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"

თხისრქა

სურ. 203. თხისრქის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

   ამ უღიმღამო მოხაზულობის თანავარსკვლავედში მისი ორი უკაშკაშესი ვარსკვლავი გამოირჩევა: α და β. მიმართეთ თქვენი ტელესკოპი თხისრქის α ვარსკვლავისაკენ და იოლად დარწმუნდებით, რომ ის ორჯერადია. თუმცა ეს წყვილი ოპტიკურია და მისი ორი α₁ და α₂ ვარსკვლავები არ არიან ერთმანეთთან ფიზიკურად დაკავშირებული. ისინი ნელნელა მიემართებიან სივრცეში სხვადასხვა მხარეს. სამაგიეროდ, თითოეული მათგანი ფიზიკურად ორჯერადია, თუმცა სასკოლო ტელესკოპს ამ მჭიდრო წყვილების "გაცალკევება" არ შეუძლია (სურათი 204).

სურ. 204. თხისრქის α ვარსკვლავი

    თხისრქის β ვარსკვლავი რთული ვარსკვლავიერი სისტემაა. დღემდე დანამდვილებით არ არის ცნობილი, ოპტიკურია თუ ფიზიკური β_{1 და} β₂ სისტემა. უფრო კაშკაშა β₁ კომპონენტი, თავის მხრივ, სულ ცოტა, სამი კომპონენტისაგან შედგება. ერთ–ერთი კომპონენტი K კლასის გიგანტია, რომელიც მზეს ზომით 35–ჯერ, ხოლო ნათობით – 600–ჯერ აღემატება. მისი წყვილი B კლასის მთავარი მიმდევრობის ჯუჯა ვარსკვლავია, რომელსაც მცირე ზომის კომპანიონი ჰყავს.

     თხისრქის β ვარსკვლავის უფრო მკრთალი β₂ კომპონენტი უკეთაა შესწავლილი: ის ორჯერადი ვარსკვლავია, რომლის მთავარი კომპონენტი A0 კლასის გიგანტია, რომლის ნათობაც მზისას 40–ჯერ აღემატება. მისი ახლო კომპანიონი უცნაური ვარსკვლავია: მის ატმოსფეროში უჩვეულოდ დიდი რაოდენობის ვერცხლისწყალი და მანგანუმია (სურათი 205).

 სურ. 205. თხისრქის β ვარსკვლავის რთული ვარსკვლავიერი სისტემა

    თხისრქის ζ ვარსკვლავის ახლოს იმყოფება სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M30, რომელიც M2-ის მსგავსად, ცხელი მნათობებისაგან შედგება; თუმცა სიკაშკაშით ამ უკანასკნელს ბევრად ჩამოუვარდება (სურათი 206). 12,6 კპს მანძილი ჩვენს შორის წამში 100 კმ-ით მცირდება – ამას აშკარად მიუთითებს სპექტრული ხაზების წანაცვლება. შევნიშნოთ, რომ სფერული გროვების მოძრაობა ჯერ კიდევ არ არის კარგად შესწავლილი, ხოლო ამ ობიექტების ხილულ მოძრაობაში აირეკლება არა მარტო "საკუთარი" სიჩქარეები, არამედ – მათი რთული გარემოქცევაც გალაქტიკის ცენტრის გარშემო.

 სურ. 206. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა M30