • Խտության չափում: Բոլոր շագանակագույն թզուկներն ունեն մոտավորապես նույն շառավիղը և ծավալը: Հետեւաբար, 10-ից ավելի զանգված ունեցող օբյեկտներն ամենայն հավանականությամբ մոլորակներ չեն: Բայց այս չափանիշը բավարար գոհացուցիչ չէ, քանի որ 20 ից փոքր երիտասարդ օբյեկտներն ունեն Յուպիտերի չափսերից շատ ավելի մեծ չափեր (օրինակ ՝ HD 100546 b): Մյուս կողմից, մոլորակները նույնպես մեծացնում են խտությունը և փոքրացնում են չափը՝ կախված դրանց զանգվածից և էվոլյուցիոն ժամանակից:
  • Ռենտգեն և ինֆրակարմիր ճառագայթման առկայություն: Որոշ շագանակագույն թզուկներ ռենտգենյան ճառագայթներ են արձակում: Բոլոր «տաք» թզուկները ճառագայթում են կարմիր և ինֆրակարմիր տիրույթներում, մինչև դրանք սառչեն մինչև մոլորակի ջերմաստիճանի հետ համեմատելի ջերմաստիճանը (մինչև 1000 Կ ): Բայց այս չափանիշը նույնպես գոհացուցիչ չէ, քանի որ մեծ զանգվածով մոլորակները նույնպես ավելի շատ են ճառագայթում, քան կլանում են, և դրանք հիմնականում ճառագայթում են ինֆրակարմիր տիրույթում, և, ինչպես շագանակագույն թզուկները, կարող են ռենտգենյան ճառագայթներ ճառագայթել բռնկումներով (օրինակ ՝ Յուպիտեր):

Ելնելով դրանից, կարելի է ենթադրել, որ շագանակագույն թզուկները կազմում են մոլորակային օբյեկտների նոր դաս` սուպեր-յուպիտերների շարունակություն, քանի որ դրանք ունեն մոլորակներին բնորոշ բոլոր հատկությունները:

Աստղեր, շագանակագույն թզուկներ և մոլորակներ. Համեմատական բնութագրեր [8]
Օբյեկտի տեսակը Քաշը ( ) Onերմամիջուկային միաձուլում Հասանելիություն
H → Նա D → Նա Լի Դ
Կարմիր թզուկներ 0,1-0,075 Երկար Կարճ Ոչ Ոչ
Շագանակագույն թզուկներ 0.075-0.065թթ Կարճ Կարճ կա Ոչ
Շագանակագույն թզուկներ 0,065-0,013 Ոչ Կարճ կա Ոչ
Մոլորակները <0,013 Ոչ Ոչ կա կա

Ծագումը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Շագանակագույն թզուկների ծագման մեխանիզմներից մեկը նման է մոլորակայինին: Շագանակագույն թզուկն առաջանում է պրոտոմոլորակային սկավառակի մեջ՝ դրա ծայրամասում: Իրենց կյանքի հաջորդ փուլում, շրջապատող աստղերի ազդեցության տակ, նրանք նետվում են իրենց մայր աստղի շրջակա տարածություն և կազմում անկախ օբյեկտների մեծ պոպուլյացիա [9] [10]:

Սովորական աստղերի նման, շագանակագույն թզուկները կարող են առաջանալ անկախ այլ օբյեկներից: Նրանք կարող են առաջանալ առանձին կամ այլ աստղերի մոտակայքում: 2015 թ. հետազոտվեց մի խումբ ձեւավորման փուլում գտնվող շագանակագույն թզուկներ, եւ նրանցից ոմանք ցույց տվեց նույն ջեթերը, ինչ որ ավելի մեծ զանգվածով աստղերի ձեւավորման գործընթացում [11] :

Դիտումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ի տարբերություն հիմնական հաջորդականության աստղերի, որոնց մակերեսի նվազագույն ջերմաստիճանը մոտ 4000 Կ է, շագանակագույն թզուկների ջերմաստիճանը տատանվում է 300-ից 3000 Կ-ի սահմաններում: Ի տարբերություն աստղերի, որոնք տաքանում են իրենց ներսում տեղի ունեցող ջերմամիջուկային սինթեզի շնորհիվ, շագանակագույն թզուկները մշտապես սառչում են իրենց կյանքի ընթացքում, մինչդեռ որքան մեծ է թզուկը, այնքան դանդաղ է այն հովանում:

Աստղագետներին հատկապես հետաքրքրում են այն շագանակագույն թզուկների հատկությունները, որոնք անցումային զանգված ունեն մոլորակների և աստղերի միջև են: Այս դասի առաջին օբյեկտի հայտնաբերումից մեկ տարի անց շագանակագույն թզուկների մթնոլորտում հայտնաբերվեցին եղանակային երեւույթներ: Պարզվեց, որ շագանակագույն թզուկները կարող են ունենալ նաև իրենց լուսինները: աջից|մինի|250x250փքս|Աստերոիդ սկավառակ շագանակագույն թզուկի շուրջ: Տեսարան հիպոթետիկ մոլորակից մոտ 3 միլիոն կիլոմետր հեռավորությունից: Հայտնի շագանակագույն թզուկների վերջին դիտումները հայտնաբերել են ինֆրակարմիր տիրույթի ճառագայթման ուժեղացման և թուլացման որոշ օրինաչափություններ: Սա ենթադրում է, որ շագանակագույն թզուկները ծածկված են համեմատաբար ցուրտ, անթափանց ամպերով, որոնք ծածկում են տաք ներքին շերտը: Ենթադրվում է, որ այս ամպերը մշտական շարժման մեջ են ուժեղ քամիների պատճառով, որոնք շատ ավելի ուժեղ են, քան Յուպիտերի հայտնի փոթորիկները :

Դիտման տեխնոլոգիա[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Կորոնոգրաֆներ : Հաճախ օգտագործվում է ամենապայծառ տեսանելի աստղերի ֆոնի վրա հայտնաբերելու համար, այդ թվում ՝ Gliese 229 B- ի:

CCD սենսորային աստղադիտակները օգտագործվում են հեռավոր աստղային կլաստերում թույլ օբյեկտներ որոնելու համար, ինչպիսին է Teide 1-ը :

Լայնադաշտ փնտրողները կարող են բացահայտել միայնակ, աղոտ օբյեկտներ, ինչպիսիք են Kelu-1 (30 լուսային տարի հեռավորության վրա):

Խոշոր ձեռքբերումները[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  • 1995-ին հայտնաբերվեց առաջին շագանակագույն թզուկը: Teide 1- ը, Pleiades կլաստերի M8 օբյեկտը, նույնականացվել է Կանարայի աստղաֆիզիկայի ինստիտուտի Roque de los Muchachos իսպանական աստղադիտարանում CCD տեսախցիկի միջոցով :
Հայտնաբերել է մեթանային առաջին թզուկը ՝ Gliese 229 B, պտտվում է կարմիր թզուկ Gliese 229 A- ի շուրջ (Արևից մոտ 19 լուսային տարի հեռավորության վրա): Հայտնաբերումն իրականացվել է հարմարվողական (ինքնակարգավորվող) օպտիկայի միջոցով՝ Կալիֆոռնիայի հարավային մասում գտնվող Պալոմարի աստղադիտարանում 1,5 մետր ռեֆլեկտորով արված պատկերների որակը բարելավելու համար: Հետագա ինֆրակարմիր սպեկտրոսկոպիան, որը կատարեց 5 մետրանոց Հալե աստղադիտակը, ցույց տվեց թզուկի մեջ մեթանի առատությունը:
  • 1998 -ին հայտնաբերվեց ռենտգենյան ճառագայթներ արձակող առաջին շագանակագույն թզուկը: Cha Halpha 1- ը, Chameleon I մութ ամպի սպեկտրալ տիպի M օբյեկտը դասակարգվել է որպես ռենտգենյան աղբյուր, որը նման է ուշ տիպի կոնվեկտիվ աստղերին:
  • 1999 թվականի դեկտեմբերի 15 -ին ռենտգենյան տիրույթում գրանցվեց շագանակագույն թզուկի առաջին ճառագայթումը: Կալիֆոռնիայի համալսարանի մի խումբ գիտնականներ, օգտագործելով Chandra աստղադիտակը, դիտեցին LP 944-020 օբյեկտի 2 ժամ տևողությամբ փայլ (60 , 16 Սբ. տարիներ Արեգակից): 1999 թվականին արձանագրված ռենտգենյան բռնկումները ցույց են տալիս շագանակագույն թզուկների մեջ փոփոխվող մագնիսական դաշտերի առկայությունը, որը նման է լույսի աստղերի մագնիսական դաշտերի:
  • 2000 թվականի հուլիսի 27- ին գրանցվեց շագանակագույն թզուկի առաջին ճառագայթումը ռադիո-տիրույթում (դիսկրետ և շարունակական): LP 944-020 օբյեկտի դիտարկումներն իրականացվել են մի խումբ ուսանողների կողմից, օգտագործելով ռադիոհեռադիտակների շատ մեծ զանգված, և դրանց արդյունքները հրապարակվել են բրիտանական Nature ամսագրում:
  • 2005 թ.-ին Քամելեոն I- ի աստղագոյացման շրջանում Քամելեոն համաստեղությունում հայտնաբերվել են շագանակագույն թզուկներ, ինչը հաստատում է կուտակիչ սկավառակի առկայությունը, ինչը բնորոշ է երիտասարդ աստղերին [12] : Օգտագործելով Սպիտցեր և Հաբլ տիեզերական աստղադիտակների և ցամաքային աստղադիտակի տվյալները ՝ այս շրջանում հայտնաբերվել է դարչնագույն գաճաճ Cha 110913-773444։ Օբյեկտը գտնվում է Արեգակից 500 լուսային տարի հեռավորության վրա և կարող է մինի-արեգակնային համակարգի ձևավորման գործընթացում լինել: Փենսիլվանիայի համալսարանի աստղագետները հայտնաբերել են գազի և փոշու սկավառակի նման մի բան, որը նման է նախամոլորակային սկավառակի, որտեղից ենթադրվում է, որ առաջացել է մեր արեգակնային համակարգը: Cha 110913-773444- ը այսօր հայտնի ամենափոքր շագանակագույն թզուկն է։ Բացի այդ, եթե այն իսկապես մոլորակային համակարգ է կազմել, ապա դա կլինի այդպիսի համակարգով հայտնի ամենափոքր օբյեկտը [13] :
  • 2011 թ.-ին հայտարարվեց երկու շագանակագույն թզուկների խմբի հայտնաբերման մասին ` NGC 1333 (Պերսեուս համաստեղություն, 1000 լուսային տարի) և Ռհո Օֆիուչուսում (Օֆիուչի համաստեղություն, 400 լուսային տարի) [14] :
  • 2016-ին, APOGEE- ի (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) սպեկտրոսկոպիկ հետազոտության արդյունքում, հայտնի շագանակագույն թզուկների թիվը, որոնք այլ աստղերի ուղեկից են, 41-ից հասավ 112-ի [15] :
  • 2017-ի մարտին հայտնաբերվեց ամենազանգվածային հայտնի շագանակագույն թզուկը ՝ SDSS J0104 + 1535: Սա շատ հին աստղագիտական օբյեկտ է, որը նույնպես թզուկ է ՝ նվազագույն մետաղականությամբ [16] :

Մոլորակները շագանակագույն թզուկների շուրջ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Գեր-Յուպիտերները՝ մոլորակային զանգվածի 2M1207B և 2MASS J044144, որոնք պտտվում են շագանակագույն թզուկների շուրջ մեծ ուղեծրային հեռավորության վրա, կարող են առաջանալ կուտակումով, այլ ոչ թե գազի և փոշու ամպից, և հետևաբար դրանք կարող են լինել ոչ թե մասսայական մոլորակներ, այլ՝ ենթաշագանակագույն թզուկներ: Թեթև զանգվածի շագանակագույն թուկների արբանյակի (ChaHα8) ճառագայթային արագության հայտնաբերումը փոքր ուղեծրային հեռավորության վրա հանգեցրեց շագանակագույն թզուկների շուրջ մոլորակների հայտնաբերմանը: [17] [18] Այնուամենայնիվ, ChaHα8-ի գլխավոր օբյեկտի և նրա արբանյակի միջև զանգվածների հարաբերակցությունը մոտ 0.3 է, այս համակարգն ավելի շատ նման է կրկնակի աստղի: Ավելի ուշ՝ 2013 թ.-ին, շագանակագույն թզուկի ուղեծրում հայտնաբերվեց համեմատաբար փոքր ուղեծրով առաջին մոլորակային զանգվածով արբանյակը (OGLE-2012-BLG-0358L b): [19] 2015-ին հայտնաբերվեց Երկիր զանգվածի կարգի զանգվածով առաջին մոլորակը, որը պտտվում է շագանակագույն թզուկի շուրջ՝ OGLE-2013-BLG-0723LBb, ունի մոտ Վեներայի զանգվածին հավասար զանգված: [20]

Շագանակագույն թզուկների շուրջ սկավառակներն ունեն նույն ֆունկցիաները, ինչ աստղերի շուրջ գտնվող սկավառակները: Այսպիսով, ենթադրվում է, որ նրանք ի վերջո ստեղծում են մոլորակներ, որոնք պտտվում են շագանակագույն թզուկների շուրջ: [21] Հաշվի առնելով շագանակագույն թզուկների սկավառակների փոքր զանգվածը, մոլորակների մեծ մասը երկրային խմբի մոլորակների նման կլինեն, ոչ թե գազային հսկաներ: [22] Եթե գազային հսկան պտտվեր շագանակագույն թզուկի շուրջ, իսկ Արեգակը գտնվեր իր ուղեծրի հարթության մեջ, ապա դրանց հեշտ կլիներ հայտնաբերել տրանզիտային եղանակով, քանի որ դրանք ունեն մոտավորապես նույն տրամագիծը [23]: Շագանակագույն թզուկի շուրջ մոլորակների կուտակման գոտին գտնվում է շագանակագույն գաճաճին շատ մոտ, ուստի մակընթացային ուժերը մեծ ազդեցություն կունենան ձևավորված մոլորակների վրա :

Հավանաբար շագանակագույն թզուկների շուրջ պտտվող մոլորակները կլինեն սիլիկատային և ջրի սակավությամբ: Բացառություն են կազմում գազի փոշու սկավառակի արտաքին եզրում ձևավորված մոլորակները, որոնք կուտակման ցածր ջերմաստիճանի պատճառով կարող են տեսականորեն պահպանել ջրի մի մասը իրենց կազմի մեջ: [24]

Բնակելիություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Ուսումնասիրվել է շագանակագույն թզուկների շուրջ պտտվող մոլորակների հնարավոր բնակելիությունը: Համակարգչային մոդելները ցույց են տալիս նման մոլորակների բնակելիության համար շատ խիստ պայմաններ, քանի որ բնակելի գոտին նեղ է և ժամանակի ընթացքում նվազում է շագանակագույն թզուկի հովացման պատճառով: Բնակեցված մոլորակների ուղեծրերը պետք է ունենան շատ ցածր էքսցենտրիկություն (մոտ 10-6 ), որպեսզի խուսափեն ուժեղ մակընթացային տաքացումից, ինչը կարող է առաջացնել ջերմոցային էֆեկտ, ինչը մոլորակները դարձնում է գործնականում անբնակելի [25]:

Քանի որ շագանակագույն թզուկները շատ ավելի խամրած են, քան Արեգակը, Երկրի զանգվածի մոլորակը պետք է պտտվի շատ ավելի մոտ ուղեծրով՝ նույն քանակի ջերմություն ստանալու համար, որքան Երկիրն է ստանում Արեգակից: Ենթադրյալ բնակելի մոլորակները շագանակագույն թզուկի շուրջ, հավանաբարպտտվում են իրենց աստղի շուրջը ոչ ավելի, քան մի քանի երկրային օրվա ընթացքում: Շագանակագույն թզուկի բնակելի գոտին շագանակագույն թզուկի շուրջ տարածության տարածք է, որտեղ ջերմաստիճանը ոչ շատ բարձր է, ոչ էլ շատ ցածր, որպեսզի հեղուկ ջուր գոյություն ունենա Երկրի զանգվածի մոլորակի մակերեսին: Երբ շագանակագույն գաճաճը սառչում և մարում է ժամանակի ընթացքում, նրա բնակելի գոտին նույնպես նվազում է դեպի թզուկը: Շագանակագույն թզուկի շուրջը մոլորակն ի սկզբանե կարող է չափազանց տաք լինել կյանքը պահպանելու համար: Բայց քանի որ բնակելի գոտին նեղանում է շագանակագույն թզուկի հովացման հետ մեկտեղ, մոլորակը հետագայում կարղ է հայտնվել բնակելի գոտում, որտեղ ջերմաստիճանը ճիշտ է: Երբ բնակելի գոտին շարունակի նեղանալ, մոլորակն ի վերջո կտեղաշարժվի դեպի բնակեցվածության գոտու արտաքին եզրը և դուրս կմնա այդ գոտուց, երբ ջերմաստիճանը չափազանց ցածր լինի մակերեսի վրա կյանքի պահպանման համար:

Ենթադրվում է, որ շագանակագույն թզուկի շուրջ պտտվող երկրային զանգվածին մոտ մոլորակի վրա ամենապարզ կամ նույնիսկ բարդ կյանքի զարգացումը մեծապես կախված կլինի այն ժամանակի քանակից, որը մոլորակը կանցկացնի բնակեցվածության գոտում կամ Ոսկե գոտում: Երկրի վրա ամենապարզ կյանքի առաջացման համար պահանջվել է առնվազն 0,5 միլիարդ տարի, մինչդեռ բարդ բազմաբջիջ կյանքի առաջացումը կարող է տևել շուրջ 3 միլիարդ տարի: Արդյունքում, մոլորակը պետք է գտնվի շագանակագույն թզուկի նեղացող բնակեցվածության գոտում այնքան ժամանակ, որքան հասարակ կյանքի կամ նույնիսկ առաջադեմ կյանքի ձևերը զարգանան: Անդրեեշչևը և Սկալոն (2002) հաշվարկել են, որ 0,07 արևային զանգված ունեցող շագանակագույն թզուկի շուրջ ուղեծրում գտնվող մոլորակը կարող է գտնվել բնակելի գոտում մինչև 10 միլիարդ տարի: Բնակեցվածության գոտուչափերը նվազում են ավելի փոքր զանգվածի շագանակագույն թզուկների համար: Օրինակ ՝ 0,04 արեգակնային զանգված ունեցող շագանակագույն թզուկի շուրջ մոլորակը կարող է բնակելի մնալ ոչ ավելի, քան 4 միլիարդ տարի: [26]

Շագանակագույն թզուկների սպեկտրալ դասեր[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Դարչնագույն թզուկների սպեկտրալ դասեր `օբյեկտների ջերմաստիճանի և զանգվածի նշումով

Չնայած այն փաստին, որ շագանակագույն թզուկները ի վիճակի չեն միլիոնավոր կամ միլիարդավոր տարիներ պահպանել ջերմամիջուկային ռեակցիաներն այնպես, ինչպես դա անում են աստղերը, իրենց կյանքի ինչ-որ շրջանում ունակ են պահպանելու ջերմամիջուկային սինթեզը: Շագանակագույն թզուկների մակերեսն ջերմաստիճանը տատանվում է ՝ կախված շագանակագույն թզուկի զանգվածից և տարիքից՝ մոլորակայինից մինչև ցածր դասի աստղերի ջերմաստիճանը: Հետևաբար, հատուկ սպեկտրալ դասեր են հատկացվել շագանակագույն թզուկների համար. L և T. Որպես տեսություն, առանձնացվել է նույնիսկ ավելի ցուրտ սպեկտրալ դաս Y, Հայտնաբերվել են այս դասին համապատասխանող մի շարք օբյեկտներ [27]: Շագանակագույն թզուկների սպեկտրալ դասը աստիճանաբար տեղափոխվում է դեպի ավելի սառը. Շագանակագույն թզուկները սառչում են, և որքան ծանր է շագանակագույն թզուկը, այնքան դանդաղ է այն սառչում:

M Սպեկտրալ դաս[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

M-թզուկ գեղարվեստական պատկերացում

Շագանակագույն թզուկները, որոնք զանգվածով մոտ են կարմիր թզուկներին, կարող են լինել M6.5 սպեկտրալ տիպի կամ ավելի խամրած` ձևավորումից հետո իրենց վաղ փուլերում: Նման աստղերին երբեմն անվանում են նաև «ուշ M- թզուկներ» (անգլ.՝ late-M dwarfs ): Սառչելուն պես (իսկ դրանց հովացումը կարող է տևել 10 միլիարդ տարի [26] ), դրանք աստիճանաբար անցնում են L դաս, որն առավել բնորոշ է շագանակագույն թզուկներին:

L Սպեկտրալ դաս[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

L-թզուկի գեղարվեստական պատկերացում:

Սպեկտրալ M դասի հիմնական աձանձնահատկությունը գլխավոր հաջորդականության աստղերի համեմատ այնպիսի միացությունների կլանման գոտիների առկայությունն է, ինչպիսիք են տիտանի (II) օքսիդը և վանադիումի (II) օքսիդը : Այնուամենայնիվ, շագանակագույն թզուկ GD 165 B- ի հայտնաբերումից հետո, որն իր հերթին պտտվում է սպիտակ թզուկ GD 165 A- ի շուրջ, պարզվեց, որ դրա սպեկտրը չունի այդ միացությունների կլանման գծեր: Սպեկտրի հետագա ուսումնասիրությունները հնարավորություն տվեցին հայտնաբերել նոր սպեկտրալ տիպ՝ L [28]: Սպեկտրալ գծերի տեսանկյունից դա բոլորովին նման չէ M-ին: Կարմիր օպտիկական սպեկտրում տիտանի և վանադիումի օքսիդների գծերը դեռ ուժեղ էին, բայց կար նաև մետաղական հիդրիդների ուժեղ գծեր, օրինակ` FeH, CrH, MgH, CaH: Կային նաև ալկալային մետաղների և յոդի սպեկտրալ ուժեղ գծեր:

2005 թվականի ապրիլի դրությամբ հայտնաբերվել է L դասի ավելի քան 400 թզուկ:

T Սպեկտրալ դաս[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

T-թզուկի գեղարվեստական պատկերում

GD 165 B- ն L-թզուկի նախատիպ է: Շագանակագույն թզուկ Gliese 229 B- ը երկրորդ՝ նոր սպեկտրալ տիպի նախատիպն է, որը կոչվում է T թզուկ: Մինչ L թզուկների մոտ ինֆրակարմիր (NIR) սպեկտրում գերակշռում են ջրի և ածխածնի օքսիդի (CO) կլանման գոտիները, մեթանի (CH 4 ) գոտիները գերակշռում են Gliese 229 B- ի NIR սպեկտրում: Նախկինում նման բնութագրեր Երկրից դուրս հայտնաբերվել էին միայն Արեգակնային համակարգի գազային հսկաներում և Սատուրնի արբանյակ Տիտանում : Սպեկտրի կարմիր հատվածում L թզուկներին բնորոշ FeH և CrH գոտիների փոխարեն նկատվում են ալկալային մետաղների սպեկտրները ՝ նատրիում և կալիում:

Այս տարբերությունները հնարավորություն տվեցին ներմուծել առանձին սպեկտրալ տիպ T, որը հիմնականում հիմնված է մեթանի գծերի վրա: Աստղի բաղադրության մեջ մեթանի առկայության պատճառով այս դասը երբեմն անվանում են նաև «մեթանի թզուկներ» :

Ըստ տեսության, L- թզուկները կարող են լինել շատ ցածր զանգվածի աստղեր և ծանր շագանակագույն թզուկներ: Միայն համեմատաբար ցածր զանգվածի շագանակագույն թզուկները կարող են լինել T թզուկներ: T- թզուկի զանգվածը սովորաբար չի գերազանցում Արեգակի զանգվածի 7% -ը կամ Յուպիտերի 70 զանգվածը: T կարգի թզուկները հատկություններով նման են գազային հսկա մոլորակներին: Նրանց մակերևույթի ջերմաստիճանը մոտ 700-1300 Կ է: 2010 թվականի նոյեմբերի դրությամբ հայտնաբերվել են սպեկտրալ T դասի շուրջ 200 շագանակագույն թզուկներ :

Մոլեկուլային միացությունների սպեկտրի և նատրիումի և կալիումի սպեկտրի ազդեցության պատճառով, որոնք նույնպես խիստ ընդգծում են T- թզուկների սպեկտրի կանաչ մասը, դիտորդը նման օբյեկտը կտեսնի ոչ թե դարչնագույն, այլ ավելի շուտ վարդագույն-կապույտ [29]: 2010-իթ․ նյեմբերին առաջին անգամ հայտնաբերվել է կրկնակի համակարգ, որը բաղկացած է մի «մեթան գաճաճ» ulas 1459 + 0857-ից եւ սպիտակ գաճաճ LSPM 1459 + 0857-ից :

Y Սպեկտրալ դաս[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Y- գաճաճի գեղարվեստական պատկերացում WISE 1828 + 2650:

Երկար ժամանակ այս սպեկտրալ տիպը գոյություն ուներ միայն տեսականորեն: Այն մոդելավորվել է ծայրահեղ սառը շագանակագույն թզուկների համար [30] : Շագանակագույն թզուկների մակերևութային ջերմաստիճանը տեսականորեն պետք է լինի 700 Կ-ից ցածր (կամ 400 ° C), ինչը այդպիսի դարչնագույն թզուկներին անտեսանելի է դարձնում օպտիկական տիրույթում, և նաև էապես ցուրտ է « տաք յուպիտերից »:

2011 թ.-ին մի խումբ գիտնականներ հայտարարեցին CFBDSIR 1458 + 10 B շագանակագույն թզուկի հայտնաբերման մասին, որի մակերեսի ջերմաստիճանը 97 ± 40 ° C է [31]:

Այլ սառը շագանակագույն թզուկներ. ( CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45 + 113005.2 և ULAS J003402.77-005206.7 ) ունեն մակերեսի 500-600 Կ (200-300 ° C) ջերմաստիճան և պատկանում են T9 սպեկտրալ դասին: Նրանց կլանման սպեկտրը գտնվում է ալիքի երկարության 1,55 մկմ մակարդակում (ինֆրակարմիր շրջան) :

2011-ի օգոստոսին ամերիկացի աստղագետները հայտնեցին յոթ ուլտրաձայնային շագանակագույն թզուկների հայտնաբերման մասին, որոնք ունեն արդյունավետ ջերմաստիճան ՝ 300-500 Կ սահմաններում. WISE J014807.25-720258.8, WISE J041022.71 + 150248.5, WISE J140518.40 + 553421.5, WISE J154151.65 −225025.2, WISE J173835.52 + 273258.9, WISE J1828 + 2650 և WISE J205628.90 + 145953.3: Դրանցից միայն WISE J0148-7202- ը նշանակվեց T9.5 դասին, իսկ մնացածը` Y դասին: WISE 1828 + 2650-ի ջերմաստիճանը մոտ 25 ° C է: Y0.5 սպեկտրալ տիպի շագանակագույն թզուկը WISE 1541-2250 գտնվում է Արեգակից 18.6 լուսային տարի (5,7 հատ) հեռավորության վրա [32]:

Հիմնական չափանիշը, որը T- ի սպեկտրալ դասը բաժանում է Y- ից, սպեկտրում ամոնիակի կլանիչ գոտիների առկայությունն է: Այնուամենայնիվ, դժվար է պարզել ՝ այդ գոտիները այնտեղ կան, թե ոչ, քանի որ այնպիսի նյութեր, ինչպիսիք են մեթանը և ջուրը, նույնպես կարող են կլանել այդ տիրույթում:

Ամենահայտնի շագանակագույն թզուկները[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  • 2M1207- ը արբանյակով առաջին հայտնաբերված դարչնագույն թզուկ աստղն է:
  • Cha 110913-773444- ը ամենափոքր շագանակագույն թզուկն է, որը գազի և փոշու ամպի կենտրոնն է (ավելի թեթեւ գազային օբյեկտներ արդեն պատկանում են մոլորակների կամ էկզոմոլորակների դասին) [12] :
  • WISE 1828 + 2650- ը հայտնի ամենասառը շագանակագույն թզուկն է: Դրա ջերմաստիճանը ընդամենը 25 ° C է [33] [34] :

Գրականության և արվեստի մեջ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  • «Անդրոմեդա միգամածությունը» վեպում Ի. Եֆրեմովի « Տանտրա » երկրային նավը ընկնում է նման համակարգի վրա Արեգակից ընդամենը երկու լուսային տարի հեռավորության վրա և այնտեղ հանդիպում է ագրեսիվ կյանքի: Այնուամենայնիվ, Եֆրեմովը ժամանակակից աստղաֆիզիկական հասկացությունների համատեքստում էր՝ նկարագրելով մի հսկայական աստղ, որում ջերմամիջուկային ռեակցիաները ՝ «ջրածնից երկաթ» միջուկների միաձուլման արդյունքում, կազմում էին «երկաթե աստղ»:
  • Կարլ Շրյոդերի «Հաստատունության» Վեպում (K. Schroeder, «Permanence») շագանակագույն թզուկն օգտագործվում է որպես այս գիտաֆանտաստիկ աշխատանքի ֆոն:
  • Այզեկ Ազիմովի « Նեմեսիս » վեպում շագանակագույն թզուկ Մեգասը կարմիր թզուկ Նեմեսիսի և Մեգասի կրկնակի աստղային համակարգի մի մասն է: Արբանյակային Մեգասա Էրիթրոն ունի ազոտ-թթվածնային մթնոլորտ և կյանք: Շագանակագույն թզուկը էլեկտրամագնիսական սպեկտրի ինֆրակարմիր տիրույթում բավականաչափ էներգիա է արձակում ցածր ուղեծրով աստղի շուրջ պտտվող մոլորակի վրա կյանք ստեղծելու համար:
  • Փիթեր Ուոթսի « Կեղծ կուրություն » վեպում Պլուտոնի ուղեծրից այն կողմ թափառող շագանակագույն թզուկը ՝ «Բիգ Բենը», կյանքի այն ձևի բնակավայրն է, որն իրեն անվանում է «Ռորշախ»:
  • Գեորգի Գուրեվիչի «Վիշապի ինֆրա» (Infra Dragon) պատմվածքում շագանակագույն թզուկը գտնվում է Արեգակից յոթ լուսային օր հեռավորության վրա և ունի մթնոլորտային ջերմաստիճան մոտ + 10 ° C: Ոչ ռելյատիվիստական նավով նրան ուղարկում են արշավախումբ (թռիչքը դեպի դարչնագույն թզուկը տևեց 14 տարի), որը կյանք է հայտնաբերում (հնարավոր է ՝ բանական) նրա հիդրոֆերայում:
  • Jackեք Մակդեվիթի « Որոնողը » վեպում շագանակագույն թզուկը, անցնելով մոլորակային համակարգով, իր հետ պտտեցրեց մի մոլորակ, որը սկսեց պտտվել շիր ուրջը, և նույնիսկ 9000 տարի անց այնտեղ երկրայինների գաղութ կար:

Սմ. նույնպես[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Նշումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. «Протозвёзды. Где, как и из чего формируются звёзды. Глава 12»։ Արխիվացված է օրիգինալից 2010-04-02-ին։ Վերցված է 2009-06-02 
  2. Terry Devitt (2006-03-15)։ «Astronomers, at last, get a chance to size up a brown dwarf» (անգլերեն)։ UW-Madison 
  3. «Коричневые карлики»։ spacegid.com (ru-RU)։ 2015-07-10։ Վերցված է 2020-10-10 
  4. «Темные светила: коричневые карлики»։ Журнал "Все о Космосе" (ru-RU)։ 2017-10-18։ Վերցված է 2020-10-10 
  5. КОРИЧНЕВЫЕ КАРЛИКИ
  6. Steven J. Dick Discovery and Classification in Astronomy: Controversy and Consensus. — Cambridge University Press, 2013. — P. 113. — 475 p. — ISBN 9781107033610
  7. Алексей Левин (2010-12-21)։ «Темные светила: Коричневые карлики»։ Популярная Механика։ Վերցված է 2016-08-30 
  8. Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. — Фрязино: «Век 2», 2008. — С. 140. — ISBN 978-5-85099-181-4
  9. {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361:20066745 — Bibcode2007A&A...466..943G — astro-ph/0703106
  10. {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x — Bibcode2007MNRAS.382L..30S — 0708.2827
  11. «Коричневые карлики формируются по типу звезд, указывается в новом исследовании - новости космоса, астрономии и космонавтики на ASTRONEWS.ru»։ www.astronews.ru։ Վերցված է 2016-12-21 
  12. 12,0 12,1 {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/428613 — Bibcode2005ApJ...620L..51L — astro-ph/0502100
  13. {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/498868 — Bibcode2005ApJ...635L..93L — astro-ph/0511807
  14. В созвездиях Персея и Змееносца найдены «склады» коричневых карликов
  15. An oasis in the brown dwarf desert
  16. «Открыт рекордный по массе и химической чистоте коричневый карлик – Naked Science»։ naked-science.ru։ Վերցված է 2017-03-29 
  17. {{{վերնագիր}}}(անգլ.). — doi:10.1086/521825 — Bibcode2007ApJ...666L.113J — 0707.3744
  18. {{{վերնագիր}}}(անգլ.). — doi:10.1051/0004-6361/201014853 — Bibcode2010A&A...521A..24J — 1006.2383
  19. First Planet Discovered Orbiting a Brown Dwarf
  20. [1507.02388] A Venus-Mass Planet Orbiting a Brown Dwarf: Missing Link between Planets and Moons
  21. http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0511420
  22. [1109.2906] Tidal evolution of planets around brown dwarfs
  23. Jewitt D. C. Science overview.
  24. [1311.1228] The Atomic and Molecular Content of Disks Around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs
  25. {{{վերնագիր}}}(անգլ.). — Vol. 13. — doi:10.1089/ast.2012.0867 — Bibcode2013AsBio..13..279B — 1211.6467
  26. 26,0 26,1 2004IAUS..213..115A Page 115
  27. Первые Y-карлики
  28. Тёмные светила: коричневые карлики
  29. Davy Kirkpatrick. (2002-06-26)։ «An Artist's View of Brown Dwarf Types» (անգլերեն)։ Калифорнийский технологический институт։ Արխիվացված է օրիգինալից 2012-02-09-ին։ Վերցված է 2012-01-09 
  30. {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x — astro-ph/0607305
  31. Юлия Рудый. (2011-03-11)։ «Коричневый карлик установил рекорд температуры» (ռուսերեն)։ Membrana.ru։ Վերցված է 2012-01-09 
  32. Дмитрий Сафин. (2011-08-24)։ «Найдено семь ультрахолодных коричневых карликов» (ռուսերեն)։ Компьюлента։ Արխիվացված է օրիգինալից 2015-11-17-ին։ Վերցված է 2012-01-09 
  33. Whitney Clavin, Trent Perrotto. (2011-08-23)։ «NASA's Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars» (անգլերեն)։ JPL։ Արխիվացված է օրիգինալից 2012-02-09-ին։ Վերցված է 2012-01-09 
  34. DrMichael. (2011-08-25)։ «Злобный, темный, коричневый карлик ... комнатной температуры!» (ռուսերեն)։ Живая Вселенная։ Արխիվացված է օրիգինալից 2012-02-09-ին։ Վերցված է 2012-01-09 

Գրականություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  • SS Kumar, ցածր լուսավորության աստղեր : Gordon and Breach, Լոնդոն, 1969 թ. ՝ վաղ ակնարկային թուղթ շագանակագույն թզուկների մասին:

Հղումներ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]