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)