მაგნიტუდა

© ცოდნა არის ძალა

პტოლემე და ალმაგესტი

ვარსკვლავთა კატალოგის შედგენის პირველი მცდელობა, მათი სიკაშკაშის ხარისხის პრინციპზე დაყრდნობით, ბერძენმა ასტრონომმა ჰიპარქე ნიკეელმა ძვ.წ. მის მრავალრიცხოვან ნამუშევრებს შორის (სამწუხაროდ, თითქმის ყველა დაკარგულია) გამოჩნდა "ვარსკვლავების კატალოგი", რომელიც შეიცავს 850 ვარსკვლავის აღწერას, რომლებიც კლასიფიცირებულია კოორდინატებისა და სიკაშკაშის მიხედვით. ჰიპარქეს მიერ შეგროვებული მონაცემები, რომელმაც, გარდა ამისა, აღმოაჩინა პრეცესიის ფენომენი, დამუშავდა და შემდგომ განვითარდა მე-2 საუკუნეში ალექსანდრიელი (ეგვიპტე) კლავდიუს პტოლემეოსის წყალობით. ახ.წ მან შექმნა ფუნდამენტური ოპუსი "ალმაჟესტი"ცამეტ წიგნში. პტოლემემ შეაგროვა მთელი იმდროინდელი ასტრონომიული ცოდნა, კლასიფიცირებული და ხელმისაწვდომი და გასაგები სახით წარმოადგინა. Almagest ასევე მოიცავდა ვარსკვლავების კატალოგს. იგი ეფუძნებოდა ჰიპარქეს მიერ ოთხი საუკუნის წინ გაკეთებულ დაკვირვებებს. მაგრამ პტოლემეის "ვარსკვლავების კატალოგი" უკვე შეიცავდა კიდევ ათას ვარსკვლავს.

პტოლემეის კატალოგი ათასწლეულის მანძილზე თითქმის ყველგან გამოიყენებოდა. მან ვარსკვლავები ექვს კლასად დაყო მანათობლობის ხარისხის მიხედვით: ყველაზე კაშკაშა პირველ კლასს მიაკუთვნეს, ნაკლებად კაშკაშა - მეორეს და ა.შ. მეექვსე კლასში შედის ვარსკვლავები, რომლებიც შეუიარაღებელი თვალით ძლივს ჩანს. ტერმინი „ციური სხეულების სიკაშკაშე“ ან „ვარსკვლავური სიდიდე“ დღესაც გამოიყენება ციური სხეულების, არა მხოლოდ ვარსკვლავების, არამედ ნისლეულების, გალაქტიკების და სხვა ციური ფენომენების ბრწყინვალების საზომის დასადგენად.

ვარსკვლავის სიკაშკაშე და ვიზუალური სიდიდე

ვარსკვლავებით მოჭედილი ცის დათვალიერებისას შეგიძლიათ შეამჩნიოთ, რომ ვარსკვლავები განსხვავდებიან თავიანთი სიკაშკაშით ან აშკარა ბრწყინვალებით. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს 1 სიდიდის ვარსკვლავებს უწოდებენ; იმ ვარსკვლავებს, რომელთა სიკაშკაშე 2,5-ჯერ უფრო სუსტია, ვიდრე 1-ლი მაგნიტუდის ვარსკვლავები, აქვთ მე-2 სიდიდე. ისინი კლასიფიცირდება როგორც მე-3 სიდიდის ვარსკვლავები. რომლებიც 2,5-ჯერ სუსტები არიან მე-2 სიდიდის ვარსკვლავებზე და ა.შ. შეუიარაღებელი თვალით ხილული ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები კლასიფიცირდება როგორც მე-6 სიდიდის ვარსკვლავები. უნდა გვახსოვდეს, რომ სახელწოდება "ვარსკვლავური სიდიდე" არ მიუთითებს ვარსკვლავების ზომაზე, არამედ მხოლოდ მათ აშკარა სიკაშკაშეზე.

საერთო ჯამში, ცაზე არის 20 ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, რომლებიც, როგორც წესი, ამბობენ, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავები არიან. მაგრამ ეს არ ნიშნავს იმას, რომ მათ აქვთ იგივე სიკაშკაშე. ფაქტობრივად, ზოგიერთი მათგანი გარკვეულწილად უფრო კაშკაშაა, ვიდრე 1 სიდიდე, სხვები ოდნავ უფრო მკრთალი, და მხოლოდ ერთი მათგანია ზუსტად 1 სიდიდის ვარსკვლავი. იგივე სიტუაცია ეხება მე-2, მე-3 და შემდგომ სიდიდის ვარსკვლავებს. ამიტომ, კონკრეტული ვარსკვლავის სიკაშკაშის უფრო ზუსტად მითითებისთვის, ისინი იყენებენ წილადური მნიშვნელობები. მაგალითად, ის ვარსკვლავები, რომლებიც თავიანთი სიკაშკაშით არიან შუაში 1-ლი და მე-2 სიდიდის ვარსკვლავებს შორის, ითვლება 1,5 სიდიდის კუთვნილება. არის ვარსკვლავები 1,6 სიდიდით; 2.3; 3.4; 5.5 და ა.შ. ცაზე ჩანს რამდენიმე განსაკუთრებით კაშკაშა ვარსკვლავი, რომლებიც თავიანთი ბრწყინვალებით აღემატება 1-ლი სიდიდის ვარსკვლავების ბრწყინვალებას. ამ ვარსკვლავებისთვის ნული და უარყოფითი სიდიდეები. ასე, მაგალითად, ცის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავს - ვეგას - აქვს 0,03 (0,04) მაგნიტუდა, ხოლო ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავს - სირიუსს - აქვს მინუს 1,47 (1,46) მაგნიტუდა სამხრეთ ნახევარსფეროში. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია კანოპუსი(კანოპუსი მდებარეობს კარინას თანავარსკვლავედში. აშკარა სიდიდით მინუს 0,72, Canopus-ს აქვს ყველაზე მაღალი სიკაშკაშე, ვიდრე ნებისმიერი ვარსკვლავი მზიდან 700 სინათლის წლის მანძილზე. შედარებისთვის, სირიუსი მხოლოდ 22-ჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე ჩვენი მზე, მაგრამ ის გაცილებით მეტია. ჩვენთან უფრო ახლოს ვიდრე კანოპუსი. მრავალი ვარსკვლავისთვის, მზის უახლოეს მეზობლებს შორის, კანოპუსი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია მათ ცაზე.)

მასშტაბები თანამედროვე მეცნიერებაში

მე-19 საუკუნის შუა ხანებში. ინგლისელი ასტრონომი ნორმან პოგსონიგააუმჯობესა ვარსკვლავების კლასიფიკაციის მეთოდი მანათობლობის პრინციპზე დაფუძნებული, რომელიც არსებობდა ჰიპარქეს და პტოლემეოს დროიდან. პოგსონმა გაითვალისწინა, რომ სიკაშკაშის განსხვავება ორ კლასს შორის არის 2,5 (მაგალითად, მესამე კლასის ვარსკვლავის მანათობელი ინტენსივობა 2,5-ჯერ მეტია, ვიდრე მეოთხე კლასის ვარსკვლავი). პოგსონმა შემოიტანა ახალი სკალა, რომლის მიხედვითაც განსხვავება პირველი და მეექვსე კლასის ვარსკვლავებს შორის არის 100-დან 1-მდე (5 სიდიდის სხვაობა შეესაბამება ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვლილებას 100-ჯერ). ამრიგად, განსხვავება სიკაშკაშის თვალსაზრისით თითოეულ კლასს შორის არის არა 2.5, არამედ 2.512-დან 1-მდე.

ინგლისელი ასტრონომის მიერ შემუშავებულმა სისტემამ შესაძლებელი გახადა არსებული მასშტაბის შენარჩუნება (ექვს კლასად დაყოფა), მაგრამ მისცა მას მაქსიმალური მათემატიკური სიზუსტე. ჯერ ვარსკვლავური სიდიდეების სისტემის ნულოვან წერტილად აირჩიეს პოლარული ვარსკვლავი; მისი სიდიდე, პტოლემეის სისტემის შესაბამისად, განისაზღვრა 2,12. მოგვიანებით, როდესაც გაირკვა, რომ ჩრდილოეთ ვარსკვლავი ცვლადი ვარსკვლავია, მუდმივი მახასიათებლების მქონე ვარსკვლავებს პირობითად მიენიჭათ ნულოვანი წერტილის როლი. ტექნოლოგიებისა და აღჭურვილობის გაუმჯობესებასთან ერთად, მეცნიერებმა შეძლეს ვარსკვლავური სიდიდეების დადგენა უფრო დიდი სიზუსტით: მეათედამდე, მოგვიანებით კი მეასედამდე.

კავშირი აშკარა ვარსკვლავურ სიდიდეებს შორის გამოიხატება პოგსონის ფორმულით: მ 2 -მ 1 =-2.5ლოგი(ე 2 /ე 1) .

n ვარსკვლავების რიცხვი, რომელთა ვიზუალური სიდიდე აღემატება L-ს

ლ	ნ	ლ	ნ	ლ	ნ
1	13	8	4.2*10 4	15	3.2*10 7
2	40	9	1.25*10 5	16	7.1*10 7
3	100	10	3.5*10 5	17	1.5*10 8
4	500	11	9*10 5	18	3*10 8
5	1.6*10 3	12	2.3*10 6	19	5.5*10 8
6	4.8*10 3	13	5.7*10 6	20	10 9
7	1.5*10 4	14	1.4*10 7	21	2*10 9

ფარდობითი და აბსოლუტური სიდიდე

ვარსკვლავური სიდიდე, რომელიც იზომება ტელესკოპში დამონტაჟებული სპეციალური ინსტრუმენტების (ფოტომეტრების) გამოყენებით, მიუთითებს იმაზე, თუ რამდენ შუქს აღწევს ვარსკვლავიდან დედამიწაზე დამკვირვებელი. სინათლე გადის მანძილს ვარსკვლავიდან ჩვენამდე და, შესაბამისად, რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი, მით უფრო სუსტი ჩანს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ის ფაქტი, რომ ვარსკვლავები განსხვავდება სიკაშკაშით, ჯერ კიდევ არ იძლევა სრულ ინფორმაციას ვარსკვლავის შესახებ. ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავს შეიძლება ჰქონდეს დიდი სიკაშკაშე, მაგრამ იყოს ძალიან შორს და, შესაბამისად, ჰქონდეს ძალიან დიდი სიდიდე. ვარსკვლავების სიკაშკაშის შესადარებლად, დედამიწიდან მათი დაშორების მიუხედავად, შემოიღეს კონცეფცია "აბსოლუტური სიდიდე". აბსოლუტური სიდიდის დასადგენად, თქვენ უნდა იცოდეთ მანძილი ვარსკვლავამდე. აბსოლუტური სიდიდე M ახასიათებს ვარსკვლავის სიკაშკაშეს დამკვირვებლიდან 10 პარსეკის დაშორებით. (1 პარსეკი = 3,26 სინათლის წელი.). აბსოლუტური სიდიდის M, მოჩვენებითი სიდიდის m და მანძილის R ვარსკვლავამდე კავშირი პარსეკებში: M = m + 5 – 5 log R.

შედარებით ახლო ვარსკვლავებისთვის, რომლებიც შორს არიან რამდენიმე ათეულ პარსეკს არ აღემატება, მანძილი განისაზღვრება პარალაქსით ისე, როგორც ცნობილია ორასი წლის განმავლობაში. ამ შემთხვევაში, ვარსკვლავების უმნიშვნელო კუთხური გადაადგილება იზომება, როდესაც მათ აკვირდებიან დედამიწის ორბიტის სხვადასხვა წერტილიდან, ანუ წელიწადის სხვადასხვა დროს. უახლოესი ვარსკვლავების პარალაქსებიც კი 1-ზე ნაკლებია". პარალაქსის ცნება დაკავშირებულია ასტრონომიის ერთ-ერთი ძირითადი ერთეულის სახელთან - პარსეკი. პარსეკი არის მანძილი წარმოსახვით ვარსკვლავამდე, რომლის წლიური პარალაქსი უდრის. 1".

ძვირფასო სტუმრებო!

თქვენი სამუშაო გამორთულია JavaScript. გთხოვთ, ჩართოთ სკრიპტები თქვენს ბრაუზერში და საიტის სრული ფუნქციონირება გაიხსნება თქვენთვის!

ასტრონომია

• თარგმანი

იცით თუ არა ისინი ყველა, ისევე როგორც მათი სიკაშკაშის მიზეზები?

მე მშიერი ვარ ახალი ცოდნისთვის. მთავარია ისწავლო ყოველდღე და გახდე უფრო ნათელი და ნათელი. ეს არის ამ სამყაროს არსი.
- Ჯეი ზი

როცა ღამის ცას წარმოიდგენთ, დიდი ალბათობით ფიქრობთ ათასობით ვარსკვლავზე, რომლებიც ციმციმებენ ღამის შავ საბანზე, რაც ნამდვილად შეიძლება მხოლოდ ქალაქებიდან და სინათლის დაბინძურების სხვა წყაროებიდან მოშორებით.

მაგრამ ჩვენ, ვინც პერიოდულად არ ხდება ასეთი სპექტაკლის მომსწრე, აკლია ის ფაქტი, რომ ურბანული უბნებიდან დანახული ვარსკვლავები განსხვავებულად გამოიყურებიან, ვიდრე ბნელ პირობებში. მათი ფერი და შედარებითი სიკაშკაშე მაშინვე განასხვავებს მათ მეზობელი ვარსკვლავებისგან და თითოეულს აქვს თავისი ისტორია.

ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში მცხოვრებ ადამიანებს შეუძლიათ დაუყოვნებლივ ამოიცნონ ურს დიდი ან ასო W კასიოპეაში, ხოლო სამხრეთ ნახევარსფეროში ყველაზე ცნობილი თანავარსკვლავედი უნდა იყოს სამხრეთის ჯვარი. მაგრამ ეს ვარსკვლავები არ არიან ათ ყველაზე კაშკაშა!

ირმის ნახტომი სამხრეთის ჯვრის გვერდით

თითოეულ ვარსკვლავს აქვს საკუთარი სიცოცხლის ციკლი, რომელსაც იგი დაბადების მომენტიდან უკავშირდება. როდესაც რომელიმე ვარსკვლავი წარმოიქმნება, დომინანტური ელემენტი იქნება წყალბადი - ყველაზე უხვი ელემენტი სამყაროში - და მისი ბედი განისაზღვრება მხოლოდ მისი მასით. მზის მასის 8%-ის მქონე ვარსკვლავებს შეუძლიათ ბირთვული შერწყმის რეაქციების აანთება, წყალბადის ჰელიუმის შერწყმა და მათი ენერგია თანდათან მოძრაობს შიგნიდან გარეთ და იღვრება სამყაროში. დაბალი მასის ვარსკვლავები წითელია (დაბალი ტემპერატურის გამო), ბუნდოვანია და ნელა წვავენ საწვავს - ყველაზე ხანგრძლივ ვარსკვლავებს ტრილიონობით წლები ეწვება.

მაგრამ რაც უფრო მეტ მასას იძენს ვარსკვლავი, მით უფრო ცხელია მისი ბირთვი და მით უფრო დიდია რეგიონი, რომელშიც ხდება ბირთვული შერწყმა. მზის მასის მიღწევისას ვარსკვლავი მოხვდება G კლასში და მისი სიცოცხლე არ აღემატება ათ მილიარდ წელს. გააორმაგეთ მზის მასა და მიიღებთ A კლასის ვარსკვლავს, რომელიც არის კაშკაშა ლურჯი და ცხოვრობს ორ მილიარდ წელზე ნაკლებ დროზე. და ყველაზე მასიური ვარსკვლავები, კლასები O და B, ცხოვრობენ მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში, რის შემდეგაც მათი ბირთვი ამოიწურება წყალბადის საწვავი. გასაკვირი არ არის, რომ ყველაზე მასიური და ცხელი ვარსკვლავები ასევე ყველაზე კაშკაშაა. A კლასის ტიპიური ვარსკვლავი შეიძლება იყოს მზეზე 20-ჯერ უფრო კაშკაშა, ხოლო ყველაზე მასიური შეიძლება იყოს ათიათასჯერ უფრო კაშკაშა!

მაგრამ როგორც არ უნდა დაიწყოს ვარსკვლავი სიცოცხლეს, მის ბირთვში წყალბადის საწვავი ამოიწურება.

და იმ მომენტიდან ვარსკვლავი იწყებს უფრო მძიმე ელემენტების წვას, გაფართოებულ გიგანტურ ვარსკვლავად, უფრო გრილი, მაგრამ ასევე უფრო კაშკაშა, ვიდრე თავდაპირველი. გიგანტური ფაზა უფრო მოკლეა, ვიდრე წყალბადის წვის ფაზა, მაგრამ მისი წარმოუდგენელი სიკაშკაშე აჩენს მას ბევრად უფრო დიდი მანძილიდან, ვიდრე თავდაპირველი ვარსკვლავი ჩანდა.

ამ ყველაფრის გათვალისწინებით, გადავიდეთ ჩვენი ცის ათ ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავზე, სიკაშკაშის მზარდი თანმიმდევრობით.

10. აჩერნარი. კაშკაშა ცისფერი ვარსკვლავი მზის მასაზე შვიდჯერ და 3000-ჯერ მეტი სიკაშკაშით. ეს ჩვენთვის ცნობილი ერთ-ერთი ყველაზე სწრაფად მბრუნავი ვარსკვლავია! ის ისე სწრაფად ბრუნავს, რომ მისი ეკვატორული რადიუსი 56%-ით მეტია მის პოლარულ რადიუსზე, ხოლო ტემპერატურა პოლუსზე - ვინაიდან ის გაცილებით ახლოსაა ბირთვთან - 10 000 კ-ით მეტია. მაგრამ ის საკმაოდ შორს არის ჩვენგან, 139 სინათლის წლის მანძილზე.

9. ბეტელგეიზე. წითელი გიგანტური ვარსკვლავი ორიონის თანავარსკვლავედში, ბეთელგეიზე იყო კაშკაშა და ცხელი O კლასის ვარსკვლავი, სანამ წყალბადი არ ამოიწურა და ჰელიუმზე გადავიდა. მიუხედავად დაბალი ტემპერატურის 3500 K-ისა, ის მზეზე 100000-ჯერ უფრო კაშკაშაა, რის გამოც იგი ათ ყველაზე კაშკაშათა შორისაა, მიუხედავად იმისა, რომ ჩვენგან 600 სინათლის წელია. მომდევნო მილიონი წლის განმავლობაში, ბეთელგეიზე გადაიქცევა სუპერნოვაში და დროებით გახდება ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაზე, რომელიც შესაძლოა ხილული იყოს დღის განმავლობაში.

8. პროციონი. ვარსკვლავი ძალიან განსხვავდება მათგან, რაც ჩვენ განვიხილეთ. პროციონი არის მოკრძალებული F კლასის ვარსკვლავი, მზეზე მხოლოდ 40%-ით დიდი და მის ბირთვში წყალბადის ამოწურვის ზღვარზეა - რაც ნიშნავს, რომ ის სუბგიგანტია ევოლუციის პროცესში. ის მზეზე დაახლოებით 7-ჯერ უფრო კაშკაშაა, მაგრამ ჩვენგან მხოლოდ 11,5 სინათლის წლითაა დაშორებული, ასე რომ, ის შეიძლება იყოს უფრო კაშკაშა ვიდრე შვიდი ვარსკვლავი ჩვენს ცაზე.

7. რიგელი. ორიონში ბეტელგეიზე არ არის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები - ეს განსხვავება ენიჭება რიგელს, ჩვენგან კიდევ უფრო შორეულ ვარსკვლავს. ის დაშორებულია 860 სინათლის წლით და მხოლოდ 12000 გრადუსი ტემპერატურით რიგელი არ არის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი – ის იშვიათი ლურჯი სუპერგიგანტია! ის მზეზე 120 000-ჯერ უფრო კაშკაშაა და ასე ანათებს არა ჩვენგან დაშორების, არამედ საკუთარი სიკაშკაშის გამო.

6. სამლოცველო. ეს უცნაური ვარსკვლავია, რადგან ის რეალურად არის ორი წითელი გიგანტი, რომელთა ტემპერატურა მზესთან შედარებით, მაგრამ თითოეული მზეზე დაახლოებით 78-ჯერ კაშკაშაა. 42 სინათლის წლის მანძილზე, ეს არის საკუთარი სიკაშკაშის, შედარებით მცირე მანძილისა და მათგან ორის ერთობლიობა, რაც საშუალებას აძლევს კაპელას მოხვდეს ჩვენს სიაში.

5. ვეგა. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ზაფხული-შემოდგომის სამკუთხედიდან, უცხოპლანეტელების სახლი ფილმიდან "კონტაქტი". ასტრონომებმა ის გამოიყენეს, როგორც სტანდარტული "ნულოვანი მაგნიტუდის" ვარსკვლავი. ის ჩვენგან მხოლოდ 25 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს, ეკუთვნის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს და არის ჩვენთვის ცნობილი A კლასის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი და ასევე საკმაოდ ახალგაზრდაა, მხოლოდ 400-500 მილიონი წლისაა. უფრო მეტიც, ის მზეზე 40-ჯერ უფრო კაშკაშაა და ცაზე მეხუთე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია. ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს ყველა ვარსკვლავს შორის ვეგა მეორეა მხოლოდ ერთი ვარსკვლავის შემდეგ...

4. არქტურუსი. ნარინჯისფერი გიგანტი, ევოლუციის მასშტაბით, სადღაც პროციონსა და კაპელას შორისაა. ის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში და მისი პოვნა ადვილად შესაძლებელია დიდი დიპერის „სახელურით“. ის მზეზე 170-ჯერ უფრო კაშკაშაა და მისი ევოლუციური გზის გავლის შემდეგ, ის შეიძლება კიდევ უფრო კაშკაშა გახდეს! ის ჩვენგან მხოლოდ 37 სინათლის წლისაა და მხოლოდ სამი ვარსკვლავია მასზე კაშკაშა, ყველა მდებარეობს სამხრეთ ნახევარსფეროში.

3. ალფა კენტავრი. ეს არის სამმაგი სისტემა, რომლის მთავარი წევრი ძალიან ჰგავს მზეს და თავისთავად უფრო სუსტია, ვიდრე ათეულში არსებული ნებისმიერი ვარსკვლავი. მაგრამ ალფა კენტავრის სისტემა შედგება ჩვენთან ყველაზე ახლოს მყოფი ვარსკვლავებისგან, ამიტომ მისი მდებარეობა გავლენას ახდენს მის აშკარა სიკაშკაშეზე - ბოლოს და ბოლოს, ის მხოლოდ 4,4 სინათლის წლითაა დაშორებული. საერთოდ არ მოსწონს სიაში მე-2 ნომერი.

2. კანოპუსი. თეთრი სუპერგიგანტი, კანოპუსი მზეზე 15000-ჯერ უფრო კაშკაშაა და ღამის ცაზე მეორე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია, მიუხედავად იმისა, რომ ჩვენგან 310 სინათლის წლის მანძილზეა. ის მზეზე ათჯერ მასიურია და 71-ჯერ დიდი - გასაკვირი არ არის, რომ ასე კაშკაშა ანათებს, მაგრამ პირველ ადგილს ვერ მიაღწია. ბოლოს და ბოლოს, ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ცაზე არის...

1. სირიუსი. ის ორჯერ უფრო კაშკაშაა ვიდრე კანოპუსი და ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს დამკვირვებლებს შეუძლიათ ზამთარში მისი თანავარსკვლავედი ორიონის უკან ამოსვლის დანახვა. ის ხშირად ციმციმებს, რადგან მის ნათელ შუქს შეუძლია შეაღწიოს ქვედა ატმოსფეროში უკეთესად, ვიდრე სხვა ვარსკვლავებს. ის ჩვენგან მხოლოდ 8,6 სინათლის წლისაა, მაგრამ ის არის A კლასის ვარსკვლავი, ორჯერ მასიური და 25-ჯერ უფრო კაშკაშა ვიდრე მზე.

შეიძლება გაგიკვირდეთ, რომ სიის მთავარი ვარსკვლავები არ არიან ყველაზე კაშკაშა ან უახლოესი ვარსკვლავები, არამედ საკმარისად კაშკაშა და საკმარისად ახლოს ვარსკვლავების კომბინაციები, რომ ყველაზე კაშკაშა ანათებენ. ორჯერ უფრო შორს მდებარე ვარსკვლავებს აქვთ ოთხჯერ ნაკლები სიკაშკაშე, ამიტომ სირიუსი ანათებს უფრო კაშკაშა ვიდრე კანოპუსი, რომელიც ანათებს ალფა კენტავრზე და ა.შ. საინტერესოა, რომ M კლასის ჯუჯა ვარსკვლავები, რომლებსაც სამყაროს ყოველი ოთხი ვარსკვლავიდან სამი ეკუთვნის, ამ სიაში საერთოდ არ არიან.

რა შეგვიძლია გამოვყოთ ამ გაკვეთილიდან: ზოგჯერ ის, რაც ჩვენთვის ყველაზე გასაოცარი და აშკარად გვეჩვენება, ყველაზე უჩვეულო აღმოჩნდება. საერთო ნივთების პოვნა შეიძლება ბევრად უფრო რთული იყოს, მაგრამ ეს ნიშნავს, რომ ჩვენ უნდა გავაუმჯობესოთ დაკვირვების მეთოდები!

აშკარა სიკაშკაშე

შეხედე ცას ღამით. დიდი ალბათობით, ნახავთ ათეულს ან ერთნახევარ ძალიან კაშკაშა ვარსკვლავს (დამოკიდებულია სეზონზე და დედამიწაზე თქვენი მდებარეობის მიხედვით), რამდენიმე ათეული ჩაბნელებული ვარსკვლავი და ბევრი, ბევრი ძალიან ბუნდოვანი.

ვარსკვლავების სიკაშკაშე მათი უძველესი მახასიათებელია, რომელიც ადამიანმა შენიშნა. ჯერ კიდევ უძველეს დროში ხალხმა მოიფიქრა ვარსკვლავების სიკაშკაშის ზომა - "ვარსკვლავური სიდიდე". მიუხედავად იმისა, რომ მას "სიდიდეს" უწოდებენ, ჩვენ, რა თქმა უნდა, არ ვსაუბრობთ ვარსკვლავების ზომაზე, არამედ მხოლოდ მათ სიკაშკაშეზე, რომელსაც თვალი აღიქვამს. ზოგიერთ კაშკაშა ვარსკვლავს მიენიჭა პირველი სიდიდე. ვარსკვლავებისთვის, რომლებიც გარკვეულწილად დაბნელებული ჩანდნენ - მეორე. ვარსკვლავები, რომლებიც წინა ვარსკვლავებთან შედარებით ერთნაირად ჩამქრალი ჩანდნენ - მესამე. Და ასე შემდეგ.

გაითვალისწინეთ, რომ რაც უფრო კაშკაშა ვარსკვლავი, მით უფრო მცირეა სიდიდე. პირველი სიდიდის ვარსკვლავები შორს არიან ცაში ყველაზე კაშკაშადან. საჭირო იყო ნულოვანი სიდიდის და თუნდაც უარყოფითის შეყვანა. ასევე შესაძლებელია ფრაქციული სიდიდეები. ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავები, რომლებსაც ადამიანის თვალი ხედავს, მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავებია. ბინოკლებით შეგიძლიათ იხილოთ მეშვიდემდე, სამოყვარულო ტელესკოპით - მეათე ან მეთორმეტემდე, ხოლო თანამედროვე ჰაბლის ორბიტალური ტელესკოპი ოცდამეათემდე აღწევს.

აქ არის ჩვენი ნაცნობი ვარსკვლავების სიდიდეები: სირიუსი (-1,5), ალფა კენტავრი (-0,3), ბეტელგეიზე 0,3 (საშუალოდ, რადგან ცვლადია). ურს მაიორის ცნობილი ვარსკვლავები მეორე სიდიდის ვარსკვლავები არიან. ვენერას სიდიდემ შეიძლება მიაღწიოს (-4,5) - კარგად, ძალიან კაშკაშა წერტილს, თუ გაგიმართლათ მისი ნახვა, იუპიტერი - (-2,9-მდე).

ასე იზომებოდა ვარსკვლავების სიკაშკაშე მრავალი საუკუნის განმავლობაში, თვალით, ვარსკვლავების შედარება სტანდარტულ ვარსკვლავებთან. მაგრამ შემდეგ გამოჩნდა მიუკერძოებელი ინსტრუმენტები და აღმოაჩინეს საინტერესო ფაქტი. რა არის ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშე? ის შეიძლება განისაზღვროს, როგორც სინათლის რაოდენობა (ფოტონები) ვარსკვლავიდან, რომელიც ერთ დროს ჩვენს თვალში შედის. ასე რომ, აღმოჩნდა, რომ სიდიდის მასშტაბი ლოგარითმულია (როგორც ყველა სასწორი, რომელიც დაფუძნებულია გრძნობების აღქმაზე). ანუ სიკაშკაშის სხვაობა ერთი სიდიდით არის ფოტონების რაოდენობის განსხვავება ორნახევარჯერ. შეადარეთ, მაგალითად, მუსიკალურ მასშტაბს, ეს იგივეა: ოქტავის განსხვავება სიმაღლეში არის ორმაგი განსხვავება სიხშირეში.

ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშის სიდიდეებით გაზომვა კვლავ გამოიყენება ვიზუალურ დაკვირვებებში; სიდიდის მნიშვნელობები დაფიქსირებულია ყველა ასტრონომიულ საცნობარო წიგნში. ეს მოსახერხებელია, მაგალითად, ვარსკვლავების სიკაშკაშის სწრაფად შესაფასებლად და შედარებისთვის.

რადიაციული სიმძლავრე

ვარსკვლავების სიკაშკაშე, რომელსაც ჩვენი თვალით ვხედავთ, დამოკიდებულია არა მხოლოდ თავად ვარსკვლავის პარამეტრებზე, არამედ ვარსკვლავამდე მანძილს. მაგალითად, პატარა, მაგრამ ახლობელი სირიუსი ჩვენთვის უფრო კაშკაშა ჩანს, ვიდრე შორეული სუპერგიგანტი ბეტელგეიზე.

ვარსკვლავების შესასწავლად, რა თქმა უნდა, თქვენ უნდა შეადაროთ სიკაშკაშეები, რომლებიც არ არის დამოკიდებული მანძილზე. (მათი გამოთვლა შესაძლებელია ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშის, მასთან მანძილისა და მოცემული მიმართულებით სინათლის შთანთქმის შეფასებით.)

თავდაპირველად, ასეთ საზომად გამოიყენებოდა აბსოლუტური სიდიდე - თეორიული სიდიდე, რომელიც ექნებოდა ვარსკვლავს 10 პარსეკის (32 სინათლის წელი) სტანდარტულ მანძილზე განთავსების შემთხვევაში. მაგრამ მაინც, ასტროფიზიკური გამოთვლებისთვის ეს არასასიამოვნო რაოდენობაა, რომელიც დაფუძნებულია სუბიექტურ აღქმაზე. გაცილებით მოსახერხებელი აღმოჩნდა არა თეორიული მოჩვენებითი სიკაშკაშის, არამედ ვარსკვლავის ძალიან რეალური რადიაციული სიმძლავრის გაზომვა. ამ სიდიდეს ეწოდება სიკაშკაშე და იზომება მზის სიკაშკაშეებში; მზის სიკაშკაშე მიიღება როგორც ერთი.

ცნობისთვის: მზის სიკაშკაშე არის 3,846 * 10 ვატის ოცდამეექვსე სიმძლავრის მიმართ.

ცნობილი ვარსკვლავების სიკაშკაშის დიაპაზონი უზარმაზარია: მზის მეათასედიდან (და მემილიონედიც კი) ხუთიდან ექვს მილიონამდე.

ჩვენთვის ცნობილი ვარსკვლავების სიკაშკაშე: ბეთელგეიზე - 65 000 მზე, სირიუსი - 25 მზე, ალფა კენტაური A - 1,5 მზე, ალფა კენტაური B - 0,5 მზე, პროქსიმა კენტაური - 0,00006 მზე.

მაგრამ რადგან სიკაშკაშეზე საუბრიდან გადავედით რადიაციულ სიმძლავრეზე საუბარზე, გასათვალისწინებელია, რომ ერთი საერთოდ არ არის დაკავშირებული მეორესთან ცალსახად. ფაქტია, რომ მოჩვენებითი სიკაშკაშე იზომება მხოლოდ ხილულ დიაპაზონში და ვარსკვლავები ასხივებენ ბევრად მეტს, ვიდრე მხოლოდ ეს დიაპაზონი. ჩვენ ვიცით, რომ ჩვენი მზე არა მხოლოდ ანათებს (ხილული სინათლე), არამედ ათბობს (ინფრაწითელი გამოსხივება) და იწვევს გარუჯვას (ულტრაიისფერი გამოსხივება), ხოლო უფრო მძიმე გამოსხივებას ატმოსფერო ინარჩუნებს. მზის მაქსიმალური გამოსხივება ზუსტად ხილული დიაპაზონის შუაში მოდის - რაც გასაკვირი არ არის: ევოლუციის პროცესში ჩვენი თვალები სპეციალურად მზის რადიაციაზე იყო მორგებული; ამავე მიზეზით, მზე ვაკუუმში სრულიად თეთრი ჩანს. მაგრამ უფრო მაგარი ვარსკვლავებისთვის მაქსიმალური გამოსხივება გადადის წითელ, ან თუნდაც ინფრაწითელ რეგიონში. არის ძალიან მაგარი ვარსკვლავები, როგორიცაა R Doradus, რომლებიც ასხივებენ თავიანთი გამოსხივების უმეტეს ნაწილს ინფრაწითელში. უფრო ცხელ ვარსკვლავებში, პირიქით, მაქსიმალური გამოსხივება გადადის ლურჯ, იისფერ ან თუნდაც ულტრაიისფერ რეგიონში. ასეთი ვარსკვლავების გამოსხივების სიმძლავრის შეფასება ხილული რადიაციისგან კიდევ უფრო მცდარი იქნება.

აქედან გამომდინარე, გამოიყენება ვარსკვლავის "ბოლომეტრიული სიკაშკაშის" კონცეფცია, ე.ი. რადიაციის ჩათვლით ყველა დიაპაზონში. ბოლომეტრიული სიკაშკაშე, როგორც ზემოაღნიშნულიდან ირკვევა, შეიძლება შესამჩნევად განსხვავდებოდეს ჩვეულებრივისგან (ხილულ დიაპაზონში). მაგალითად, Betelgeuse-ის ჩვეულებრივი სიკაშკაშე არის 65,000 მზის, ხოლო ბოლომეტრიული სიკაშკაშე არის 100,000!

რა განსაზღვრავს ვარსკვლავის რადიაციის ძალას?

ვარსკვლავის რადიაციული სიმძლავრე (და შესაბამისად სიკაშკაშე) დამოკიდებულია ორ ძირითად პარამეტრზე: ტემპერატურაზე (რაც უფრო ცხელია, მით მეტი ენერგია გამოიყოფა ერთეულ ფართობზე) და ზედაპირის ფართობზე (რაც უფრო დიდია ის, მით მეტ ენერგიას გამოსცემს ვარსკვლავს. იგივე ტემპერატურა).

აქედან გამომდინარეობს, რომ სამყაროს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ლურჯი ჰიპერგიგანტები უნდა იყვნენ. ეს მართალია; ასეთ ვარსკვლავებს უწოდებენ "ნათელ ცისფერ ცვლადებს". საბედნიეროდ, ისინი ცოტანი არიან და ისინი ყველა ძალიან შორს არიან ჩვენგან (რაც უკიდურესად სასარგებლოა ცილის სიცოცხლისთვის), მაგრამ მათ შორისაა ცნობილი "პისტოლის ვარსკვლავი", ეტა კარინა და სამყაროს სხვა ჩემპიონები სიკაშკაშით.

ერთი რამ უნდა გვახსოვდეს, რომ მიუხედავად იმისა, რომ ნათელი ლურჯი ცვლადები მართლაც ყველაზე კაშკაშა ცნობილი ვარსკვლავებია (5-6 მილიონი მზის სიკაშკაშე), ისინი არ არიან ყველაზე დიდი. წითელი ჰიპერგიგანტები გაცილებით დიდია, ვიდრე ლურჯი ჰიპერგიგანტები, მაგრამ ისინი ნაკლებად ანათებენ ტემპერატურის გამო.

მოდით, თავი დავანებოთ ეგზოტიკურ ჰიპერგიგანტებს და გადავხედოთ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებს. პრინციპში, ყველა ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავში მიმდინარე პროცესები მსგავსია (რადიაციული ზონების და კონვექციის ზონების განაწილება ვარსკვლავის მოცულობაში განსხვავებულია, მაგრამ სანამ მთელი თერმობირთვული შერწყმა ხდება ბირთვში, ეს არ თამაშობს განსაკუთრებულ როლს. ). აქედან გამომდინარე, ერთადერთი პარამეტრი, რომელიც განსაზღვრავს მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ტემპერატურას, არის მასა. ეს ასე მარტივია: რაც უფრო მძიმეა, მით უფრო ცხელი. მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავების ზომები ასევე განისაზღვრება მასით (იმავე მიზეზით, სტრუქტურის მსგავსება და მიმდინარე პროცესები). ასე რომ, გამოდის, რომ რაც უფრო მძიმე, უფრო დიდი და ცხელი, ანუ მთავარი მიმდევრობის ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები ასევე ყველაზე დიდია. გახსოვთ სურათი ვარსკვლავების ხილული ფერებით? ეს ძალიან კარგად ასახავს ამ პრინციპს.

ეს ნიშნავს, რომ ყველაზე ცხელი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები ასევე არიან ყველაზე ძლიერი (ყველაზე კაშკაშა) და რაც უფრო დაბალია მათი ტემპერატურა, მით უფრო დაბალია მათი სიკაშკაშე. მაშასადამე, ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე მთავარ მიმდევრობას აქვს დიაგონალური ზოლის ფორმა ზედა მარცხენა კუთხიდან (ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები ყველაზე კაშკაშაა) ქვედა მარჯვნივ (ყველაზე პატარა ვარსკვლავები ყველაზე ბნელია).

ციცინათელებზე ნაკლები პროჟექტორია

არსებობს კიდევ ერთი წესი, რომელიც დაკავშირებულია ვარსკვლავების სიკაშკაშესთან. ის სტატისტიკურად იქნა მიღებული და შემდეგ ახსნილი იყო ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიაში. რაც უფრო კაშკაშაა ვარსკვლავები, მით ნაკლებია მათი რიცხვი.

ანუ, ნათელზე ბევრად უფრო ბუნდოვანი ვარსკვლავია. ძალიან ცოტაა O სპექტრული ტიპის კაშკაშა ვარსკვლავი; შესამჩნევად მეტი B კლასის ვარსკვლავებია; არის კიდევ უფრო მეტი სპექტრული A ტიპის ვარსკვლავი და ა.შ. უფრო მეტიც, თითოეულ სპექტრულ კლასთან ერთად ვარსკვლავების რაოდენობა ექსპონენტურად იზრდება. ასე რომ, სამყაროში ყველაზე დიდი ვარსკვლავური მოსახლეობა წითელი ჯუჯებია - ყველაზე პატარა და მკრთალი ვარსკვლავები.

და აქედან გამომდინარეობს, რომ ჩვენი მზე ძალის თვალსაზრისით შორს არის "ჩვეულებრივი" ვარსკვლავისგან, მაგრამ ძალიან წესიერი. მზის მსგავსი შედარებით ცოტა ვარსკვლავია ცნობილი და კიდევ უფრო ნაკლები ძლიერი.

სიკაშკაშე

დიდი ხნის განმავლობაში, ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშის განსხვავება მხოლოდ მათთან დაშორებასთან იყო დაკავშირებული: რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი, მით უფრო ნაკლებად კაშკაშა უნდა გამოჩნდეს იგი. მაგრამ როდესაც ცნობილი გახდა ვარსკვლავებამდე მანძილი, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ ზოგჯერ უფრო შორეულ ვარსკვლავებს უფრო დიდი აშკარა სიკაშკაშე აქვთ. ეს ნიშნავს, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშე დამოკიდებულია არა მხოლოდ მათ მანძილზე, არამედ მათი სინათლის რეალურ სიძლიერეზე, ანუ მათ სიკაშკაშეზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე დამოკიდებულია ვარსკვლავების ზედაპირის ზომაზე და მის ტემპერატურაზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე გამოხატავს მის ნამდვილ მანათობელ ინტენსივობას მზის მანათობელ ინტენსივობასთან შედარებით. მაგალითად, როდესაც ამბობენ, რომ სირიუსის სიკაშკაშე არის 17, ეს ნიშნავს, რომ მისი სინათლის ნამდვილი ინტენსივობა 17-ჯერ აღემატება მზის ინტენსივობას.

ვარსკვლავების სიკაშკაშის დადგენით, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ მრავალი ვარსკვლავი მზეზე ათასობით ჯერ უფრო კაშკაშაა, მაგალითად, დენების (ალფა ციგუსი) სიკაშკაშე არის 9400. ვარსკვლავებს შორის არის ისეთებიც, რომლებიც ასობით ათასჯერ მეტს ასხივებენ. ნათელი ვიდრე მზე. ამის მაგალითია ვარსკვლავი, რომელიც სიმბოლოა ასო S-ით თანავარსკვლავედის დორადოში. ის მზეზე 1 000 000-ჯერ ანათებს. სხვა ვარსკვლავებს აქვთ იგივე ან თითქმის იგივე სიკაშკაშე, როგორც ჩვენს მზეს, მაგალითად, Altair (Alpha Aquila) -8. არის ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე გამოიხატება მეათასედებში, ანუ მათი მანათობელი ინტენსივობა ასჯერ ნაკლებია მზისაზე.

ვარსკვლავების ფერი, ტემპერატურა და შემადგენლობა

ვარსკვლავებს განსხვავებული ფერები აქვთ. მაგალითად, ვეგა და დენები თეთრია, კაპელა მოყვითალოა, ბეტელგეიზე კი მოწითალოა. რაც უფრო დაბალია ვარსკვლავის ტემპერატურა, მით უფრო წითელია იგი. თეთრი ვარსკვლავების ტემპერატურა 30000 და 100000 გრადუსსაც კი აღწევს; ყვითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაახლოებით 6000 გრადუსია, ხოლო წითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა 3000 გრადუსია და ქვემოთ.

ვარსკვლავები შედგება ცხელი აირისებრი ნივთიერებებისგან: წყალბადი, ჰელიუმი, რკინა, ნატრიუმი, ნახშირბადი, ჟანგბადი და სხვა.

ვარსკვლავების გროვა

გალაქტიკის უზარმაზარ სივრცეში ვარსკვლავები საკმაოდ თანაბრად არიან განაწილებული. მაგრამ ზოგიერთი მათგანი მაინც გროვდება გარკვეულ ადგილებში. რა თქმა უნდა, იქაც კი ვარსკვლავებს შორის მანძილი ჯერ კიდევ ძალიან დიდია. მაგრამ უზარმაზარი მანძილების გამო, ასეთი ახლოს მდებარე ვარსკვლავები ვარსკვლავურ გროვას ჰგავს. ამიტომაც ეძახიან. ვარსკვლავური მტევნებიდან ყველაზე ცნობილია პლეადები კუროს თანავარსკვლავედში. შეუიარაღებელი თვალით 6-7 ვარსკვლავი შეიძლება გამოირჩეოდეს ერთმანეთთან ძალიან ახლოს მდებარე პლეადებში. ტელესკოპის საშუალებით ასზე მეტი მათგანი ჩანს მცირე ფართობზე. ეს არის ერთ-ერთი გროვა, რომელშიც ვარსკვლავები ქმნიან მეტ-ნაკლებად იზოლირებულ სისტემას, რომელიც დაკავშირებულია სივრცეში საერთო მოძრაობით. ამ ვარსკვლავური გროვის დიამეტრი დაახლოებით 50 სინათლის წელია. მაგრამ ამ მტევნის ვარსკვლავების აშკარა სიახლოვის მიუხედავად, ისინი რეალურად საკმაოდ შორს არიან ერთმანეთისგან. იმავე თანავარსკვლავედში, მის მთავარ - ყველაზე კაშკაშა - მოწითალო ვარსკვლავი ალ-დებარანში, არის კიდევ ერთი, უფრო მიმოფანტული ვარსკვლავური გროვა - ჰიადები.

ზოგიერთი ვარსკვლავური გროვა სუსტ ტელესკოპებში ბუნდოვანი, ბუნდოვანი ლაქების სახით ჩანს. უფრო მძლავრ ტელესკოპებში ეს ლაქები, განსაკუთრებით კიდეებისკენ, იშლება ცალკეულ ვარსკვლავებად. დიდი ტელესკოპები შესაძლებელს ხდის დადგინდეს, რომ ეს არის განსაკუთრებით ახლოს ვარსკვლავური მტევნები, რომლებსაც აქვთ სფერული ფორმა. ამიტომ ასეთ მტევნებს გლობულურს უწოდებენ. ახლა ცნობილია ასზე მეტი გლობული ვარსკვლავური მტევანი. ყველა მათგანი ჩვენგან ძალიან შორს არის. თითოეული მათგანი ასობით ათასი ვარსკვლავისგან შედგება.

კითხვა, თუ რა არის ვარსკვლავთა სამყარო, აშკარად არის ერთ-ერთი პირველი კითხვა, რომელიც კაცობრიობას შეექმნა ცივილიზაციის გარიჟრაჟიდან მოყოლებული. ნებისმიერი ადამიანი, რომელიც ჭვრეტს ვარსკვლავურ ცას, უნებურად აკავშირებს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს ერთმანეთთან უმარტივესი ფორმებით - კვადრატები, სამკუთხედები, ჯვრები და ხდება ვარსკვლავური ცის საკუთარი რუკის უნებლიე შემქმნელი. ჩვენი წინაპრებიც იმავე გზას გაჰყვნენ, ვარსკვლავებით მოჭედილი ცა დაყვეს ვარსკვლავების აშკარად გამორჩეულ კომბინაციებად, რომლებსაც თანავარსკვლავედები ეწოდება. უძველეს კულტურებში ვხვდებით ცნობებს პირველ თანავარსკვლავედებზე, რომლებიც იდენტიფიცირებულია ღმერთების ან მითების სიმბოლოებთან, რომლებიც ჩვენამდე მოვიდა პოეტური სახელების სახით - ორიონის თანავარსკვლავედი, Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედი, ანდრომედას თანავარსკვლავედი, და ა.შ. ეს სახელები თითქოს სიმბოლურად განასახიერებდა ჩვენი წინაპრების იდეებს სამყაროს მარადიულობისა და უცვლელობის, კოსმოსის ჰარმონიის მუდმივობისა და უცვლელობის შესახებ.

რამდენ ხანს შეუძლია იცოცხლოს ვარსკვლავი? პირველ რიგში, მოდით განვსაზღვროთ: ვარსკვლავის სიცოცხლეში ვგულისხმობთ მის უნარს განახორციელოს ბირთვული შერწყმა. იმიტომ, რომ "ვარსკვლავის გვამი" სინთეზის დასრულების შემდეგაც შეიძლება დიდხანს ჩამოიხრჩო.

როგორც წესი, რაც უფრო ნაკლებად მასიურია ვარსკვლავი, მით უფრო დიდხანს იცოცხლებს იგი. ყველაზე დაბალი მასის მქონე ვარსკვლავები წითელი ჯუჯები არიან. ისინი შეიძლება იყოს მზის მასის 7,5-დან 50 პროცენტამდე. არაფერი ნაკლებად მასიური ვერ გაივლის ბირთვულ შერწყმას - და არ იქნება ვარსკვლავი. ამჟამინდელი მოდელები ვარაუდობენ, რომ ყველაზე პატარა წითელ ჯუჯებს შეუძლიათ 10 ტრილიონ წლამდე იცხოვრონ. შეადარეთ ეს ჩვენს მზეს, სადაც შერწყმას დაახლოებით 10 მილიარდი წელი დასჭირდება - ათასჯერ ნაკლები. როგორც კი წყალბადის უმეტესი ნაწილი შერწყმულია, თეორია მიდის, ღია წითელი ჯუჯა გახდება ლურჯი ჯუჯა, ხოლო როდესაც დარჩენილი წყალბადი ამოიწურება, ბირთვში შერწყმა შეჩერდება და ჯუჯა გახდება თეთრი.

უძველესი ვარსკვლავები

როგორც ჩანს, უძველესი ვარსკვლავები არიან ისინი, რომლებიც ჩამოყალიბდნენ დიდი აფეთქების შემდეგ (დაახლოებით 13,8 მილიარდი წლის წინ). ასტრონომებს შეუძლიათ შეაფასონ ვარსკვლავების ასაკი მათი ვარსკვლავების შუქის დათვალიერებით - ეს ეუბნება მათ, თუ რამდენი ელემენტია ვარსკვლავში (მაგ. წყალბადი, ჰელიუმი, ლითიუმი). უძველესი ვარსკვლავები, როგორც წესი, შედგება ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისგან, ძალიან მცირე მასით ეთმობა უფრო მძიმე ელემენტებს.

ყველაზე ძველი ვარსკვლავია SMSS J031300.36-670839.3. მისი აღმოჩენა 2014 წლის თებერვალში გამოცხადდა. მისი ასაკი შეფასებულია 13,6 მილიარდ წელს და ის ჯერ კიდევ არ არის ერთ-ერთი პირველი ვარსკვლავი. ასეთი ვარსკვლავები ჯერ კიდევ არ არის აღმოჩენილი, მაგრამ ისინი ნამდვილად შეიძლება იყოს. წითელი ჯუჯები, როგორც აღვნიშნეთ, ტრილიონობით წელი ცოცხლობენ, მაგრამ მათი აღმოჩენა ძალიან რთულია. ნებისმიერ შემთხვევაში, თუნდაც ასეთი ვარსკვლავები არსებობდნენ, მათი ძებნა თივის გროვაში ნემსის ძებნას ჰგავს.

ყველაზე დაბნელებული ვარსკვლავები

რომელი ვარსკვლავებია ყველაზე დაბნელებული? სანამ ამ კითხვას ვუპასუხებდეთ, მოდით გავიგოთ, რა არის "ბუნდოვანი". რაც უფრო შორს ხართ ვარსკვლავიდან, მით უფრო დაბნელებულია ის, ამიტომ ჩვენ უბრალოდ უნდა მოვაშოროთ მანძილი, როგორც ფაქტორი და გავზომოთ მისი სიკაშკაშე, ან ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის მთლიანი რაოდენობა ფოტონების, სინათლის ნაწილაკების სახით.

თუ ჩვენ შემოვიფარგლებით ვარსკვლავებით, რომლებიც ჯერ კიდევ შერწყმის პროცესში არიან, მაშინ ყველაზე დაბალი სიკაშკაშე გვხვდება წითელ ჯუჯებში. ყველაზე მაგარი ვარსკვლავი ყველაზე დაბალი სიკაშკაშით ამჟამად არის წითელი ჯუჯა 2MASS J0523-1403. ცოტა ნაკლები სინათლე - და ჩვენ შევალთ ყავისფერი ჯუჯების სამეფოში, რომლებიც აღარ არიან ვარსკვლავები.

ასევე შეიძლება იყოს ვარსკვლავების ნარჩენები: თეთრი ჯუჯები, ნეიტრონული ვარსკვლავები და ა.შ. რამდენად ბუნდოვანი შეიძლება იყვნენ ისინი? თეთრი ჯუჯები ოდნავ მსუბუქია, მაგრამ გაგრილებას დიდი დრო სჭირდება. გარკვეული დროის შემდეგ, ისინი იქცევიან ნახშირის ცივ ნაჭრებად, რომლებიც პრაქტიკულად არ ასხივებენ სინათლეს - ისინი გახდებიან "შავი ჯუჯები". თეთრ ჯუჯებს ძალიან დიდი დრო სჭირდება გაგრილებას, ამიტომ ისინი უბრალოდ ჯერ არ არსებობენ.

ასტროფიზიკოსებმა ჯერ არ იციან, რა ემართება ნეიტრონული ვარსკვლავების მატერიას, როდესაც ისინი გაცივდებიან. სხვა გალაქტიკებში სუპერნოვაზე დაკვირვებით, მათ შეუძლიათ გამოიცნონ, რომ ჩვენს გალაქტიკაში რამდენიმე ასეული მილიონი ნეიტრონული ვარსკვლავი უნდა ჩამოყალიბებულიყო, მაგრამ ამ რიცხვის მხოლოდ მცირე ნაწილია დაფიქსირებული ჯერჯერობით. დანარჩენები ისე უნდა გაცივდნენ, რომ უბრალოდ უხილავი გახდნენ.

რაც შეეხება შავ ხვრელებს ღრმა გალაქტიკურ სივრცეში, რომელთა ორბიტაზე არაფერია? ისინი ჯერ კიდევ ასხივებენ გარკვეულ რადიაციას, რომელიც ცნობილია როგორც ჰოკინგის რადიაცია, მაგრამ არა დიდად. ასეთი მარტოხელა შავი ხვრელები ალბათ ნაკლებად ანათებენ, ვიდრე ვარსკვლავების ნაშთები. ისინი არსებობენ? Შესაძლოა.

ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები

ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ასევე ყველაზე მასიურია. ისინი ასევე არიან ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები, რაც იმას ნიშნავს, რომ ისინი ცხელია და დიდ მასას ყრიან ძლიერ ვარსკვლავურ ქარებში. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები ასევე არ ცოცხლობენ განსაკუთრებით დიდხანს: "იცხოვრე სწრაფად, მოკვდი ახალგაზრდა".

ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი დღემდე (და ყველაზე მასიური) ითვლება R136a1. მისი გახსნა გამოცხადდა 2010 წელს. ეს არის ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავი, რომლის სიკაშკაშე დაახლოებით 8,700,000 მზისაა და მასა 265-ჯერ აღემატება ჩვენს მშობლიურ ვარსკვლავს. ოდესღაც მისი მასა იყო 320 მზის.

R136a1 ფაქტობრივად არის ვარსკვლავთა მკვრივი გროვის ნაწილი, სახელად R136. ერთ-ერთი აღმომჩენის, პოლ კროუტერის თქმით, „პლანეტებს უფრო მეტი დრო სჭირდებათ ფორმირებაზე, ვიდრე ასეთი ვარსკვლავის სიცოცხლესა და სიკვდილს. იქ პლანეტებიც რომ ყოფილიყვნენ, მათზე ასტრონომები არ იქნებოდნენ, რადგან ღამის ცა ისეთივე კაშკაშა იყო, როგორც დღის ცა“.

ყველაზე დიდი ვარსკვლავები

მიუხედავად მისი უზარმაზარი მასისა, R136a1 არ არის ყველაზე დიდი ვარსკვლავი (ზომით). ბევრი უფრო დიდი ვარსკვლავია და ისინი ყველა წითელი სუპერგიგანტები არიან - ვარსკვლავები, რომლებიც მთელი ცხოვრება გაცილებით პატარა იყვნენ, სანამ წყალბადი არ ამოიწურა, დაიწყეს ჰელიუმის შერწყმა და ტემპერატურის მატება და გაფართოება. ჩვენს მზეს საბოლოოდ მსგავსი ბედი ემუქრება. წყალბადი ამოიწურება და ვარსკვლავი გაფართოვდება და წითელ გიგანტად გადაიქცევა. წითელი სუპერგიგანტი რომ გახდეს, ვარსკვლავი ჩვენს მზეზე 10-ჯერ მასიური უნდა იყოს. წითელი სუპერგიგანტის ფაზა ჩვეულებრივ ხანმოკლეა და გრძელდება მხოლოდ რამდენიმე ათასიდან მილიარდ წლამდე. ეს ასტრონომიული სტანდარტებით ბევრი არ არის.

ყველაზე ცნობილი წითელი სუპერგიგანტები არიან ალფა ანტარესი და ბეტელგეიზე, მაგრამ ისინი ასევე საკმაოდ მცირეა უდიდესთან შედარებით. უდიდესი წითელი სუპერგიგანტის პოვნა ძალიან უშედეგო მცდელობაა, რადგან ასეთი ვარსკვლავების ზუსტი ზომების დადგენა ძალიან რთულია. ყველაზე დიდი უნდა იყოს 1500-ჯერ უფრო ფართო ვიდრე მზე, შეიძლება მეტიც.

ვარსკვლავები ყველაზე კაშკაშა აფეთქებებით

მაღალი ენერგიის ფოტონებს გამა სხივებს უწოდებენ. ისინი იბადებიან ბირთვული აფეთქებების შედეგად, ამიტომ ზოგიერთი ქვეყანა უშვებს სპეციალურ თანამგზავრებს ბირთვული ტესტებით გამოწვეული გამა სხივების მოსაძებნად. 1967 წლის ივლისში ამერიკულმა თანამგზავრებმა დააფიქსირეს გამა სხივების აფეთქება, რომელიც არ იყო გამოწვეული ბირთვული აფეთქებით. მას შემდეგ კიდევ მრავალი მსგავსი აფეთქება აღმოაჩინეს. ისინი, როგორც წესი, ხანმოკლეა, გრძელდება მხოლოდ რამდენიმე მილიწამიდან რამდენიმე წუთამდე. მაგრამ ძალიან კაშკაშა - ბევრად უფრო კაშკაშა ვიდრე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები. მათი წყარო დედამიწაზე არ არის.

რა იწვევს გამა სხივების აფეთქებას? ვარაუდები ბევრია. დღეს, სპეკულაციების უმეტესობა ემყარება მასიური ვარსკვლავების (სუპერნოვა ან ჰიპერნოვა) აფეთქებას ნეიტრონულ ვარსკვლავებად ან შავ ხვრელებად გადაქცევის პროცესში. ზოგიერთი გამა გამოსხივება გამოწვეულია მაგნიტარებით, ნეიტრონული ვარსკვლავის ტიპით. სხვა გამა-სხივების აფეთქებები შეიძლება იყოს ორი ნეიტრონული ვარსკვლავის ერთში შერწყმის ან ვარსკვლავის შავ ხვრელში ჩავარდნის შედეგი.

ყველაზე მაგარი ყოფილი ვარსკვლავები

შავი ხვრელები ვარსკვლავები კი არ არის, არამედ ვარსკვლავების ნაშთები - მაგრამ სახალისოა მათი შედარება ვარსკვლავებთან, რადგან ასეთი შედარება აჩვენებს, რამდენად წარმოუდგენელი შეიძლება იყოს ორივე.

შავი ხვრელი არის ის, რაც წარმოიქმნება, როდესაც ვარსკვლავის გრავიტაცია საკმარისად ძლიერია, რომ გადალახოს ყველა სხვა ძალა და გამოიწვიოს ვარსკვლავი თავისთავად იშლება სინგულარულ წერტილამდე. არანულოვანი მასით, მაგრამ ნულოვანი მოცულობით, ასეთ წერტილს თეორიულად ექნება უსასრულო სიმკვრივე. თუმცა, უსასრულობა იშვიათია ჩვენს სამყაროში, ამიტომ ჩვენ უბრალოდ არ გვაქვს კარგი ახსნა იმისა, თუ რა ხდება შავი ხვრელის ცენტრში.

შავი ხვრელები შეიძლება იყოს ძალიან მასიური. ცალკეული გალაქტიკების ცენტრებში აღმოჩენილი შავი ხვრელები შეიძლება იყოს ათობით მილიარდი მზის მასა. უფრო მეტიც, მატერია სუპერმასიური შავი ხვრელების ორბიტაზე შეიძლება იყოს ძალიან კაშკაშა, უფრო კაშკაშა, ვიდრე გალაქტიკების ყველა ვარსკვლავი. შესაძლოა შავ ხვრელთან არსებობდეს ძლიერი ჭავლები, რომლებიც თითქმის სინათლის სიჩქარით მოძრაობენ.

ყველაზე სწრაფად მოძრავი ვარსკვლავები

2005 წელს უორენ ბრაუნმა და ჰარვარდ-სმიტსონის ასტროფიზიკის ცენტრის სხვა ასტრონომებმა განაცხადეს ვარსკვლავის აღმოჩენა, რომელიც მოძრაობდა ისე სწრაფად, რომ იგი გაფრინდა ირმის ნახტომიდან და აღარ დაბრუნდებოდა. მისი ოფიციალური სახელია SDSS J090745.0+024507, მაგრამ ბრაუნმა მას "თაღლითი ვარსკვლავი" უწოდა.

აღმოაჩინეს სხვა სწრაფად მოძრავი ვარსკვლავებიც. ისინი ცნობილია როგორც ჰიპერსიჩქარიანი ვარსკვლავები, ან ულტრასწრაფი ვარსკვლავები. 2014 წლის შუა რიცხვებისთვის 20 ასეთი ვარსკვლავი აღმოაჩინეს. მათი უმეტესობა, როგორც ჩანს, გალაქტიკის ცენტრიდან მოდის. ერთი ჰიპოთეზის თანახმად, წყვილი მჭიდროდ დაკავშირებული ვარსკვლავი (ორობითი სისტემა) გალაქტიკის ცენტრში მდებარე შავ ხვრელთან გაიარა, ერთი ვარსკვლავი დაიჭირა შავმა ხვრელმა, მეორე კი დიდი სიჩქარით ამოაგდო.

არის ვარსკვლავები, რომლებიც უფრო სწრაფად მოძრაობენ. სინამდვილეში, ზოგადად, რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი ჩვენი გალაქტიკიდან, მით უფრო სწრაფად შორდება ის ჩვენგან. ეს განპირობებულია სამყაროს გაფართოებით და არა ვარსკვლავის სივრცეში მოძრაობით.

ყველაზე ცვალებადი ვარსკვლავები

მრავალი ვარსკვლავის სიკაშკაშე მკვეთრად იცვლება დედამიწიდან დანახვისას. ისინი ცნობილია როგორც ცვლადი ვარსკვლავები. ბევრი მათგანია: მხოლოდ ირმის ნახტომის გალაქტიკაში დაახლოებით 45000 მათგანია.

ასტროფიზიკის პროფესორის კოელ ჰელიეს თქმით, ამ ვარსკვლავთაგან ყველაზე ცვლადი კატაკლიზმური, ანუ ფეთქებადი, ცვალებადი ვარსკვლავებია. მათი სიკაშკაშე შეიძლება გაიზარდოს 100-ჯერ დღის განმავლობაში, შემცირდეს, კვლავ გაიზარდოს და ა.შ. ასეთი ვარსკვლავები პოპულარულია მოყვარულ ასტრონომებში.

დღეს ჩვენ კარგად გვესმის, რა ემართება კატაკლიზმურ ცვლად ვარსკვლავებს. ისინი ორობითი სისტემებია, რომლებშიც ერთი ვარსკვლავი ჩვეულებრივი ვარსკვლავია, მეორე კი თეთრი ჯუჯა. ჩვეულებრივი ვარსკვლავის მატერია ეცემა აკრეციულ დისკზე, რომელიც ბრუნავს თეთრი ჯუჯის გარშემო. მას შემდეგ, რაც დისკის მასა საკმარისად მაღალია, იწყება შერწყმა, რის შედეგადაც იზრდება სიკაშკაშე. თანდათანობით სინთეზი შრება და პროცესი ისევ იწყება. ზოგჯერ თეთრი ჯუჯა იშლება. განვითარების საკმარისი ვარიანტებია.

ყველაზე უჩვეულო ვარსკვლავები

ზოგიერთი ტიპის ვარსკვლავი საკმაოდ უჩვეულოა. მათ სულაც არ აქვთ ექსტრემალური მახასიათებლები, როგორიცაა სიკაშკაშე ან მასა, ისინი უბრალოდ უცნაურია.

მაგალითად, ტორნა-ზიტკოვის ობიექტების მსგავსად. მათ დაარქვეს ფიზიკოსების კიპ თორნისა და ანა ჟიტკოვის სახელი, რომლებმაც პირველად გამოთქვეს მათი არსებობა. მათი იდეა იყო, რომ ნეიტრონული ვარსკვლავი შეიძლება გახდეს წითელი გიგანტის ან სუპერგიგანტის ბირთვი. იდეა წარმოუდგენელია, მაგრამ... ასეთი ობიექტი ცოტა ხნის წინ აღმოაჩინეს.

ზოგჯერ ორი დიდი ყვითელი ვარსკვლავი ისე ახლოს ტრიალებს ერთმანეთთან, რომ მიუხედავად იმისა, თუ რა მატერია დევს მათ შორის, ისინი გიგანტურ კოსმიურ არაქისის ჰგავს. მხოლოდ ორი ასეთი სისტემაა ცნობილი.

პჟიბილსკის ვარსკვლავი ზოგჯერ მოყვანილია, როგორც უჩვეულო ვარსკვლავის მაგალითი, რადგან მისი ვარსკვლავური შუქი განსხვავდება ნებისმიერი სხვა ვარსკვლავისგან. ასტრონომები ზომავენ თითოეული ტალღის სიგრძის ინტენსივობას, რათა გაარკვიონ, რისგან შედგება ვარსკვლავი. ეს ჩვეულებრივ პრობლემას არ წარმოადგენს, მაგრამ მეცნიერები ჯერ კიდევ ცდილობენ გაიგონ პჟიბილსკის ვარსკვლავის სპექტრი.

listverse.com-ის მასალებზე დაყრდნობით