ირმის ნახტომი და ზოდიაქო

    ირმის ნახტომი სუსტად მნათი, არათანაბარი და გაურკვეველი მოხაზულობის ზოლია, რომელიც მთელ ცას სარტყელივით გასდევს. მისი სიგანე სხვადასხვაა: ყველაზე ფართო ადგილებში 15º  შეადგენს, ხოლო ყველაზე ვიწრო უბნებში – რამოდენიმე გრადუსს (სურათი 258).

სურ. 258. ასე მოჩანს ირმის ნახტომი ღამის ცაზე. ავტორი – კახა გოგოლაშვილი.
5D MARK 2

    ირმის ნახტომი შემდეგ თანავარსკვლავედებს გაივლის: მარტორქა, პატარა ძაღლი, ორიონი, ტყუპები, კურო, მეეტლე, პერსევსი, ჟირაფი, კასიოპეა, ანდრომედა, ცეფევსი, ხვლიკი, გედი, მელაკუდა, ქნარი, ისარი, არწივი, ფარი, მშვილდოსანი, გველისმჭერი, სამხრეთის გვირგვინი, მორიელი, გონიო, მგელი, სამხრეთის სამკუთხედი, კენტავრი, ფარგალი, სამხრეთის ჯვარი, ბუზი, გემის ხერხემალი, იალქანი, კიჩო.

    ირმის ნახტომის ნაკუწელა შემადგენლობა თვალით მაშინვე შეიმჩნევა. ის ძალზე არაერთგვაროვანია: მქრქალ, ძლივს შესამჩნევ ადგილებს ალაგ-ალაგ იმდენად კაშკაშა ვარსკვლავიერი "ღრუბლები" ენაცვლება, რომ შეიძლება ისინი ჩვეულებრივ წვიმის ღრუბლებში აგვერიოს. ირმის ნახტომის ეს თავისებურება, უმეტესწილად, ორი მიზეზითაა გამოწვეული: 1. გალაქტიკაში მნათობთა ჭეშმარიტად არათანაბარი განაწილებით, სადაც ვარსკვლავიერი ღრუბლები შეიძლება თავისებურ სტრუქტურულ დეტალებად მივიჩნიოთ; 2. მშთანთქმელი გარემოს არსებობით, რომელიც ყველანაირი ზომისა და ფორმის ბნელი ნისლეულების ფორმით არსებობს და ირმის ნახტომს უცნაურ მოხაზულობას ანიჭებს. ამასთან, შეიძლება დავამატოთ, რომ დედამიწის ცაზე, ირმის ნახტომში არსებულ ვარსკვლავთა კონცენტრაცია, ჩვენი გალაქტიკის დისკისებური ფორმის შედეგია (როგორც ეს ადრე აღვნიშნეთ). ჩვენი სისტემა ფორმით სფერული ვარსკვლავიერი გროვის მსგავსი რომ ყოფილიყო, და ჩვენ მის ცენტრთან ახლოს ვიმყოფებოდეთ, ცაზე არავითარი ირმის ნახტომი არ იქნებოდა: ვარსკვლავები მთელ ცამრგვალზე თითქმის თანაბრად იქნებოდა განაწილებული.

    ირმის ნახტომის შიგნით შეიძლება წარმოსახვითი, შუალედური ხაზი გავავლოთ, რომელსაც გალაქტიკური ეკვატორი ეწოდება. ციურ სფეროზე ეს არის დიდი წრე, რომელიც ციური ეკვატორის სიბრტყის მიმართ 62º კუთხითაა დახრილი. ციური ეკვატორი და გალაქტიკური ეკვატორი ორ წერტილში გადაიკვეთება, რომლებიც არწივისა და მარტორქის თანავარსკვლავედებში განთავსდება. გალაქტიკური ეკვატორიდან 90º -ით დაშორებულ წერტილებს გალაქტიკის პოლუსები ეწოდება. გალაქტიკის ჩრდილოეთ პოლუსი ბერენიკეს თმების თანავარსკვლავედში ძევს  (α=12^h40^m, δ=+28º), ხოლო სამხრეთ პოლუსი – მოქანდაკის თანავარსკვლავედში (α=0^h40^m, δ=–28º). გალაქტიკის შესწავლისას უფრო მოხერხებულია კოორდინატთა გალაქტიკური სისტემით სარგებლობა, რომელშიც ძირითადი დიდი წრე – გალაქტიკური ეკვატორია (სურათი 259).

სურ. 260. კოორდინატთა გალაქტიკური სისტემა

    ირმის ნახტომზე დაკვირვებისათვის ყველაზე მოხერხებული დრო – აგვისტოს და სექტემბრის პირველი ნახევრის ბნელი ღამეებია. ირმის ნახტომის ნაფლეთი ხასიათი კარგად ჩანს გედის თანავარსკვლავედში. თუმცა, განსაკუთრებულად ღირსშესანიშნავი – ფარის თანავარსკვლავედში განთავსებული კაშკაშა და სქელი ვარსკვლავიერი ღრუბლებია. ზოგიერთი კაშკაშა ვარსკვლავიერი ღრუბელი შეიძლება მშვილდოსნის თანავარსკვლავედშიც შევნიშნოთ, თუმცა მათი ეფექტურობა ჰორიზონტთან ახლო მდებარეობის გამო მკვეთრად იკლებს.

    დენებიდან დაწყებული, ირმის ნახტომი ჰორიზონტისაკენ ეშვება ორი მანათობელი ნაკადის სახით. ირმის ნახტომში არსებული "დიდი ნაპრალი", როგორც მას უწოდებენ, იმით უნდა იყოს გამოწვეული, რომ აქ მრავალრიცხოვანი და ჩვენთან შედარებით ახლოს მყოფი ბნელი ნისლეულები განთავსდება, რომლებიც ირმის ნახტომის მათ მიღმა არსებულ კაშკაშა უბნებს ეფარებიან. ცის სამხრეთ ნახევარსფეროზე, სამხრეთის ჯვარის ახლოს, სახელგანთქმული "ნახშირბადოვანი ტომარა" დაიკვირვება – ირმის ნახტომში არსებული უზარმაზარი "ჩავარდნა", რომელსაც XVII საუკუნის დამკვირვებლები სერიოზულად მიიჩნევდნენ "ცაში არსებულ ხვრელად". აქაც, სინამდვილეში, ჩვენს წინაშეა კოსმოსური "კვამლის" ბნელი ბოლქვები, რომლებიც მაცდური ვარსკვლავიერი სივრცეების თვალიერებაში გვიშლიან ხელს (სურათი 261).

სურ. 261. ე.წ. ნახშირბადოვანი ტომრები – კოსმოსური მტვერის ბნელი ღრუბლები. (c) NASA

    ირმის ნახტომის სტრუქტურის დეტალური შესწავლისათვის შესაძლებელია სპეციალური რუკების გამოყენება, სადაც შეუიარაღებელი თვალით წარმოებულ დაკვირვებებს, ბინოკლით მიღებული შედეგები უნდა შევუთავსოთ.

    დასასრულ, ყურადღებას მივაპყრობთ გარეგნობით მნათობების მსგავსი  ობიექტებისაკენ, რომლებიც თავიანთი არსებობით ხშირად "სიურპიზებს უწყობენ" თანავარსკვლავედების ჩვეულ მოხაზულობებს და შეიძლება ახალბედებში დაბნეულობა გამოიწვიონ. საუბარია პ ლ ა ნ ე ტ ე ბ ზ ე ; თუმცა, არა ყველა, არამედ – ყველაზე კაშკაშა ობიექტებზე.

    თავიდანვე გამოვრიცხოთ მერკური, რომელიც გამუდმებით ეფარება განთიადის სხივებს და ჩვენთან ვარსკვლავიერი ცის ფონზე თითქმის არასოდეს მოჩანს. ურანი, ნეპტუნი და პლუტონი ასევე არ გვიშლიან ხელს ვარსკვლავიერ ცაზე დაკვირვებისას, ვინაიდან მათი ხილული ბრწყინვალება მცირეა. იგივე მიზეზის გამო, ცაზე არ მოჩანს  მცირე პლანეტებიც – ა ს ტ ე რ ო ი დ ე ბ ი ს  ს ა რ ტ ყ ე ლ ი .

    სამაგიეროდ, ოთხი პლანეტა: ვენერა, მარსი, იუპიტერი და სატურნი – დედამიწის ცის ყველაზე კაშკაშა ობიექტებს განეკუთვნებიან და ახალბედებს ისინი იოლად ერევათ კაშკაშა ვარსკვლავებში (სურათი 262). ეს რომ არ მოხდეს, საჭიროა მყარად დავიმახსოვროთ ზოდიაქოს ცამეტი თანავარსკვლავედი. აქ შედის ე.წ. "ასტროლოგიური" თორმეტი თანავარსკვლავედი და მივუმატოთ მათ გველისმჭერიც – გაუგებარი მიზეზების გამო ის დღემდე ოფიციალურად არ მიეკუთვნებოდა ზოდიაქოს, მაგრამ, ვინაიდან ეკლიპტიკის მნიშვნელოვან უბანს მოიცავს, 2016 წელს საერთაშორისო ასტრონომიული ყრილობის შედეგად, გ ვ ე ლ ი ს მ ჭ ე რ ს  ზოდიაქური თანავარსკვლავედის სტატუსი ოფიციალურად აღუდგა. – აი, ასე მცდარად "მანიპულირებენ" ე.წ. "ასტროლოგები"  ადამიანთა ბედით.

სურ. 262. იუპიტერი და მისი თანამგზავრები ცაზე. ამ გადიდებით პლანეტები იოლად შეიძლება ვარსკვლავებში აგვერიოს. ავტორი კახა გოგოლაშვილი. Nikon p520 42X

    ვენერა, მარსი, იუპიტერი და სატურნი დედამიწის ცაზე  მხოლოდ ზოდიაქურ თანავარსკვლავედებში დაიკვირვება. მათი სხვა დამახასიათებელი თვისება ის არის, რომ კაშკაშა ვარსკვლავებისაგან განსხვავებით, პლანეტები შესამჩნევად  არ ციმციმებენ. აქვე დავამატებთ, რომ ჰორიზონტთან ახლოს ან ძალზე მშფოთვარე ატმოსფეროს პირობებში პლანეტებიც ციმციმებენ.

    ჩამოთვლილი პლანეტებიდან თითოეულს დამახასიათებელი შეფერილობა აქვს. ვენერა – ჭახჭახა თეთრი ფერისაა, იუპიტერი – მოყვითალო-თეთრი, მარსი – მოწითალო, ხოლო სატურნი – მღვრიე ყვითელი.

    ვენერა ცამრგვალზე დასავლეთით ან აღმოსავლეთით მოჩანს და განთიადის ან მწუხრის სხივებში, ყველა ვარსკვლავზე ადრე გამოჩნდება (მაქსიმალური ბრწყინვალების დროს) (სურათი 263).  

სურ. 263. ვენერა მზის ჩასვლის შემდეგ, დასავლეთით. ავტორი – მარიკა ტარასაშვილი. Canon PowerShot SX10 IS

    მარსი, იუპიტერი და სატურნი ღამის ნებისმიერ მონაკვეთში შეიძლება მოჩანდნენ (სურათი 264). მზიდან და დედამიწიდან სხვა პლანეტების დაშორების მანძილი განუწყვეტლივ იცვლება, რის გამოც გამუდმებით იცვლება მათი ხილული ბრწყინვალებაც. ვენერა სიკაშკაშით ყველა პლანეტას აღემატება, მისი მაქსიმალური ბრწყინვალებაა -4^m,8. მარსის მაქსიმალური ბრწყინვალებაა-1^m,6. იუპიტერის -2^m,3, სატურნის -0^m,9. უნდა გვახსოვდეს, რომ ყველა პლანეტის ბრწყინვალება ძალზე შესამჩნევ ფარგლებში იცვლება. მაგალითად, მაქსიმალური დაშორების დროს მარსი 2^m მოწითალო ფერის უღიმღამო ვარსკვლავად წარმოგვიდგება.

სურ. 264. მოყვარული ასტროფოტოგრაფის, ალექსანდრე დვალის მიერ ტელესკოპით და ციფრული კამერით გადაღებული იუპიტერი და სატურნი. Celestron NexStar 90SLT + Orion 52179 StarShoot Solar System Color Imaging camera.Registax5, PhotoshopCS5.1

    და ბოლოს, პლანეტების  ("მოხეტიალე მნათობების", "ცთომილების" ) მთავარი თავისებურებაა მათი გადანაცვლება თანავარსკვლავედების ფონზე. თუ ვარსკვლავიერ რუკაზე შეძლებისდაგვარად ზუსტად აღვიშნავთ პლანეტის მდებარეობას, ხოლო ორი-სამი კვირის შემდეგ გავიმეორებთ, ვარსკვლავთა ფონზე პლანეტების გადანაცვლება ცხადი გახდება (ცოტა არ იყოს, ძნელად შეიმჩნევა სატურნისათვის).

    ასე რომ, ზოდიაქური თანავარსკვლავედების შესწავლისას, მზად იყავით, რომ იქ შესაძლოა რომელიმე კაშკაშა პლანეტას გადაეყაროთ. თუმცა, კონკრეტული მონაცემები პლანეტების ხილვადობაზე იოლად შეიძლება მივიღოთ წინასწარ – ეს ყოველწლიურ ასტრონომიულ კალენდარში მოყვანილი მონაცემებითაა შესაძლებელი (სურათი 265). გარდა ამისა, არსებობს უამრავი ინტერნეტ-რესურსი და ინდივიდუალური კომპიუტერული პროგრამები, რომლებიც დიდ დახმარებას გაუწევენ ასტრონომიის მოყვარულთ.

სურ. 265. "ასტრონომიული კალენდარი" (წელიწდეული) – ქართული ასტრონომიული კატალოგი, რომელიც 1961 წლიდან გამოდის

    ასე რომ, ვარსკვლავიერი ცის უმთავრეს ძვირფასეულობებს ჩვენ უკვე გავეცანით. რა თქმა უნდა, ეს მხოლოდ პირველადი და ზედაპირული ნაცნობობაა; მაგრამ თუკი თქვენ გაგიტაცათ ამ ნაცნობობამ, და თუ თქვენში ციურ სხეულთა გასაოცარი მრავალფეროვნების უფრო ღრმად შესწავლის სურვილმაც გაიღვიძა, მისსია შესრულებულად შეიძლება ჩაითვალოს.

ანტარქტიკის ვარსკვლავიერი ცა

    სამხრეთის ვარსკვლავიერი ცის სრული აღწერა ჩვენს მიზანს არ წარმოადგენს. ეს ბლოგი მხოლოდ საქართველოს მოსახლეობისთვისაა განკუთვნილი. თუმცა დღეს, მოგზაურობათა ხანაში, თითქმის ყველას შეიძლება მოუწიოს სამხრეთის ვარსკვლავიერი ცის ხილვა. აქედან გამომდინარე, ჩვენს მიერ მოწოდებული ზოგადი აღწერა დიდ დახმარებას გაუწევს მოგზაურს, თუკი ის უცნობი, მაგრამ უმშვენიერესი სანახაობის ლაბირინთებში გარკვევას მოისურვებს.

    გონებრივად გადავინაცვლოთ  ა ნ ტ ა რ ქ ტ ი კ ი ს  მკაცრი მატერიკის ცენტრში – იქ, სადაც მბრწყინავ ვარსკვლავიერ უსასრულობაში, დედამიწის წარმოსახვითი ღერძია მიმართული. ჩრდილოეთში, რამდენი მნათობიც არ უნდა იმყოფებოდეს ამ ღერძის სიახლოვეს, ვერცერთი მათგანი პოლარულ ვარსკვლავს ბრწყინვალებით ვერ შეედრება. რაც შეეხება სამხრეთის პოლუსს, ის კაშკაშა ვარსკვლავებით ღარიბ ოქტანტის თანავარსკვლავედში განთავსდება (სურათი 248). ეს თანავარსკვლავედი საკმაოდ დიდი წარმონაქმნია, თუმცა აქ მხოლოდ სამი ვარსკვლავია 5^m-ზე უფრო კაშკაშა და ისინიც შორს იმყოფებიან პოლუსიდან. სამხრეთის ცაზე პოლარული ვარსკვლავის როლს მცირედ შესამჩნევი 6^m მნათობი – ოქტანტის σ ასრულებს. ის პოლუსიდან 54' მანძილზე იმყოფება, თუმცა უმნიშვნელო ბრწყინვალების გამო, გზამკვლევის როლი კაცობრიობის ისტორიაში მას არასოდეს შეუსრულებია.

 სურ. 248. ანტარქტიკის ცის თანავარსკვლავედები

    სამხრეთ პოლუსის ცაზე, უპირველეს ყოვლისა, ყურადღებას იპყრობს ხუთი ძალიან კაშკაშა, უცნობი ვარსკვლავი. მათ შორის ყველაზე კაშკაშა ბრწყინვალებით მხოლოდ სირიუსს თუ ჩამოუვარდება. ეს კანოპუსია, გემის ხერხემალის თანავარსკვლავედის მთავარი ვარსკვლავი. დედამიწიდან მნიშვნელოვანი დაშორების მიუხედავად (კანოპუსამდე 180 სინათლის წელია), გემის ხერხემალის α წარმატებით ეჯიბრება სირიუსს. დედამიწის ცაზე ის 0^m,9 მნათობია, ხოლო სინამდვილეში ის მოყვითალო ზეგიგანტია ზედაპირის ტემპერატურით 7600ºK. კანოპუსი ჩვენს მზეს დიამეტრში 85-ჯერ აღემატება, ხოლო ნათობით - 1900-ჯერ. ყურადღებას იპყრობს ასევე აქერნარი - ჩვენთვის უკვე ცნობილი ერიდანუსის თანავარსკვლავედის მთავარი ვარსკვლავი. 15600ºK ზედაპირის ტემპერატურის მქონე თეთრი ზეგიგანტი მზეზე 800-ჯერ მეტ სინათლეს გამოასხივებს და დიამეტრით მას 3,4-ჯერ აღემატება. დედამიწის ცაზე ის 0^m,6 ვარსკვლავია, ჩვენგან 43,5 პს მანძილზე იმყოფება (სურათი 249).

    სამი დანარჩენი კაშკაშა მნათობი ცაზე ერთმანეთის მეზობლად განთავსდება. ესენია: კენტავრის α და β და სამხრეთის ჯვარის α. მათი ბრწყინვალება, შესაბამისად, 0^m,3, 0^m,9 და 1^m,4 ტოლია. ასე რომ, კენტავრის α დედამიწის მთელ ცაზე ბრწყინვალებით მესამე ვარსკვლავია (სირიუსისა და კანოპუსის შემდეგ).

    კენტავრის β და სამხრეთის ჯვარის α ერთმანეთის მსგავსია – ორივე ძალზე ცხელი, თეთრი ზეგიგანტია ზედაპირის ტემპერატურით 22500 ºK. ისინი მზესთან შედარებით 800-ჯერ და 900-ჯერ მეტ სინათლეს გამოასხივებენ. დედამიწიდან 62,5 და 67 პს მანძილებზე იმყოფებიან.

სურ. 249. სამხრეთის ცის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები

 

    30º სიმაღლეზე კიდევ ერთი კაშკაშა მნათობი მოჩანს, რომელიც ჩრდილოეთ ნახევარსფეროდანაც დაიკვირვება ხოლმე. ეს ფომალჰაუტია ანუ – სამხრეთის თევზის α. ის ჩვენთან ზაფხულში მოჩანს, ცის სამხრეთ ნახევარზე, ჰორიზონტთან ახლოს. იგი ზომიერი სიდიდის ცისფერი ვარსკვლავია, რომელიც ფიზიკური მახასიათებლებით სირიუსს ან ალტაირს მოგვაგონებს. ნათობით ის მხოლოდ 11-ჯერ, ხოლო დიამეტრით 3,2-ჯერ აღემატება მზეს. ფომალჰაუტი ერთერთი უახლოესი მნათობია, ის მხოლოდ 70 პს მანძილზე იმყოფება. ბოლო კვლევების მიხედვით, ფომალჰაუტი სამმაგი ვარსკვლავია.  

  საინტერესოა, რომ 2004 წელს, სპეციალური ტექნოლოგის საშუალებით, ვარსკვლავთან მდებარე მოზრდილი ობიექტი დააფიქსირეს, რომელიც ყველა პარამეტრებით პლანეტა უნდა ყოფილიყო. მას ფომალჰაუტ–b უწოდეს და წლების განმავლობაში ის ერთერთ პირველ  ე გ ზ ო პ ლ ა ნ ე ტ ა დ  (პლანეტა, რომელიც სრბოლავს სხვა ვარსკვლავის, არა ჩვენი მზის გარშემო) იწოდებოდა, რომლის ფოტოგრაფირებაც უშუალოდ განხორციელდა.

   სამწუხაროდ, მალე  ფომალჰაუტ–b-მ გაფერმკრთალება დაიწყო და 2014 წლიდან სრულიად გაუჩინარდა (სურათი 250). როგორც აღმოჩნდა, ეს ობიექტი მხოლოდ მტვრისა და ყინულის დიდი გროვა იყო! თუმცა, სიმართლე რომ ვთქვათ, ეს მხოლოდ იმას მიუთითებს, რომ ფომალჰაუტ–b სპეციალური ფოტოგრაფიული მეთოდით დაფიქსირებული პირველი პლანეტა არ არის, ხოლო ეგზოპლანეტების პირდაპირი გადაღების მეთოდმა მეცნიერების მოლოდინი ნამდვილად გაამართლა - მას შემდეგ ათიათასობით პლანეტა იქნა სხვა ვარსკვლავების გარშემო აღმოჩენილი და დადასტურებული.

სურ. 250. ცრუ პლანეტა ფომალჰაუტ–b და მისის გაქრობის თანმიმდევრობა -   ნამდვილი სურათი, NASA/ ESA/ ა. გასპარ/ გ. რიეკე (არიზონას უნივერსიტეტი)/ Hubblesite.

    ყურადღებით დააკვირდით სამხრეთის ვარსკვლავიერი ცის რუკას. უცნობ თანავარსკვლავედებს შორის ცოტაა ისეთი, რომლებსაც გამოხატული, ადვილად დასამახსოვრებელი მოხაზულობები აქვს. მათ შორის სახელგანთქმული სამხრეთის ჯვარი ყველაზე ლამაზია. ასე მას ჯერ კიდევ მაგელანის თანამედროვეებმა უწოდეს XVI საუკუნეში. მართლაც, ოთხი კაშკაშა ვარსკვლავი (α, β, γ და δ) წარმოსახვითი ციური ჯვრის კიდეებს მოგვაგონებს. იქვეა კენტავრის თანავარსკვლავედი, რომელიც კაშკაშა (α, β და ε) ვარსკვლავების სამკუთხედით ხასიათდება (სურათი 251). გემის ხერხემალის, კიჩოსა და იალქნების თანავარსკვლავედებში, რომლებიც ოდესღაც არგოს თანავარსკვლავედში იყო გაერთიანებული, ბევრია კაშკაშა, მაგრამ – უწესრიგოდ გაბნეული ვარსკვლავი. ყოვლად შეუძლებელია აქ უძველესი გემის მოხაზულობა დაინახო. კიდევ უფრო ნაკლებად შეესაბამებიან თავიანთ მოხაზულობებს სამხრეთის ცის დანარჩენი თანავარსკვლავედები: ქამელეონი, მხატვარი და სხვები (სურათი 248).

სურ 251. კენტავრი და სამხრეთის ჯვარი და მათი საინტერესო ობიექტები

    ანტარქტიკის ვარსკვლავიერ ცაზე ტელესკოპით უამრავი ორჯერადი და ჯერადი ვარსკვლავის, ვარსკვლავიერი გროვებისა და ნისლეულის დანახვაა შესაძლებელი. ავირჩიოთ მათგან მხოლოდ ყველაზე გამორჩეული, ან თუნდაც უნიკალური ობიექტები, რომელთა მსგავსი ჩვენს ცაზე არ გვხვდება.

     ანტარქტიდის ცის მთავარი მნათობი, უეჭველია არის კენტავრის α – ჩვენთან უახლოესი ვარსკვლავი. "ჩვენი მეზობელი მზე" – ასე უწოდებენ მას ასტრონომები. და, აი რატომ..

    კენტავრის α – სამმაგი ვარსკვლავია. მთავარ ყვითელ ვარსკვლავს, რომელიც ძალიან ჰგავს მზეს, 17'',7 კუთხურ მანძილზე ჰყავს ძალზე კაშკაშა 1^m,7 ნარინჯისფერი თანამგზავრი. ამ თანამგზავრის ზედაპირული ტემპერატურა მხოლოდ 4400ºK შეადგენს და მზეს ბრწყინვალებით თითქმის სამჯერ ჩამორჩება. მასითა და ზომით ორივე ვარსკვლავი მზის მსგავსია, ხოლო მათი გარემოქცევის პერიოდი 80 წელს შეადგენს. ამ სამმაგი სისტემის მესამე კომპონენტია პროქსიმა (ანუ "უახლოესი"). ის ჩვენთან 2400 ა.ე. უფრო ახლოსაა, ვიდრე მთავარი ყვითელი ვარსკვლავი (სურათი 252).

სურ. 252.  კენტავრის α –ს  სამჯერადი ვარსკვლავიერი სისტემა – ნამდვილი სურათი. ორბიტული ტელესკოპი "Hubble". (NASA/ESA)

    კენტავრის პროქსიმა – ცივი წითელი ჯუჯაა, რომელიც მზეზე 20 000-ჯერ ნაკლებ სინათლეს გამოასხივებს. პროქსიმასა და მთავარ კომპონენტებს შორის კუთხური მანძილი ძალიან დიდია და დაახლოებით ოთხი მთვარის ხილული განიკვეთის ტოლია. პროქსიმა რომ ისეთი უბრალო ვარსკვლავით შეგვეცვალა, როგორიცაა მაგ. ჩვენი მზე, კენტავრის თანავარსკვლავედი დედამიწის ცის ულამაზეს სამჯერად ვარსკვლავად იქცეოდა. მაგრამ პროქსიმა – 11^m ვარსკვლავიერი სიდიდის პაწია წითელი მნათობია, რომელიც სრულიად იკარგება სხვა უამრავ "ტელესკოპურ" მნათობს შორის. პროქსიმას გარემოქცევის პერიოდი, სისტემის სიმძიმის საერთო ცენტრის გარშემო, ძალიან დიდია და რამდენიმე ათას წელზე ნაკლები არ უნდა იყოს.

    2016 წელს კენტავრის პროქსიმას სასიცოცხლო ზონაში დედამიწის ზომის პლანეტა აღმოაჩინეს. სავსებით შესაძლებელია, რომ ამ პლანეტაზე მეტი ინფორმაციის მოპოვების მიზნით, ლაზერულ–იმპულსური ტექნოლოგიის გამოყენებით, მიკრო–ზონდი გაიგზავნოს.

 გემის ხერხემალის თანავარსკვლავედში ორი ძალიან კაშკაშა და ჩვენთან  ახლომდებარე გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა განთავსდება. მათ შორის პირველი – 60, ხოლო მეორე – 150 ვარსკვლავისაგან შედგება. ორივე გროვა დედამიწიდან 400 პს მანძილზეა. (სურათი 253, 254).

სურ. 253. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა IC 2602, ანუ "სამხრეთის პლეადები"

სურ. 254. გაფანტული ვარსკვლავიერი გროვა NGC 3532

    ფრიად ეფექტურია ორი სფერული ვარსკვლავიერი გროვა - ტუკანის 47 და კენტავრის ω. მათი ინტეგრალური ბრწყინვალება 5^m ფარგლებშია, ხოლო მათი ხილული განიკვეთები, შესაბამისად, 54' და 65' ტოლია, რაც მნიშვნელოვნად აჭარბებს ყველა დანარჩენი სფერული ვარსკვლავიერი გროვის კუთხურ განიკვეთს. (სურათი 255, 256). ამ გროვებამდე მანძილებია 5,8 და 5,0 პს. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა ტუკანის 47 – უდიდესია დღემდე ცნობილ ყველა სფერულ ვარსკვლავიერ გროვას შორის: ის ათეულობით მილიონ ვარსკვლავს აერთიანებს!

სურ. 255. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა NGC 104, ანუ ტუკანის 47

სურ. 256. სფერული ვარსკვლავიერი გროვა NGC 5139, ანუ კენტავრის ω

    თუმცა, რაც მართლა უნიკალურია, ეს ცნობილი მაგელანის ღრუბლებია – დიდი და მცირე. პირველი მათგანი ოქროს თევზის თანავარსკვლავედში მოჩანს, ხოლო მეორე – ტუკანის. ბნელ ვარსკვლავიერ რამეებში ისინი მართლაც უცნაურად გამოიყურებიან – თითქოს-და ცამრგვალზე რაღაცნაირი მანათობელი ღრუბლები დაუბნევიათო.

    დიდი ღრუბელი ფორმით თითქოს-და სეინერის ბორბალს მოგვაგონებს, მაგელანის მცირე ღრუბელი – მოკრივის საწვრთნელ "მსხალს". ცაზე მაგელანის ღრუბლებს მნიშვნელოვანი ფართობი უჭირავს. დიდი ღრუბლის განიკვეთი 12^m შეადგენს, რაც მთვარის დისკის განიკვეთს 24-ჯერ აღემატება. პატარა ღრუბლის განიკვეთი 8^m -ია (სურათი 257).

სურ. 257. მაგელანის დიდი და მცირე ღრუბლები ავსტრალიის თავზე

    მაგელანის ღრუბლები პირველად მაგელანის თანამგზავრმა და მისმა ბიოგრაფმა – პიგაფეტემ აღწერა. თვითმხილველები ყოველთვის აღნიშნავენ ამ ღრუბლების მსგავსებას ირმის ნახტომთან: მაგელანის ღრუბლები თითქოს მისი მოგლეჯილი ნაკუწებია. აქ მხოლოდ გარეგნულ მსგავსებასთან როდი გვაქვს საქმე: ტელესკოპური დაკვირვებები ამ საოცარი წარმონაქმნების საიდუმლოს გვიმხელს; დიახ, ეს უზარმაზარი, ჩვენთან უახლოესი ვარსკვლავიერი სისტემებია, ჩვენი გალაქტიკის თანამგზავრები. ისინი მრავალ ათეულობით მილიონ ვარსკვლავებს მოიცავენ, რომელთა შორის აღმოჩენილია 2000-ზე მეტი ცვალებადი, რამდენიმე ათეული ვარსკვლავიერი გროვა და ნისლეული. სინათლის სხივებს თითქმის 125 000 წელიწადი სჭირდება, რომ მაგელანის ღრუბლებამდე მიაღწიოს, მაშინ როდესაც მათ ცენტრებს შორის მანძილი თითქმის ორჯერ მცირეა.

    მაგელანის ღრუბლები ზომებში მნიშვნელოვნად ჩამოუვარდებიან არა მარტო ანდრომედას, არამედ ჩვენს გალაქტიკასაც. მიუხედავად ამისა, მაგელანის დიდი ღრუბლის განიკვეთი 20000, ხოლო მცირე ღრუბლის – 17 000 სინათლის წელიწადს შეადგენს. დიდი ღრუბელი მხოლოდ სამკუთხედში არსებულ M33 გალაქტიკას თუ შეედრება (9 კპს განიკვეთით) და, რომ არა ჩვენს გალაქტიკასთან სიახლოვე, ორივე ღრუბელი სრულყოფილ და დამოუკიდებელ ვარსკვლავიერ სისტემებად ჩაითვლებოდა.

    ვარსკვლავიერი ცის სამხრეთ ნახევარსფეროს ზოგიერთი ვარსკვლავი ჩვენთვის სრულიად მიუწვდომელია. სამწუხაროდ, ამ სიაში ხვდება მაგელანის ღრუბლებიც და ჩვენს მიერ აღწერილს ღირსშესანიშნაობათა უმეტესობა. რაც შეეხება კანოპუსს, მისი დანახვა შესაძლებელია ზამთრის ღამეებში, ჰორიზონტთან ძალიან ახლოს. ამიტომ, დავჯერდეთ სამხრეთ ნახევარსფეროს თანავარსკვლავედთა იმ ჩამონათვალს, რომლებზე დაკვირვებაც შესაძლებელია ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს მაცხოვრებლებისათვის. მაგალითად, ცის სამხრეთ ნაწილში, ჰორიზონტთან ახლოს, შესაძლებელია სამხრეთის შემდეგი თანავარსკვლავედების დანახვა:

1. შემოდგომის საღამოობით – სამხრეთის თევზი (ფომალჰაუტით), მოქანდაკე, ღუმელი;
2. ზამთრის საღამოობით – საჭრისი, მტრედი, კიჩო, კომპასი;
3. გაზაფხულის საღამოობით – ტუმბო, კენტავრი, მგელი;
4. ზაფხულის საღამოობით – მიკროსკოპი.

    მეორეს მხრივ, საინტერესოა, რომ სამხრეთ პოლუსზე, ანტარქტიკის ცენტრში, ჩვენთვის ნაცნობი უამრავი თანავარსკვლავედი შეიძლება ვიხილოთ. კერძოდ: დიდი ძაღლი (სირიუსით), მორიელი, მშვილდოსანი, თხისრქა და სხვა. სამშობლოში ჩვენ ყოველდღე ვაკვირდებით ამ თანავარსკვლავედებს, რომლებიც ანტარქტიკის ვარსკვლავიერი ცის მუდმივ მშვენებას წარმოადგენენ (სურათი 243).

ხვლიკის თანავარსკვლავედი

    ამ თანავარსკვლავედზე ბევრს ვერაფერს ვიტყვით. მასში მხოლოდ 35 ვარსკვლავია, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით დაიკვირვება. აქედან მხოლოდ ერთია
4^m-ზე უფრო კაშკაშა (სურათი 247).

სურ. 247. ხვლიკის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    მთავარი ვარსკვლავი α – ცხელი ცისფერი გიგანტია, რომელიც დედამიწიდან 28 პარსეკ მანძილზე იმყოფება. მისი მსგავსი ობიექტები აურაცხელი რაოდენობითაა ჩვენს ვარსკვლავიერ სისტემაში.

    1936 წლის ზაფხულში, როდესაც ასტრონომთა ერთი ჯგუფი ყაზახეთში მზის სრულ დაბნელებას აკვირდებიდა, მოსკოველმა მოყვარულმა ასტრონომმა – სერგეი ნორმანმა ხვლიკის თანავარსკვლავედში ახალი ვარსკვლავი აღმოაჩინა. ეს მორიდებული, ცისფერთვალება ახალგაზრდა ბავშვობიდან იყო გატაცებული ასტრონომიით. ის განსაკუთრებულ ყურადღებას უთმობდა ცვალებად ვარსკვლავებს. როგორც ყველა "მეცვალებადემ", მან შესანიშნავად იცოდა თანავარსკვლავედები და მაშინვე შენიშნა ხვლიკის თანავარსკვლავედში აკიაფებული უცნობი ვარსკვლავი. სამწუხაროდ, იგი ძალიან ადრე დაიღუპა მძიმე დაავადებისაგან, მაგრამ სამუდამოდ ჩაეწერა ასტრონომიული აღმოჩენების ისტორიაში.

    ხვლიკის ახალმა 1936 წელს 2^m,1 ვარსკვლავიერ სიდიდეს მიაღწია, ანუ – სიკაშკაშით დიდი დათვის თანავარსკვლავედის ვარსკვლავებს გადააჭარბა. მიაღწია რა ბრწყინვალების მაქსიმუმს, ამ ტიპიურმა ახალმა კლება იწყო და საბოლოოდ 15^m,3-მდე გაფერმკრთალდა. ახლა უკვე, ამ ყოფილ ვარსკვლავზე დაკვირვება მხოლოდ მძლავრი თანამედროვე ტელესკოპებით თუ არის შესაძლებელი. სავსებით მოსალოდნელია, რომ რამდენიმე საუკუნის შემდეგ ის კვლავ ახალი ძალით აფეთქდეს, ვინაიდან ტიპიური ახალი ვარსკვლავები (როგორც ჩანს, ზეახალი ვარსკვლავებისაგან განსხვავებით), არაერთხელ ფეთქდებიან ხოლმე. ვინ იცის, რა წარმოუდგენელ სიმაღლეებს მიაღწევს იმ დროისათვის მიწიერი კაცობრიობის ტექნოლოგიური ცივილიზაცია?

 აი, აქ კი დასრულდა მოგზაურობა იმ თანავარსკვლავედთა სამყაროში, რომლებიც ჩვენთვის დაკვირვებადია. დროა, ჩვენთვის უხილავი სამხრეთული ვარსკვლავიერი ცის საზღვარზეც გადავაბიჯოთ.

ვეშაპი

    ვეშაპის თანავარსკვლავედი – ერთერთი უმსხვილესია ცამრგვალზე (სურათი 243). იგი ზუსტად 100 ვარსკვლავს მოიცავს, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით დაიკვირვება. რომელი ვარსკვლავია მათ შორის ყველაზე უფრო კაშკაშა? წარმოიდგინეთ, რომ ამ კითხვის პასუხი ასეთია: "გააჩნია, როდის!" ამ უცნაური შემთხვევის საიდუმლო იმაში მდგომარეობს, რომ ვეშაპის თანავარსკვლავედის ყველაზე კაშკაშა (ზოგჯერ) ვარსკვლავი, იმავდროულად, ცვალებადი ვარსკვლავიცაა.

სურ. 243. ვეშაპის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    პირველად ეს შენიშნა გალილეოს თანამედროვემ და იმ ეპოქის ერთერთმა საუკეთესო დამკვირვებელმა – დავით ფაბრიციუსმა. აღმოჩენა სრულიად შემთხვევით მოხდა: 1596 წლის 13 აგვისტოს დილით ფაბრიციუსი მერკურიზე დაკვირვებით იყო დაკავებული. ტელესკოპები მაშინ ჯერ კიდევ არ იყო, ამიტომ ფაბრიციუსი აპირებდა გაეზომა კუთხური მანძილი პლანეტიდან ვეშაპის თანავარსკვლავედის ერთერთ 3^m ვარსკვლავამდე. უცებ ის მიხვდა, რომ ეს ვარსკვლავი მას ცხოვრებაში ადრე არასოდეს ენახა. ბევრი ეძება, მაგრამ ვერც ვარსკვლავიერ რუკებზე იპოვა და ვერც ციურ გლობუსებზე. სიმართლე ითქვას, ეს კატალოგები შესაშური სიზუსტით არ გამოირჩეოდა, ამიტომ რაიმე კაშკაშა ვარსკვლავის გამოტოვება დიდად მოულოდნელი არ ყოფილა.

    და მაინც, ფაბრიციუსი, როგორც ეს ღირსეულ დამკვირვებელს ეკადრება, იმ დღიდან გამუდმებით ადევნებდა თვალყურს უცნობ ვარსკვლავს. აგვისტოს ბოლოს მისი ბრწყინვალება 2^m-მდე გაიზარდა, მაგრამ შემდეგ, სექტემბერში გაუფერულდა, ხოლო ოქტომბრის შუა რიცხვებისათვის სრულიად გაუჩინარდა. ფაბრიციუსმა, სრულიად დარწმუნებულმა, რომ ეს ისეთივე ახალი ვარსკვლავი იყო, როგორსაც 1572 წელს ტიჰო ბრაგე აკვირდებოდა, დაკვირვებები დასრულებულად ჩათვალა.

    მაგრამ, მეცნიერის განცვიფრებას საზღვარი არ ჰქონდა, როდესაც 13 წლის შემდეგ, 1609 წლის თებერვალში, მან ისევ დაინახა საოცარი ვარსკვლავი!

    XVII ს.-ს შუახანს საბოლოოდ დადგინდა, რომ ვეშაპის თანავარსკვლავედის უცნაური მნათობი – ცვალებადი ვარსკვლავია, რომელსაც სიკაშკაშის ცვლილების უჩვეულოდ გრძელი პერიოდი და დიდი ამპლიტუდა ახასიათებს. აი, ასე აღმოაჩინეს ევროპაში პირველი გრძელპერიოდიანი ცვალებადი ვარსკვლავი (სურათი 244). ჯერ კიდევ ჰაველიუსმა შეარქვა მას "გასაოცარი" ანუ "სასწაულებრივი" (ლათინურად – "მირა"). შეიძლება სარწმუნოდ ითქვას, რომ მირას ფიზიკური თვისებები სრულებით ამართლებს მის სახელწოდებას.

    ვეშაპის "მირა" (ვეშაპის ο) თავის ბრწყინვალებას 3^m,4-9^m,3 ფარგლებში იცვლის. სხვაგვარად რომ ვთქვათ, ბრწყინვალების მაქსიმუმში ის თანავარსკვლავედის ერთერთი უკაშკაშესი ვარსკვლავია, ხოლო მინიმუმში – საუკეთესო ბინოკლშიც კი არ გაირჩევა.

სურ. 244. ვეშაპის ο-ს ბრწყინვალების მრუდი

    უნდა აღინიშნოს, რომ ჩვენ მირას ბრწყინვალების მხოლოდ საშუალო მნიშვნელობები მივუთითეთ: მაქსიმუმისა და მინიმუმის მომენტები. ზოგჯერ მირა 2^m,0 სიდიდის ვარსკვლავია, ანუ – ვეშაპის თანავარსკვლავედის უკაშკაშესი მნათობი. ხოლო ზოგჯერ, მინიმუმში, 10^m,1-დეც კი ფერმკრთალდება.

    არც პერიოდია მუდმივი: 331,62 დღეღამე მხოლოდ საშუალო პერიოდია. სიკაშკაშის ცვლილების მრუდის ფორმა პერიოდზე დამოკიდებულებით იცვლება. ამგვარი ცვლილებებით მირა და სხვა მსგავსი გრძელპერიოდიანი ცვალებადები მნიშვნელოვნად განსხვავდებიან სტაბილური მრუდებისა და პერიოდულობის მქონე ცეფეიდებისაგან.

    მირაც და მისი ტიპის ყველა მსგავსი ცვალებადი, გამონაკლისის გარეშე, ცივი წითელი გიგანტია, ზედაპირის დაბალი ტემპერატურით (2000º ფარგლებში.) მათი ატმოსფეროები იმდენად ცივია, რომ გრძელპერიოდიანი ცვალებადი ვარსკვლავების სპექტრებში მოჭარბებულად გვხვდება სხვადასხვა ქიმიური შენაერთის (კერძოდ, ტიტანისა და ცირკონის ჟანგების) შთანთქმის ხაზები. ეს შენაერთები ძალზე მგრძნობიარეა ტემპერატურის მცირეოდენი ცვალებადობისადმი, რაც მაშინვე აისახება ხაზების ინტენსიობის რყევაზე. ამიტომაცაა, რომ გრძელპერიოდიანი ცვალებადების ბრწყინვალების ცვლილებებს, ხილულ სხივებში, ძალიან დიდი ამპლიტუდა აქვთ; მაშინ, როცა ვარსკვლავის საერთო გამოსხივება გაცილებით უფრო მცირე ფარგლებში იცვლება.

    მირას და მისი მსგავსი ვარსკვლავების სპექტრში, მაქსიმალური ბრწყინვალების დროს, ჩნდება გამოსხივების კაშკაშა ხაზები, რომლებიც ეკუთვნის წყალბადს და რამდენიმე სხვა ლითონს. ბრწყინვალების მინიმუმში ისინი შთანთქმის ხაზებად იქცევა. გრძელპერიოდიანი ცვალებადები ისევე პულსირებენ, როგორც ცეფეიდები – ამას უეჭველად ადასტურებს მათ სპექტრებში ხაზების პერიოდული გადანაცვლება.

     როგორ აიხსნება მირას და მისი კლასის სხვა ვარსკვლავების ცვალებადობა? როდესაც წითელი გიგანტები პულსირებენ, იცვლება მათი ზედაპირის ტემპერატურაც, რაც მაშინვე ახდენს გავლენას (ეს არ ახასიათებს უფრო ცხელ ცეფეიდებს) ატმოსფეროს ოპტიკურ თვისებებზე. ტემპერატურის მომატებისას ქიმიური შენაერთები იშლება და ატმოსფერო უფრო მეტ გამჭვირვალობას იძენს, ხოლო გაცივებასთან ერთად პირიქით  ხდება. ამ პროცესებში მნიშვნელოვანი როლი ეკისრება ცხელი წყალბადის იმ მასებს, რომლებიც ბრწყინვალების მაქსიმუმის განმავლობაში ატმოსფეროში გამოიფრქვევა და დამატებით ზრდის ვარსკვლავის სიკაშკაშეს (სწორედ ეს მასები იძლევიან სპექტრში კაშკაშა "ემისიურ" ხაზებს). ასე აიხსნება ჯერჯერობით ვეშაპის მირას წიაღში მიმდინარე რეგულარული, საოცარი ცვლილებები.

    1919 წელს შეამჩნიეს, რომ მირას სპექტრზე დაედება მეორე სპექტრი, რომელიც ეკუთვნის რომელიღაც ძალზე ცხელ, თეთრ ვარსკვლავს. ოთხი წლის შემდეგ, მირასთან ახლოს, სულ რაღაც   მანძილზე აღმოაჩინეს მისი თანამგზავრი – 10^m ცხელი ვარსკვლავი. მთავარ ვარსკვლავს, როგორც ჩანს, იგი რამდენიმე ასეული წლის განმავლობაში უვლის გარს. არსებობს ეჭვი, რომ ეს ვარსკვლავიც, თავის მხრივ, უცნობი ტიპის ცვალებადია. ეს ფრიად საინტერესო ახლობლობაა ორი ცვალებადი ვარსკვლავისა, რომელთა ფიზიკური თვისებები სრულიად განსხვავებულია (სურათი 245).

სურ. 245. მირა და მისი თანამგზავრი ტელესკოპში

    მირას გამოსხივება (ხილულ უბანში) მაქსიმუმიდან მინიმუმამდე ასობით იცვლება. ამგვარი ცვლილებები სასიკვდილო ზეგავლენას ახდენს ორგანულ სიცოცხლეზე. ამიტომ, საეჭვოა, რომ მირას და მისი მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო დასახლებული პლანეტები სრბოლავდეს. თუმცა, ვინ იცის...

    იპოვეთ ვეშაპის თანავარსკვლავედში კაშკაშა 3^m,5 ვარსკვლავი, რომლის შესახებ სრულიად საპირისპირო რამ შეიძლება ითქვას. ეს არის ვეშაპის τ, რომელმაც XX საუკუნეში გაითქვა სახელი. ვარსკვლავიერ რუკაზე მისი მოძიება არანაირ სირთულეს არ წარმოადგენს (სურათი 243).

    ვეშაპის ტაუს ძალიან სწრაფი საკუთარი მოძრაობა ახასიათებს. წლის განმავლობაში ის ცამრგვალზე 2"-ით გადაინაცვლებს, რაც დედამიწასთან სიახლოვის უტყუარი ნიშანია. მართლაც, ვეშაპის τ ერთერთი უახლოესი ვარსკვლავია. იქამდე მხოლოდ 12 სინათლის წელია.

    ვეშაპის ტაუ ჩვენი მზის მსგავსი, ყვითელი ჯუჯა ვარსკვლავია და მხოლოდ მცირეოდენ უფრო პატარა და ცივია. როგორც ჩანს, მზის მსგავსად ისიც ნელა ბრუნავს საკუთარი ღერძის გარშემო (მზისთვის ეს პერიოდი დაახლოებით ერთ თვეს შეადგენს). ამავე დროს, A და უფრო "ადრეული" სპექტრული კლასის მქონე ცხელი ვარსკვლავები, ძალიან სწრაფად ბრუნავენ საკუთარი ღერძის გარშემო, დაახლოებით 100-ჯერ უფრო სწრაფად, ვიდრე მზე. მაგრამ, F სპექტრული კლასებიდან დაწყებული, ბრუნვის სიჩქარეში მკვეთრი ნახტომი შეინიშნება. ეს ნახტომი იმ პლანეტების ბრუნვითაა გამოწვეული, რომლებიც ამ ვარსკვლავის გარშემო სრბოლავენ. ეს პლანეტები, ისევე როგორც ჩვენი მზის სისტემაში, მოძრაობის უდიდეს "მარაგს" (მოძრაობის რაოდენობის მომენტი) საკუთარ თავზე იღებენ იმ მნათობიდან, რომელთა გარშემოც ისინი მიმოიქცევიან, და ამიტომ, საკუთარი ღერძის გარშემო ძალიან ნელა ბრუნავენ (სურათი 246). უახლესი მონაცემებით ამ სისტემაში სულ მცირე 5 პლანეტაა, რომელთაგან 1 მათგანი სასიცოცხლო ზონაში განთავსდება.

სურ. 246. ვეშაპის ტაუს სისტემა

    და აი, ყველა ამ მიზეზის გამო, მიაჩნიათ, რომ ვეშაპის τ-ს გარშემო შეიძლება დ ა ს ა ხ ლ ე ბ უ ლ ი პლანეტები მიმოიქცეოდეს! ეს იმდენად სერიოზული მოსაზრებაა, რომ ამერიკელი ასტრონომების რადიოტელესკოპები რამდენიმე წლის განმავლობაში "მიყურადებული" იყო ვეშაპის τ-ზე, რადგანაც არსებობს იმედი, რომ იქიდან შეიძლება "კოსმიური ძმების" სიგნალები მივიღოთ. ჯერჯერობით კოსმოსი დუმს, მაგრამ ვის შეუძლია ამტკიცოს, რომ ეს ძიება ოდესმე არ დაგვირგვინდება აღმოჩენით, რომელიც კაცობრიობის ისტორიის სრულიად ახალ ეპოქას გაუღებს კარს?!

    მანამდე კი, აუცილებლად იპოვეთ ცაზე ვეშაპის τ და დატკბით მზის ამ ტყუპისცალით, რომელიც, ვინ იცის, თავისი ალერსიანი სხივებით ათბობს რომელიღაც შორეულ, მაგრამ ნათესაურ ცივილიზაციას.

თევზები

    ამ თანავარსკვლავედის α ვარსკვლავი იმავდროულად, მისი მთავარი ღირსებაცაა (სურათი 241). ბინოკლში კარგად ჩანს, რომ თევზების α ცისფერი ცხელი ვარსკვლავია, ზედაპირის ტემპერატურით 10 000º და ბრწყინვალებით 4^m,3. მთავარი ვარსკვლავიდან 2",65  მანძილზე თანამგზავრი იმყოფება – ისეთივე ცხელი, მხოლოდ, შედარებით უფრო მცირე ზომების 5^m,2 ვარსკვლავი. დიდ რეფრაქტორში ამ წყვილის გაცალკევება ძალზე რთულია, თუმცა საუკეთესო პირობების დამთხვევისას დაკვირვება მაინც ხდება ხოლმე შესაძლებელი.

სურ. 241. თევზების თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    თევზების α – ფიზიკური წყვილია, ამასთან, ვარსკვლავების გარემოქცევის პერიოდი სიმძიმის საერთო ცენტრის მიმართ 720 წელიწადს უდრის. სპექტრული ანალიზის მეშვეობით დამტკიცებულია, რომ თითოეული კომპონენტი, თავის მხრივ, სპექტრულად ორჯერადია. აქ ჩვენ ისევ ვხვდებით ოთხჯერად ვარსკვლავს: ფიზიკურად დაკავშირებული ოთხი მზე წყვილწყვილად სრბოლავს მათემატიკური წერტილის გარშემო, რომელიც ამ სისტემის სიმძიმის ცენტრს წარმოადგენს! და ამ შორეულ ოთხჯერად სისტემაში (40 პარსეკი) ციური მექანიკის იგივე კანონები მოქმედებენ, რაც ჩვენი მზის სისტემაში (სურათი 242).

სურ. 242. თევზების α–ს ვარსკვლავიერი სისტემა (6"f/8 ნიუტონის რეფლექტორში)

სამკუთხედი

    ამ პატარა თანავარსკვლავედში, რომელშიც შეუიარაღებელი თვალით მხოლოდ 15-ოდე ვარსკვლავი განირჩევა, მოჩანს ჩვენთან ერთერთი უახლოესი და საუკეთესოდ შესწავლილი გალაქტიკა M33. ის უნდა ვეძებოთ სამკუთხედის α-ს მარჯვნივ, დაახლოებით ანდრომედას β ვარსკვლავის – მერაქის მიმართულებით (სურათი 238, 239).

სურ. 238. სამკუთხედის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

   გაითვალისწინეთ, რომ გალაქტიკა M33 ძნელი დასანახია. მართალია, ის ანდრომედას ნისლეულის შემდეგ ყველაზე კაშკაშა გალაქტიკაა (მისი ჯამური "ინტეგრალური" ბრწყინვალება 6^m,2 ვარსკვლავის ბრწყინვალების ტოლია), მაგრამ მისი ზედაპირული სიმკვეთრე მცირეა. ამიტომ, მასზე დაკვირვება მხოლოდ ყველაზე უფრო ბნელ ღამეებში ღირს.

    ტელესკოპში თქვენ პატარა, მრგვალ მანათობელ ლაქას შენიშნავთ, ყოველგვარი წვრილმანების გარეშე. ამ დროს თვალი იმ სხივებს აღიქვამს, რომელიც ამ შორეულმა სისტემამ 1 800 000 წლის წინათ გამოსცა!

სურ. 239. სამკუთხედში M33 ნისლეულის ადგილმდებარეობა ცამრგვალზე

    კარგ ფოტოსურათებზე (სურათი 240) M33 გალაქტიკა ძალზედ ეფექტურია. ჩვენ მას თითქმის "სიბრტყეში" ვუყურებთ, რისი მეშვეობითაც მისი სპირალური ტოტები კარგად დაიკვირვება. ისინი ბევრად უფრო განვითარებულია, ვიდრე ანდრომედას ნისლეულის ან ჩვენი გალაქტიკის შემთხვევაში. შესაბამისად, M33-ის ბირთვსაც ნაკლები მოცულობა უჭირავს.

    ამ გალაქტიკაში დაახლოებით 100-ჯერ ნაკლები რაოდენობის ვარსკვლავია. მათ შორის 200-მდე ცვალებადია, უმეტესწილად – ცეფეიდები. არის გაზოვანი ნისლეულებიც, რომელთა სპექტრი ჩვენს გალაქტიკაში არსებული ნისლეულების მსგავსია. სამაგიეროდ, ბირთვში უმეტესწილად ცხელი ვარსკვლავები განთავსდება, რაც M33-ს ანდრომედასა და ჩვენი ირმის ნახტომისაგან განასხვავებს.

სურ. 240. გალაქტიკა  M33

    საინტერესოა, რომ წითელი ფილტრით გადაღებულ ფოტოსურათებზე M33 "იდღაბნება", თითქოს და სპირალური სტრუქტურა მას სულაც არ აქვს. ეს იმის გამოა, რომ სპირალები ცხელი ვარსკვლავებისაგან შედგება, რომლებიც ტალღის მოკლე სიგრძის მქონე "მოცისფრო" სხივებს გამოსცემენ; სამაგიეროდ, სფერული "ორეოლი" უამრავ წითელ გიგანტს მოიცავს. ეს ფაქტი გვიჩვენებს, რომ კოსმოსური ობიექტები სხვადასხვა სხივებში სხვადასხვაგვარად მოჩანს.

ვერძი

ვერძის თანავარსკვლავედი ღარიბია საინტერესო ობიექტებით. თუმცა, აქაც არის რაღაც ისეთი, რაც უეჭველად იმსახურებს ჩვენს ყურადღებას (სურათი 235).

სურ. 235.  ვერძის თანავარსკვლავედის საინტერესო ობიექტები

    ვერძის თანავარსკვლავედისათვის დამახასიათებელია α, β და γ ვარსკვლავთა სამეული, რომლებიც გარემომცველ, კაშკაშა ვარსკვლავებით ღარიბ ფონზე აშკარად გამოიკეთებიან. γ ფიზიკურად ორჯერადი ვარსკვლავია. ორივე წევრი ერთმანეთის მსგავსია: ცხელი, მოცისფრო-მოთეთრო ვარსკვლავები, ზედაპირის ტემპერატურით 11 000º. კუთხური მანძილი მათ შორის 8" შეადგენს, ამიტომ ეს წყვილი სკოლის ტელესკოპებისთვისაც კი იოლად გასარჩევი ობიექტია.

    საინტერესოა, რომ ვერძის γ ტელესკოპით აღმოჩენილი პირველი ორჯერადი ვარსკვლავია. მისი ორჯერადობა ჯერ კიდევ 1664 წელს აღმოაჩინა სახელგანთქმულმა ფიზიკოსმა  რობერტ ჰუკმა. ამასთან დაკავშირებით, არსებობს საინტერესო ჩანაწერები: "შევამჩნიე, რომ ის ორი პატარა ვარსკვლავისაგან შედგებოდა, რომლებიც ერთმანეთთან ძალზე ახლოს იყვნენ. მსგავსი მოვლენა მთელს ცაზე არასოდეს შემინიშნავს" (სურათი 236).

სურ. 236. ვერძის γ ორჯერადი ვარსკვლავის სისტემა. 10"დობსონი, Х92

    ასევე საინტერესოა ორჯერადი ვარსკვლავი – ვერძის λ, რომელიც 38"-თ დაშორებული
5^m და 8^m ვარსკვლავებისაგან შედგება (სურათი 237). 1781 წლიდან მოყოლებული, როდესაც ამ ვარსკვლავების ურთიერთგანლაგება პირველად შეიცვალა, ისინი უძრავად არიან გაშეშებული ერთმანეთის მიმართ. თუმცა, ორივე ვარსკვლავი სივრცეში ერთი მიმართულებითა და ერთნაირი სიჩქარით მიფრინავს, რაც უბრალო დამთხვევა არ უნდა იყოს. ასეთ შემთხვევებში ითვლება, რომ ორბიტული მოძრაობა გარემოქცევის კოლოსალური ხანგრძლივობის გამოა შეუმჩნეველი.

სურ. 237. ვერძის λ ორჯერადი ვარსკვლავის სისტემა. 10"დობსონი, Х92