ქნარი

სურ. 150. ქნარის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

     

შავ-თეთრ ფოტოსურათზე, ქნარში არსებული პლანეტური ნისლეული - M57 ("ბეჭედი") აქტიური მწეველის მიერ გამოშვებულ კვამლის რგოლს მოგვაგონებს (სურათი 151). მაგრამ ეს მხოლოდ მხედველობითი ილუზიაა. სინამდვილეში, ეს კოსმოსური წარმონაქმნი სქელკედლებიანი სფეროა, რომელიც შიგნიდან ცარიელია. მხედველობის სხივი ნისლეულის კიდეზე უფრო მეტ ნივთიერებას განჭოლავს, ვიდრე ცენტრში; ამის გამო კიდეები უფრო კაშკაშა გვეჩვენება. გარდა ამისა, ნისლეულის ცენტრალური უბანი გაცილებით უფრო ნათელი ფერებისაა, ვიდრე ცის შავი ფონი. მაშასადამე, ჩვენ აქ მანათობელ აირებს ვხედავთ.

    ფერად ფოტოსურათზე ქნარის პლანეტური ნისლეულის კიდეები მურა-მოწითალო ფერისაა, ხოლო ცენტრალური ნაწილი - მომწვანო. ეს შეფერილობა ნისლეულის შემადგენელი აირებითაა გამოწვეული. წითელი ფერის სხივები წყალბადს ეკუთვნის, ხოლო მწვანე სხივებით ძლიერ იონიზებული ჟანგბადი ანათებს. გამოსხივების ნაწილი ჰელიუმის ატომებით იქმნება. ეს "ცივი" გამოსხივებაა – ნისლეულის აირები ცენტრალური ვარსკვლავის გავლენით ლუმინესცენცირებას განიცდიან.

სურ. 151. პლანეტური ნისლეული M57 ქნარის თანავარსკვლავედში (შავ– თეთრი და ფერადი).

    სურათებზე რამოდენიმე ვარსკვლავი მოჩანს, თუმცა თვით ნისლეულის ცენტრში მოთავსებული ვარსკვლავის გარდა, არცერთ მათგანს ამ ობიექტთან საერთო არაფერი აქვს. ეს "ფონის ვარსკვლავებია", რომელთაგან მხოლოდ ერთია ნისლეულზე უფრო ახლოს. დანარჩენები კი შორს განთავსდებიან.

    ქნარის ნისლეულის ცენტრალური "ბირთვი" განსაკუთრებული თვისებების მქონე ვარსკვლავია. მისი ზედაპირის ტემპერატურა 75 000˚К  ფარგლებშია, რის გამოც ის სამართლიანად ითვლება ერთერთ ყველაზე ცხელ ვარსკვლავად. მისი მძლავრი ულტრაიისფერი გამოსხივება ნისლეულის აირებს ლუმინესცენცირებას აიძულებს; ამასთანავე, ქნარის ნისლეული ხილულ სხივებში რამდენიმე ათეულჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მისი გასაოცარი "ბირთვი".

    ამ პლანეტური ნისლეულის პოვნა ადვილია, ის ქნარის γ და β ვარსკვლავებს შორის იმყოფება. სასკოლო ტელესკოპში პატარა, ნაპერწკალა ოვალური ლაქის სახით მოჩანს. ამ ობიექტის ჭეშმარიტი ზომები ფრიად შთამბეჭდავია: ქნარის ნისლეულის საშუალო განიკვეთი 70 000 ა.ე. შეადგენს, რაც თითქმის 700-ჯერ აღემატება მზის სისტემას! ხოლო 660 პს მანძილზე ქნარის ნისლეულის საშუალო ხილული განიკვეთი დაახლოებით რკალის მხოლოდ მინუტია.

    სპექტრიდან გამომდინარე, ქნარის ნისლეული ცენტრალური ვარსკვლავიდან ყველა მიმართულებით ფართოვდება 19 კმ/წმ სიჩქარით. ბუნებრივია ვივარაუდოთ, რომ ოდესღაც ცენტრალურმა ვარსკვლავმა აირები გამოისროლა, რასაც ჩვენ ამჟამად ნისლეულის სახით ვხედავთ. თუმცა, სიმართლე ითქვას, ამგვარი განმარტება უამრავ სირთულესთანაა დაკავშირებული და პლანეტური ნისლეულების წარმოშობის პრობლემაც არ შეიძლება ჯერ ბოლომდე გადაჭრილად ჩაითვალოს.

   გაავლეთ წარმოსახვითი ხაზი გედის β ვარსკვლავსა და ქნარის γ ვარსკვლავებს შორის. აქ  სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M56 ანუ NGC 6779 განთავსდება. მოზრდილი 50X80 ბინოკლით ის ბუნდოვანი ვარსკვლავივით მოჩანს, ხოლო მოზრდილ ტელესკოპში (20 სმ აპერტურით და მეტი) თქვენს თვალწინ ვარსკვლავთა ულამაზესი, მოელვარე დაგჯუფება წარსდგება (სურათი 152). 

 

  M56 ჩვენგან 32900 სინათლის წლითაა დაშორებული, ხოლო მისი განიკვეთი 84 სინათლის წელია. გროვა ათეულობით სხვადასხვა ტიპის ცვალებად ვარსკვლავს მოიცავს, რომელთა საერთო მასა მზისას 230000-ჯერ აღემატება!

სურ. 152. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M56 ანუ NGC 6779 (c) ალექსანდრე არტ-დვალი

 

  ქნარის პატარა თანავარსკვლავედში რამდენიმე ძალზე საინტერესო ვარსკვლავია. უპირველეს ყოვლისა, ყურადღებას იქცევს ვეგა – ცის ჩრდ. ნახევარსფეროს უკაშკაშესი (0^m,1) მნათობი. მიმართეთ მისკენ მცირე გადიდების მქონე ტელესკოპი და თქვენს თვალწინ, ცის სიღრმეში, შორეული ცისფერი ვარსკვლავი აკიაფდება; ასეთი დაკვირვებებისას კაშკაშა ვარსკვლავთა "მზისმაგვარი ბუნება" თითქმის ფიზიკურად შეიგრძნობა (სურათი 153). ვეგა ცხელი, ცისფერი გიგანტია, რომელიც განიკვეთით 2,5-ჯერ აღემატება მზისას. ჯერ კიდევ 1837 წელს სტრუვემ  წარმატებით განსაზღვრა ვეგამდე მანძილი და მიიღო თანამედროვე მონაცემებთან ახლო სიდიდე – 8 პს. თავისი ფიზიკური თვისებებით ვეგა სირიუსის მსგავსია, მხოლოდ მასთან შედარებით რამდენადმე დიდია და ცხელი.

სურ. 153. ქნარის თანავარსკვლავედის α ვარსკვლავი – ვეგა

   ვეგასთან ახლოს შესანიშნავი ჯერადი ვარსკვლავი – ქნარის ε განთავსდება (სურათი 154). მახვილი თვალი აქ იოლად გამოარჩევს მეხუთე სიდიდის ორ ვარსკვლავს, რომლებიც ერთმანეთისაგან 3'28'' მანძილით არიან დაშორებული. ეს წყვილი განსაკუთრებით ეფექტურია ბინოკლით დაკვირვებისას. ტელესკოპით კი აღმოჩნდება, რომ ქნარის ε -ს თითოეული კომპონენტი, თავის მხრივ, ორჯერადი ვარსკვლავია (მათ შორის მანძილებია 2'',8 და 2'',3). ოთხივე ვარსკვლავი ცისფერი გიგანტია და სირიუსს მოგვაგონებს; და ეს ოთხი სირიუსი ფიზიკურად დაკავშირებული ოთხი მზის სისტემას წარმოადგენს! თითოეულ წყვილში გარემოქცევის პერიოდი შეუდარებლად უფრო მცირეა, ვიდრე ის განუსაზღვრელად დიდი დრო, რომელსაც წყვილები სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო ერთ შემოვლას ანდომებენ.

 სურ. 151.  ქნარის ε –ს ვარსკვლავიერი სისტემა ტელესკოპში

    ძალზე საინტერესოა ქნარის თანავარსკვლავედის ზოგიერთი ცვალებადი ვარსკვლავი (სურათი 150). ვეგასთან ახლოს, თანავარსკვლავედის ჩრდილოეთ საზღვარზე, მოჩანს ნახევრადწესიერი ცვალებადი – ქნარის R (13). ეს ცივი, წითელი გიგანტია, რომლის ბრწყინვალება 4^m,0-5^m,0 ფარგლებში იცვლება. საშუალო პერიოდი 50 დღეს შეადგენს, თუმცა ზოგჯერ, მინიმუმებსა და მაქსიმუმებს შორის არსებული დროის ინტერვალები იცვლება.

    ამ ცვალებადი ვარსკვლავისაგან აღმოსავლეთით, თითქმის გედის δ ვარსკვლავის ("რუხი") ქვეშ, ოდნავ მარცხნივ, ბინოკლით მოიძიეთ ქნარის RR ცვალებადი. ეს ცეფეიდია, მაგრამ არა ისეთი, როგორიც ცეფევსის δ. ქნარის RR მოკლეპერიოდიანი ცეფეიდების კლასის წარმომადგენელია, რომელთათვის ბრწყინვალების ცვალებადობის პერიოდი დღე-ღამეზე ნაკლებია. და პირიქით, ცეფევსის  δ-ს ტიპის "კლასიკურ" ცეფეიდებს გრძელპერიოდიანი ცეფეიდები ეწოდება. მათი პერიოდები დღე-ღამეს აღემატება.

    ქნარის RR-ს ბრწყინვალება 7^m,1-8^m,0 ფარგლებში მერყეობს. მისი პულსაცია ძალზე სწრაფად ხდება – 0,57 დღე-ღამის პერიოდით. ამ დროის განმავლობაში იცვლება არა მარტო ბრწყინვალება, არამედ ვარსკვლავის სპექტრული კლასიც (A2 - F0) და ტემპერატურაც (სურათი 152).

სურ. 152. ქნარის RR-ს ბრწყინვალების მრუდი

  გრძელპერიოდიან და მოკლეპერიოდიან ცეფეიდებს შორის განსხვავება მხოლოდ პერიოდის სიდიდით არ განისაზღვრება. აქ არსებული განსხვავებები გაცილებით უფრო ღრმა შინარსისაა. ქნარის RR-ს ტიპის ვარსკვლავები გალაქტიკური ეკვატორიდან ნებისმიერ მანძილზე შეიძლება შეგვხვდეს, მაშინ როცა ცეფევსის δ-ს ტიპის კლასიკური ცეფეიდები აშკარად გალაქტიკის საშუალო ეკვატორულ სიბრტყეში არიან თავმოყრილი. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ქნარის RR-ს ტიპის ცეფეიდები – სფერული ქვესისტემების მნათობებია, მაშინ როდესაც ცეფევსის δ-ს ტიპის ცეფეიდები ბრტყელი ქვესისტემების ვარსკვლავებია. ეს ფაქტი ამ ორი კლასის ცეფეიდების განსხვავებულ წარმოშობაზე მიუთითებს, მიუხედავად მათი ბრწყინვალების მრუდების გარეგნული მსგავსებებისა.

    უნდა ითქვას, რომ თანავარსკვლავედის ყველაზე უფრო ღირსშესანიშნავი ცეფეიდაა ქნარის β, რომელიც უნიკალური და ყოველმხრივ საინტერესო ობიექტია (სურათი 153). ეს ვარსკვლავი, რომლის ცვალებადობა ჯერ კიდევ გუდრაიკმა შენიშნა, ბნელებადი ცვალებადების განსაკუთრებული ქვეკლასის წარმომადგენელია. ალგოლისაგან განსხვავებით, ქნარის β განუწყვეტლივ იცვლის თავის ბრწყინვალებას 3^m,4-4^m,3 ფარგლებში, 12,92 დღე-ღამის პერიოდით. მკვეთრადაა გამოხატული, აგრეთვე, მეორადი მინიმუმი 3^m,8, რომელიც მთავარი მინიმუმების შუაში განთავსდება. 

 სურ. 153. ქნარის β–ს ბრწყინვალების ცვალებადობის მრუდი

    თითქოსდა, ბრწყინვალების ცვალებადობის დაკვირვებადი სურათი იოლად აიხსნება სხვადასხვა სიკაშკაშის მქონე, ორი ელიფსოიდური ვარსკვლავის არსებობით, რომლებიც სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო მიმოიქცევიან. ქნარის β-ს კომპონენტების ზედაპირების ჯამური ფართობი, რომელიც დამკვირვებლისკენაა მიმართული, განუწყვეტლივ იცვლება: აქედან გამომდინარე, ადგილი აქვს ვარსკვლავის ბრწყინვალების უწყვეტ ცვალებადობასაც. თუმცა, ქნარის β-ს სპექტრის ფრიად რთული შემადგენლობა და მისი რთული ცვალებადობა სრულიად არ ეთანხმება ზემოთ აღწერილ მარტივ სქემას. დიდძალი შრომა და ძალისხმევა დასჭირდა იმას, რომ გამოეცნოთ და აეხსნათ ქნარის β-ს ცვალებადობის ჭეშმარიტი ბუნება (სურათი 154).

 

სურ. 154. ქნარის β-ს ვარსკვლავიერი სისტემა მძლავრ ტელესკოპში

 

    ეს ცვალებადი ვარსკვლავი, რომელიც შეუიარაღებელ თვალს ერთ მნათობად წარმოუდგება, სინამდვილეში მართლაც ორი ელიპსური ობიექტისაგან შედგება, რომლებიც მჭიდროდ არიან ერთმანეთთან განლაგებული. მათგან უფრო მოზრდილი – ცხელი, მოცისფრო-თეთრი გიგანტია ზედაპირის ტემპერატურით 15 000˚К  ფარგლებში. უფრო მცირე ვარსკვლავი ორჯერ უფრო ცივია (F სპექტრული კლასი), და მისი გამოსხივება მთავარი ვარსკვლავის სინათლის მძლავრ ნაკადებშია ჩაკარგული.

  

  თუმცა, ეს ყველაფერი როდია. მთავარი მნათობიდან მისი თანამგზავრის მიმართულებით განუწყვეტლივ გამოიფრქვევა აირები, რომლებიც მასზე გადაედინება და ისევ მთავარ ვარსკვლავს უბრუნდება (სურათი 155). ამასთან, მთავარი ვარსკვლავის გარშემო თანამგზავრის მოძრაობა და აირების ინერტულობა იმას იწვევს, რომ ამ აირების ნაწილი ვარსკვლავებიდან შორს მიდის და სივრცეში უზარმაზარ გაზოვან სპირალს წარმოშობს. რაღაც მსგავსი წარმოიშობა ჰაერშიც ფეიერვერკების დროს, როდესაც დიდი მბრუნავი შუშხუნები აენთება. 

  

  აიროვანი მოსასხამი სივრცეში უწყვეტად გაიფრქვევა, თუმცა, იმავდროულად შეივსება აირების იმ ახალი ნაკადებით, რომელსაც მთავარი ვარსკვლავი გამოისვრის. იქმნება ე.წ. დინამიური წონასწორობა, რის გამოც აიროვანი მოსასხამი განუწყვეტლივ მოჩანს, რაც ქნარის β-ს სპექტრს გამჭვირვალე ფარდასავით გადაეფარება. სრულიად შემთხვევით, მხედველობის სხივი ახლოსაა იმ სიბრტყესთან, რომელშიც ეს აიროვანი მოსასხამი ძევს. ქნარის β-ს "ზემოდან" ან "ქვემოდან" რომ ვუყურებდეთ, ის ჩვეულებრივ, მუდმივ მნათობად მოგვეჩვენებოდა.

 სურ. 155. ქნარის β-ს სისტემის აგებულების სქემა (ანიმაცია)

    დღეისათვის, ასეთი აიროვანი მოსასხამები, მთელი რიგი სხვა მნათობების გარშემოც იქნა აღმოჩენილი; ამასთან, ამ შლეიფებს ზოგჯერ აიროვანი რგოლის ფორმა აქვთ, რის გამოც ახლომდებარე ვარსკვლავი სატურნს მოგვაგონებს. თუმცა, ქნარის β-ს მსგავსი აიროვანი შლეიფები არამდგრადია და მხოლოდ იმ აირების ხარჯზე არსებობს, რომლებიც უწყვეტად გამოიფრქვევა ვარსკვლავების მიერ.

    ქნარის თანავარსკვლავედის მაგალითზე ჩვენ ვხედავთ, რომ ზოგჯერ მცირე ზომის თანავარსკვლავედიც საკმარისი რაოდენობით მოიცავს ისეთ საინტერესო ობიექტებს, რომლებიც სკოლის ტელესკოპში დაკვირვებისთვისაც იოლად ხელმისაწვდომია.