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.