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)