თანავარსკვლავედი მეეტლე

  წინასწარ გაფრთხილებთ, რომ ჩვენს მიერ ამ თავში აღწერილი ვარსკვლავები სამოყვარულო ტელესკოპებში დიდი ვერაფერი სანახავია. და მაინც, ეს უჩვეულო ვარსკვლავებია, რაც მათი ბრწყინვალების მრუდების ცვალებადობამ და სპექტრის მახასიათებლებმა გამოავლინა.

  კაპელა ყვითელი, 0^m,09 მოციმციმე ვარსკვლავია, რომელიც "სათავეში უდგას" მეეტლის თანავარსკვლავედს (სურათი 93). როდესაც მისი ფიზიკური თვისებები ჯერ კიდევ ცუდად იყო შესწავლილი, ზოგიერთი ასტრონომი მას მზის ორეულად მიიჩნევდა. მსგავსება მართლაც არსებობს, თუმცა მხოლოდ ფერსა და ტემპერატურაში. სხვა მხრივ, კაპელა სრულებითაც არ ჰგავს მზეს.

სურ. 93. მეეტლის თანავარსკვლავედი.

  როგორც აღმოჩნდა, კაპელა ორი ყვითელი გიგანტისაგან შედგება, რომლებიც ერთმანეთთან ძალზე ახლოს არიან. ერთერთი მათგანის დიამეტრი 12-ჯერ, ხოლო მასა 4,2-ჯერ აღემატება მზისას. მეორე შედარებით მცირე ზომისაა და მსუბუქი: მისი განიკვეთი 7-ჯერ აღემატემა მზისას და მასზე 3,3-ჯერ მძიმეა. ამ ვარსკვლავთა ცენტრებს შორის მანძილი თითქმის დედამიწის ორბიტის რადიუსის ტოლია. ამიტომაც, კაპელას სისტემა საკმაოდ ნათლად შეგვიძლია წარმოვიდგინოთ, თუკი მზეს ჩავანაცვლებთ კაპელას A-თი (დიდი კომპონენტით), ხოლო დედამიწას - კაპელას B-თი. ამასთანავე, აღვნიშნოთ, რომ პირველი მათგანი. მზესთან შედარებით, 110-ჯერ, ხოლო მეორე 70-ჯერ უფრო კაშკაშა იქნება (სურათი 94).

სურ. 94. კაპელას ვარსკვლავიერი სისტემისა და მზის შედარება

 

  კუთხური მანძილი კაპელას A-სა და კაპელას B-ს შორის უმცირესია - მხოლოდ 0",05, რაც მსოფლიოს უდიდესი ტელესკოპების გარჩევის უნარის ზღვარზეა. თუმცა, სპექტრული ანალიზი ერთმნიშვნელოვნად მიუთითებს კაპელას ორმაგ ბუნებაზე, და სპექტრული ხაზების პერიოდული გადანაცვლების მიხედვით იოლად გამოვითვლით, რომ ორი მზის სისტემაში გარემოქცევის პერიოდი 104 დღე-ღამეს უახლოვდება.

  ფოტოელექტრულმა გაზომვებმა გვიჩვენეს, რომ მეეტლის β, სულ ოდნავ (0^m,1  ფარგლებში), მაგრამ მკაცრი პერიოდულობით იცვლის თავის ბრწყინვალებას. სპექტრისა და ბრწყინვალების მრუდის ანალიზმა საინტერესო ცნობები მოგვაწოდა ამ ბნელებად-ცვალებადი ვარსკვლავის შესახებ.

  ორივე კომპონენტი ცხელი, ცისფერი გიგანტია, რომლებიც ტყუპებივით გვანან ერთმანეთს (სურათი 95). მათი რადიუსები 1,9 მლნ/კმ-ს შეადგენს, ხოლო მასით 2,4-ჯერ აღემატებიან მზეს. მათი სიმკვრივე და ნათობაც ერთნაირია. ცენტრებს შორის მანძილი მხოლოდ 12,5 მლნ/კმ-ს ტოლია, გარემოქცევის პერიოდი კი 3,96 დღე-ღამეს უდრის.

სურ. 95. მეეტლის β-ს სისტემა.

  სულ სხვანაირადაა საქმე მეეტლის ζ-ს ვარსკვლავიერ სისტემაში (სურათი 96). ორი ვარსკვლავი სრულებით არ ჰგავს ერთმანეთს. ერთი მათგანი ძალიან ცხელი, მოცისფრო-მოთეთრო ვარსკვლავია, რომელიც მზეზე 13-ჯერ მძიმეა, ხოლო რადიუსით 4-ჯერ აღემატება. მეორე კომპონენტი მოწითალო-ნარინჯისფერი, ცივი ზეგიგანტია, რომელიც მზეზე 32-ჯერ მძიმეა და დიამეტრით 293-ჯერ აღემატება. ეს ვარსკვლავი ისეთი დიდია, რომ მზის ადგილას ჩაყლაპავდა მერკურისაც, ვენერასაც, დედამიწასაც და სულ ოდნავ "ვერ მისწვდებოდა" მარსს.

  ცისფერი ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურაა 15 000°K, წითლის - 3160°K. სამაგიეროდ, მეორე ვარსკვლავი მზეზე 1900-ჯერ მეტ სინათლეს გამოასხივებს, ხოლო პირველი მხოლოდ 400-ჯერ უფრო მეტს. ცისფერი ვარსკვლავი წითელის გარშემო სრბოლავს, დაახლოებით იუპიტერის ორბიტის მანძილზე. სრულიად შემთხვევით, დედამიწელი დამკვირვებლის მხედველობის სხივი თითქმის ამ ორბიტის სიბრტყეში ძევს, და ამის გამო ჩვენ შეგვიძლია დავინახოთ, თუ როგორ ფარავს ერთი ვარსკვლავი მეორეს პერიოდულად. ამასთანავე, როდესაც წითელი ვარსკვლავი ცისფერს გადაეფარება, ამ უკანასკნელის ბრწყინვალება საწყის მომენტში ძალზე მცირედ იკლებს, თითქოს-და მნათობი რაღაც გამჭვირვალე ბურუსში იძირებაო.

სურ. 96. მეეტლის ζ-ს ვარსკვლავიერი სისტემა – ხედი წარმოსახვითი პლანეტიდან

    ეს ბურუსი წითელი ზეგიგანტის უზარმაზარი, თვალუწვდენელი ატმოსფეროა. იქ წარმოქმნილი კალციუმის კოცონები (პროტუბერანცები) ზოგჯერ 233 მლნ. კმ-ს სიმაღლეზე აიტყორცნება, რაც 1,5-ჯერ აღემატება მანძილს მზესა და დედამიწას შორის! მეეტლის ζ-ს სისტემაში გარემოქცევის პერიოდი 972 დღეს უდრის, ამასთან წითელი ვარსკვლავის მიერ ცისფერის სრული დაბნელება თითქმის 40 დღეს გრძელდება!

  რაც არ უნდა გრანდიოზული და საოცარი იყოს ეს მოვლენები, მაინც ვერ შეედრება იმ გამაოგნებელ პროცესებს, რაც ბნელებადი-ცვალებადი მეეტლის ε-ში იქნა გამოვლენილი. აი, სად არ დაიშურა ბუნებამ თავისი საოცრებები, ნებისმიერ ადამიანს რომ განაცვიფრებს!

  უპირველეს ყოვლისა, საინტერესოა, რომ მეეტლის ε ის ბნელებადი-ცვალებადია, რომელსაც ბრწყინვალების ცვალებადობის უდიდესი პერიოდი აქვს - 27 წელიწადი. ამასთან, ამპლიტუდა 0^m,75 ფარგლებშია, ანუ ბრწყინვალების მაქსიმუმში მეეტლის ε 2-ჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მინიმუმში.

  ჯერ კიდევ 1937 წელს სახელგანთქმულმა ამერიკელმა ასტროფიზიკოსებმა დ. კოიპერმა, ო. სტრუვემ და ბ. სტრემგრენმა მეეტლის ε-ს სპექტრისა და ბრწყინვალების მრუდის დაწვრილებითი ანალიზი ჩაატარეს, რამაც ისინი გამაოგნებელ დასკვნებამდე მიიყვანა.

  მეეტლის ε-ს სისტემა ორი ვარსკვლავისაგან შედგება. მათგან ერთი ხილულია, ხოლო მეორე - უხილავი. მეეტლის თანავარსკვლავედში ჩვენ ვხედავთ 4^m მოყვითალო ვარსკვლავს, რომელიც სინამდვილეში უზარმაზარი, F კლასის ზეგიგანტია ზედაპირის ტემპერატურით 6300°K. ეს ვარსკვლავი 15-ჯერ მძიმეა მზეზე, ხოლო დიამეტრით მას 150-ჯერ აღემატება. თუმცა მისი ზომები არაფერია მეორე ვარსკვლავის ზომებთან შედარებით, რომელიც ჩვენთვის ცნობილ ყველა მნათობზე დიდია. მისი დიამეტრი 2700-ჯერ აღემატება მზისას. მის შიგნით თავიუფლად ჩაეტეოდა ყველა პლანეტის ორბიტა, მერკურიდან დაწყებული - სატურნის ჩათვლით. სურათ 97-ზე ნაჩვენებია მეეტლის ε-ს სისტემა, ფარდობითი მასშტაბები შენარჩუნებულია.

 სურ. 97.  მეეტლის  ε-ს სისტემა (c) Universe Today

  მეორე კომპონენტის საშინელი ზომების მიუხედავად, მისი ნათობა მცირეა და თითქმის მზისას უტოლდება. სისტემის დიდი ვარსკვლავის  ბრწყინვალება  16^m  ფარგლებშია, ხოლო მეზობლიდან მისი კუთხური მანძილია 0”,03. კომპონენტების ხილულ ბრწყინვალებაში არსებული უდიდესი განსხვავებების გათვალისწინებით, ამ წყვილის ოპტიკური "გაცალკევება" გართულებულია.

  რატომაა, რომ წარმოუდგენელი ზომების მიუხედავად მეეტლის ეპსილონის A-ს ასეთი უბადრუკი ბრწყინვალება აქვს? როგორც აღმოჩნდა, იგი ძალზე ცივი მნათობია, ზედაპირის ტემპერატურით 500–1350°K, და ძირითადად უხილავ ინფრაწითელ სხივებს გამოასხივებს. ამასთან, მისი საშუალო სიმკვრივე იმდენად მცირეა, რომ ეპსილონის A გამჭვირვალეა; ამიტომაა, რომ ამ ვარსკვლავით მისი თანამგზავრის დაბნელება არ იძლევა სპექტრში სხვაობას. მაშ, რატომღა ირხევა ეპსილონის B-ს ბრწყინვალება?

  ამერიკელი მეცნიერების თვალსაზრისით, ეპსილონის B, რომელიც მზეზე 10 000-ჯერ მეტ სინათლეს გამოასხივებს, ინფრაწითელი ეპსილონის A-ს უახლოესი გარე შრეების იონიზირებას ახდენს. წარმოქმნილი "იონიზაციური ლაქა" ეპსილონის B-ს მოძრაობისას ეპსილონის A-ს ატმოსფეროს ზედაპირულ ფენებში გადაადგილდება. როდესაც პირველი ვარსკვლავი მეორის უკან აღმოჩნდება და "იონიზაციური ლაქა" მას დედამიწელი დამკვირვებლისაგან დაფარავს, ეპსილონის B-ს ბრწყინვალება სუსტდება, ვინაიდან იონიზირებული აირები უფრო გაუმჭვირვალეა, ვიდრე არაიონიზირებული. ეს მახვილგონივრული განმარტება სრულიად შეესაბამება დაკვირვების მონაცემებს (სურათი 98).

სურ. 98. მეეტლის ეპსილონის B-ს დაბნელება ეპსილონის A-ს ატმოსფეროს იონიზირებული აირებით

  აი, რამდენი სიახლე შეიძლება შევიტყოთ სინათლის სხივების ანალიზით, რომელიც ჩვენ ვარსკვლავებთან გვაკავშირებს.

  მეეტლის თანავარსკვლავედი მდიდარია არა მარტო ბნელებად-ცვალებადი ვარსკვლავებით, არამედ - გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვებითაც. მოძებნეთ ბინოკლში ან ტელესკოპში სამი გროვა: M36, M37 და M38 მეეტლის θ-სა და კუროს β-ს შორის (სურათი 93); ისინი სამმაგ გროვას ქმნიან. გროვების შემადგენლობაში B სპექტრული კლასის ცხელი, თეთრი ვარსკვლავები ჭარბობს, რასაც შედარებით ცივი, მზის მსგავსი ვარსკვლავები "ერევა". საერთო ჯამში, სამივე გროვაში 350-მდე მნათობია, ხოლო მათგან ყველაზე უფრო კაშკაშაა M37. ამ გროვამდე და აგრეთვე, M36-მდე მანძილი 1100 პარსეკია, მაშინ როცა M38 შედარებით უფრო ახლოს, 850 პს მანძილზე იმყოფება. მათი რეალური განიკვეთები 6-11 პს ფარგლებშია.