კასიოპეა

  1572 წლის ნოემბერი იდგა. სახელგანთქმული ასტრონომი ტიხო ბრაჰე გერმანიიდან მშობლიურ დანიაში ბრუნდებოდა. ის ღამის გასათევად ჰერიცვალდში, ძველ მონასტერში შეჩერდა, რომელიც მისი ბიძის საკუთრებას წარმოადგენდა. "ერთხელ ღამით, - წერს ტიხო ბრაჰე - როცა მე, ჩვეულებისამებრ, ცისკიდურს ვათვალიერებდი, კასიოპეაში, ზენიტის ახლოს, უჩვეულო სიდიდის კაშკაშა ვარსკვლავი შევნიშნე, რამაც ფრიად განმაცვიფრა. ეს იმდენად უჩვეულო აღმოჩენა იყო, რომ საკუთარ თვალებს არ ვუჯერებდი.

.. ახალ ვარსკვლავს კუდი არ ჰქონდა, არც რაიმე სახის ნისლეული ერტყა გარს. ის ყოველმხრივ მოგვაგონებდა პირველი სიდიდის სხვა ვარსკვლავებს.. მისი ბრწყინვალება მხოლოდ ვენერას თუ შეედრებოდა, მაშინ როდესაც იგი დედამიწიდან უახლოეს მანძილზე იმყოფება. კარგი მხედველობით დაჯილდოებულ ადამიანებს ამ ვარსკვლავის გარჩევა დღისითაც კი შეეძლოთ, შუადღეზეც კი. მოღრუბლულ ღამის ცაზე, მაშინ, როდესაც ყველა სხვა ვარსკვლავი იფარებოდა, ახალი ვარსკვლავი ყოველთვის მოჩანდა, საკმაოდ სქელ ღრუბლებს მიღმა.

.. 1572 წლის დეკემბრიდან მოყოლებული, მისმა სიკაშკაშემ კლება იწყო...  5^m-დან 6^m-მდე  გადასვლა 1573 წლის დეკემბრიდან 1574 წლის თებერვლამდე განხორციელდა. მომდევნო თვეში ახალი ვარსკვლავი გაუჩინარდა, თუმცა ჩვიდმეტი თვე იბრწყინა და კვალიც კი არ დაუტოვებია".

  თუკი მეცნიერის გამჭრიახი გონება ასე განაცვიფრა ამ უჩვეულო ციურმა მოვლენამ, წარმოგიდგენიათ, რა აურზაური უნდა გამოეწვია მას ევროპის უბრალო მოსახლეობაში! მაშინ ჯერ კიდევ კარგად ახსოვდათ "ბართლომეს ღამე" - ვარსკვლავის გამოჩენამდე რამდენიმე თვით ადრე კათოლიკებმა ჰუგენოტების სისხლიანი წყვეტა მოაწყვეს. ამბობდნენ, რომ კასიოპეაში ანთებული ვარსკვლავი სამყაროს აღსასრულსა და საშინელ სასამართლოს მოასწავებდა. ბევრი სიკვდილისათვის ემზადებოდა.

  თუმცა, ყველაფერი კეთილად დამთავრდა. სამყარო გადარჩა და, იდუმალი ვარსკვლავის გაქრობასთან ერთად, ცრურწმენით განპირობებული შიშებიც გაუჩინარდა. და მაინც, რა მოხდა იმ წელს სამყაროს სიღრმეში?

  ტიხო ბრაჰემ ძალიან ზუსტად გაზომა უჩვეულო ვარსკვლავის ეკვატორული კოორდინატები, რის გამოც დღეს ჩვენ ზუსტად ვიცით, თუ კასიოპეას თანავარსკვლავედის რომელ წერტილში ანათებდა ის ოდესღაც. ეს წერტილი კასიოპეას χ ვარსკვლავის ახლოს იმყოფება, თუმცა, არც თვითონ  და არც მისი მახლობელი მრავალრიცხოვანი სუსტი ვარსკვლავები არ შეიძლება ჩაითვალონ "ტიხო ბრაჰეს ვარსკვლავად". ამისთვის მათი ფიზიკური მახასიათებლები ზედმეტად ჩვეულებრივია.

  1952 წელს, ანუ ამ მოვლენის აღწერიდან ზუსტად 380 წლის შემდეგ, აღმოჩნდა, რომ სწორედ იმ ადგილიდან, სადაც უჩვეულო ვარსკვლავი აენთო, კოსმოსური რადიოტალღების სუსტი ნაკადები შეინიშნება. სულ ეს არის, რაც აქამდე შეუნიშნავთ.

  თანამედროვე წარმოდგენებით, "ტიხო ბრაჰეს ვარსკვლავი" ერთერთი, ე.წ. ზეახალი ვარსკვლავია ანუ - სუპერნოვა. შეიძლება ითქვას, რომ ის ყველაზე უფრო უცნაურია, რაც კი ჩვენს ეპოქაში აღმოუჩენიათ. თვითონ განსაჯეთ:

  ზეახალი ვარსკვლავები - ფეთქებადი ვარსკვლავებია. ჯერ კიდევ ბოლომდე ამოუცნობი მოვლენები არღვევს ვარსკვლავის მდგრადობას და მასში დაგროვებული ბირთვული ენერგია უეცრად, აფეთქების სახით, გამოიფრქვევა გარემომცველ სივრცეში. ზეახალი ვარსკვლავების აფეთქების დროს გამოყოფილი ენერგიის საერთო რაოდენობა ფანტასტიკურად დიდია და 10⁵⁰ ერგს უდრის.

  აფეთქების მომენტში ზეახალი ვარსკვლავი საშინლად გაფუვდება და მისი მოცულობა წარმოუდგენლად იმატებს. აფეთქებისას ის გარეგან აიროვან გარსებს შემოიცლის და შეიკუმშება. ბევრი მონაცემის მიხედვით, ზეახალი ვარსკვლავები ზეჯუჯა ვარსკვლავებად იქცევიან, რომელთა განიკვეთი რამდენიმე კილომეტრით თუ გაიზომება. სამაგიეროდ, მათი ნივთიერების სიმკვრივე წარმოუდგენლად იზრდება - ქინძისთავისოდენა მოცულობის მქონე ასეთი ნივთიერება ასეულ ათასობით ტონას აიწონიდა!

  რაც შეეხება აიროვან გარსებს, ვარსკვლავის დატოვების შემდეგ ისინი ყოველმხრივ ფართოვდებიან და აიროვან ნისლეულს წარმოქნიან. ასეთ ნისლეულებში, ზეახალი ვარსკვლავების აფეთქების პროდუქტებში, ბევრია სწრაფი, ე.წ. "რელატივისტური" ელექტრონი, რომელთა აჩქარებული მოძრაობა ნისლეულის მაგნიტურ ველში, რადიოტალღებს წარმოქმნის.

  დედამიწის ტელესკოპების არასრულყოფილება დიდხანს არ იძლეოდა საშუალებას, რომ დაგვენახა არა მარტო ტიხო ბრაჰეს შეკუმშული ვარსკვლავი, არამედ მისი გარემომცველი "რადიონისლეულიც". მხოლოდ ამ ნისლეულის მიერ წარმოქმნილი რადიოტალღები მოწმობდა ოდესღაც მომხდარ, გრანდიოზულ კოსმოსურ კატასტროფაზე. 1960 პალომარის ობსერვატორიის თანამშრომლებმა მისი ნარჩენები ოპტიკურ დიაპაზონში პირველად დააფიქსირეს, ხოლო მისი ყველაზე უფრო სრულყოფილი სურათი გარეორბიტულ ობსერვატორიას - ”ჩანდრას” ეკუთვნის, რომელმაც კასიოპეას B-ს ნარჩენები რენტგენის დიაპაზონში გადაიღო (სურათი 57). ტიხო ბრაჰეს ვარსკვლავი, კასიოპეას B, თანამედროვე კატალოგებში ირიცხება როგორც SN 1572.

სურ. 57. კასიოპეა B-ს ნარჩენები რენტგენის დიაპაზონში. NASA-ს რენტგენული დიაპაზონის ორბიტული ობსერვატორია ”ჩანდრა”. https://chandra.harvard.edu/

  კასიოპეას თანავარსკვლავედში იმყოფება მთელ ცაზე რადიოტალღების უძლიერესი წყარო, რომელსაც პირობითად "კასიოპეა-A" ეწოდება. ცის ამ უბნიდან წამოსული რადიოტალღების ნაკადი მრავალჯერ უფრო მძლავრია ტიხო ბრაჰეს ვარსკვლავის რადიოგამოსხივებასთან შედარებით.

  1951 წელს, წითელი სხივებისადმი მგრძნობიარე ფოტოფირფიტაზე დაფიქსირდა მცირე ზომის რადიონისლეულის ნაწყვეტები, რომელიც კასიოპეა-A-ს უკავშირდებოდა. მეორეს მხრივ, უძველეს ჩინურ ქრონიკებში აღნიშნულია, რომ ცის სწორედ ამ ნაწილში, ჩვენი ერის 369 წელს "გამოცხადდა" ძალზე კაშკაშა "სტუმარი ვარსკვლავი". მაშასადამე, "კასიოპეა-A", დედამიწის ცის უძლიერესი რადიოსადგური, თავის წარმოშობას ზეახალი ვარსკვლავის აფეთქებას უნდა უმადლოდეს. სურათი 58 გვიჩვენებს "კასიოპეა-A"-ს ნარჩენებს რენტგენის დიაპაზონში.

სურ. 58. "კასიოპეა-A"-ს ნარჩენები რენტგენის დიაპაზონში.
NASA-ს რენტგენული დიაპაზონის ორბიტული ობსერვატორია ”ჩანდრა”. https://chandra.harvard.edu/

  ჩვენ ახლა კასიოპეას თანავარსკვლავედის ორ ღირსშესანიშნაობაზე გავამახვილეთ ყურადღება. ცხადია, მათ ვერცერთ სამოყვარულო ოპტიკურ ტელესკოპში ვერ დავინახავთ, მაგრამ მაინც საინტერესოა ცის იმ უბნების ცოდნა, სადაც ეს, სრულიად უნიკალური ობიექტები განთავსდება.

  ზეახალი ვარსკვლავების აფეთქება უაღრესად მძლავრია, და ისინი, როგორც ჩანს, ვარსკვლავის შეუქცევად ცვლილებას იწვევენ. თუმცა, ზოგიერთ ვარსკვლავში მსგავსი აფეთქებები არაერთხელ შეიძლება მოხდეს. ამასთან, რაც უფრო მცირეა აფეთქებების ენერგეტიკული მასშტაბი, ისინი მით უფრო ხშირად მეორდება. საუბარია ე.წ. "ახალ" და "ახლის მსგავს" ვარსკვლავებზე.

  კასიოპეას თანავარსკვლავედში არის ორი ფრიად თავისებური ვარსკვლავი γ და ρ , რომლებიც შეიძლება ახლის მსგავსი ვარსკვლავების კლასს მივაკუთვნოთ (სურათი 59).

სურ. 59. კასიოპეას თანავარსკვლავედის ვარსკვლავები

  კასიოპეას γ ვარსკვლავით მეცნიერები ჯერ კიდევ მე-19 საუკუნეში დაინტერესდნენ. ერთი შეხედვით, მასში თითქოს-და არაფერია შესანიშნავი. მაგრამ ვარსკვლავის სპექტრში ნათელი ემისიური ხაზები გამოირჩევა - ეს ვარსკვლავის ატმოსფეროში არსებული გავარვარებული გაზების მძლავრ მოძრაობაზე მიუთითებს.

  კასიოპეას γ-ს ბრწყინვალება არათანაბრად და, ზოგჯერ, მკვეთრად იცვლება. მაგალითად, 1937 წელს ის თანავარსკვლავედის უკაშკაშეს ვარსკვლავად იქცა. როგორც ჩანს, ამ დროს ვარსკვლავი რაღაც აფეთქების მსგავსს განიცდიდა: მისი ატმოსფერო გაფართოვდა და გაზების ნაწილი სივრცეში გამოიფრქვა. ამის შემდეგ ვარსკვლავი ცოტა დაწყნარდა, მაგრამ ბრწყინვალების მოულოდნელი მატებები შემდგომშიც აღინიშნებოდა. არის პერიოდები, როდესაც კასიოპეას γ 1^m,6 სიდიდის ვარსკვლავად იქცევა, ხოლო ბრწყინვალების მინიმუმში 3^m სიდიდის ვარსკვლავებს არ აღემატება.

  სულ სხვაგვარად იქცევა კასიოპეას ρ: მისი ბრწყინვალება უმეტესად უცვლელია და 4^m უახლოვდება. თუმცა, ზოგჯერ ადგილი აქვს არა აფეთქებებს, არამედ პირიქით - ბრყინვალების ვარდნას 6^m,2-მდე. ზოგჯერ კასიოპეას ρ შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებისათვის მიუწვდომელია. კასიოპეას ρ - ზეგიგანტი ვარსკვლავია, რომელიც მზეზე 450-ჯერ დიდია და 500 000-ჯერ უფრო ბრწყინვალე. ბრწყინვალების ასეთი უცნაური ცვლილებების მიზეზი ჯერჯერობით დაუდგენელია. შეიძლება მხოლოდ ერთი რამ ითქვას: კასიოპეას როგორც γ, ასევე ρ მშფოთვარე, "არასტაციონარული" ვარსკვლავებია, არამდგრადი ატმოსფეროებით. ვარსკვლავების როგორც გრანდიოზული, აგრეთვე შედარებით მცირე აფეთქებების მიზეზთა გარკვევა, უეჭველია, ძალიან გაამდიდრებს ატომურ ფიზიკას როგორც ახალი ფაქტებით, ასევე - ახალი იდეებით.

  ახლა კი, ყურადრება მივაპყროთ კასიოპეას ორჯერად η ვარსკვლავს. მთავარი ვარსკვლავი 3^m,7 მოყვითალო გიგანტია, ხოლო მისი თანამგზავრი - 7^m,4 ცივი,  წითელი  ვარსკვლავი, რომლის ზედაპირული ტემპერატურა 3000 ^oK ფარგლებშია. ეს ორი ვარსკვლავი ცაზე ერთმანეთისაგან რკალის 10 სეკუნდითაა დაშორებული, ხოლო სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო 526 წლის პერიოდით გარემოიქცევიან. ისინი დედამიწიდან შედარებით ახლოს განთავსდებიან: იქაურ მოვლენებს ჩვენ დაახლოებით 20 წლის დაგვიანებით ვხედავთ.

  კასიოპეას თანავარსკვლავედში არის 5^m,3 ყვითელი ჯუჯა ვარსკვლავი, რომელიც  μ ასოთი აღინიშნება. იგი სივრცეში თავისი ძალზე სწრაფი ფრენითაა აღსანიშნავი. ყოველ წამს ის დაახლოებით 100 კილომეტრით გვშორდება. ათასწლეულის განმავლობაში ის ცაზე გადის მანძილს, რომელიც ორჯერ აღემატება მთვარის დისკის ხილულ განიკვეთს. ვარსკვლავიერ კატალოგებში ის პირველად ტიხო ბრაჰემ შეიტანა.

  δ და ε ვარსკვლავებს შორის, ბნელ ღამეებში, შეიძლება გავარჩიოთ ორი, მცირე ზომის გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა NGC 457 და NGC 581. პირველის ხილული განიკვეთია 14’და 50 ვარსკვლავს მოიცავს. მეორე უფრო მცირერიცხოვანია. მასში 30 ვარსკვლავი 6’ განიკვეთის უბანში განთავსდება. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვებიდან ეს ერთერთი უშორესია. პირველამდე 2100 პარსეკია, ხოლო მეორემდე 2500 პარსეკი. დედამიწელი დამკვირვებლის თვალთახედვით ეს პატარა ციური ობიექტებია, სინამდვილეში კი მათი განიკვეთი, შესაბამისად, 8,5 და 4,8 პარსეკია. პატარა ზომის ტელესკოპებში ისინი უფერულად გამოიყურებიან (სურათი 60). სწორედ ამიტომ, კიდევ უფრო საინტერესო იქნება, თუკი მათ პლეადებს შევადარებთ: ჩვენთან უახლოეს და მთელს ცაზე ყველაზე უფრო ეფექტურ გაფანტულ ვარსკვლავიერ გროვას.

სურ. 60. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვები NGC 457 და NGC 581 (M103)

პატარა დათვი

  ამ თანავარსკვლავედის მთავარი ვარსკვლავი - პოლარული ვარსკვლავია, სახელად - პოლარისი. პატარა დათვის მთავარი ღირსება სწორედ ის არის (სურათი 55).

სურ. 55. პატარა დათვის თანავარსკვლავედი და პოლარისი

  პოლარული ვარსკვლავი საყოველთაოდაა ცნობილი, რაც მისი ფიზიკური თვისებებით როდია გამოწვეული (ამის შესახებ ცოტამ თუ იცის). საქმე ისაა, რომ იგი ჩრდილოეთ პოლუსთან უახლოესია. ამ მხრივ, შეუიარაღებელი თვალით შესამჩნევ კაშკაშა ვარსკვლავების შორის მას ბადალი არა ჰყავს. თუმცა, საინტერესო ერთი რამაა: საკმარისია თუნდაც ბინოკლში გავიხედოთ და იოლად შევამჩნევთ  6^m,4  სიდიდის  ვარსკვლავს, რომლის პირობითი აღნიშვნაა 2r* . ეს ვარსკვლავი კიდევ უფრო ახლოსაა პოლუსთან, ვიდრე პოლარული.

  პოლარული ვარსკვლავის როლი დედამიწის ცაზე მხოლოდ დროებითია. როგორც უკვე აღვნიშნეთ, დედამიწის ღერძის პრეცესიული მოძრაობა მისი პოლუსების ძალზე ნელ, მაგრამ უეჭველ გადანაცვლებაში გამოიხატება. დაახლოებით სამიათასი წლის წინათ, პოლუსთან ყველაზე ახლოს პატარა დათვის თანავარსკვლავედის  β  ვარსკვლავი  იმყოფებოდა. ხილული სიკაშკაშის მიხედვით იგი სულ ოდნავ ჩამორჩება პოლარისს. მას საკუთარი სახელიც კი აქვს - ქოჰაბი, რაც მომდინარეობს არაბული "ქოჰაბ-ელ-შემალი"-საგან, რაც "ჩრდილოეთის ვარსკვლავს" ნიშნავს. ჩინეთში პატარა დათვის  β  ვარსკვლავს "სამეფო ვარსკვლავი" ეწოდებოდა, რაც გზამკვლევის იმ მნიშვნელოვანი ფუნქციის გამოძახილია, რომელიც დღეს პოლარულ ვარსკვლავს აკისრია.

  ბინოკლში კარგად შეიმჩნევა, რომ პოლარულ ვარსკვლავს მოყვითალო ფერი აქვს. იგი მზეზე ცოტაოდენ უფრო ცხელია: მისი ზედაპირის ტემპერატურაა  6900 K. პოლარული ვარსკვლავი ზეგიგანტი ვარსკვლავების ტიპს განეკუთვნება. ჩვენი მზე მის გვერდით ძალზე უბრალო გამოჩნდებოდა, ვინაიდან პოლარულის განივკვეთი 120-ჯერ აღემატება მზის დიამეტრს.

  შესანიშნავი ის არის, რომ პოლარული ვარსკვლავი პ უ ლ ს ი რ ე ბ ს, მისი მოცულობა დროდადრო იმატებს და კლებულობს. ამის გამო მცირეოდენ იცვლება ვარსკვლავის სპექტრი და ტემპერატურა, და, ცხადია, ხილული სიკაშკაშეც. მაქსიმუმში პოლარული ვარსკვლავი 1^m,96 სიდიდისაა, ხოლო მინიმუმში 2^m,05.  ეს  გასაოცარი  ვარსკვლავიერი  მექანიზმი ძალზე რიტმულად მუშაობს - მოსაზღვრე მაქსიმუმებს შორის პერიოდი ოთხ დედამიწისეულ დღეღამეს შეადგენს.

  პოლარული ვარსკვლავი - ტიპიური ცეფეიდია. დედამიწიდან პოლარულ ვარსკვლავამდე 472 სინათლის წელია. ეს ნიშნავს, რომ ჩვენ პოლარული ვარსკვლავი ისე წარმოგვიდგება, როგორიც ის კოლუმბის დროს იყო!

  სიმართლე რომ ითქვას, დიდი ბედნიერებაა, რომ ჩვენი მზე პოლარული ვარსკვლავისა თუ სხვა ცეფეიდების მსგავსი არ არის. წინააღმდეგ შემთხვევაში, ჩვენს ტყავზე გამოვცდიდით ტემპერატურისა და განათებულობის ძალზე სწრაფ და ხშირ ცვალებადობას. ამას გარდა, პოლარული ვარსკვლავი ცეფეიდიც რომ არ ყოფილიყო, მისით მზის ჩანაცვლებას მაინც კატასტროფული შედეგები მოჰყვებოდა: თუ დედამიწის ორბიტას სასწრაფოდ არ გადავწევდით, 10 000-ჯერ უფრო მძლავრი სინათლისა და სითბოს გამოსხივება იმწამსვე ნაცარტუტად აქცევდა ჩვენი პლანეტის მთელ ორგანულ სამყაროს.

  დიდ სასკოლო რეფრაქტორში, პოლარული ვარსკვლავის გვერდით, მისგან  18”-ზე მოჩანს მისი თანამგზავრი - თითქმის მე-9 სიდიდის ვარსკვლავი. იგი 1779 წელს აღმოაჩინა ვარსკვლავიერი სამყაროს სახელგანთქმულმა მკვლევარმა უილიამ ჰერშელმა. შესაძლოა ეს ვარსკვლავი ფიზიკურადაა დაკავშირებული პოლარულს, თუმცა, თანამგზავრის ორბიტული მოძრაობის უშუალოდ შემჩნევა ძალზე რთულია. ამ სისტემაში გარემოქცევის პერიოდი ძალზე დიდი უნდა იყოს.

  პოლარული და მისი თანამზავრი (სურათი 56) ტემპერატურის მხრივ მხოლოდ მცირეოდენ განსხვავდებიან: თანამგზავრი ვარსკვლავი ცოტა უფრო ცხელია. მაგრამ ზომების მიხედვით ამ ვარსკვლავებს საერთო არაფერი აქვთ: პოლარისი - ზეგიგანტია, მისი თანამგზავრი კი - მოყვითალო-მოთეთრო ვარსკვლავი, რომელიც მზეზე ოდნავ უფრო მსხვილია.

სურ. 56. პოლარისი და მისი თანამგზავრი ვარსკვლავი

  სხვათა შორის, ეს თანამგზავრი ტელესკოპებში მომწვანო ფერისაა. როგორც ჩვენ უკვე გავაფრთხილეთ მკითხველი, ამგვარ შემთხვევებში ის ოპტიკური ილუზიის მსხვერპლია, თუმცა, ძალზე ლამაზი ილუზიის. მის გარეშე ბევრი ორჯერადი ვარსკვლავი უფერულ და არაეფექტურ სახეს მიიღებდა.

  უნდა ითქვას, რომ ამით პატარა დათვის ღირსშესანიშნაობები ძირითადად ამოიწურება: იგი კვლავ რჩება პატარა თანავარსკვლავედად, რომელშიც შეუიარაღებელი თვალით მხოლოდ 20 ვარსკვლავი შეიმჩნევა.

დიდი დათვი - ნაწილი 2

  დიდი დათვის თანავარსკვლავედში არის ექვსი კაშკაშა ნისლეული, რომლებიც მესიეს კატალოგში 81, 82, 97, 101, 108 და 109 ნომრებად მოიხსენიება. მათ შორის ხუთი - თავიანთი ბუნებით მსგავსია და შორეულ ვარსკვლავიერ სისტემებს - გალაქტიკებს წარმოადგენენ. რაც შეეხება მეექვსე ნისლეულს, რომელიც აღინიშნება, როგორც M97 (იკითხება - "მესიე 97"), იგი მკვეთრად განსხვავდება ყველა დანარჩენისაგან.

  უპირველეს ყოვლისა, ეს არის არა ვარსკვლავიერი სისტემა, არამედ - მანათობელი გაზის უზარმაზარი ბურთისებრი ღრუბელი. გარეგნულად ნისლეული პლანეტის დისკს წააგავს, რის გამოც, როგორც უკვე აღვნიშნეთ, მსგავს წარმონაქმნებს პლანეტურ ნისლეულებს უწოდებენ. მძლავრ ტელესკოპებში დიდი დათვის თანავარსკვლავედის პლანეტური ნისლეული რაღაცით ბუს სიფათს მოგვაგონებს, რის გამოც ასტრონომები მას არაოფიციალურად "ბუს" უწოდებენ (სურათი 52).

სურ. 52. ნისლეული M97 ”ბუ”

  ნისლეულის ცენტრში, როგორც წესი, მოჩანს ძალზე ცხელი თეთრი ვარსკვლავი. ბევრი საფუძველი არსებობს ვიფიქროთ, რომ ნისლეულების წარმომქმნელი გაზები ოდესღაც ცენტრალური ვარსკვლავის მიერ იქმნა გამოტყორცნილი, რაღაც არც თუ მთლად გასაგებ აფეთქების პროცესში. ყოველ შემთხვევაში, დღეს ნისლეული ვარსკვლავიდან ყველა მიმართულებით ფართოვდება, რაც აშკარად მიუთითებს მის წარმომქმნელ წყაროზე.

  ნისლეული "ბუ" ძალზე შორეული და დაკვირვებისათვის რთული ობიექტია: მზის სისტემისაგან იგი 2290 პარსეკითაა დაშორებული, ხოლო მისი ხილული ბრწყინვალებაა დაახლოებით 12^m. ნისლეულის ხილული კუთხური დიამეტრი საშუალებას იძლევა იოლად გამოვთვალოთ, რომ სინამდვილეში ის დიამეტრით 230 000-ჯერ აღემატება დედამიწის ორბიტის განივკვეთს. და მაინც, ის ჩვენი ვარსკვლავიერი სისტემის, ჩვენი გალაქტიკის ობიექტია. მხოლოდ თავისი არასრულყოფილი ტელესკოპის გამო იყო მესიე იძულებული, რომ აიროვანი ნისლეულები თავის კატალოგში სხვა ვარსკვლავიერ სისტემებთან ერთად განეთავსებია.

  დიდი დათვის საგანძურში, რომლებიც ადამიანის შეუიარაღებელი თვალისათვის დაფარულია, უამრავი გალაქტიკაა. მოვიხსენიებთ მხოლოდ სამ მათგანს: M101, M81 და M82.

  გალაქტიკა M101 შეიძლება პატარა ტელესკოპითაც აღმოვაჩინოთ, რომელიც   8^m,2   ვარსკვლავიერი  სიდიდის, მცირე ზომის მანათობელ ლაქად წარმოგვიდგება. ის განთავსდება მიცართან ახლოს, დიდი დათვის "კუდს" ზემოთ. სურათი 53 გვიჩვენებს შესანიშნავ ვარსკვლავიერ სპირალს, რომელიც ჩვენ შემთხვევითად "ბრტყელი" მხრიდან წარმოგვიდგება. ეს უზარმაზარი ვარსკვლავიერი სისტემა მილიარდობით მზისაგან შედგება. ამ გალაქტიკის ათასობით ან, შესაძლოა, მილიონობით პლანეტა დასახლებულია არსებებით, რომლებსაც ჩვენი გალაქტიკა თავიანთ ვარსკვლავიერ კატალოგებში აქვთ შეტანილი: "იქიდან", M101 ნისლეულიდან ხომ ის შესანიშნავად მოჩანს. თუმცა, მათ რომ "ზე-ტელესკოპები" ჰქონდეთ და დედამიწაზე მომხდარ მოვლენებს ამჩნევდნენ, ადამიანებს ისინი ვერ დაინახავდნენ: დედამიწა მათ წარმოუდგებოდათ ისეთად, როგორიც ის იყო 8 მილიონი წლის წინათ - სწორედ ამდენი დრო სჭირდება სინათლის სხივს, რომ M101-დან ჩვენს გალაქტიკამდე მანძილი გადალახოს!

სურ. 53. გალაქტიკა M101 ანუ NGC 5457. ავტორი - ალექსანდრე არტ-დვალი

  ორი სხვა გალაქტიკა, M81 და M82, რომელთა ბრწყინვალებაა 7^m,9 და 9^m,2, ორმაგ გალაქტიკას წამოქმნიან, ორჯერადი ვარსკვლავის მსგავსად. ისინი ცაზე ერთმანეთთან ძალზე ახლოს მოჩანს, სწორედ იმ ვარსკვლავებს შორის, სადაც ძველ ბერძნებს დიდი დათვის დრუნჩი ელანდებოდათ. ვარსკვლავიერი სისტემის ამ წყვილამდე 2300 კილოპარსეკი მანძილია (კპს). გალაქტიკა M81 (ისევე, როგორც გალაქტიკა M101) ჩვენი ვარსკვლავიერი სისტემის შემცირებული ანალოგია. მისი დიამეტრი თითქმის ოთხჯერ უფრო მცირეა. ჩვენსკენ მცირეოდენ გვერდულადაა შემობრუნებული, მაგრამ მისი სპირალისებური აგებულება მაინც შესანიშნავად მოჩანს (სურათი 54).

სურ. 54. გალაქტიკები M81 და M82 ”სიგარა”. ავტორი - ალექსანდრე არტ-დვალი

  სულ სხვაგვარად გამოიყურება გალაქტიკა M82. ის ჩვენსკენ გვერდითაა შემობრუნებული და რაღაცნაირ დაკუწულ ღრუბელს წააგავს. მსგავს ვარსკვლავიერ სისტემებს ასტრონომები არასწორი ტიპის გალაქტიკას უწოდებენ.

  უსასრულო სამყაროს ჩვენს მიერ დაკვირვებად ნაწილში მატერიის განაწილებას ერთი თავისებურება ახასიათებს - ის უაღრესად არათანაბარია. ვარსკვლავები წარმოქმნიან ორჯერად, სამჯერად და საერთოდ, ჯერად სისტემებს. მათი უწყვეტი რიგები კი ქმნიან ვარსკვლავიერ გროვებსა და გალაქტიკებს. თუმცა, თვით ეს ვარსკვლავიერი სისტემებიც კი ერწყმიან ერთმანეთს, უზარმაზარ ჯგუფებად ერთიანდებიან და წარმოუდგენლად გიგანტურ გალაქტიკურ ღრუბლებს ქმნიან.

  დიდი დათვის თანავარსკვლავედში სამი ასეთი ღრუბელი ანუ გალაქტიკების გროვაა ცნობილი. მათ შორის ყველაზე უფრო მრავალრიცხოვანი სამასი გალაქტიკისაგან შედგება. ამ გროვის მხოლოდ ცენტრალურ ნაწილს აქვს 200 კპს განივკვეთი. თუმცა, ცაზე ამ ღრუბელს უჭირავს ფართობი, რომელიც მხოლოდ მცირეოდენ აღემატება მთვარის დისკს.

  როგორც ერთი მთლიანი (თუ გალაქტიკების ურთიერთგადაადგილებას, მცირე ხნით, მეორეხარისხოვან მოვლენად ჩავთვლით), გალაქტიკათა ეს გროვა დედამიწას 15 000კმ/წმ სიჩქარით შორდება! სწორედაც რომ, ეს გალაქტიკური ღრუბელი ჩვენგან ტყვიაზე 10000-ჯერ უფრო სწრაფად მიფრინავს.

  დადგენილია, რომ ყველა გალაქტიკა შორდება დედამიწას. მაგრამ არ უნდა ვიფიქროთ, რომ ჩვენი პლანეტა კოსმოსში ყველაზე უფრო უსიამოვნო ადგილია, რის გამოც ყველა გალაქტიკა ცდილობს, რაც შეიძლება შორს დაიჭიროს თავი. სულაც არა, უბრალოდ, ჩვენს მიერ ცნობილი ყველა გალაქტიკის სისტემა ფართოვდება, "იბერება". სწორედ ეს არის სახელგანთქმული და უდაოდ, რეალური მოვლენის - "წითელი წანაცვლების" არსი.

  მილიარდობით წლის წინათ, როგორც ჩანს, რაღაც წარმოუდგენელი სიმძლავრის აფეთქებამ გალაქტიკების გაქცევა გამოიწვია. სისულელე იქნებოდა, რომ ეს დასკვნა მთელი უსასრულო სამყაროსათვის მოგვერგო, თუმცა, ჩვენს მიერ დაკვირვებადი კოსმოსის გაფართოება უდაოა.

  დიდი დათვის თანავარსკვლავედში აღმოჩენილი დიდებული სურათები გვაიძულებს ჩავუფიქრდეთ ვარსკვლავიერი სამყაროს ევოლუციის გზებს, გალაქტიკათა დაბადების საიდუმლოებებს. მაგალითად, ჩვენს მიერ უკვე ნაცნობი გალაქტიკური წყვილის M81 და M82 სპექტრების მიხედვით თუ ვიმსჯელებთ, ერთერთი მათგანი ჩვენგან 187კმ/წმ, ხოლო მეორე - 74კმ/წმ სიჩქარით მიფრინავს. ეს ნიშნავს, რომ ისინი ერთიმეორეს 113კმ/წმ სიჩქარით შორდებიან. აქედან, ბუნებრივია, კეთდება დასკვნა, რომ ეს გალაქტიკები ერთად გაჩნდნენ და დაბადებისას მიიღეს საწყისი სიჩქარეები, რაც სისტემას უწყვეტად გაფართოებას აიძულებს.

  ასეთი მაგალითი უამრავია, რაც უეჭველად მიგვითითებს იმაზე, რომ გალაქტიკები (ისევე, როგორც ვარსკვლავები), ჯგუფებად ჩნდებიან რაღაცნაირი, ჯერ-ჯერობით უცნობი ბუნების, "ვარსკვლავამდელი" მატერიისაგან.