ორიონის თანავარსკვლავედი (ნაწილი 1)

  მთელ ცაზე არსად მოიძებნება სხვა რომელიმე თანავარსკვლავედი, რომელიც იმდენ საინტერესო და იოლად დაკვირვებად ობიექტებს შეიცავს, რამდენსაც ორიონი. უპირველეს ყოვლისა, მისი მთავარი ვარსკვლავები განვიხილოთ (სურათი 78).

სურ. 78. ორიონის თანავარსკვლავედის ვარსკვლავები

  რიგელი, ორიონის β, თანავარსკვლავედის უკაშკაშესი ვარსკვლავია. ეს მოცისფრო-მოთეთრო ვარსკვლავია, ზედაპირის ტემპერატურით 13 000°K. რიგელის ხილული სიკაშკაშე ფრიად მნიშვნელოვანია - 0^m,3, და მაინც, ძნელი წარმოსადგენია, რომ ეს ვარსკვლავი 23000-ჯერ უფრო ინტენსიურად გამოასხივებს სინათლეს, ვიდრე ჩვენი მზე. ამ, განსაკუთრებულად მაღალი ნათობის მიზეზი მხოლოდ ის კი არ არის, რომ რიგელი ძალიან ცხელია. ეს მისი ზომების გამოც ხდება: რიგელის დიამეტრი 33-ჯერ აღემატება მზისას. ის ზეგიგანტი ვარსკვლავია.

  რიგელი სამჯერადი ვარსკვლავია. დიდ სამოყვარულო რეფრაქტორში მისგან 9” დაშორებით იოლად შეიძლება შევნიშნოთ 7^m ვარსკვლავი. სპექტრის მიხედვით, რიგელის ეს თანამგზავრიც ვარსკვლავთა მჭიდრო წყვილია, რომლებიც სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო თითქმის 10 დღის განმავლობაში ასრულებენ ბრუნს. რიგელი და მისი თანამგზავრი დედამიწიდან 200 პს არიან დაშორებული.

  თუმცა რიგელი უზარმაზარია, წითელი ვარსკვლავი ბეთელგეიზე - ორიონის α, შეუდარებლად უფრო დიდია. ინტერფერომეტრის მეშვეობით მისი განიკვეთი არაერთხელ გაზომეს და დაასკვნეს, რომ ბეთელგეიზეს დიამეტრი 450-ჯერ აღემატება მზისას! მზის ადგილზე, ბეთელგეიზე ჩაყლაპავდა ყველა პლანეტას მარსის ჩათვლით.

  ბეთელგეიზე ნახევრად წესიერი ცვალებადი ვარსკვლავია. მისი ბრწყინვალების ცვალებადობის უცნაურ მრუდზე ორი რხევა შეიძლება გავარჩიოთ: 180 და 2070 დღის პერიოდებით (სურათი 79). საინტერესოა, რომ ბეთელგეიზე ბრწყინვალების რხევასა და დიამეტრის ცვლილებას შორის, ინტერფერომეტრული დაკვირვებების მიხედვით, კარგად გამოხატული თანხვედრა შეინიშნება. ბრწყინვალების მაქსიმუმში ვარსკვლავის დიამეტრი მინიმალურია (ხოლო ტემპერატურა - უდიდესი), მინიმუმში კი პირიქით. მაშასადამე, ბეთელგეიზესა და მის მსგავს ვარსკვლავებში ბრწყინვალების რხევა "ნახევრად წესიერი" პულსაციებითაა გამოწვეული.

სურ. 79. ბეთელგეიზეს ბრწყინვალების მრუდი

  ბელატრიქსი. ორიონის γ, ბრწყინვალებით რიგელსაც ჩამოუვარდება და ბეთელგეიზესაც. თუმცა, ისიც გიგანტი ვარსკვლავია და თანაც რიგელზე უფრო ცხელი: ბელატრიქსის ზედაპირის ტემპერატურა 20 000°K აღემატება. სხვათა შორის, შუა საუკუნეებში მას ბელატრიქსა ერქვა და არა ბელატრიქსი. "ბელატრიქსა" - "მეომარ ქალს" ნიშნავს.

  ორიონის ძირითადი ფიგურის მეოთხე ვარსკვლავი χ , საკუთარი სახელის გარეშეა დარჩენილი. მაგრამ ყურადღების ღირსია ის ფაქტი, რომ χ ცხელი გიგანტია, ზედაპირის ტემპერატურით 25 000°K.

  ასევე ძალზე საინტერესო ობიექტებს წარმოადგენს სამი ვარსკვლავი ორიონის სარტყელზე: ζ და δ ვარსკვლავები მიეკუთვნებიან იშვიათ O სპექტრულ კლასს და მათი ზედაპირის ტემპერატურა მცირეოდენ აღემატება 25 000°K. მესამე ვარსკვლავი ε ფიზიკური თვისებებით ძალზე წააგავს ჩვენთვის უკვე ნაცნობ χ -ს.

  იპოვეთ ორიონის თანავარსკვლავედში O კლასის კიდევ ორი კაშკაშა ვარსკვლავი σ და λ. ეს უკანასკნელი ორიონის უკაშკაშეს ვარსკვლავთა შორის ყველაზე ცხელია - მისი ზედაპირის ტემპერატურა 30 000°K ფარგლებშია.

ორიონის თანავარსკვლავედის კაშკაშა ζ ვარსკვლავი ალნიტაკი ბეთელგეიზეს ქვემოთ, ორიონის სარტყელის ”კიდეზე” განთავსდება. მისი მძლავრი ულტრაიისფერი გამოსხივება წყალბადის აირის უზარმაზარ ღრუბლებს აღაგზნებს და გამომსხივარ ნისლეულს წამოქმნის, რომელსაც ”კოცონი” ეწოდება. კატალოგებში ის ცნობილია, როგორც NGC 2024 და Sh2-277 (სურათი 80). ნისლეული ”კოცონი” ორიონის მოლეკულური აიროვანი ღრუბელის ნაწილია, რომელიც სახელგანთმულ ვარსკვლავთწარმომშობ ნისლეულს - ”ცხენის თავს” მოიცავს (სურათი 81).

სურ. 80. ნისლეული ”კოცონი” (NGC 2024 და Sh2-277) და კაშკაშა ვარსკვლავი ალნიტაკი (ორიონის ζ ). (c) ალექსანდრე არტ-დვალი.

 

   ”კოცონის” ცენტრში ახლად ფორმირებული ვარსკვლავების გროვა განთავსდება; მათგან 86% პროტოპლანეტური დისკებითა გარშემორტყმული, რაც იმას ნიშნავს, რომ იქ დროთა განმავლობაში სხვა მზის სისტემები ჩამოყალიბდება. აქ NASA-ს რენტგენული კოსმოსური ობსერვატორია - ”Chandra” 800-მდე ახალგაზრდა ვარსკვლავს გვიჩვენებს, ხოლო  ინფრაწითელ დიაპაზონში გადაღებული სურათებით ჩანს, რომ ასაკით ყველაზე პატარა მნათობები გროვის ცენტრალურ ნაწილში არიან კონცენტრირებული.

სურ. 81. ნისლეული ”კოცონი” (მარცხნივ), ალნიტაკი და ნისლეული ”ცხენის თავი” (NGC 2023, ”ბარნარდ 33”) ორიონის თანავარსკვლავედში. (c) დავით დვალი.

ზამთრის ცის თანავარსკვლავედები

  ვარსკვლავიერი ცა არასოდეს არის ისეთი ლამაზი, როგორც ზამთარში: მოწმენდილი ცა და გამჭვირვალე, ყინვიანი, ბნელი ღამეები საოცარ კონტრასტს ქმნის გარემომცველ თეთრ, მიწიერ ლანდშაფტებთან; მაგრამ ამ სილამაზის მთავარი საიდუმლო მაინც ზამთრის კაშკაშა, მკვეთრად გამოხატული თანავარსკვლავედებია.

...ზამთარია, 15 თებერვალი, ღამის 9 საათი. ცის სამხრეთ ნაწილში, ციური მერიდიანის ოდნავ მარცხნივ, ლეგენდარული მონადირის - ორიონის უზარმაზარი ფიგურა გამოირჩევა. მის სარტყელზე სამი ცხელი, თეთრი ვარსკვლავია "დამაგრებული" - ζ, ε და δ, ხოლო მარჯვენა მხარზე თვალისმომჭრელად ბრწყინავს მოწითალო ვარსკვლავი ბეთელგეიზე. ეს ვარსკვლავი α ასოთია აღნიშნული, თუმცა თანავარსკვლავედის უკაშკაშესი ვარსკვლავი რიგელია - ორიონის β, და არა ბეთელგეიზე (სურათი 75).

სურ. 75. ზამთრის ცის სამხრეთ ნაწილი.

  უძველეს ვარსკვლავიერ რუკებზე ციური მონადირე ორიონი რამდენიმე ცხოველითაა გარშემორტყმული (სურათი 76). მარჯვნიდან და ზემოდან მისკენ გამძვინვარებული ხარი (ანუ კურო) მიექანება, რომლის მარჯვენა თვალი ვარსკვლავი ალდებარანია (კუროს α). ორიონს კუროსი არ ეშინია: იგი მას თავსზემოთ შემართული ხელკეტით, კომბალით ხვდება. გარდა ამისა, ორიონს ორი ერთგული ცხოველი იცავს - დიდი ძაღლი და პატარა ძაღლი. თითოეული ეს თანავარსკვლავედი პირველი სიდიდის ვარსკვლავით აღინიშნება: დიდი ძაღლი - სირიუსით, რომელიც ზამთრის ცის უკაშკაშესი ვარსკვლავია; პატარა ძაღლი - პროციონით, რომელიც სიკაშკაშით ოდნავ ჩამოუვარდება სირიუსს.

  თუმცა, დიდი ძაღლის ყურადღება კურდღელს მიუქცევია, რომელიც ფხაჭაფხუჭით მიექანება ორიონის კოჭებიდან. ამ თანავარსკვლავედის 2^m,6 მთავარი α ვარსკვლავი, რიგელთან და ორიონის χ-თან ერთად, თითქმის ტოლგვერდა სამკუთხედის წვერებს წარმოქმნიან.

სურ. 76. ზამთრის ცა უძველეს ვარსკვლავიერ რუკაზე.

  ცის ნადირობის მთელი ეს სცენა რუკებზე რამდენიმე ათასი წლის წინათ აღიბეჭდა და მისი ასაკი ისეთივეა, როგორიც მაგალითად, დიდი დათვის.

  ასეთივე ხანდაზმულია ზამთრის ორი სხვა თანავარსკვლავედიც - ტყუპები და მეეტლე (სურათი 77). ტყუპების თანავარსკვლავედის α და β ვარსკვლავები (ისინი იოლად მოიძებნება ორიონის თანავარსკვლავედის მარცხნივ), სახელად - კასტორი და პოლუქსი, იმ მითიურ ტყუპებს აღნიშნავს, რომელთა მამა ყოვლისშემძლე ზევსი იყო, ხოლო დედა თავქარიანი მიწიერი ლამაზმანი, სახელად ლედა.

სურ. 77. ზამთრის თანავარსკვლავედების თანამედროვე მოხაზულობანი (წითლად - თანავარსკვლავედების სახელები).

  ორიონიდან მარჯვნივ და ზემოთ მოჩანს ძალზე კაშკაშა მოყვითალო ვარსკვლავი კაპელა - მეეტლის თანავარსკვლავედის მთავარი ვარსკვლავი. თარგმანში სიტყვა "კაპელა" "ბეკეკას" ნიშნავს. ძველ რუკებზე, ამ ადგილას, მართლაც პატარა ბეკეკაა გამოსახული, რომელიც მხრებით მოყავს მძლავრ გიგანტს - მეეტლეს. ძველბერძნული მითების მიხედვით, მეეტლეს თანავარსკვლავედში უკვდავყოფილია ათინელი მეფის, ერიხტონის სახელი, რომელიც ეტლების გამომგონებლად ითვლება. მის მხრებზე შემოსკუპებულ ბეკეკას რაც შეეხება, ის იმ მითიურ თხად გადაიქცა, რომელმაც ოდესღაც თვით ზევსი გამოკვება.

  ზამთრის თანავარსკვლავედებს შორის მხოლოდ ორი არ აღინიშნება კაშკაშა ვარსკვლავით: ორიონის მარჯვნივ - ერიდანუსის თანავარსკვლავედია, რომელიც იმ მითიურ მდინარეს ასახავს, სადაც ფაეტონი ჩაიძირა - მზის ღმერთის უბედური ვაჟი, რომელიც მამისადმი ურჩობის გამო სასტიკად დაისაჯა. ეს "მდინარე" ჰორიზონტის ქვემოთ "ჩაედინება" და ცამრგვალის სამხრეთ ნახევარსფეროს ვარსკვლავზე - კაშკაშა აქერნარზე მთავრდება (ჩვენგან უხილავია).

  ორიონისგან მარცხნივ, ერთადერთი "ახალგაზრდა" ზამთრის თანავარსკვლავედია - მარტორქა. იგი ვარსკვლავიერ რუკებზე უკვე ტელესკოპის გამოგონების შემდეგ, 1624 წელს გამოჩნდა და მითიურ ცხოველს ასახავს. ეს საცოდავი ცხოველი ცხენისა და მარტორქის თავისებური ჰიბრიდია, რომლის შესახებაც შუა საუკუნეების ეპოქაში ათასგვარ მონაჩმახს გაიგონებდით.

  ერიდანუსისა და მარტორქას გარდა, ზამთრის ყველა დანარჩენი თანავარსკვლავედი იოლად შეგვიძლია ვიპოვოთ მათი მთავარი, უკაშკაშესი მნათობების მეშვეობით.

ჟირაფი და ფოცხვერი

 სურ. 72. ჟირაფის თანავარსკვლავედი

  უნდა ითქვას, რომ ჟირაფის თანავარსკვლავედი (სურათი 72), უმთავრესად, იმითაა შესანიშნავი, რომ მასში ყველა ვარსკვლავი 4^m-ზე ნაკლებია. ამ თანავარსკვლავედის  ერთად-ერთი საყურადღებო ობიექტია საკმაოდ კაშკაშა (6^m), გაფანტული ვარსკვლავი გროვა NGC 1502, რომლის დიამეტრიც რკალის მხოლოდ 6 მინუტს შეადგენს. იგი ბინოკლითაც ადვილად მოიძებნება, თუმცა მხოლოდ მსხვილ ტელესკოპში წარმოჩინდება იგი მთელი თავისი ეფექტურობით (სურათი 73).

სურ. 73.  NGC 1502 ჟირაფის თანავარსკვლავედში

  როგორც უკვე ითქვა, ფოცხვერის თანავარსკვლავედი (სურათი 74) ეწოდება დედამიწის ცის ვარსკვლავებით უღარიბეს უბანს. სამართლიანობა მოითხოვს აღვნიშნოთ, რომ ფოცხვერის თანავარსკვლავედში მაინც არის ორი 4^m-ზე უფრო კაშკაშა ვარსკვლავი. თუმცა, ისინი დიდად არაფრით გამოირჩევიან.

სურ. 74. ფოცხვერის თანავარსკვლავედი

 სუსტი ვარსკვლავეის მოძებნაში ვარჯიში ნამდვილად შეიძლება, თუკი მოვისურვებთ, რომ ფოცხვერის α ვიპოვოთ. ეს არის ნარინჯისფერი 3^m,2 ვარსკვლავი, რომელიც დიდი დათვის უკანა თათების გაგრძელებაზე იმყოფება (სურათი 74). ცხადია, ასტრონომებისათვის არ არსებობს "მთავარი" და "მეორეხარისხოვანი" ვარსკვლავები. მათ აინტერესებთ ყველაფერი, რაც კი დაკვირვებისათვის არის მისაწვდომი. ასტრონომებმა შეისწავლეს ფოცხვერის α, განსაზღვრეს მისი ტემპერატურა, სივრცეში მოძრაობა და დაადგინეს, რომ ეს, არაფრით გამორჩეული ნარინჯისფერი მზე ჩვენგან 50 პს მანძილზე იმყოფება.

 ეს მონაცემები დაფიქსირებულია მილიარდობით ვარსკვლავისათვის, რაც საოცრად  რთული და მომქანცველი სამუშაოა. რა გასაკვირია, რომ ასტრონომებს დღემდე ხუმრობით "ვარსკვლავთმრიცხველებს" უწოდებენ! თუმცა ეს ღრმა, შინაარსიანი ხუმრობაა. აი უკვე რამდენი საუკუნეა, ასტრონომი-ვარსკვლავთმრიცხველები თითოეული ვარსკვლავის შესახებ აგროვებენ მონაცემებს და შეაქვთ ისინი ვარსკვლავთა კატალოგებში.

დრაკონი (ურჩხული)

  ცეფევსის და დიდი და პატარა დათვების თანავარსკვლავედებს შორის დრაკონის (ურჩხულის) თანავარსკვლავედი იკლაკნება (სურათი 67).

სურ. 67. დრაკონის თანავარსკვლავედი

  ამ თანავარსკვლავედის ყველაზე კაშკაშა, ნარინჯისფერ γ ვარსკვლავს ერთი ფრიად საინტერესო და ჭკუის სასწავლებელი ისტორია უკავშირდება: 1725 წელს ოქსფორდის უნივერსიტეტის, მათემატიკისა და ასტრონომიის პროფესორმა, ჯეიმს ბრადლეიმ გადაწყვიტა კოპერნიკის ჰიპოთეზის ჭეშმარიტება დაედგინა. მიუხედავად იმისა, რომ დიდი პოლონელი ასტრონომის წიგნის გამოქვეყნებიდან 182 წელი გავიდა, მისი იდეები დედამიწის მზის გარშემო მოძრაობის შესახებ, იმ დროისათვის მაინც გენიალურ მიხვედრად რჩებოდა, რომელიც არანაირი ფაქტებით არ იყო გამყარებული.

  თუ დედამიწა ნამდვილად მიმოიქცევა მზის გარშემო, ახლომდებარე ვარსკვლავებმა უნდა გადაინაცვლონ შედარებით უფრო შორეული ვარსკვლავების ფონზე, რაც წლის განმავლობაში მცირე ელიპსის შემოწერით გამოისახება: ეს სამყაროში დედამიწის ორბიტის თავისებური "ანარეკლი" უნდა იყოს.

  რაც უფრო შორსაა საგანი, მით უფრო მცირეა მისი ხილული "პარალაქსური" გადანაცვლება. გავიხსენოთ, თუ როგორ გადაინაცვლებს საგნები გაქანებული მატარებლის ფანჯრიდან დაკვირვებისას: სატელეფონო თუ ელექტროგაყვანილობის ბოძები სწრაფად გადაადგილდება შორეული ტყის ფონზე; თანდათანობით, თუმცა გაცილებით უფერო ნელა, იცვლება ადგილის პანორამა; ხოლო ღრუბლები, და, მითუმეტეს, მზე, თითქოს ფეხდაფეხ მისდევენ მატარებელს და მას ოდნავადაც კი არ ჩამორჩებიან.

  ჯერ კიდევ კოპერნიკს ესმოდა, რომ ვარსკვლავები წარმოუდგენლად უფრო შორს არიან დედამიწიდან. ამიტომ, მათი პარალაქსური გადანაცვლება წარმოუდგენლად მცირეა. არც კოპერნიკს და არც მის უახლოეს მიმდევრებს ამ მოვლენის აღმოჩენის ძალა არ შესწევდათ.

  ჯეიმს ბრადლეიმ გადაწყვიტა, საკუთარი ძალები მოესინჯა ამ, საოცრად რთული ამოცანის გადაწყვეტაში: ბრადლეიმ ტელესკოპის ოკულარულ ბოლოზე მიკრომეტრი განათავსა და ტელესკოპი უძრავად დაამაგრა სახლის კედელზე, მიმართა რა პირდაპირ ზენიტისაკენ. მან ეს სრულიად მოტივირებულად გააკეთა - დედამიწის ატმოსფეროს მიერ გამოწვეული, ციური მნათობების ადგილმდებარეობათა დამახინჯება ზენიტის ახლოს ყოველთვის მინიმალურია. პოლუსის ეკლიპტიკასთან ახლოს მყოფი კაშკაშა ვარსკვლავებიდან, ოქსფორდის ზენიტზე ყოველდღიურად გადაივლის მხოლოდ ერთი ვარსკვლავი - დრაკონის γ. აი, რატომ ამოირჩია ის ბრადლეიმ პარალაქსური გაზომვებისათვის (სურათი 68).

სურ. 68. დრაკონის თანავარსკვლავედის ვარსკვლავები

  ჩვენ არ შევუდგებით ამ ფაქიზი და ხანგრძლივი სამუშაოს წვრილმანების აღწერას, რაც დაახლოებით სამი წლის განმავლობაში გრძელდებოდა. საინტერესოა საბოლოო შედეგი: ბრადლეიმ აღმოაჩინა დრაკონის  γ-ს პერიოდული გადანაცვლება. უფრო ზუსტად, მისი ეკვატორული კოორდინატების პერიოდული ცვლილებები. თუმცა ეს, წინასწარი შეცნობით, სულაც არ იყო პარალაქსური გადანაცვლება: ჯერ ერთი, იგი ძალიან დიდი გამოვიდა (20” ფარგლებში), თანაც, სულაც არ იყო მიმართული იმ მხარეს, საითაც მოსალოდნელი იყო. შემდეგ უკვე გამოირკვა, რომ წლის განმავლობაში სხვა ვარსკვლავებიც განიცდიან მსგავს გადანაცვლებას და, რაც ყველაზე უფრო უცნაური იყო, იგივე ამპლიტუდით - 20''ფარგლებში.

  ბრადლეი ერთს ეძებდა და სულ სხვა რამ კი აღმოაჩინა: მოვლენა, რომელისაც სინათლის აბერაცია ეწოდება. წარმოიდგინეთ, რომ შვეულა, თავსხმა წვიმის ქვეშ დგახართ და თავსზემოთ ქოლგა გიჭირავთ. სანამ უძრავად დგახართ, ქოლგის სახელური, ბუნებრივია, ვერტიკალურია. მაგრამ თუ გაიქცევით, თქვენი ხელი ინსტიქტურად გადახრის ქოლგას წინ, მოძრაობის მიმართულებით.

  ახლა შეადარეთ ეს სხვა, ანალოგიურ სურათს: ზენიტში მყოფი ვარსკვლავდან დამკვირვებლისაკენ ვერტიკალური მიმართულებით მოდის სხივები. ქოლგის როლს ტელესკოპი თამაშობს. დედამიწა უძრავი რომ იყოს, საჭირო იქნებოდა ტელესკოპის მხოლოდ ზენიტისაკენ მიმართვა. სინამდვილეში კი, დედამიწის მოძრაობისას სინათლის სიჩქარე დაედება დამკვირვებლის მიმართ ვარსკვლავის გადანაცვლების სიჩქარეს. ამ ორი სიჩქარის დამთხვევის შედეგად, ვარსკვლავის სხივები ვერტიკალურიდან დახრილად გადაიქცევა, რითაც შხაპუნა წვიმას დაემსგავსება და, დამკვირვებელი ვარსკვლავს დაინახავს არა ზენიტში, არამედ თვით დამკვირვებლის მოძრაობის მიმართულებისაგენ ოდნავ გადახრილი სახით.

  ბრადლეიმ არა მარტო ბუნების ახალი მოვლენა აღმოაჩინა, არამედ ცდის მეშვეობითაც დაამტკიცა, რომ დედამიწა მართლაც მიმოიქცევა მზის გარშემო. მართლაც, ეს მოძრაობა რომ არ იყოს, არც აბერაცია იქნებოდა.

  დრაკონის თანავარსკვლავედის სხვა ღირსშესანიშნავი ამბავი საინტერესოა არა მარტო ისტორიული მოგონებების მხრივ, არამედ თავისთავად, როგორც დედამიწის ცაზე არსებული ერთერთი შესანიშნავი ობიექტი. საუბარია დიდ, კაშკაშა პლანეტურ ნისლეულზე, რომელიც ამ თანავარსკვლავედის ζ ვარსკვლავის შორიახლოს განთავსდება.

  დიდ სამოყვარულო რეფრაქტორში კარგად ჩანს მრგვალი, შედარებით კაშკაშა (8^m), ნისლოვანი ლაქა. ამ ნისლეულის პირობითი აღნიშვნაა NGC 6543 (სურათი 69).

  ჯერ კიდევ 1864 წელს, ინგლისელმა ასტრონომმა ჰეგინსმა, დრაკონში მყოფი ნისლეულის მეშვეობით "კბილი მოუსინჯა" მსგავსი იდუმალი ობიექტების კვლევის ახალ მეთოდს - სპექტროსკოპულ დაკვირვებებს. სპექტრული ანალიზი ჯერ კიდევ ჩასახვის სტადიაში იყო, და ჰეგინსიც დრაკონის თანავარსკვლავედის სპექტრს ვიზუალურად აკვირდებოდა, სპექტროსკოპი ტელესკოპის ოკულარულ ნაწილზე იყო დამაგრებული. რაოდენ დიდი იყო მისი განცვიფრება, როდესაც შთანთქმის სპექტრის ჩვეული ცისარტყელა ზოლის ნაცვლად, რომელიც ვარსკვლავთა უმეტესობისათვისაა დამახასიათებელი, მან, სრულიად ბნელ ფონზე, მხოლოდ სამი კაშკაშა, ფერადი ზოლი დაინახა. მოულოდნელად აღმოჩნდა, რომ დრაკონის ნისლეული შედგებოდა არა ვარსკვლავებისაგან, არამედ - მანათობელი აირებისაგან. სპექტროსკოპის მეშვეობით, პირველად და უდაოდ იქნა აღმოჩენილი, რომ სამყაროს სივრცეში, ვარსკვლავებისა და პლანეტების გარდა, არსებობს გაუხშოებული და მანათობელი აირების თვალუწვდენელი ღრუბლები.

  დღეისათვის, დრაკონის ნისლეულის შესახებ ჩვენ ბევრი საინტერესო წვრილმანი ვიცით: მანძილი იქამდე 1000 პარსეკს შეადგენს, ხოლო ნისლეულის განიკვეთი დაახლოებით 7000 ა.ე. ტოლია.

სურ. 69. ნისლეული NGC 6543  ”კატის თვალი”. NASA, APOD

  ნისლეული ყველა მხარეს ფართოვდება თავისი ბირთვიდან; ეს არის 11^m ვარსკვლავიერი სიდიდის, ძალზე ცხელი ვარსკვლავი, რომელიც უძლიერეს ტელესკოპებში ნისლეულის ცენტრში გაირჩევა. იგი ერთერთი უცხელესი ვარსკვლავია, რომლის ტემპერატურა 57000°K უახლოვდება!

  როდესაც ნისლეულის გაფართოებაზე ვსაუბრობთ, ხაზი უნდა გავუსვათ იმას, რომ ეს მხოლოდ სპექტრული ხაზების გადანაცვლებაში გამოიხატება: გარეგნულად ნისლეული ისევე უცვლელად გამოიყურება, როგორც მისი ფოტოსურათი. ასტრონომები მხოლოდ საუკუნეების შემდეგ მიიღებენ ნისლეულის თანამედროვე ფორმებისაგან მნიშვნელოვნად განსხვავებულ ფოტოსურათებს. ვარსკვლავიერი სამყაროს თითქმის ყველა ობიექტი შორიდან მშვიდად და უცვლელად მოჩანს. სურათებზე მოჩანს დრაკონის ნისლეულის რთული შინაგანი სტრუქტურა (სურათი 70), რაც "კლასიკური" პლანეტური ნისლეულებისათვის არატიპიურია, რომელთა უმეტესობაც ქნარის თანავარსკვლავედის პლანეტური ნისლეულის მსგავსია. ამიტომაც, დრაკონის ნისლეული ანომალურ პლანეტურ ნისლეულად ითვლება.

სურ. 70. დრაკონის NGC 6543-ის რთული შინაგანი სტრუქტურა. NASA,  კოსმოსური ტელესკოპი ”Hubble”

  დრაკონის თანავარსკვლავედის ორჯერადი ვარსკვლავებიდან ყურადღება მივაპყროთ სამ: ν, ε და μ ვარსკვლავს. მათ შორის პირველი - დრაკონის "თავს" განეკუთვნება და ორი, 4^m სიდიდის ვარსკვლავისაგან შედგება, რომლებიც ერთმანეთისაგან   მანძილით არიან დაშორებული. ეს ოპტიკური წყვილია, რომელიც თეატრალურ ბინოკლშიც კი იოლად განირჩევა (სურათი 71). დრაკონის ν-ს მეშვეობით მხედველობის სიმახვილის გაზომვა შეიძლება: თუ ბნელ, გამჭვირვალე ვარსკვლავიერ ღამეს თქვენ იოლად არჩევთ ორივე ვარსკვლავს, ე.ი. თქვენი მხედველობა შესანიშნავ მდგომარეობაშია.

სურ. 71. დრაკონის ν-ს სისტემა

    სამაგიეროდ, დიდი სასკოლო რეფრაქტორის "მხედველობის" (ანუ - გარჩევის უნარიანობის) შესამოწმებლად ორ სხვა ორჯერად ვარსკვლავზე დაკვირვება გამოგვადგება. ორივე ფიზიკურად ორჯერადი ვარსკვლავიერი სისტემებია. დრაკონის ε-ს სისტემაში მთავარ, 4^m,0 სიდიდის ვარსკვლავს 3",3 კუთხურ მანძილზე ჰყავს 7^m,6 თანამგზავრი. დრაკონის μ-ს სისტემა კი ორი თანაბარი ბრწყინვალების (5^m,8) ვარსკვლავისაგან შედგება, რომელთა შორის   შუალედია. ამ სისტემაში გარემოქცევის პერიოდი 1500 წელს შეადგენს.

  გავიმეორებთ, რომ ჩამოთვლილი ორჯერადი ვარსკვლავები რთულად დასაკვირვებელი ობიექტებია, რომლებსაც სუსტი ინსტრუმენტებით ვერ დავინახავთ.

ცეფევსი

  მაღალი, სწორი ნაკვთების მქონე, ყრუ-მუნჯი ახალგაზრდა ყოველ ვარსკვლავიერ ღამეს ყურადღებით აკვირდებოდა ცეფევსის თანავარსკვლავედის (სურათი 61) ერთერთ ვარსკვლავს, სწორედ იმ ვარსკვლავს, რომელიც ვარსკვლავთა კატალოგებში δ ასოთია აღნიშნული. ზოგჯერ ვარსკვლავი ჩვეულებრივზე უფრო კაშკაშა იყო, ზოგჯერ კი პირიქით - უფრო სუსტი. ნუთუ ბრწყინვალების ასეთი უცნაური ცვალებადობა მხოლოდ თვალის მოტყუებაა?

სურ. 61. ცეფევსის თანავარსკვლავედი

  დღე დღეს მისდევს, კვირა კვირას, და ბოლოს, ყოველგვარი ეჭვი საბოლოოდ ქრება. რეგულარულად, კარგი საათის მექანიზმივით, ცეფევსის δ, ყოველ 5 დღეღამესა და 6 საათში ბრწყინვალების მაქსიმუმს აღწევს, შემდეგ კი წყნარად ეშვება მინიმუმამდე.

  დროის სხვადასხვა მომენტში ვარსკვლავის ბრწყინვალების გაზომვამ საშუალება მოგვცა, აგვეგო ბრწყინვალების ცვალებადობის მრუდი (სურათი 62). ეს მრუდი ცეფევსის δ-ს პერიოდულ "თვალის პაჭუნზე"' მიგვითითებს. უფრო მეტიც, აღმოჩენილი იქნა ცვალებადი ვარსკვლავების - ცეფეიდების ახალი კლასი, რომელმაც სახელწოდება ამ კლასის მთავარი ვარსკვლავის საპატივცემულოდ მიიღო.

სურ. 62. ცეფევსის δ-ს ბრწყინვალების ცვალებადობის მრუდი

  აღმოჩენის ავტორია ჯონ გუდრაიკი - ჰოლანდიელი ახალგაზრდა, რომელმაც განათლება ინგლისში მიიღო. პირველი ცეფეიდის აღმოჩენამდე ერთი წლით ადრე, 1782 წელს, ბრიტანეთის სამეფო საზოგადოებამ მას უმაღლესი ჯილდო - კოპლის მედალი მიანიჭა, პერსევსის თანავარსკვლავედის ერთერთი მთავარი ვარსკვლავის - ალგოლის ცვალებადობის აღმოჩენის გამო. ეს ნიჭიერი, ახალგაზრდა მკვლევარი ძალიან ადრე გარდაიცვალა, 1786 წელს, 21 წლის ასაკში. მაგრამ ასტრონომები იღბლიანი ხალხია: მათი სახელები და ნამუშევრები დაკავშირებულია ყველაზე უფრო ხარგრძლივად არსებულ ობიექტებთან, რასაც კი ადამიანის თვალი მისწვდება.

   გავიმეოროთ: ცეფევსის  δ-ს სიკაშკაშე საოცრად რიტმულად იცვლება. მისი ბრწყინვალების ცვლებადობის პერიოდი უზუსტესადაა განსაზღვრული - 5,366306 დღეღამე! პერიოდიდან პერიოდამდე, სიკაშკაშის ცვალებადობის ხასიათი პრაქტიკულად არ იცვლება, ამიტომ ცეფეიდებისა და სხვა პერიოდული ცვალებადი ვარსკვლავებისათვის ასტრონომები შეჯერებულ ანუ "საშუალო" მრუდს აგებენ, სადაც მთელი დაკვირვება ერთ პერიოდამდე დაიყვანება.

  ბრწყინვალების სწრაფი ავარდნა 3^m,6-მდე და მისი შედარებით ნელი დაკლება  4^m,3-მდე  - ასეთი სურათი დამახასიათებელია როგორც ცეფევსის  δ-სათვის, ასევე მისი მსგავსი სხვა ვარსკვლავებისათვისაც, რომლებსაც ცეფეიდები ეწოდებათ. დაკვირვებები გვიჩვენებს, რომ სიკაშკაშესთან ერთად ცეფევსის δ-ს სხვა ფიზიკური მახასიათებლებიც იცვლება: ფერი, ტემპერატურა, სიჩქარე მხედველობის სხივის გასწვრივ. იცვლება აგრეთვე სპექტრული კლასიც - F0 კლასის ვარსკვლავს, ბრწყინვალების მინიმუმში, G0 კლასისათვის დამახასიათებელი სპექტრი აქვს.

  ამ რთულ მოვლენებში გარკვევა არც ისე იოლი იყო, მაგრამ ახლა ცეფეიდების ბუნება ზოგადად გარკვეულია. ეს მოთეთრო-მოყვითალო ფერის გიგანტი ვარსკვლავებია, რომელთა შინაგანი წონასწორობა, რაღაც ჯერ კიდევ გაურკვეველ მიზეზთა გამო, დარღვეულია. შუქურას მსგავსად, ასეთი ვარსკვლავი განუწყვეტლივ პულსირებს, იცვლის რა ამასთანავე, სიკაშკაშეს და სხვა ფიზიკურ მახასიათებლებს. ცეფეიდების პულსაცია გრანდიოზულია, ისევე როგორც ყველაფერი ვარსკვლავთა სამყაროში. მათი რადიუსი მილიონობით კილომეტრებით იცვლება, რაც ვარსკვლავის რადიუსის საშუალო სიდიდის, უნდა ითქვას და, 5%-ს როდი აღემატება.

  როდესაც ცეფეიდი მაქსიმალურადაა შეკუმშული, მისი ზედაპირის ტემპერატურა უდიდესია, და ამ მომენტში ის მაქსიმალურ სიკაშკაშეს აღწევს. პირიქით, ვარსკვლავის უდიდესი ზომები მის უმდაბლეს ტემპერატურებსა და ყველაზე სუსტ ბრწყინვალებას შეესაბამება.

  უცნაური სურათი წარმოგვიდგებოდა დედამიწიდან, ჩვენი მზე რომ ცეფეიდი იყოს. მაგრამ მზე ყვითელი ჯუჯაა, ხოლო ცეფეიდები - მოყვითალო-მოთეთრო გიგანტებია და საბედნიეროდ, მათ ფიზიკურ ბუნებაში საერთო ცოტაა.

  ცეფევსის თანავარსკვლავედში არის კიდევ ერთი, ძალზე კაშკაშა ცეფეიდი - β  ვარსკვლავი (სურათი 63). მას ბრწყინვალების ცვალებადობის ძალზე მცირე პერიოდი აქვს - მხოლოდ 0,19 დღეღამე, და ასევე მცირე ამპლიტუდაც - 0^m,05. შეუიარაღებელი თვალისათვის ის ყოველთვის ერთნაირად კაშკაშაა, მაგრამ ძალზე მგრძნობიარე ასტრონომიული ფოტომეტრები მკვეთრად აღიქვამენ სიკაშკაშის ამ უბადრუკ ცვალებადობას. ეს ცვალებადობა ისევე პერიოდულია, როგორც ცეფევსის δ-ს შემთხვევაში, თუმცა ცეფევსის β მაინც არ არის ტიპიური "კლასიკური ცეფეიდი". ის დიდი ძაღლის   ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავების განსაკუთრებულ კლასში შედის. ეს ვარსკვლავები, ჩვეულებრივ ცეფეიდებთან შედარებით, გაცილებით ცხელია და თეთრ გიგანტებს წარმოადგენენ. მათი ბრწყინვალების ცვლილება, ნაწილობრივ, პულსაციებითაა გამოწვეული; თუმცა, სავსებით შესაძლებელია, რომ ამას ემატება ვარსკვლავთა ატმოსფეროებში მიმდინარე რთული მოვლენებიც. აქ ბევრი რამ ჯერ კიდევ გასარკვევია. მანამდე კი - ცეფევსის β-ს ტიპის ვარსკვლავები ცეფეიდების სახესხვაობად ითვლება.

სურ. 63. ცეფევსის თანავარსკვლავედის ვარსკვლავები

ცეფევსის   და   ვარსკვლავებს შორის, თითქმის შუაში, განთავსდება უნიკალური ვარსკვლავი, რომელიც μ ასოთი აღინიშნება. მისმა უჩვეულო, მუქ-წითელმა შეფერილობამ ჯერ კიდევ უილიამ ჰერშელის ყურადღება მიიპყრო, რომელმაც ცეფევსის μ-ს "ბროწეულა" ვარსკვლავი უწოდა. ეს წითელი მზე ცაზე სისხლის გამჭვირვალე წვეთის დარად ბრწყინავს, და შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებად ვარსკვლავთა შორის ყველაზე მეტად კაშკაშებს. ცეფევსის μ-ს ფერი განსაკუთრებით კარგად შეინიშნება, თუკი ბინოკლში ჯერ ცეფევსის α-ს შევხედავთ, ხოლო შემდეგ, მაშინვე გადავიტანთ მზერას "ბროწეულა" ვარსკვლავზე. და აქ ჩვენ არც თვალი გვატყუებს და არც რაიმე სახის, რთულ ფსიქოფიზიოლოგიურ ეფექტებს აქვს ადგილი - ეს სინამდვილეშიც, ერთერთი ყველაზე უფრო ცივი ვარსკვლავია, რომლის ზედაპირის ტემპერატურა 2000°K ფარგლებშია.

  "ბროწეულა" ვარსკვლავი დედამიწიდან ფრიად შორსაა - ჩვენ მას თითქმის ათასი წლის "დაგვიანებით" ვხედავთ. მიუხედავად ამისა, ცეფევსის μ ერთერთია იმ მცირერიცხოვანი ვარსკვლავებიდან, რომლის განივკვეთიც უშუალოდ (ინტერფერომეტრის მეშვეობით) გაიზომა. ზომების მხრივ, ცეფევსის   ერთერთი უდიდესი ვარსკვლავია, მისი დიამეტრი თითქმის 1500-ჯერ აღემატება მზისას.

  შემჩნეულია, რომ ცეფევსის μ -ს ბრწყინვალება მუდმივი არ არის, მაგრამ საკმაოდ უწესრიგოდ იცვლება, ამასთან, ამპლიტუდა 0^m,6 აღწევს. ცვალებადი ვარსკვლავების ამ, ერთი შეხედვით, სრულიად უწესრიგო რხევებში, გარკვეული კანონზომიერება შეინიშნება. ცეფევსის μ-ს სიკაშკაშის ცვალებადობის რთული მრუდი (სურათი 64) შეიძლება განვიხილოთ, როგორც სამი სხვადასხვა პერიოდის რხევების დამთხვევა 90, 750 და 4675 დღის ხანგრძლივობით. ასეთი ტიპის ვარსკვლავებს ნახევრად წესიერი ცვალებადები ეწოდება, და ცეფევსის  μ-ც ამ ვარსკვლავების ერთერთ ქვეკლასს უდგას სათავეში.

სურ. 64. ცეფევსის μ-ს სიკაშკაშის ცვალებადობის რთული მრუდი

  ჯერ კიდევ რთული სათქმელია, თუ სახელდობრ, რითაა გამოწვეული ცეფევსის  μ-ს ტიპის ცვალებად ვარსკვლავებში ბრწყინვალების ცვალებადობა. აქ სახეზეა ვარსკვლავის როგორც უწესრიგო (ანუ, უკეთ რომ ვთქვათ, ნახევრად წესიერი) პულსაცია, ასევე, მისი ბირთვიდან ატმოსფეროში გავარვარებული გაზების რაღაცნაირი, არაპერიოდული გამოფრქვევაც.

  ცეფევსის თანავარსკვლავედში არის კიდევ ორი შესანიშნავი ორჯერადი ვარსკვლავი. წარმოიდგინეთ, რომ საუბარია არა რაღაც უცხო, არამედ ჩვენთვის უკვე კარგად ნაცნობ ცეფევსის δ და β შესახებ.

  მთავარ δ ცეფეიდს 14” კუთხურ მანძილზე 7^m,5 თანამგზავრი ჰყავს: ოქროსფერი-მოყვითალო ცეფეიდი და მისი მოცისფრო თანამგზავრი მთელ ცაზე ერთერთი ულამაზესი ვარსკვლავიერი წყვილია უახლოეს ვარსკვლავიერ წყვილთა შორის (სურათი 65).

სურ. 65. ცეფევსის δ-ს სისტემა

  კიდევ უფრო საინტერესოა ცეფევსის  β-ს სისტემა (სურათი 66) - მთავარი ვარსკვლავი სპექტრულად ორჯერადია, გარემოქცევისა და ბრწყინვალების ცვალებადობის 0,19 დღეღამის პერიოდით. მთავარი თეთრი ვარსკვლავიდან   მანძილზე მოჩანს მისი მოცისფრო 8^m თანამგზავრი.

სურ. 66. ცეფევსის  β-ს სისტემა

  ორივე ვარსკვლავი სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო 50 წლის ინტერვალით გარემოიქცევა. ყოველივე ეს კი ნიშნავს, რომ ჩვენ წინაშე სამი ვარსკვლავისაგან შემდგარი ფიზიკური სისტემაა; ამასთანავე, მათ შორის მთავარი - საკმაოდ რთული ბუნების მქონე ცეფეიდია, რომელიც თანამედროვე ასტრონომიას უამრავ თავსატეხს უქმნის.