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.