პერსევსი

    უძველეს ვარსკვლავიერ რუკებზე პერსევსი საომარ პოზაშია გამოსახული: მარჯვენა ხელში მას მაღლა შემართული ხმალი უჭირავს, ხოლო მარცხენაში – მედუზას საშინელი თავი. საშუალო საუკუნეში არაბებმა, ცის დაკვირვებათა დროს შენიშნეს, რომ მედუზას ერთი თვალი გაშტერებულია და უძრავად იყურება, ხოლო მეორე – დროდადრო იჭუტება! აღმოჩენით შეძრწუნებულებმა მედუზას ამ თვალს (ანუ, პერსევსის თანავარსკვლავედის β ვარსკვლავს) "ეშმაკი" უწოდეს, ანუ არაბულად – "ალგოლი" (სურათი 230).

სურ. 230. პერსევსის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

 

    ევროპაში ალგოლის ცვალებადობას ჯერ კიდევ 1667 წელს მიაქცია ყურადღება იტალიელმა ასტრონომმა და მათემატიკოსმა მონტანარიმ. თუმცა, მან ვერ შესძლო ალგოლის ბრწყინვალების ცვალებადობის კანონზომიერებათა დადგენა. ეს ჩვენმა კარგმა ნაცნობმა – ჯონ გუდრაიკმა მოახერხა. 1782-1783 წლების განმავლობაში იგი ყოველ მოწმენდილ ღამეს აფასებდა ალგოლის ბრწყინვალებას, და მან შეძლო დაედგინა მედუზას თვალის "პაჭუნის" მკაცრად განსაზღვრული პერიოდულობა.

    ორნახევარი დღე–ღამის განმავლობაში ალგოლი უცვლელად ინარჩუნებს თავის
2^m,2 ვარსკვლავიერ სიდიდეს. შემდეგ კი, თითქმის 10 საათის განმავლობაში მისი სიკაშკაშე 3^m,5-მდე იკლებს, რის შემდეგაც კვლავ იზრდება პირველად სიდიდემდე. ამ ცვალებადი სიკაშკაშის ორ მომდევნო მინიმუმს შორის დროის ხანგრძლივობა 2 დღეღამესა და 21 საათს შეადგენს (თანამედროვე მონაცემებით, ალგოლის პერიოდია 2 დღეღამე, 20 საათი, 45 წუთი და 55,65 სეკუნდი). სურათ 231–ზე წარმოდგენილია "ეშმაკეული" ვარსკვლავის სიკაშკაშის ცვლილების მრუდი. ასტრონომიულ კვლევებში გაუთვიცნობიერებლისათვის ის ბევრს არაფერ ნიშნავს, სამაგიეროდ, ასტრონომისათვის უჩვეულოდ მრავლისმთქმელია.

    თუმცა, გუდრაიკი ამით როდი შემოიფარგლა. მის მიერ შემოთავაზებული იქნა ალგოლის ცვალებადობის სრულიად მართებული ახსნა-განმარტება: "ცვალებადობის მიზეზთა შესახებ საუბარი ძალიან ადრე რომ არ იყოს," – წერდა ის, – "მე ვივარაუდებდი დიდი სხეულის არსებობას, რომელიც ალგოლის გარშემო ბრუნავს".

    დაახლოებით ორასი წლის მანძილზე გუდრაიკის გენიალური ვარაუდი მხოლოდ ჰიპოთეზად რჩებოდა. მაგრამ, 1889 წელს ალგოლის სპექტრში შემჩნეული იქნა სპექტრული ხაზების პერიოდული გადანაცვლება; ამასთან, ამ გადანაცვლებათა პერიოდი ზუსტად ემთხვეოდა ბრწყინვალების ცვლილებებს. ამგვარად, დადგენილ იქნა, რომ ალგოლი სპექტრულად ორჯერადი ვარსკვლავია, ხოლო სიკაშკაშის ცვლილებები გამოწვეულია თანამგზავრის მიერ ვარსკვლავის პერიოდული დაბნელებით.

    ალგოლი – ადამიანის მიერ პირველად აღმოჩენილი ბნელებადი-ცვალებადი ვარსკვლავია. ახლა უკვე ორასამდე ამდაგვარი ტიპის ვარსკვლავია ცნობილი. სავსებით ბუნებრივია, რომ მათ შორის ყველაზე უკეთ ალგოლია შესწავლილი. ჩვენ ამ ვარსკვლავის შესახებ ბევრი საინტერესო რამ ვიცით.

    მაგალითად, შეიმჩნევა, რომ 1^m,27 "სიღრმის" ორ მთავარ მინიმუმს შორის, არის გაცილებით უფრო მცირე, მეორადი მინიმუმი. თვალისათვის ის შეუმჩნეველია (მისი "სიღრმეა" მხოლოდ 0^m,06), თუმცა ასტროფოტომეტრიის თანამედროვე მეთოდების გამოყენებით მეორადი მინიმუმი აღმოჩენილიც იქნა და გამოყენებულიც. მისი არსებობა მიუთითებს, რომ ალგოლის თანამგზავრი არის არა სრულიად ბნელი, არამედ მთავარ ვარსკვლავზე ცოტა უფრო ნაკლებად მნათი ობიექტი. მაშინ, სიკაშკაშის ცვალებადობის მრუდზე ორივე დაბნელება აღინიშნება: როცა მთავარი ვარსკვლავი ნაწილობრივ დაფარულია თანამგზავრით (მთავარი მინიმუმი) და როდესაც თვითონ თანამგზავრი ამოეფარება მთავარ ვარსკვლავს (მეორადი მინიმუმი). სისტემის საერთო სიკაშკაშის შემცირება ორივე შემთხვევაში ხდება, თუმცა სხვადასხვა ხარისხით.

სურ. 231. ალგოლის ბრწყინვალების ცვალებადობის მრუდი

 

        ყურადღებით დააკვირდით სურათ 231-ს: მთავარიდან მეორად მინიმუმამდე და უკან, ალგოლის ბრწყინვალება ცოტაოდენ იცვლება: სიკაშკაშის მრუდი ჯერ ზევით მიემართება, ხოლო შემდეგ, მეორადი მინიმუმის მერე – ქვემოთ. ამ მსუბუქ ეფექტს "ფაზის ეფექტი" ეწოდება. მართლაც, ეს არის მთვარის თუ შიდა პლანეტების ფაზების ანალოგი. მთავარი ვარსკვლავი ანათებს შედარებით უფრო ბნელ თანამგზავრს, რის გამოც მასზე (მიუხედავად მისი თვითმნათი ბუნებისა!) უწყვეტად ცვლადი ფაზები წარმოიქმნება. ამის გამო, მკაცრად რომ ვთქვათ, ალგოლის ბრწყინვალება განუწყვეტლივ იცვლება.

    არსებობს ლიტერატურა, სადაც გაცილებით უფრო დაწვრილებით არის აღწერილი ბნელებადი ცვალებადების მრუდებში შემჩნეული ფაქიზი ეფექტები*. აქ კი ჩვენ შევნიშნავთ, რომ ალგოლის ტიპის ვარსკვლავებისათვის შესაძლებელია არა მარტო კომპონენტების ორბიტების, არამედ მათი ზომების, მასების, სიმკვრივისა და ბევრი სხვა პარამეტრის განსაზღვრაც. აი, მაგალითად, ზოგიერთი მონაცემი ალგოლის შესახებ: მთავარი ვარსკვლავი – მოცისფრო-თეთრი გიგანტია, ზედაპირული ტემპერატურით 15 000º-მდე. მისი განიკვეთი 5 800 000 კილომეტრია (მზის – 1 391 000 კმ). თანამგზავრი რამდენადმე უფრო მცირე ზომისაა (დაახლ. 4 მლნ კმ დიამეტრის) და უფრო ცივიც. მაგრამ ის ნამდვილი მოყვითალო ვარსკვლავია ზედაპირის ტემპერატურით 7000º, რაც 1000 გრადუსით უფრო ცხელია ჩვენს მზეზე. მართლაც გასაოცარია, რომ "ფაზის ეფექტი" ასეთ დამაბრმავებელ ზედაპირზეც კი გამოისახება!

    ყურადღება მივაპყროთ სხვა ფაქტსაც: რამდენიმე ათასი გრადუსით ტემპერატურებს შორის არსებული სხვაობა სავსებით საკმარისია იმგვარი "დაბნელების ეფექტის" შესაქმნელად, რომელიც თვალითაც კი შეინიშნება, ყოველგვარი დამატებითი ფოტომეტრული ხელსაწყოების გარეშე.

    ალგოლის ცენტრსა და მის ცოტაოდენ უფრო ცივ თანამგზავრს შორის მანძილი თითქმის 10 400 000 კილომეტრს შეადგენს (შედარებისათვის გავიხსენოთ, რომ მერკურის ორბიტის რადიუსი 58 მლნ. კმ. ფარგლებშია. თანამგზავრის ორბიტა მთავარი ვარსკვლავის მიმართ და სისტემის კომპონენტები (მზესთან შედარებით) გამოსახულია სურათზე 232.

    კეპლერის განზოგადოებული კანონის მეშვეობით ორივე ვარსკვლავის მასა იქნა გამოთვლილი. თანამგზავრის მასა ისეთივეა, როგორიც მზისა, ხოლო მთავარი ვარსკვლავი 4,6-ჯერ მეტად მძიმეა. ორივე ვარსკვლავი ძალზედ გაუხშოებულია. ალგოლისა და მისი თანამგზავრის საშუალო სიმკვრივე (მზის საშუალო სიმკვრივესთან შეფარდებით, რომელიც ერთეულადაა მიჩნეული) არის 0,07 და 0,04 შესაბამისად.

    უკვე დიდი ხანია შემჩნეულია, რომ ალგოლის ბრწყინვალების ცვალებადობის პერიოდი არათანაბარია. იგი მცირე ინტერვალებით, მაგრამ ძალზე რთული სახით იცვლება. ამ მოვლენის მიზეზი, როგორც აღმოჩნდა, იმაში მდგომარეობს, რომ საოცარი "ეშმაკეული" ვარსკვლავი არა ორჯერადი, არამედ – სამჯერადია! ალგოლს ჰყავს კიდევ ერთი, შორეული თანამგზავრი, რომელიც მთავარი ვარსკვლავის გარშემო გარემოქცევას 1,87 წელიწადს ანდომებს. მისი ორბიტის სიბრტყე ისეა განთავსებული, რომ ჩვენთვის ის დაბნელებებს არ იწვევს. სამაგიეროდ, ალგოლისა და მისი პირველი თანამგზავრის მოძრაობებში ის იწვევს შეშფოთებებს, რომლებიც პერიოდის რყევაში აისახება (სურათი 232). აი, ასეთი უცნაური ვარსკვლავია მედუზას პაჭუნა თვალი – სპექტრულად-სამჯერადი და ბნელებადი-ცვალებადი ალგოლი, რომელიც მზიდან დაახლოებით 32 პარსეკ მანძილზე იმყოფება.

სურ. 232. ალგოლის ვარსკვლავიერი სისტემა

 

  პერსევსის თანავარსკვლავედის კაშკაშა ცვალებადებიდან ვახსენოთ კიდევ ρ ვარსკვლავი. ეს ცივი მნათობი – ნახევრად წესიერი ცვალებადია. მისი ბრწყინვალება  3^m,2-3^m,8 ფარგლებში იცვლება. საკმაოდ ნათლადაა წარმოდგენილი 33-35 დღიანი პერიოდი, რომელზედაც დადებულია სიკაშკაშის ხანგრძლივპერიოდიანი ცვალებადობა 1100 დღემდე პერიოდით.

  პერსევსის α და კასიოპეას δ ვარსკვლავებს შორის, სადღაც შუაში, განთავსდება ერთერთი ულამაზესი გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა. აქ თვალი ხედავს მოგრძო, უსწორმასწორო მოხაზულობის ნათელ ლაქას. საკმარისია მისკენ ტელესკოპი მივმართოთ, რომ ჩვენს წინ წარსდგება ვარსკვლავთა ულამაზესი ჯგრო - ასობით მოციმციმე ნაპერწკალი უწესრიგოდაა მიმოფანტული ტელესკოპის მხედველობის არეში. მაშინვე შეამჩნევთ, რომ ეს გროვა ორმაგია, მასში ვარსკვლავთა დაგროვების ორი ცენტრი გამოიკვეთება. ამის გამო ის ორი ასოთი აღინიშნება – პერსევსის h და χ (სურათი 233).

 სურ. 233. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვები: პერსევსის h (NGC 869) და χ (NGC  884)

    თუმცა ორივე გროვა დედამიწიდან თანაბრად დაშორებული გვეჩვენება, სინამდვილეში ასე არ არის: h გროვამდე 1900 პარსეკია, ხოლო χ გროვამდე - 2000 პარსეკი. მათი წრფივი განიკვეთები თითქმის ერთნაირია: h გროვის 17 პარსეკია, ხოლო χ გროვისა - 14 პარსეკი. კაშკაშა გაფანტულ ვარსკვლავიერ გროვებს შორის ეს ორი - ყველაზე მრავალრიცხოვანია. h გროვაში 300-მდე ვარსკვლავია, ხოლო χ გროვაში - დაახლოებით 200. როგორც უკვე აღვიშნეთ, ვარსკვლავიერი გროვები სივრცის გარკვეულ, შემოსაზღვრულ უბანში განთავსებულ ვარსკვლავთა შემთხვევითი კრებული როდია (ასეთი მოვლენის ალბათობა თითქმის ნულია). არამედ, ეს არის იმ ობიექტების თანასაზოგადოება, რომლებიც ერთობლივად წარმოიშვა რომელიღაც ვარსკვლავამდელი მატერიებიდან.

   შესანიშნავი ის არის, რომ სწორედ პერსევსის χ და h გროვებია ერთერთი, ყველაზე უფრო ცნობილი ვარსკვლავიერი ასოციაციის ცენტრალური ნაწილი - თავისებური "ბირთვი". ამ გროვების კოსმოსურ შემოგარენში, დაახლოებით მათი ათეულობით დიამეტრების ფარგლებში, შედარებით დიდი რაოდენობითაა აღმოჩენილი ზეგიგანტი ცხელი ვარსკვლავები. ასეთი ვარსკვლავები ისედაც იშვიათია, ხოლო სივრცის მცირე მოცულობაში მათი გაერთიანება, მითუმეტეს, არანაირად არ შეიძლება შემთხვევითობას მიეწეროს. როგორც ცნობილია, ჩვენი გალაქტიკის მოსახლეობა 200 მილიარდზე მეტი ვარსკვლავია, და აქ 75 იშვიათი ვარსკვლავის შემთხვევით გაერთიანება ისევე წარმოუდგენელია, როგორც რომელიმე დიდი მეგაპოლისის ქუჩებში 75 ნაცნობის შემთხვევით შეხვედრა.

    მაშასადამე, ასოციაცია პერსევსი (ისევე, როგორც სხვა ვარსკვლავიერი ასოციაციები) - ეს არის ერთობლივად წარმოშობილი ვარსკვლავების ჯგუფი. თუკი ასოციაცია ძირითადად შედგება ზეგიგანტი, ძალზე ცხელი ვარსკვლავებისაგან, მას O-ასოციაცია ეწოდება. O-ასოციაციისათვის დამახასიათებელია ერთი ან რამდენიმე "ბირთვის" არსებობა, რომლის როლსაც ხშირად ასრულებს ცხელი ვარსკვლავებისაგან შემდგარი გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვები. სწორედ ასეთი ცხელი ვარსკვლავიერი გროვებია პერსევსის χ და h. პერსევსში არის კიდევ ერთი O-ასოციაცია, რომელიც ზეგიგანტი ცხელი ვარსკვლავის   გარშემოა დაჯგუფებული. ასოციაციის შემადგენლობაში შედის ასევე, ამ ვარსკვლავის ახლოს განთავსებული, მცირე ზომის გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა.

    მეორე O-ასოციაცია პერსევსში, ანუ, როგორც მას უწოდებენ, პერსევსი II - პირველთან შედარებით მცირერიცხოვანია. მასში მხოლოდ 12 ვარსკვლავი შედის, მათ შორის, ძალიან ცხელი, თეთრი ვარსკვლავი ξ (მისი ზედაპირის ტემპერატურა 30 000º ფარგლებშია). ეს უახლოესია ვარსკვლავთა ასოციაციებიდან. იქამდე მხოლოდ 290 პარსეკი მანძილია. მისი ზომები (სასურათე სიბრტყეზე) 50X30 პარსეკია.

     1953 წელს ჰოლანდიელმა ასტრონომმა ბლააუმ აღმოაჩინა, რომ ასოციაცია პერსევს II-ში შემავალი ვარსკვლავები მისი ცენტრალური ნაწილიდან ყოველმხრივ გარბიან. დავაკვირდეთ სურათ 234-ს, რომელზედაც ნაჩვენებია ასოციაცია პერსევსი II. ვარსკვლავთა მოძრაობის მიმართულებები ისრებითაა აღნიშნული, ხოლო ამ ისრების სიგრძე შეესაბამება გზას, რომელსაც ეს ვარსკვლავები ცაზე უახლოესი 500 000 წლის განმავლობაში გაივლიან.

სურ. 234. ვარსკვლავთა ასოციაცია პერსევსი II და მისი ვარსკვლავების "გაქცევა"

    ბლააუს შეფასებით, ასოციაცია პერსევსი II-ს გაფართოების საშუალო სიჩქარე 12 კმ/წმ-ა. მაგრამ მაშინ იოლად გამოითვლება, რომ 1,3 მილიონი წლის წინათ ასოციაციის ვარსკვლავები სივრცის ძალზე მცირე, თითქმის "წერტილოვან" მოცულობაში განთავსდებოდა. სხვაგვარად რომ ვთქვათ, ასოციაცია პერსევსი II სადღაც 1,3 მილიონი წლის წინათ წარმოიშვა. ვარსკვლავებისათვის ეს ძალიან მცირე დროა.

   აი, ასეთი ფარული, უცნაური ობიექტებია პერსევსის თანავარსკვლავედში, უფრო სწორად – მის ვარსკვლავიერ ასოციაციებში.

ანდრომედას თანავარსკვლავედი

  არაბი ასტრონომი ალ-სუფი, რომელიც ჩვენს ერამდე X საუკუნეში ცხოვრობდა, აგვიღწერს "პატარა ციურ ღრუბელს", რომელიც ბნელ ღამეებში იოლად გაირჩევა ანდრომედას თანავარსკვლავედის ν ვარსკვლავის ახლოს. ევროპაში მას მხოლოდ XVII საუკუნის დასაწყისში მიაქციეს ყურადღება: გალილეოს თანამედროვემ და მისმა თანაშემწემ ცის პირველ ტელესკოპურ დაკვირვებებში, ასტრონომმა სიმონ მარიუსმა, 1612 წელს პირველად მიმართა ტელესკოპი ამ უცნაური ციური ნისლოვანებისაკენ. "მისი სიკაშკაშე"  – წერს მარიუსი, – "ცენტრთან მიახლოებისას თანდათანობით მატულობს. იგი ანთებულ სანთელს ჰგავს, რომელსაც გამჭვირვალე რქოვანი ფირფიტიდან ვუჭვრეტთ".

  

  რამდენიმე ათეული წლის შემდეგ ანდრომედას ნისლეულს ედმუნდ ჰალეი შეისწავლიდა, დიდი ნიუტონის მოსწავლე და მეგობარი. მისი აზრით, პატარა ნისლოვანი ლაქები: "სხვა არაფერია თუ არა სინათლე, რომელიც განუზომელი სივრციდან მოედინება, ეთერულ სამყაროში განთავსდება, რომელიც სავსეა დაღვრილი და თვითმნათი ნივთიერებით". სხვა, რელიგიურად განწყობილი ასტრონომები ირწმუნებოდნენ, რომ ამ ადგილებში "ციური ბროლის სიმყარე" ჩვეულებრივზე მცირეოდენ უფრო თხელია და ამიტომ იქიდან ცოდვილ დედამიწაზე ზეციური სამეფოს "ენითუთქმელი სინათლე" იღვრება. 

  ანდრომედას ნისლეულის ჭეშმარიტი ბუნების საკითხი XIX საუკუნეშიც კი ვერ გადაჭრეს. ცხადია, "ციური სიმყარის" გამჭვირვალობაზე უკვე აღარავინ საუბრობდა, სამაგიეროდ, მხურვალედ ედავებოდნენ ერთმანეთს – ეს ნისლეული მნათი აირებისაგან შედგებოდა თუ ჩვენი ვარსკვლავიერი სისტემის გარეთ არსებული ვარსკვლავებისაგან; ან იქნებ ამ ნისლეულიდან, ჩვენი მზის კოსმიურ სამეზობლოში, ახალი პლანეტა იბადება. 

 როგორც ყოველთვის ხდება მსგავს სიტუაციებში, დავა მხოლოდ მაშინ გადაწყდა, როდესაც გამოჩნდა ახალი, საკმარისად მძლავრი კვლევითი საშუალებები. 1924 წელს ედვინ ჰაბლმა, სახელგანთქმულმა ამერიკელმა ასტრონომმა, მაუნთ უილსონის ობსერვატორიის 100-დუიმიანი რეფლექტორის მეშვეობით მიღებულ ფოტოსურათებზე, ანდრომედას ნისლეულში პირველად "გაარჩია" (უფრო სწორად, გამოყო) ცალკეული ვარსკვლავები. მკვლევართა თვალებმა პირველად იხილეს მილიარდობით მზისაგან შემდგარი, დიდებული ვარსკვლავიერი სისტემა, შესაძლოა, მილიარდობით დასახლებული პლანეტით. მოკლედ რომ ითქვას, მათ წინაშე წარსდგა მ ე ზ ო ბ ე ლ ი   გ ა ლ ა ქ ტ ი კ ა.

 ანდრომედას ნისლეულის ცალკეულ ვარსკვლავებად დაყოფამ მაშინვე გადაჭრა მისი დედამიწიდან დაშორების საკითხიც. ის, რაც შეუძლებელი იყო მთლიანად ნისლეულისათვის, შედარებით იოლი აღმოჩნდა მისი შემადგენელი ვარსკვლავებისათვის. ზოგიერთი მათგანის ფიზიკური თავისებურებების შესწავლამ დარწმუნებით აჩვენა, რომ ანდრომედას ნისლეული იმყოფება არა ჩვენს გალაქტიკაში, არამედ – გაცილებით უფრო შორს, 520 კპს მანძილზე (თანამედროვე მონაცემებით). ასე ჩაეყარა საფუძველი გარეგალაქტიკურ ასტრონომიას - ციურ მეცნიერებას, რომელიც დღეს ასე მძლავრად ვითარდება.

 ანდრომედას ნისლეული – ერთადერთი გალაქტიკაა, რომელსაც ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში შეიძლება შეუიარაღებელი თვალით დავაკვირდეთ. მისი ვარსკვლავიერი სიდიდეა 4^m,3. ბნელ ღანეებში ეს "ნისლოვანი ვარსკვლავი" სრულიად მკვეთრად მოჩანს, ამიტომ ცამრგვალზე მის მოსაძებნად მხედველობის განსაკუთრებული სიმახვილე სულაც არ არის აუცილებელი.

  თვალებს ნისლეული პატარა, ოვალური, მანათობელი ლაქის სახით წარმოუდგება, რომლის უდიდესი განიკვეთი დაახლოებით 1/4 გრადუსის (15') ტოლია (სურათი 226). მაგრამ ეს მთელი ნისლეული როდია, არამედ მისი ყველაზე უფრო კაშკაშა ნაწილი. კარგ ფოტოსურათებზე (იგულისხმება დედამიწიდან გადაღებული ფოტოები!) ანდრომედას ნისლეული გაცილებით მსხვილია: მისი სიგრძე 160' უახლოვდება, ხოლო სიგანე – 40'. სხვაგვარად რომ ვთქვათ, ასეთ ფოტოსურათებზე, ფართობის მიხედვით, ნისლეული თითქმის 7-ჯერ აღემატება მთვარის დისკის ფართობს!

სურ. 226. ანდრომედას ნისლეული - გალაქტიკა M31 ცაზე (მარჯვნივ)

  მაგრამ, ეს ჯერ კიდევ არ არის მთელი ნისლეული. მიკროფოტომეტრი – ასტრონომიული ობიექტების ნეგატივებზე გაშავების საზომი ხელსაწყო – ემულსიაზე სინათლის ზემოქმედების კვალს იქაც კი აღიქვამს, სადაც თვალი უკვე ვეღარაფერს ამჩნევს. ანდრომედას ნისლეულთან მიმართებაში ნეგატივების გამოყენებით გარკვეული იქნა მისი ჭეშმარიტი ზომები – 270'  (ანუ 4º,5) სიგრძეში და 240' (4º) სიგანეში! ეს იმას ნიშნავს, რომ სინამდვილეში ანდრომედას ნისლეულს ცაზე 14 კვადრატული გრადუსის ოდენა ფართობი უჭირავს, ანუ სავსე მთვარეზე 70-ჯერ უფრო დიდი ადგილი! ჩვენი თვალები მიკოფოტომეტრის მგრძნობელობის რომ იყოს, ანდრომედას ნისლეული ცაზე დიდი დათვის თანავარსკვლავედის მესამედი ზომისა გამოჩნდებოდა.

 კიდეებისკენ თანდათანობით "კლება" და "შემღვრევა" – ყველა გალაქტიკისათვისაა დამახასიათებელი. ეს გვაიძულებს ვიფიქროთ, რომ გალაქტიკათშორისი სივრცე ცარიელი სულაც არ არის, არამედ – სავსეა უაღრესად გაუხშოებული ნივთიერებით – გალაქტიკათშორისი პლაზმით.

   მიაქციეთ ყურადღება სხვა ფაქტსაც: თუკი ანდრომედას ნისლეული თვალს ოვალური ლაქის სახით წარმოუდგება, მიკროფოტომეტრისათვის იგი თითქმის ბურთისებურია. ანდრომედას ნისლეულის ეს თავისებურება მიგვითითებს მის ნათესაურ კავშირზე როგორც ჩვენს გალაქტიკასთან, ასევე – სხვა სპირალურ ვარსკვლავიერ სისტემებთანაც. მათი ბრტყელი, ბლითისმაგვარი ფორმები მხოლოდ მოჩვენებითია. უფრო ზუსტად რომ ვთქვათ, ბრტყელ დისკს გალაქტიკის ვარსკვლავთა მხოლოდ მთავარი ნაწილი წარმოქმნის. მათი უმნიშვნელოვანესი ნაწილი კი შეადგენს ბურთისებურ "პირბადეს", ფრიად გამჭვირვალე "ბურთს", რომელიც თავის თავში მოიცავს ასევე ეკვატორულ "ბლითსაც".

 ჩვენთვის ცნობილი გალაქტიკებიდან ანდრომედას ნისლეული ყველაზე უკეთაა შესწავლილი. დედამიწელი ასტრონომებისთვის ამ ციური "კუნძულის" აგებულების ბევრი ისეთი დეტალია ცნობილი, რომლებიც, შესაძლოა, მისმა გონიერმა მკვიდრებმაც კი არ იციან.

  ანდრომედას ნისლეული – უზარმაზარი ვარსკვლავიერი სპირალია, რომლის განიკვეთი 27 კპს შეადგენს (სურათი 227). ამ სპირალს ჩვენს არც გვერდიდან ვუყურებთ და არ წინიდან (ან ზემოდან). ის ჩვენი მხედველობის არის მიმართ ნახევრადმობრუნებულ მდგომარეობაშია. დაახლოებით ასევე მოჩანს ანდრომედას ნისლეულიდან ჩვენი გალაქტიკა – ირმის ნახტომი. 

 

სურ. 227. ანდრომედას ნისლეული - გალაქტიკა M31 და მისი თანამგზავრი - M32

 ამ გალაქტიკებს ბევრი რამ აქვთ საერთო. ცენტრში უზარმაზარი ბურთისებური შესქელებაა, სადაც უმეტესად თავმოყრილია ყვითელი ჯუჯა ვარსკვლავები – გალაქტიკის ბირთვები. ამ ბირთვებიდან გამოდის თვალუწვდენელი, სპირალისებური ვარსკვლავიერი ტოტები. ანდრომედას ნისლეულის ახალ, შესანიშნავ ფოტოსურათებზე, მისი შუაგულის მოყვითალო შეფერილობისაგან განსხვავებით, მისი ტოტები მოცისფრო ფერისაა. ასეც უნდა იყოს, ვინაიდან ბირთვში ძირითადად თავმოყრილია ჩვენი მზის მსგავსი ყვითელი ვარსკვლავები. სამაგიეროდ, სპირალური ტოტების მოხაზულობა და სილუეტი ცხელი, მოცისფრო-მოთეთრო გიგანტი ვარსკვლავებისაგანაა შექმნილი.

 ანდრომედას ნისლეულში ფეთქდება ახალი ვარსკვლავები, პეიოდულად "გვიკრავენ თვალს" მრავალრიცხოვანი ცეფეიდები. უეჭველია, რომ აქვეა ცვალებადი ვარსკვლავების ჩვენთვის ცნობილი სხვა კლასებიც. 1885 წელს იქ ზეახალმა ვარსკვლავმა იფეთქა, რომელიც ამ გალაქტიკის მილიარდი ვარსკვლავივით კიაფობდა!

 ანდრომედას ნისლეულის შიგნით და მის გარშემო დაახლოებით 140 სფერული ვარსკვლავიერი გროვაა აღმოჩენილი, რომლებიც ძალზე წააგავს ჩვენს გალაქტიკაში არსებულ მსგავს ობიექტებს. ჩვენს მეზობელ გალაქტიკაში არის ასევე გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვები, აიროვანი ნისლეულები, მყარი, უწვრილესი კოსმოსური მტვრის ღრუბლები. ამ უკანასკნელებითაა გამოწვეული მრავალრიცხოვანი, ბნელი "ჩავარდნები" ანდრომედას ნისლეულის საერთო, მნათ ვარსკვლავიერ ფონზე, რაც კარგად გაირჩევა ფოტოსურათებზე.

    ისევე, როგორც ჩვენს ვარსკვლავიერ სისტემაში, ანდრომედას ნისლეულის ვარსკვლავები მისი ბირთვის გარშემო ბრუნავენ. როდესაც მსგავსი გალაქტიკების ბრუნვაზე საუბრობენ, საქმე ეხება საკმაოდ რთულ პროცესებს: ანდრომედას ნისლეულის მსგავსი გალაქტიკები ერთი მთლიანი საგანივით როდი ბრუნავენ (ვთქვათ, როგორც ედისონის ფირფიტა ან კომპაქტ-დისკი); და არც როგორც მზის სისტემის პლანეტები. ჭეშმარიტება სადღაც ამ ორ უკიდურესობას შორის ძევს – მყარი სხეულის ბრუნვა და პლანეტების "კეპლერისეული" მოძრაობები. გალაქტიკაში ბრუნვის კუთხური სიჩქარე ცენტრიდან მანძილის ზრდის მიხედვით იკლებს, თუმცა, უფრო ნელა, ვიდრე ეს კეპლერის კანონების მიხედვით ხდება. ასეთია სპირალური გალაქტიკების ბრუნვის ზოგადი სურათი. დეტალები კი ძალზე რთულია და ჯერ კიდევ არ არის ბოლომდე დატვირთული. 

  ანდრომედას გალაქტიკა ჩვენს ირმის ნახტომს დაახლოებით 110 კმ/წმ სიჩქარით უახლოვდება! მის ტანგენსურ, ანუ კუთხურ სიჩქარეზე დამოკიდებულებით ეს 4-4,5 მლრდ წელიწადში მოხდება. შეჯახების შედეგად მოსალოდნელია გალაქტიკების შერწყმა, რომლის შედეგიც უზარმაზარი სპირალური ან დისკოსებური გალაქტიკის ფორმირება  იქნება. შეჯახება გალაქტიკურ გროვებში ხშირი მოვლენაა, თუმცა ვარსკვლავებს შორის უზარმაზარი მანძილების გათვალისწინებით მათი და პლანეტების შეჯახების ალბათობა უკიდურესად მცირეა, თუმცა მოსალოდნელია მნიშვნელოვანი გრავიტავიული "არეულობა" - ზოგიერთი ვარსკვლავი თავისი პლანეტური სისტემებით სივრცეში მნიშვნელოვნად გადაინაცვლებს და შეიძლება ღია კოსმოსშიც იქნას გატყორცნილი.

  შეჯახების მომენტისთვის ჩვენი მზის სისტემის ბედი ჯერ-ჯერობით გაურკვეველია. ის გალაქტიკა ირმის ნახტომის პერიფერიაზე განთავსდება, ამიტომ დიდი შანსია, რომ ანდრომედას გალაქტიკამ მოახლოებისთანავე შთანთქოს (რაც მხოლოდ არსებული ღამის ცის სურათის მნიშვნელოვან ცვლილებებს გამოიწვევს). რაც შეეხება კაცობრიობას - ანდრომედას მოახლოებამდე დიდი, ძალიან დიდი ხნით ადრე მზის  ნ ა თ ო ბ ა  იმდენად მოიმატებს, რომ დედამიწაზე ცხოვრება შეუძლებელი გახდება. ჩვენი შთამომავლები ამ მოვლენას სატურნის ან იუპიტერის რომელიმე მთვარის ან პლუტონ-ქარონის ტერაფორმირებული სისტემიდან დააკვირდებიან. 

    შესაძლოა, ანდრომედას ნისლეულის ზოგიერთი ვარსკვლავის გარშემო გონიერი არსებებით დასახლებული პლანეტები სრბოლავს; ამაში ნაწილობრივ გვარწმუნებს იქ მზის ტიპის ვარსკვლავების სიუხვეც. თუ იქ ჩვენი მსგავსი ცივილიზაციის კერები არსებობს, მაშინ მათი ძირითადი ნაწილი თავმოყრილი უნდა იყოს ნილეულის იმ ნაწილში, რომელიც მზისმაგვარი ვარსკვლავებისაგან შედგება. საშუალო მანძილები ცალკეულ ვარსკვლავებს შორის აქ გაცილებით ნაკლებია, ვიდრე ტოტებში, რაც აიოლებს ცივილიზაციათა შორის კავშირებს. ამიტომ, ვინ იცის, იქნებ ანდრომედას ნისლეულის ბირთვის გონიერმა მკვიდრებმა უკვე შექმნეს კოსმოსური საძმოს დიდებული წრე, რომლის შესახებაც ასე ხატოვნად მოგვითხრობს  რუსი მწერალი და მეცნიერი ი. ა. ეფრემოვი სამეცნიერო–ფანტასტიკურ ნაწარმოებში "ანდრომედას ნისლეული".

    ანდრომედას ნისლეული გარშემორტყმულია ოთხი, გაცილებით უფრო მცირე ზომის ვარსკვლავიერი სისტემით. მათ შორის უმთავრესია ელიპსური გალაქტიკა M32 (”დრაკონის გალაქტიკა”), რომელიც ჯერ კიდევ XVIII საუკუნეში იქნა აღმოჩენილი. იგი დიდ სასკოლო რეფრაქტორშიც მოჩანს. მისი განიკვეთი დაახლოებით 0,8 კპს-ა, ხოლო მოსახლეობა დაახლოებით მილიარდი ვარსკვლავია. ასეთივე მცირერიცხოვანია სხვა ჯუჯა გალაქტიკის - NGC 205 მოსახლეობაც, თუმცა ზომების მიხედვით იგი ორჯერ უფრო დიდია პირველთან შედარებით. 1944 წელს აღმოჩენილი სხვა ორი თანამგზავრიც მათი მსგავსია. ამ პაწაწინა ვარსკვლავიერ სისტემებთან შედარებით, ანდრომედას ნისლეული და ჩვენი ირმის ნახტომი პირდაპირ თვალუწვდენელი ზომებისაა. თუმცა, ეს თვითკმაყოფილების საფუძველს როდი გვაძლევს - ჩვენთვის უკვე ცნობილი გიგანტური გალაქტიკების რაოდენობა უკვე მილიარდობით მილიარდია (სურათი 228).

 სურ. 228. Hubble კოსმოსური ტელესკოპის მიერ გადაღებული სურათი, რომელიც სულ პაწაწინა სივრცეში მილიარდობით გალაქტიკას გვიჩვენებს

    ანდრომედას თანავარსკვლავედში კიდევ ერთი შესანიშნავი ობიექტი განთავსდება - სამჯერადი ვარსკვლავი γ, რომელსაც არაბმა ასტრონომებმა ალამაქი უწოდეს (სურათი 229). მთავარ, ყვითელ მონარინჯისფრო, 2^m ვარსკვლავს 10'' მანძილზე ჰყავს 5^m თანამგზავრი. ეს თანამგზავრი, ცხელი, მოცისფრო ვარსკვლავი, თავის მხრივ ორი ვარსკვლავისაგან შედგება, რომლებიც 0",3 არიან ერთმანეთისაგან დაშორებულნი. უეჭველია, რომ ეს წყვილი ფიზიკურადაა დაკავშირებული, ვინაიდან იქ უკვე დიდი ხანია აღმოჩენილია ორბიტული მოძრაობა 56 წლის ხანგრძლივობით. სასკოლო ტელესკოპებით ისინი არ გაიყოფა, სამაგიეროდ, პირველი წყვილი რეკომენდირებულია, როგორც ლამაზი ორჯერადი ვარსკვლავი, კომპონენტების ფერთა მკვეთრად გამოხატული (და, ცხადია, ფიზიოლოგიური ეფექტებით გაძლიერებული) სხვაობით. სავსებით შესაძლებელია, რომ ეს წყვილიც ფიზიკურადაა დაკავშირებული.

 სურ. 229. ანდრომედას თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    ვარსკვლავი ალამაქი და მისი ორჯერადი თანამგზავრი დედამიწიდან ძალზე შორს – 125 კპს მანძილზე იმყოფებიან.

    საინტერესოა ანდრომედას ο ვარსკვლავიც. იგი უცნობი ტიპის ცვალებადია, რომლის ბრწყინვალება 3^m,5-4^m,0 ფარგლებში იცვლება. სპექტრის მიხედვით, ანდრომედას ο ორი ცხელი ვარსკვლავისაგან შედგება, რომლებიც სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო ერთნახევარი დღეღამის პერიოდით ბრუნავენ.

პეგასი (რაში)

    ისევე, როგორც ბევრ სხვა თანავარსკვლავედში, პეგასის α არ არის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი. თავისი ბრწყინვალებით ის ოდნავ ჩამოუვარდება ε-ს, რომელიც ამ თანავარსკვლავედის უკაშკაშესი ვარსკვლავია (სურათი 224). ამ ვარსკვლავის მარჯვნივ და ოდნავ ზემოთ პეგასის თანავარსკვლავედის მთავარი ღირსება – კაშკაშა სფერული ვარსკვლავიერი გროვა - M15 განთავსდება. ბინოკლში მხოლოდ მრგვალი, მანათობელი, ნისლოვანი ლაქა მოჩანს; სამაგიეროდ, დიდ სასკოლო რეფრაქტორში, ბნელ და გამჭვირვალე ვარსკვლავიერ ღამეს, აქ ბევრი საინტერესო დეტალი გაირჩევა. მაგალითად, დავინახავთ, რომ ეს არის მრგვალი ლაქა, რომელშიც ცენტრალური ნაწილი განსაკუთრებულად კაშკაშაა, ხოლო კიდეებისაკენ ნათება თანდათან იკლებს. თუ კარგი მხედველობა გაქვთ, როდესაც ასტრონომიულ დაკვირვებებში გაიწაფებით, შეამჩნევთ, რომ ლაქის კიდეები ბზინავს და შორეული ქალაქის შუქებივით ციმციმებს. ამგვარი დაკვირვებების "ზღვარზე" ჯობს "გვერდითი ხედვის" ეფექტით ვისარგებლოთ.

სურ. 224. პეგასის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    მსხვილ ტელესკოპებში, პეგასის სფერულ ვარსკვლავიერ გროვაში შემავალი ცალკეული ვარსკვლავები ერთმანეთისაგან იოლად გაირჩევა. სიმართლე ითქვას, ეს გროვის კიდეებს უფრო ეხება, ვინაიდან მის ცენტრულ ნაწილში იმდენად ბევრი და მჭიდროდ განლაგებული ვარსკვლავია, რომ დედამიწელი დამკვირვებლის თვალი აქ მხოლოდ ერთიან ნათებას ხედავს.

    ვარსკვლავიერი გროვა M15 (ანუ NGC 7078) - ერთერთი უშორესია. იქამდე დაახლოებით 40000 სინათლის წელია. საუკეთესო სურათებზე მისი კუთხური განიკვეთი რკალის 15 მინუტია, ანუ მთვარის დისკის ნახევარზე მეტი! აქედან იოლად გამოითვლება, რომ მისი ჭეშმარიტი დიამეტრი 165 სინათლის წელია (სურათი 225). ასეთი დიამეტრის სფეროს შიგნით, როგორც კვლევები გვიჩვენებს, დაახლოებით 6 მილიონი მზე განთავსდება! თუკი ცენტრის მიდამოებში დასახლებული პლანეტები არსებობს, მათი ვარსკვლავიერი ცა სულაც არ იქნება ჩვენი ცის მსგავსი: სადღაც იქ, ვენერაზე უფრო კაშკაშა ათიათასობით ვარსკვლავს უხვად მოუჭედია ცამრგვალი - რა გასაოცარი სილამაზის პანორამაა!

სურ. 225. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა  M15 (NGC 7078)

    საოცარი წარმონაქმნებია ეს სფერული ვარსკვლავიერი გროვები, ანუ, უკეთესია ითქვას, "ვარსკვლავა ბურთები"! ჩვენთვის ჯერჯერობით უცნობმა რაღაც ძალებმა, "ვარსკვლავამდელი" მატერიისაგან წარმოქმნეს ამ წერტილში უზარმაზარი ვარსკვლავიერი სისტემა, რაღაც შუალედური: ერთის მხრივ - ორჯერადი და ჯერადი ვარსკვლავებისა და მეორეს მხრივ - უზარმაზარი გალაქტიკების მსგავსი.

    სფერული ვარსკვლავიერი გროვების "მოსახლეობა" ძალზე თავისებურია. აქ უმეტესად გიგანტი ვარსკვლავებია, თუმცა, მათ შორის განსაკუთრებულად ცხელი და ზეგიგანტი ეგზემპლარები არ მოიპოვება. გამოირჩევა ასევე ცივი, მოწითალო გიგანტები, ზედაპირული ტემპერატურებით 2000º-დან 4000º-მდე. სფერულ გროვებში ბევრია ცვალებადი ვარსკვლავი, უპირატესად - ცეფეიდები.

    როგორც კოსმოსური ობიექტების უმრავლესობა, პეგასის სფერული ვარსკვლავიერი გროვა სტატიკური, უძრავი გვეჩვენება. სინამდვილეში კი ასე როდია: უპირველეს ყოვლისა, თვითონ გროვა მთლიანად, მისი სპექტრის მიხედვით, 114 კმ/წმ სიჩქარით გვიახლოვდება. გარდა ამისა, თითოეული ვარსკვლავი გროვის ცენტრის გარშემო რთულ მრუდზე გადაადგილდება, რომლის მახასიათებელთა გარკვევაც თანამედროვე ციური მექანიკის ერთერთი ურთულესი ამოცანაა. და ბოლოს, ზოგიერთი ვარსკვლავიერი გროვა ცოტაოდენ შეჭყლეტილია - ეს მთელი ვარსკვლავიერი გროვის საკუთარი ღერძის ირგვლივ ბრუნვის უტყუარი საბუთია.

    სფერული ვარსკვლავიერი გროვები - ჩვენი გალაქტიკის ერთერთი უძველესი წარმონაქმნებია. მათი მდგრადობა წარმოუდგენლად მაღალია: მილიარდობით წლების განმავლობაში ისინი დაუშლელად იარსებებენ!

    პეგასის კვადრატის მარჯვენა ზედა კუთხე, β ვარსკვლავი, ფრიად საინტერესო ციური ობიექტია. პეგასის წითელი გიგანტი β - არაწესიერი ცვალებადია, რომლის ვარსკვლავიერი სიდიდე 2^m,4-2^m,8 ფარგლებში იცვლება. ეს ცვალებადი ვარსკვლავების ისეთი ტიპია, სადაც ბრწყინვალების ცვლილების რაიმე კანონზომიერების დადგენა არ ხერხდება. ამ შემთხვევაში, შესაძლოა, მსგავსი ტიპის ვარსკვლავებში (წითელ არაწესიერ ცვალებადებში) ადგილი აქვს მათი ზედაპირული ტემპერატურების უმნიშვნელო რყევებს, რაც მათი ატმოსფეროების გამჭვირვალობაში მნიშვნელოვან ცვლილებებს იწვევს. ამ, შედარებით ცივ ატმოსფეროებში არის ტიტანის ჟანგის ღრუბლები, რომელთა ოპტიკური თვისებები (გამჭვირვალობა) ძალზე მგრძნობიარეა ტემპერატურის უმნიშვნელო ცვლილებების მიმართაც კი. თუმცა, ეს მხოლოდ ერთერთი ჰიპოთეზაა პეგასის β-ს ცვალებადობის ბუნების ასახსნელად.

შემოდგომის ცის თანავარსკვლავედები

   შემოდგომის ცის ქვეშ ჩვენ განვიხილავთ თანავარსკვლავედთა იმ პანორამას, რომელსაც დამკვირვებელი 31 ოქტომბრის 23 საათისათვის იხილავს. თვალი გადავავლოთ ტიპიურ შემოდგომის ცას (სურათი 222).

სურ. 222. შემოდგომის ცის სამხრეთი ნაწილი

    ცისკიდურის სამხრეთ ნახევარზე, დაახლოებით სამხრეთის წერტილის ზემოთ, ჰორიზონტიდან ნახევარ გზაზე, მოჩანს თითქმის ერთნაირი ბრწყინვალების მქონე ოთხი ვარსკვლავისაგან შემდგარი, უზარმაზარი კვადრატი. ეს კვადრატი პეგასის თანავარსკვლავედის მთავარი ნაწილია. მისი მარცხენა ზედა კუთხიდან, სამხრეთისაკენ და ცოტა ზემოთ, სამი ვარსკვლავის ჯაჭვი მიემართება. ეს ვარსკვლავები ანდრომედას თანავარსკვლავედის უკაშკაშესი ვარსკვლავებია.

    ამ ორი ვარსკვლავის ზემოთ მოჩანს თითქმის ასეთივე ბრწყინვალების მნათობი, რომელიც პერსევსის თანავარსკვლავედის მთავარი α ვარსკვლავია, ხოლო თვითონ პერსევსის თანავარსკვლავედი სამი α, β და δ ვარსკვლავების სამკუთხედით ხასიათდება.

    ცის სამხრეთ-აღმოსავლეთ ნაწილში, ანდრომედას ქვემოთ და პეგასის მარცხნივ, მოჩანს თითქმის ერთნაირი ბრწყინვალების ორი ვარსკვლავი, რომლებიც ვერძის თანავარსკვლავედს უდგანან სათავეში. პეგასი, ანდრომედა, პერსევსი და ვერძი – შემოდგომის ცის ყველაზე უფრო შესამჩნევი თანავარსკვლავედებია. სხვების მოძებნა კი ამ თანავარსკვლავედებიდან გადასვლით მოგვიწევს.

    ანდრომედასა და ვერძს შორის განთავსდება პატარა თანავარსკვლავედი –  სამკუთხედი. თვითონ სამკუთხედი, რომელსაც  α, β და γ ვარსკვლავები წარმოქმნიან, ნაკლებად შესამჩნევია, ვინაიდან ცაზე ისედაც შეიძლება გონებრივად ავაწყოთ უამრავი სხვა სამკუთხედი.

    კიდევ უფრო ნაკლებადაა გამოხატული ხვლიკი – სუსტი ვარსკვლავების ჯგუფი, რომელთა გარშემო პეგასი, ანდრომედა, კასიოპეა, ცეფევსი და გედია გადაჭიმული. ვერძის მარჯვნივ თევზების უზარმაზარი თანავარსკვლავედია, რომელიც ასევე არ მოიცავს კაშკაშა ვარსკვლავებს. ვერძისა და თევზების ქვემოთ, ცის მნიშვნელოვანი ნაწილი ვეშაპის თანავარსკვლავედს უჭირავს, რომელშიც ძნელად თუ ვინმე ამოიკითხავს ამ უზარმაზარი ცხოველის მოხაზულობას.

    შემოდგომის თანავარსკვლავედების სახელების წარმოშობა განსხვავებულია: პეგასში, ანდრომედსა და პერსევსში, ცხადია, მკითხველმა უკვე ამოიცნო სახელგანთქმული მითოლოგიური მოთხრობის პერსონაჟები. ასეთივე ძველია სამკუთხედის, ვერძის, თევზებისა და ვეშაპის წარმომავლობაც. სამკუთხედის და ვერძის თანავარსკვლავედებს დიდი ისტორიები არ უკავშირდება, სამაგიეროდ, იგივე რუკაზე უცნაურად გამოიყურება ორი, კუდზე თასმებგამობმული თევზი. ერთერთი გადმოცემით, როდესაც ძველად, გაზაფხულის პირზე, მზე ამ თანავარსკვლავედში გადავიდოდა, წვიმებისა და წყალდიდობების ხანა იწყებოდა. ვეშაპის თანავარსკვლავედის წარმოშობასთან დაკავშირებით, ყველაზე უფრო პოპულარულია ლეგენდა, რომ ვარსკვლავიერი ცის ამ უბანში, ძველი ბერძნების ფანტაზიით, ასახულია სწორედ ის ზღვის ურჩხული, რომელმაც კინაღამ გადაყლაპა ანდრომედა (სურათი 223).

სურ. 223. შემოდგომის ცის თანავარსკვლავედების ლეგენდარული პერსონაჟები 

    ხვლიკის თანავარსკვლავედი ჩვენთვის უკვე ნაცნობი დანიელი ასტრონომის – ჰაველიუსის ფანტაზიის შედეგია. 1690 წელს, ცის ამ უბანში განთავსებულ სუსტი ვარსკვლავების ჯგუფს ჰაველიუსმა ხვლიკის თანავარსკვლავედი უწოდა. მოტივი უბრალო იყო: ცის ამ უბანში ადგილი მხოლოდ პატარა ცხოველისათვის დარჩა, ვარსკვლავებში კი შეიძლება ამოვიცნოთ ქერცლი, რომელიც დროდადრო ამ ფაქიზი ქვეწარმავლის ზურგზე გაიბრწყინებს.

კლიმატი და კოსმოსი

მორიელი

  ალბათ ბევრმა არ იცის, რომ პლანეტა მარსს ცაზე "კონკურენტი" ჰყავს. ყოველ შემთხვევაში, ასეთი იყო იმ პირთა ჩანაფიქრი, ვინც მორიელის თანავარსკვლავედის მთავარ მნათობს ანტარესი* უწოდა (სურათი 216).

სურ. 216. მორიელის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    ანტარესი 1^m,2 კაშკაშა ვარსკვლავია, რომელსაც იოლად შეუძლია ცაზე პლანეტა მარსს ბრწყინვალებაში "გაეჯიბროს". მაგრამ მარსი, როგორც ყველა პლანეტა, მშვიდად და თანაბრად ბრწყინავს; მაშინ როცა ანტარესი, ძლიერ ციმციმებს, რაც ჰორიზონტთან მისი სიახლოვის ბრალია. თუმცა, ასეთი ინტენსიური ციმციმი მხოლოდ ხაზს უსვამს ანტარესის წითელ ფერს.

    ანტარესი წითელი გიგანტია, ბეთელგეიზეზე ცოტაოდენ უფრო ცხელი. მხოლოდ 700 მზეს თუ ექნებოდა ერთი ანტარესისოდენა გამოსხივების ნაკადი. ანტარესსა და დედამიწას შორის არსებული მანძილის გადასალახავად სინათლის სხივებს 173 წელიწადი ესაჭიროება.

    ანტარესიდან 2'',9 მანძილზე მისი 6^m,5 ცისფერი თანამგზავრი იმყოფება, რომელსაც მზეზე 17-ჯერ მეტი გამოსხივება აქვს. ბრწყინვალებაში არსებული მნიშვნელოვანი განსხვავებების გამო, ანტარესის სხივებში მისი თანამგზავრის გამორჩევა საკმაოდ რთული ამოცანაა (სურათი 217).

სურ. 217. ანტარესი.* "არეს"–მარსი; "ანტ" – წინააღმდეგ

    მორიელი ის თანავარსკვლავედია, სადაც ხშირია ახალი ვარსკვლავების აფეთქება. ერთერთი მათგანი ჯერ კიდევ ჩ. ე. 134 წელს აენთო, რის გამოც სახელგანთქმული ჰიპარქე იძულებული გახდა თავიდან გადაეწერა ევროპის პირველი ვარსკვლავთა კატალოგი. იმ დროს ახალი ვარსკვლავების აფეთქებას, თუ შეიძლება ითქვას, ფილოსოფიური მნიშვნელობა ჰქონდა: ეს მოვლენები ძირს უთხრიდა "ზეცის უცვლელობის" მცდარ და გაფუყულ იდეას.

    მორიელის თანავარსკვლავედში ბევრია სხვადასხვა ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავი. მათ შორის ყურადღება მხოლოდ ერთს – მორიელის μ ვარსკვლავს მივაპყროთ. ბრწყინვალების მრუდის მიხედვით, ეს ბნელებადი-ცვალებადი ორი  B3 და B6, ცხელი და ელიფსოიდური გიგანტისაგან შედგება. სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო მათი გარემოქცევის პერიოდი 1,42 დღეღამეს შეადგენს, ხოლო ვარსკვლავის მინიმუმი 3^m,00-3^m,31 ფარგლებში იცვლება 3^m,20 მეორადი მინიმუმით (სურათი 218).

სურ 218.  მორიელის თანავარსკვლავედის μ ვარსკვლავის სისტემა

    მორიელის β ოთხი ვარსკვლავისაგან შედგება: 2^m,6 ცხელი თეთრი ვარსკვლავიდან    მანძილზე ასეთივე ცხელი 5^m,1 თანამგზავრი განთავსდება. ამას გარდა, მორიელის β სპექტრულად ორჯერადია 6,8 დღეღამის პერიოდით. და ბოლოს, 0'',8 მანძილზე მას ჰყავს მეოთხე 9^m,7 თანამგზავრი. ჩვენ ბევრჯერ შევხვედრივართ ჯერად ვარსკვლავებს, ამიტომ აქ კიდევ ერთხელ აღვნიშნავთ, რომ ორჯერადი და ჯერადი სისტემები, როგორც ჩანს, ჩვეულებრივი მოვლენაა – ეს მარტოხელა ვარსკვლავებია გამონაკლისი (სურათი 219).

სურ. 219. მორიელის β–ს ვარსკვლავიერი სისტემა

     მორიელის ζ ვარსკვლავი ოპტიკურად ორჯერადია: მორიელის ζ₁ ვარსკვლავი – გალაქტიკაში ჩვენთვის ცნობილი ვარსკვლავებიდან ყველაზე კაშკაშაა. ცხადია, საუბარია არა ხილულ 3^m,7 სიკაშკაშეზე, არამედ - ამ ვარსკვლავის ნათობაზე, რომელიც მილიონჯერ უფრო მეტ სინათლეს გამოასხივებს, ვიდრე ჩვენი მზე! სხვათა შორის, სამხრეთისაკენ დიდი დახრილობის გამო, ამ ვარსკვლავზე დაკვირვება ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს მხოლოდ ეკვატორთან მიახლოებულ რაიონებშია შესაძლებელი.

    მორიელის თანავარსკვლავედი, მშვილდოსნის მსგავსად, მდიდარია ვარსკვლავიერი გროვებით. ექვსი უკაშკაშესი ობიექტია: NGC 6231, NGC 6242, NGC 6405 (M6), NGC 6416, NGC 6475 (M7) და NGC 6093.

     
  ჩვენი ყურადღება მივაპყროთ ორ შესანიშნავ გაფანტულ ვარსკვლავიერი გროვას – M7 და M6. პირველი მათგანი ინტეგრალური ბრწყინვალებით მხოლოდ პლეადებს თუ ჩამოუვარდება. ეს – ჩვენთან ერთერთი უახლოესი და უკაშკაშესი გაფანტული გროვაა. მეორე, M6 ცოტა უფრო შორს არის, რის გამოც M7-ს ბრწყინვალებით ჩამოუვარდება, თუმცა, ისეთივე რაოდენობით შეიცავს ვარსკვლავებს (სურათი 220, 221).

 

სურ. 220. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა მორიელში - M6

სურ. 221. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა მორიელში - M7

    მორიელში იხილეთ ასევე სფერული ვარსკვლავიერი გროვები: М4, M62 და M80.
   
   ჩვენს მიერ განხილული თანავარსკვლავედებიდან მორიელი ყველაზე უფრო სამხრეთით მდებარეობს. მისი "ქვედა" საზღვარი ეკვატორიდან 45°-ს ფარგლებშია, ამიტომ საშუალო განედებზე ის მხოლოდ ნაწილობრივ მოჩანს.

მშვილდოსანი

    როდესაც ჩვენი გალაქტიკების მსგავს ვარსკვლავიერ სისტემებს ვაკვირდებით, ვრწმუნდებით, რომ მათ ცენტრულ უბნებში, მოცულობის ერთეულში, ვარსკვლავთა რაოდენობა გაცილებით მეტია, ვიდრე პერიფერიაზე. ავიღოთ, მაგ. ანდრომედას ნისლეულის ფოტოსურათი (სურათი 207). ამ გალაქტიკის ცენტრში მკვრივი, სფეროსებური ვარსკვლავიერი ბირთვი გამოირჩევა. აქ იმდენად ბევრი და მჭიდროდ ჩალაგებული ვარსკვლავია, რომ ამერიკელმა ასტრონომმა ბაადემ მხოლოდ 1944 წლისათვის მოახერხა მისი ცალკეულ ვარსკვლავებად "გამოჩხრეკა".

სურ. 207. ანდრომედას ნისლეული (გალაქტიკა) – M 31

    უეჭველია, რომ მსგავსი ვარსკვლავიერი ბირთვი ჩვენს გალაქტიკაშიც არსებობს. ვარსკვლავთა სიჩქარეების (მიმართულება და სიდიდე) მიხედვით, შეიძლება გამოითვალოს, თუ ცის კერძოდ რომელ უბანში უნდა მოჩანდეს გალაქტიკური ბირთვი. გამოთვლების მიხედვით, გალაქტიკის ცენტრის მიახლოებითი კოორდინატები ეკვატორულ სისტემაში შემდეგნაირად განისაზღვრა: აღმ. 17^h 45^m 40.04^s, დეკ −29° 00′ 28.1″ (J2000 ეპოქა).

    ვარსკვლავიერი რუკის მეშვეობით იოლად განისაზღვრება, რომ ამ კოორდინატების წერტილი მშვილდოსნის თანავარსკვლავედშია. დიახ, სწორედ ამ თანავარსკვლავედში დაიკვირვება ჩვენი გალაქტიკის დიდებული გული - ვარსკვლავთა მასიური გროვა, რომელიც თავისი ჯამური მიზიდულობით გალაქტიკის ყველა სხვა მნათობს აიძულებს, იმოძრაონ მის გარშემო (სურათი 208). ამასთან, ცხადია, რომ თვით ბირთვის ვარსკვლავებიც მათემატიკური წერტილის გარშემო ბრუნავენ, რომელიც მთელი ჩვენი ვარსკვლავიერი სისტემისათვის სიმძიმის საერთო ცენტრს წარმოადგენს.

სურ. 208. "ირმის ნახტომის" ცენტრის სურათი

    დადგენილი იქნა, რომ ჩვენი და ანდრომედას გალაქტიკებში (და სხვა მსგავს სისტემებში) დინამიური ცენტრები უცნაური ობიექტებით ხასიათდება: ეს არის მცირე ზომის (20 პს დიამეტრის ფარგლებში) ძალზე მკვრივი წარმონაქმნები, რომლებიც მკვეთრი და მძლავრი რადიოგამოსხივებით ხასიათდებიან (გალაქტიკის აქტიური გულები).

    სამწუხაროდ, ყველა ამ დეტალის გარჩევა ჩვეულებრივი ტელესკოპების შესაძლებლობებს ბევრად აღემატება. გალაქტიკური ბირთვი გარშემორტყმულია ბნელი მტვროვანი მატერიის მძლავრი ღრუბლებით, რომლებიც ხილულ სხივებს აკავებენ. თუმცაღა, ეს კოსმოსური მტვერი თავისუფლად ატარებს უხილავ ინფრაწითელ და რადიოგამოსხივებას. აქედან გამომდინარე, ინფრაწითელი სხივების მეშვეობით შესაძლებელია გალაქტიკის ბირთვის თუნდაც ნაწილობრივ ფოტოგრაფირება (სურათი 209). გალაქტიკათა ბირთვების შესწავლა რადიოასტრონომიის მეშვეობითაა შესაძლებელი.

სურ. 209. გალაქტიკის ბირთვის ნაწილობრივი ინფრაწითელი ფოტოსურათი

    და მაინც, საინტერესოა ცაზე იმ უბნის მოძიება, სადაც კოსმოსური მტვრის ბნელი ფარდის მიღმა ჩვენი გალაქტიკის ყველაზე უფრო კაშკაშა და ყველაზე "ვარსკვლავიერი" ნაწილი იმალება. ვარსკვლავთშორისი სივრცე გამჭვირვალე რომ ყოფილიყო, გალაქტიკის გულის ადგილმდებარეობის მითითება როდი მოგვიწევდა: ასეთ შემთხვევაში ეს ბირთვი, მზისა და მთვარის შემდეგ, ყველაზე კაშკაშა ობიექტი იქნებოდა დედამიწის ცაზე. გალაქტიკური ბირთვით განათებული საგნები მკვეთრ ჩრდილებს გამოსახავდნენ პლანეტის ზედაპირზე.

    მიუხედავად იმისა, რომ ბუნებამ უარი გვითხრა ამ შესანიშნავ სანახაობაზე, მშვილდოსნის თანავარსკვლავედი მაინც ძალიან მდიდარია სხვა ვარსკვლავიერი გროვებითა და ნისლეულებით, რომლებზე დაკვირვებაც ყველასთვის ხელმისაწვდომი უნდა იყოს. სწორედ მათ მივაპყრობთ ახლა თქვენს ყურადღებას (სურათი 210).

სურ. 210. მშვილდოსნის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

 

    გაფანტული გროვებიდან ყველაზე უფრო შთამბეჭდავია M23 (სურათი 211). სფერულ ვარსკვლავიერ გროვათა შორის ყურადღებას იპყრობს უკაშკაშესი M4 (სურათი 212). ჩვენთან ეს ობიექტი იოლად დაიკვირვება, თუმცა ჰორიზონტის სიახლოვეს. სხვათაშორის, M4 არა მარტო უკაშკაშესი, არამედ - ჩვენთან უახლოესი სფერული ვარსკვლავიერი  გროვაცაა.

სურ. 211. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა M23

სურ. 212. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M4

  სფერული გროვა M22 იმითაა ღირსშესანიშნავი, რომ წარმოუდგენლად დიდი რაოდენობის - 7 მილიონ ვარსკვლავს აერთიანებს (სურათი 213). დასახლების მხრივ ის 14-ჯერ აღემატება ჰერკულესის M13 გროვას.

სურ. 213. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M22

 

    მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში სამი მსხვილი და კაშკაშა დიფუზური ნისლეული დაიკვირვება: "ლაგუნა", "ომეგა" და "ტრიფიდა".

    და ბოლოს, მშვილდოსნის თანავარსკვლავედი ორ T-ასოციაციას შეიცავს. მათ შორის ერთერთი  - M8 ნისლეულის სიახლოვეს აერთიანებს ვარსკვლავებს, ხოლო მეორე - M20 ნისლეულის სიახლოვეს. ამ ასოციაციებამდე მანძილები თითქმის ერთნაირია და 1,3 და 1,4 კპს შეადგენს.

სურ. 214. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M20 და ნისლეული "ტრიფიდა"

 

სურ. 215. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M8 და ნისლეული "ლაგუნა"