თუ ოდესმე გაატარებთ ღამეს დედამიწის ეკვატორის სამხრეთით და სამხრეთის ხავერდოვანი შავი ცა თქვენს თვალწინ გაავრცელებს თანავარსკვლავედების უჩვეულო ნიმუშებს (რატომღაც, ყოველთვის გინდა გჯეროდეს, რომ სადღაც იქ, ზღვების მიღმა, იქ ყოველთვის კარგი ამინდია), მიაქციეთ ყურადღება ცაში ორ პატარა ნისლიან ღრუბელს. ეს „არანორმალური“ ღრუბლები არ მოძრაობენ ვარსკვლავებთან შედარებით და თითქოს „მიწებებულნი“ არიან ცაზე.

ევროპაში იდუმალი ღრუბლები ცნობილი იყო ჯერ კიდევ შუა საუკუნეებში და ეკვატორული რეგიონების და სამხრეთ ნახევარსფეროს მიწების მკვიდრმა მცხოვრებლებმა იცოდნენ მათ შესახებ, როგორც ჩანს, მანამდე დიდი ხნით ადრე. მე -15 საუკუნეში მეზღვაურებმა ღრუბლებს უწოდეს კონცხი (სახელი წააგავს კეიპის კოლონიის სახელს - შუა საუკუნეების ბრიტანეთის საკუთრება სამხრეთ აფრიკაში, რომელიც მდებარეობს სამხრეთ აფრიკის ამჟამინდელი რესპუბლიკის ტერიტორიაზე).

მსოფლიოს სამხრეთ პოლუსი, ჩრდილოეთისგან განსხვავებით, უფრო რთულია ცაში, რადგან მის გვერდით არ არის ისეთი ნათელი და თვალსაჩინო ვარსკვლავები, როგორიც პოლარულია. კონცხის ღრუბლები განლაგებულია ციური სფეროს სამხრეთ პოლუსთან და ქმნიან მასთან თითქმის ტოლგვერდა სამკუთხედს. ღრუბლების ეს თვისება მათ ცნობილ ობიექტებად აქცევდა და ამიტომ ისინი დიდი ხანია გამოიყენება ნავიგაციაში. თუმცა, მათი ბუნება იმდროინდელი მეცნიერებისთვის საიდუმლოდ დარჩა.

ფერდინანდ მაგელანის მსოფლიო მოგზაურობის დროს 1518-1520 წლებში, მისმა კომპანიონმა და მემატიანემ ანტონიო პიგაფეტამ თავის მოგზაურობის ჩანაწერებში აღწერა ღრუბლები, რამაც მათი არსებობის ფაქტი ფართო ევროპული საზოგადოების საკუთრება გახადა. მას შემდეგ, რაც მაგელანი გარდაიცვალა 1521 წელს ფილიპინებში ადგილობრივ მოსახლეობასთან შეიარაღებულ კონფლიქტში, პიგაფეტამ შესთავაზა ღრუბლებს მაგელანის - დიდი და პატარა ეწოდოს მათი ზომის მიხედვით.

თვალისთვის ხილული, ცაში მაგელანის ღრუბლების ზომა ერთ-ერთი უდიდესია ყველა ასტრონომიულ ობიექტს შორის. მაგელანის დიდ ღრუბელს (LMC) აქვს 5 გრადუსზე მეტი სიგრძე, ე.ი. მთვარის 10 აშკარა დიამეტრი. მცირე მაგელანის ღრუბელი (LMC) ოდნავ პატარაა - ოდნავ მეტი 2 გრადუსი. ფოტოებზე, სადაც შესაძლებელია სუსტი გარე რეგიონების დაფიქსირება, ღრუბლების ზომებია, შესაბამისად, 10 და 6 გრადუსი. მცირე ღრუბელი მდებარეობს ტუკანის თანავარსკვლავედში, ხოლო დიდი ღრუბელი იკავებს ოქროს თევზის ნაწილს, ასევე სუფრის მთას.

ჩვენი საუკუნის დასაწყისშიც კი, მეცნიერებს არ ჰქონდათ ერთიანი აზრი ღრუბლების ბუნების შესახებ. მაგალითად, ბროკჰაუზისა და ეფრონის ენციკლოპედიაში ნათქვამია, რომ ღრუბლები "არ არიან მყარი ლაქები, როგორც სხვები; ისინი წარმოადგენენ მრავალი ნისლიანი ლაქების, ვარსკვლავური გროვისა და ცალკეული ვარსკვლავების ყველაზე გასაოცარ დაგროვებას". და მხოლოდ მას შემდეგ, რაც ასტრონომებმა გაზომეს მანძილი ზოგიერთ ნისლეულებამდე 1920-იან წლებში და გაირკვა, რომ არსებობს ვარსკვლავური სამყაროები, რომლებიც ჩვენს გალაქტიკას მიღმა მდებარეობენ, მაგელანის ღრუბლებმა დაიკავეს თავიანთი "ნიშა" ციურ ობიექტებს შორის.

ახლა ცნობილია, რომ მაგელანის ღრუბლები ჩვენი გალაქტიკის უახლოესი მეზობლები არიან გალაქტიკათა მთელ ადგილობრივ ჯგუფში. LMC-დან შუქს ჩვენამდე 230 ათასი წელი სჭირდება, MMO-დან კიდევ უფრო ნაკლები - „მხოლოდ“ 170 ათასი წელი. შედარებისთვის, უახლოესი გიგანტური სპირალური გალაქტიკა, ანდრომედას ნისლეული, თითქმის 10-ჯერ შორს არის ვიდრე LMC. ღრუბლების ხაზოვანი ზომები შედარებით მცირეა. მათი დიამეტრი 30 და 10 ათასი სინათლის წელია (შეგახსენებთ, რომ ჩვენი გალაქტიკის დიამეტრი 100 ათას სინათლის წელზე მეტია).

ღრუბლებს აქვთ არარეგულარული გალაქტიკებისთვის დამახასიათებელი ფორმა და სტრუქტურა: გაზრდილი სიკაშკაშის არარეგულარულად განაწილებული უბნები გამოირჩევიან გახეხილი სტრუქტურის ფონზე. და მაინც არის წესრიგი ამ გალაქტიკების სტრუქტურაში. მაგ.

ღრუბლების მატერიის მოძრაობიდან შეიძლება გაირკვეს, თუ როგორ მდებარეობს მათი გალაქტიკური სიბრტყეები. აღმოჩნდა, რომ LMC ციურ სფეროზე დევს თითქმის „ბრტყელზე“ (დახრილობა 30 გრადუსზე ნაკლებია). ეს ნიშნავს, რომ დიდი ღრუბლის მთელი რთული "ჩაყრა" - ვარსკვლავები, გაზის ღრუბლები, გროვები - განლაგებულია ჩვენგან თითქმის ერთსა და იმავე მანძილზე და სხვადასხვა ვარსკვლავის სიკაშკაშეში დაკვირვებული განსხვავება მართალია და არ არის დამახინჯებული იმის გამო. სხვადასხვა მანძილი მათთან. ჩვენს გალაქტიკაში ეს თვისება მხოლოდ გროვების ვარსკვლავებს აქვთ.

LMC-ის წარმატებულმა ორიენტაციამ, მისმა "გახსნილობამ", ისევე როგორც ჩვენთან მაგელანის ღრუბლების სიახლოვემ, აქცია ისინი ნამდვილ ასტრონომიულ ლაბორატორიად, "ობიექტი ნომერი 1" ვარსკვლავების, ვარსკვლავური გროვებისა და მრავალი სხვა საინტერესო ობიექტის ფიზიკისთვის.

მაგელანის ღრუბლებმა ასტრონომებს სიურპრიზები მოუტანა. ერთ-ერთი მათგანი იყო ვარსკვლავური გროვები. ისინი აღმოაჩინეს მაგელანის ღრუბლებში, ისევე როგორც ჩვენს გალაქტიკაში. მათგან დაახლოებით 2000 ნაპოვნი იქნა MMC-ში, 6000-ზე მეტი LMC-ში, რომელთაგან დაახლოებით ასი გლობულური მტევნებია. ჩვენს გალაქტიკაში რამდენიმე ასეული გლობულური გროვაა და ყველა მათგანი შეიცავს ჰელიუმზე მძიმე ქიმიურ ელემენტებს ანომალიურად. თავის მხრივ, ლითონების შემცველობა აშკარად დამოკიდებულია ობიექტის ასაკზე – ბოლოს და ბოლოს, რაც უფრო დიდხანს ცოცხლობენ ვარსკვლავები, მით უფრო დიდხანს ამდიდრებენ „გარემოს“ ჰელიუმზე მძიმე ქიმიური ელემენტებით. ჩვენი ვარსკვლავური სისტემის გლობულური მტევნების ვარსკვლავებში ლითონების დაბალი შემცველობა მიუთითებს იმაზე, რომ მათი ასაკი ძალიან მოწინავეა - 10-18 მილიარდი წელი. ეს არის უძველესი ობიექტები ჩვენს გალაქტიკაში.

სიურპრიზი ელოდათ ასტრონომებს, რომლებმაც გაზომეს ღრუბლებში გროვების "მეტალურობა". LMC-ში აღმოჩენილია 20-ზე მეტი გლობულური გროვა, რომლებსაც ისეთივე მეტალის შემცველობა აქვთ, როგორც ვარსკვლავებს, რომლებიც ჯერ კიდევ არ არიან ძალიან ძველი. ეს ნიშნავს, რომ ასტრონომიული ობიექტების სტანდარტებით, გროვები არც ისე დიდი ხნის წინ დაიბადა. ჩვენს გალაქტიკაში ასეთი ობიექტები არ არის! შესაბამისად, მაგელანის ღრუბლებში გლობულური გროვების ფორმირება გრძელდება, გალაქტიკაში კი ეს პროცესი მრავალი მილიარდი წლის წინ შეწყდა. დიდი ალბათობით, ჩვენს ვარსკვლავურ სისტემაში მოქცევის გიგანტურ ძალებს აქვთ დრო, რომ „განაშორონ“ დაუბადებელი გლობულური მტევნები. მაგელანის ღრუბლებში, მცირე ზომისა და მასის, უფრო „ზრდილობიან“ გარემოში, ყველა პირობაა გლობულური ვარსკვლავური გროვების წარმოქმნისთვის.

თავად ღრუბლები არ გამოირჩევიან გალაქტიკების სამყაროში მათი მოკრძალებული ზომისა და სიკაშკაშის გამო. თუმცა, მაგელანის დიდ ღრუბელში არის ობიექტი, რომელიც გამორჩეული ფიგურაა მის სახეებს შორის. ჩვენ ვსაუბრობთ გაზის უზარმაზარ, ცხელ და ნათელ ღრუბელზე, რომელიც აშკარად ჩანს LMC-ის ფოტოებში. მას ტარანტულას ნისლეული ან, უფრო ფორმალურად, 30 დორადო ჰქვია. სახელი ტარანტულა ნისლეულს მისი გარეგნობის გამო ეწოდა, რომელშიც მდიდარი ფანტაზიის მქონე ადამიანს შეუძლია დაინახოს მსგავსება დიდ ობობასთან. ნისლეულის სიგრძე დაახლოებით ათასი სინათლის წელია, ხოლო გაზის მთლიანი მასა მზის მასაზე 5 მილიონჯერ აღემატება. ტარანტულა ანათებს, როგორც რამდენიმე ათასი ვარსკვლავი ერთად. ეს იმიტომ ხდება, რომ მასიური ცხელი ვარსკვლავები იბადებიან ნისლეულის შიგნით, რომლებიც ასხივებენ ბევრად მეტ ენერგიას, ვიდრე ვარსკვლავები, როგორიცაა ჩვენი მზე. ისინი ათბობენ გაზს მათ გარშემო და ანათებენ მას. ჩვენს გალაქტიკაში მსგავსი ზომის მხოლოდ რამდენიმე ნისლეულია, მაგრამ ისინი ყველა ჩვენგან დაფარულია გალაქტიკური მტვრის მკვრივი ბუდით. რომ არა მტვერი, ისინიც ხილული და კაშკაშა ციური ობიექტები იქნებოდნენ.

ტარანტულას ნისლეულის შიგნით არის მრავალი ვარსკვლავის დაბადების ცენტრი, სადაც ვარსკვლავები იბადებიან "ნაყარად". ახალგაზრდა მასიური ვარსკვლავები, რომელთა ასაკი არ აღემატება რამდენიმე მილიონ წელს, გვიჩვენებს იმ რეგიონებს, სადაც ჯერ კიდევ მიმდინარეობს ვარსკვლავების წარმოქმნა გაზის გროვებიდან.

ტარანტულას შიგნით, სუპერნოვები ასევე არაერთხელ აფეთქდა. ვარსკვლავების ასეთი აფეთქებები მათი ევოლუციის ბოლო ეტაპზე იწვევს იმ ფაქტს, რომ ვარსკვლავის უმეტესი ნაწილი კოსმოსში მიმოფანტულია წამში რამდენიმე ათასი კილომეტრის სიჩქარით. სუპერნოვას აფეთქებებმა ნისლეულის სტრუქტურა დამაბნეველი, ქაოტური გახადა, რომელიც სავსეა გადაკვეთის აირისებრი ძაფებითა და ჭურვებით. ტარანტულის ნისლეული ვარსკვლავების დაბადებისა და სიკვდილის თეორიების კარგ საცდელ ადგილს წარმოადგენს.

მაგელანის ღრუბლებმა ასევე მნიშვნელოვანი როლი ითამაშეს გალაქტიკათშორისი მანძილის მასშტაბის აგებაში. ღრუბლებში 2000-ზე მეტი ცვლადი ვარსკვლავია ნაპოვნი, რომელთა უმეტესობა ცეფეიდებია. ცეფეიდების სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდი მჭიდრო კავშირშია მათ სიკაშკაშესთან, რაც ამ ვარსკვლავებს გალაქტიკებამდე მანძილის ერთ-ერთ ყველაზე საიმედო ინდიკატორად აქცევს. ღრუბლების მაგალითის გამოყენებით, ძალიან მოსახერხებელია სხვადასხვა მანძილის ინდიკატორების შედარება, რომლის მიხედვითაც აგებულია მანძილების გალაქტიკათშორისი „კიბე“.

ადამიანის თვალს რომ შეეძლოს 21 სმ ტალღის სიგრძის რადიოტალღების აღქმა (ატომური წყალბადი ამ ტალღის სიგრძეზე ასხივებს), მაშინ ის ცაში საოცარ სურათს დაინახავდა. ის დაინახავდა გაზის მკვრივ ღრუბლებს ჩვენი გალაქტიკის სიბრტყეში - ირმის ნახტომი და ცალკეული ღრუბლები სხვადასხვა განედებზე - ახლომდებარე გაზის ნისლეულები და მაღალ განედებზე "მოხეტიალე" ღრუბლები. მაგელანის ღრუბლები საოცრად შეიცვლებოდა. ორი განცალკევებული ობიექტის ნაცვლად, "გრძელტალღოვანი" ადამიანი დაინახავს ერთ დიდ ღრუბელს ორი კაშკაშა კონდენსატით, სადაც ჩვენ მიჩვეულები ვართ მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების ხილვას.

ჯერ კიდევ 1950-იან წლებში აღმოჩნდა, რომ ღრუბლები ჩაძირულია გაზის საერთო კონვერტში. ჭურვის გაზი განუწყვეტლივ ცირკულირებს: გალაქტიკათშორის სივრცეში გაგრილდება, გრავიტაციის ზემოქმედებით ეცემა ღრუბლებზე და უკან უბიძგებს სუპერნოვას „დგუშებს“, რის შედეგადაც ჩნდება ცხელი აირის გაფართოებული გარსი ჭარბი წნევით შიგნით (ეს პროცესი წააგავს წყლის მოძრაობას გაზის სანთურის ქვემოდან გახურებულ ქვაბში).

ცოტა ხნის წინ ასევე გაირკვა, რომ ღრუბლები არამარტო ერთმანეთთან დაკავშირებულია საერთო გაზის ხიდით. ნაპოვნია გაზის ძაფი - გაზის თხელი ზოლი, რომელიც იწყება ღრუბლებში და მთელ ცას გადის. ის აკავშირებს მაგელანის ღრუბლებს ჩვენს გალაქტიკასთან და ადგილობრივ ჯგუფში არსებულ რამდენიმე სხვა გალაქტიკასთან. მას "მაგელანის ნაკადი" ეწოდა. როგორ გაჩნდა ეს ნაკადი? სავარაუდოდ, რამდენიმე მილიარდი წლის წინ, მაგელანის ღრუბლები მიუახლოვდნენ ჩვენს გალაქტიკას. ჩვენმა გიგანტურმა ვარსკვლავურმა სისტემამ ღრუბლებიდან გაზის ნაწილი თავისი გრავიტაციული მიზიდულობით „გამოიყვანა“ მტვერსასრუტის მსგავსად. ამ გაზმა ნაწილობრივ გაამდიდრა ჩვენი ვარსკვლავური სისტემა. მისი დანარჩენი ნაწილი გალაქტიკათშორის სივრცეში "შემოიფრქვევა" და შექმნა მაგელანის ნაკადი.

მაგელანის ღრუბლების სიახლოვე ჩვენს მასიურ გალაქტიკასთან ტყუილად არ არის მათთვის. შესაძლებელია, რომ ღრუბლებისა და ირმის ნახტომის დაახლოება, რამაც გამოიწვია გაზისა და ვარსკვლავების გაცვლა, წარსულში არაერთხელ მომხდარა. თუ ღრუბლებს შორის უახლოესი - პატარა, ჩვენს გალაქტიკასთან 3-ჯერ უფრო ახლოს მოდის, ვიდრე ახლაა, მოქცევის ძალები მთლიანად გაანადგურებს მას. შორეულ მომავალში მსგავსი შეჯახებები შეიძლება მოხდეს და მაგელანის ღრუბლები მთლიანად შეიწოვება ჩვენი ირმის ნახტომით. ისინი მალე არ „მოინელდებიან“ ჩვენი გალაქტიკის უზარმაზარ მუცელში და ააქტიურებენ ვარსკვლავების დაბადებას მათი დაცემის ადგილებში, როგორც ეს უფრო ძლიერი სახით შეინიშნება დიდი გალაქტიკების შერწყმის დროს.

NASA-ს და პენსილვანიის სახელმწიფო უნივერსიტეტის მკვლევარებმა ჩაატარეს ყველაზე დეტალური ულტრაიისფერი გამოკვლევები, რაც კი ოდესმე ჩატარებულა მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების შესახებ კოსმოსური ხომალდის Swift-ის გამოყენებით. შედეგად მიღებული 160 მეგაპიქსელიანი მოზაიკა მაგელანის დიდი ღრუბლის (LMC) და 57 მეგაპიქსელიანი პატარა მაგელანის ღრუბლის (LMC) წარმოდგენილი იყო 2013 წლის 3 ივნისს ამერიკის ასტრონომიული საზოგადოების 222-ე კონგრესზე.

ახალ სურათებზე ნაჩვენებია დაახლოებით ერთი მილიონი წყარო LMC-ში და დაახლოებით 250,000 MMO-ში, 1600-დან 3300 ანგსტრომამდე (ანგსტრომი არის ტალღის სიგრძის საერთაშორისო ერთეული, ტოლია მილიმეტრის ათ-მილიონედი), რომელიც შეესაბამება ულტრაიისფერი ტალღის სიგრძეს. დიაპაზონი, რომლის უმეტესი ნაწილი მთლიანად დაბლოკილია დედამიწის ატმოსფეროში.

160 მეგაპიქსელიანი LMO მოზაიკის მისაღებად ამ ობიექტის 2200 სურათი დასჭირდა და მათ დამატებას დაახლოებით ხუთნახევარი დღე დასჭირდა. MMO გამოსახულება გარკვეულწილად მარტივია და შედგება 656 ნაწილისგან; დამუშავების დრო დაახლოებით ორი დღე იყო. ორივე მიღებულ სურათს აქვს 2,5 რკალი წამის კუთხური გარჩევადობა, რაც მაქსიმალურია ამ ტელესკოპისთვის.

მაიკლ სიგელი, Swift-ის ულტრაიისფერი/ოპტიკური ტელესკოპის (UVOT) პროგრამის წამყვანი მკვლევარი ამბობს:

„აქამდე ამ გალაქტიკებზე ულტრაიისფერი დაკვირვება ძალიან ცოტა ყოფილა და ასეთი უპრეცედენტო გარჩევადობით არც ერთი კვლევა არ ყოფილა. ამრიგად, ეს მიმოხილვა ხურავს ბევრ კითხვას დიდი და პატარა ღრუბლების ამჟამინდელი მდგომარეობის შესახებ. შედეგად მიღებული მოზაიკებით, ჩვენ შეგვიძლია დავაკვირდეთ ერთ სურათში, თუ როგორ გადიან ვარსკვლავები თავიანთი ცხოვრების ყველა ეტაპს, რაც ძალიან ძნელი გასაგებია ჩვენი გალაქტიკის შესწავლისას, რადგან ჩვენ მის შიგნით ვართ.

LMC და MMO განლაგებულია ჩვენგან, შესაბამისად, 163 ათასი და 200 ათასი სინათლის წლის მანძილზე და ბრუნავენ როგორც ერთმანეთის, ისე ირმის ნახტომის გარშემო. LMC არის ჩვენი გალაქტიკის ზომის დაახლოებით მეათედი და შეიცავს მისი მასის მხოლოდ ერთ პროცენტს. MMO არის LMO-ს ზომის ნახევარი და შეიცავს მისი მასის ორ მესამედს.

ულტრაიისფერი გალაქტიკების შესწავლა ასტრონომებს საშუალებას აძლევს დეტალურად შეისწავლონ მათ შემადგენელი ვარსკვლავები. ულტრაიისფერ დიაპაზონში ბუნდოვანი ვარსკვლავების სინათლე ჩახშობილია, რაც ავლენს ცხელი გროვების, გაზის ღრუბლებისა და ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონების სტრუქტურას. დღეისათვის Swift-ის აპარატზე დაყენებული ულტრაიისფერი ტელესკოპის ანალოგი გარჩევადობისა და ხედვის მხრივ არ არსებობს.

მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების ზოგადი ხედი. წყარო: აქსელ მელინჯერი, ცენტრალური მიჩიგანის უნივერსიტეტი.



მაგელანის დიდი ღრუბლის ულტრაიისფერი გამოსახულება.

> მაგელანის ღრუბლები

მაგელანის ღრუბლები- დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლები: ირმის ნახტომის გალაქტიკებისა და თანამგზავრების აღწერა, მანძილი, ზომა, თანავარსკვლავედები დორადო და ტუკანი.

უძველესი ხალხი არ იღლებოდა ღამის ციური ობიექტების აღფრთოვანებით. რა თქმა უნდა, ცოდნის ნაკლებობის გამო, ბევრი მათგანი შეცდომით შეცდა ღვთაებრივ გამოვლინებად ან კომეტად. ტექნოლოგიის განვითარებით, თითოეულმა ფორმირებამ მიიღო საკუთარი აღნიშვნა.

მაგალითად, არსებობს მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლები. ეს არის გაზისა და ვარსკვლავების დიდი ღრუბლები, რომლებიც ხელმისაწვდომია ტექნოლოგიის გამოყენების გარეშე. ამოღებულია ჩვენი გალაქტიკიდან 200 000 და 160 000 სინათლის წლით. მაგრამ, მიუხედავად მცირე მანძილისა, მათი თვისებები მხოლოდ გასულ საუკუნეში გამოვლინდა. თუმცა, ისინი მაინც აგრძელებენ საიდუმლოების დამალვას.

მაგელანის ღრუბლების მახასიათებლები

დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლები- ვარსკვლავური რეგიონები, რომლებიც ბრუნავენ ირგვლივ და გამოირჩევიან ცალკეული ნაწილების სახით. ისინი ერთმანეთისგან 21 გრადუსით არიან დაშორებული, მაგრამ მათი მანძილი 75000 სინათლის წელია.

მაგელანის დიდი ღრუბელი (LMC) მდებარეობს. ამის გამო სიახლოვის მხრივ მესამე ადგილზეა. პატარა მაგელანის ღრუბელი (LMO) ცხოვრობს.

Large ორჯერ დიდია პატარაზე (14000 სინათლის წელი) დიამეტრით, რის გამოც ის ასევე ხდება სიდიდით მეოთხე გალაქტიკა საქართველოში. 10 მილიარდჯერ უფრო მასიური და პატარა - 7 მილიარდჯერ.

თუ ვსაუბრობთ სტრუქტურაზე, მაშინ Large ეხება არარეგულარულ გალაქტიკებს, ცენტრში გამოკვეთილი ზოლით. მალის ასევე აქვს ბარი (ითვლება, რომ ეს იყო სპირალური გალაქტიკა, რომლის სტრუქტურა ირმის ნახტომმა დაარღვია).

გარდა სტრუქტურისა და მასისა, ისინი განსხვავდებიან ჩვენი გალაქტიკისგან კიდევ ორი ​​მახასიათებლით. უპირველეს ყოვლისა, მათ აქვთ გაცილებით მეტი გაზი და მეტალის დაბალი დონე (ვარსკვლავები ნაკლებად მდიდარია მეტალებით). გარდა ამისა, მათ აქვთ ნისლეულები და ახალგაზრდა ვარსკვლავური ჯგუფები.

გაზის სიმრავლე ვარაუდობს, რომ მაგელანის ღრუბლებს შეუძლიათ შექმნან ახალი ვარსკვლავები, რომლებიც შეიძლება იყოს მხოლოდ რამდენიმე ასეული მილიონი წლის. ეს განსაკუთრებით შესამჩნევია ბოლშოიში, სადაც ვარსკვლავები დიდი რაოდენობით ყალიბდებიან. ამ მომენტს შეგიძლიათ თვალყური ადევნოთ ტარანტულას ნათელ ნისლეულზე.

ითვლება, რომ მაგელანის ღრუბლები 13 მილიარდი წლის წინ გაჩნდა (ირმის ნახტომის მსგავსად). ადრე ფიქრობდნენ, რომ ისინი უფრო ახლოს იყვნენ, მაგრამ ყველაფერი აიხსნებოდა იმით, რომ ირმის ნახტომი მათ ფორმას ამახინჯებს. ეს აძლიერებს აზრს, რომ ისინი ხშირად ასე ახლოს არ ხვდებიან. 2006 წელს ჰაბლის დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ მათი სიჩქარე შეიძლება იყოს ძალიან მაღალი იმისთვის, რომ გრძელვადიან პერსპექტივაში დარჩეს ჩვენი გალაქტიკის თანამგზავრები. უფრო მეტიც, ექსცენტრიული ორბიტები, როგორც ჩანს, ადასტურებენ, რომ მიახლოება მხოლოდ ერთხელ მოხდა შორეულ წარსულში.

2010 წელს ჩატარებულმა კვლევამ აჩვენა, რომ ღრუბლები შეიძლება გადიან ღრუბლებს, რომლებიც რაღაც მომენტში ამოიღეს. ის ფაქტი, რომ ისინი კონტაქტში არიან ჩვენს გალაქტიკასთან, მოწმობს შეცვლილი სტრუქტურა და ნეიტრალური წყალბადის ნაკადები. მათი გრავიტაცია ასევე იმოქმედა ირმის ნახტომზე, რამაც დისკის გარე ნაწილი დეფორმაცია მოახდინა.

მაგელანის ღრუბლების აღმოჩენის ისტორია

მაგელანის ღრუბლები იყო მრავალი ტომის ინტერესისა და თაყვანისცემის ობიექტი, მათ შორის ავსტრალიელი აბორიგენების, მაორის ახალ ზელანდიაში და პოლინეზიელებისთვის (გამოიყენებოდა როგორც სანავიგაციო მარკერები). I ათასწლეულში სერიოზული კვლევისთვის. მიღებული სპარსელი ასტრონომის ას-სუფის მიერ. მან დიდ "ცხვარს" უწოდა და აღნიშნა, რომ მისი ნახვა არ შეიძლებოდა ჩრდილოეთ არაბეთში ან ბაღდადში.

მე-15 საუკუნეში ევროპელები შეუერთდნენ გაცნობას. ამ დროს აყვავდა ვაჭრობა და გემები იგზავნებოდა საქონელზე. პორტუგალიელმა და ჰოლანდიელმა მეზღვაურებმა მათ უწოდეს "კონცხის ღრუბლები", როდესაც ისინი ცურავდნენ კარგი იმედის კონცხსა და რქას.

ფერდინანდ მაგელანის მიერ სამყაროს შემოვლის დროს ღრუბლები აღწერეს, როგორც ბუნდოვან ვარსკვლავურ მტევნებს. იოჰან ბაიერმა ისინი 1603 წელს დაამატა თავის ატლასს და უწოდა პატარას "პატარა ნისლეული".

ჯონ ჰერშელი 1834-1838 წლებში გამოიკვლია სამხრეთის ცა და აღწერა პატარა, როგორც სინათლის ღრუბლიანი მასა, რომელიც დამზადებულია ოვალის სახით. 1891 წელს სამხრეთ პერუში გამოჩნდა სადამკვირვებლო სადგური 24 დიუმიანი ტელესკოპით, რომელიც გამოიყენებოდა ღრუბლების დასაკვირვებლად.

ერთ-ერთი მეცნიერი იყო ჰენრიეტა ლევიტი, რომელმაც პატარაში ცვლადი ვარსკვლავი იპოვა. მისი შედეგები გამოჩნდა ბეჭდვით 1908 წელს, "1777 ცვლადები მაგელანის ღრუბლებში", სადაც აჩვენა ურთიერთობა პერიოდულ ცვალებადობასა და სიკაშკაშეს შორის.

2006 წლის აღმოჩენამ (ღრუბლებს შეუძლიათ გადაადგილება ძალიან სწრაფად) გააჩინა ეჭვები და აზრები, რომ ისინი სხვა გალაქტიკაში ჩამოყალიბდნენ. ანდრომედა გახდა კანდიდატი. მათი შემადგენლობიდან გამომდინარე, შეგვიძლია ვთქვათ, რომ ისინი მაინც შექმნიან ახალ ვარსკვლავებს. მაგრამ გაივლის მილიონობით წელი და ისინი შეძლებენ ირმის ნახტომში შესვლას. ან ისინი დარჩებიან ძალიან ახლოს, იკვებება ჩვენი წყალბადით.

მაგელანის ღრუბლები ჩვენთან ყველაზე ახლო გალაქტიკაა. მათ ასე დაარქვეს, რადგან მათ დააკვირდა და აღწერა კომპანიონი და ისტორიოგრაფი მაგელან პიგაფეტა. ამ ღრუბელ-გალაქტიკების დაკვირვება მხოლოდ სამხრეთ ნახევარსფეროშია შესაძლებელი. სწორედ იქ მიიპყრეს ყურადღება მაგელანის ექსპედიციიდან მეზღვაურებმა ცაში ანათებულ ორ ნისლეულზე. ისინი უცვლელად ახლდნენ 1519-1522 წლების ლაშქრობას.

მაგელანის ღრუბლის გალაქტიკები გამოირჩევიან ვარსკვლავების მდიდარი და მრავალფეროვანი შემადგენლობით. მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების მიმართულებები ქმნის 33 და 45° კუთხეებს გალაქტიკის სიბრტყესთან. ეს ძალიან კარგია დაკვირვებისთვის, რადგან გალაქტიკის სიბრტყეში მტვერი არ ერევა.

მანძილი მაგელანის თითოეულ ღრუბლამდე არის 46 კმკ. ეს მხოლოდ ერთნახევარჯერ აღემატება გალაქტიკის ზომას. ორივე ღრუბელი ერთმანეთისგან დაშორებულია დაახლოებით 20 კმკ მანძილით. ეს ბევრად ნაკლებია, ვიდრე მანძილი მეზობელ გალაქტიკებს შორის. მეცნიერები თვლიან, რომ ვინაიდან ჩვენი გალაქტიკა და ორივე მაგელანის ღრუბლები ძალიან ახლოს არიან ერთმანეთთან, ისინი უნდა განიხილებოდეს როგორც ერთი, მაგრამ სამმაგი გალაქტიკა. ორივე მაგელანის ღრუბელი ჩაეფლო ნეიტრალური წყალბადის საერთო გარსში. გარდა ამისა, ისინი ერთმანეთთან დაკავშირებულია წყალბადის ხიდით. საინტერესოა, რომ წყალბადი, რომელიც მდებარეობს გალაქტიკის მთავარი სიბრტყის მახლობლად, ქმნის რაფაზე, რომელიც მიმართულია მაგელანის ღრუბლებისკენ. სპირალური ტოტის მსგავსი რაღაც გადაჭიმულია დიდი ღრუბლიდან გალაქტიკის საპირისპირო მიმართულებით. თუ ეს მართლაც სპირალური ტოტია, მაშინ უნდა იყოს მეორე, მასთან დაწყვილებული და გალაქტიკისკენ მიმართული. ასეთი მეორე სპირალური მკლავი შეიძლება მართლაც არსებობდეს, მაგრამ ძნელი გამოსაცნობია პერსპექტივიდან. ისიც კი აღიარებულია, რომ დიდი ღრუბელი და ჩვენი გალაქტიკა ერთმანეთთან დაკავშირებულია გაზის ხიდით. მაგელანის დიდი ღრუბელი, რომელიც ნაჩვენებია სურათზე 41, არის დაახლოებით 10 კმ/კ დიამეტრი. ღრუბელს აქვს რთული და მრავალფეროვანი სტრუქტურა. აშკარად ჩანს წაგრძელებული სხეული, რომელიც წააგავს ჯვარედინ სპირალებზე მხტუნავებს. თქვენ შეგიძლიათ ნახოთ ბევრი პატარა დეტალი, რომლებიც წარმოიქმნება სუპერგიგანტური ვარსკვლავების ჯგუფების ადგილმდებარეობის გამო.

მაგელანის დიდ ღრუბელში ჭარბობს პირველი ტიპის ვარსკვლავური პოპულაცია. დიდ ღრუბელში არის თითქმის ხუთი ათასი უაღრესად მაღალი სიკაშკაშის სუპერგიგანტი. თითოეული მათგანი ასხივებს 10000 მზეზე მეტ ენერგიას. დიდ ღრუბელში არის თეთრი ვარსკვლავი HD 33579. ამ ვარსკვლავს ასევე უწოდებენ S Goldfish. ეს ვარსკვლავი მილიონობით ვარსკვლავივით ანათებს.

მცირე მაგელანის ღრუბლის ზომები (ნახ. 42) დაახლოებით ოთხჯერ მცირეა, ვიდრე დიდი - 2,2 კპკ. და I ტიპის ვარსკვლავური პოპულაცია მასში არც ისე მრავალფეროვანია. მაგელანის ორივე ღრუბელში 532 დიდი აირისებრი ნისლეულია. მათი უმეტესობა დიდ ღრუბელშია.

ბრინჯი. 41. მაგელანის დიდი ღრუბელი

ბრინჯი. 42. პატარა მაგელანის ღრუბელი

მაგელანის ღრუბლებში უამრავი ვარსკვლავური გროვაა. მეცნიერებმა დაარეგისტრირეს 1100 ღია მტევანი დიდ ღრუბელში და 100-ზე მეტი პატარა ღრუბელში. დიდ ღრუბელში აღმოჩენილია 35 გლობულური გროვა, ხოლო პატარა ღრუბელში 5. მაგელანის ღრუბლებში ნაპოვნია გლობულური გროვები, რომლებიც ჩვენს გალაქტიკაში არ არის ნაპოვნი. ისინი შეიცავს ბევრ ლურჯ და თეთრ გიგანტს. ამიტომ ისინი თეთრები არიან. ჩვეულებრივი გლობულური მტევნები წითელი გიგანტებისაგან შედგება, ამიტომ მათი ფერი ყვითელი – ნარინჯისფერია. ითვლება, რომ თეთრი გლობულური მტევნები ძალიან ახალგაზრდაა ჩვეულებრივთან შედარებით.

მაგელანის ღრუბლები შეიცავს სხვადასხვა ტიპის მრავალ ცვლად ვარსკვლავს. მხოლოდ მაგელანის ღრუბლებში და ჩვენს გალაქტიკაში შეიძლება გრძელვადიანი და მოკლე პერიოდის ცეფეიდების დაკვირვება. მაგელანის ღრუბლებში ახალი ვარსკვლავები დაფიქსირდა. ისინი, ფაქტობრივად, არ განსხვავდებოდნენ ახალი ჩვენი გალაქტიკისგან.

მაგელანის ღრუბლებში ბევრი დიფუზური მატერიაა. წყალბადი ნაწილდება გალაქტიკების მთელ მოცულობაში. მაგელანის ღრუბლებში წყალბადის წილი 6%-ია. ჩვენს გალაქტიკაში წყალბადის წილი მხოლოდ 1-2%-ია.

მაგელანის ღრუბლებში მტვერი არ არის. მაგრამ ეს არ ნიშნავს რომ ის იქ არ არის. არაპირდაპირი ფაქტები საშუალებას გვაძლევს დავასკვნათ, რომ მაგელანის ღრუბლებში უფრო მეტი მტვერია ვიდრე ჩვენს გალაქტიკაში.

შორს სამხრეთ ცაში, მიუწვდომელია დედამიწის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს მაცხოვრებლებისთვის, მიუწვდომელია ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში აშენებული და დამონტაჟებული დიდი ტელესკოპებისთვის, არის ცის ორი ყველაზე ღირსშესანიშნავი ობიექტი, ასტრონომიის ორი საგანძური. - დიდი და პატარა მაგელანის ღრუბლები.

მაგელანის ღრუბლების დაკვირვების პირველი აღწერა, რომელიც ჩვენამდე მოვიდა, ეკუთვნის პიგაფეტას, მაგელანის კომპანიონსა და ისტორიოგრაფს, რომელიც ნერვების მომშლელად მოგზაურობს მთელ მსოფლიოში. როცა 1519-1522 წწ. მაგელანის გემები მიცურავდნენ ატლანტის ოკეანის სამხრეთ წყლებს, შემდეგ კი წყნარი ოკეანისა და ინდოეთის ოკეანეებს, პიგაფეტამ ყურადღება მიიპყრო ცაში მაღლა მდგარი ორ მბზინავ ნისლეულზე, რომლებიც განუწყვეტლივ თან ახლდნენ ექსპედიციას და აღწერა ისინი. ჩრდილოეთ ცაზე მსგავსი არაფერი ჩანს.

მაგელანის ღრუბლების დიდი მნიშვნელობა მეცნიერებისთვის განპირობებულია იმით, რომ ეს არის ჩვენთან ყველაზე ახლოს მყოფი გალაქტიკები. შემდეგი მეზობელი, სკულპტორის სისტემა, ორჯერ უფრო შორს არის. გარდა ამისა, მაგელანის ღრუბლები გალაქტიკებია ობიექტების უკიდურესად მდიდარი და მრავალფეროვანი შემადგენლობით. ამ მხრივ მათ პალმა უჭირავთ გალაქტიკათა ლოკალურ სისტემაში. Sculptor-ის სისტემა გაცილებით ნაკლებად საინტერესო გალაქტიკაა, რომელსაც მოკლებულია სუპერგიგანტური ვარსკვლავები, ვარსკვლავური გროვები, აირისებრი ნისლეულები და სხვა ობიექტები, რომლებიც მნიშვნელოვანია ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავური სისტემების ევოლუციის შესასწავლად. უახლოესი გალაქტიკები, რომლებიც შედარებულია მაგელანის ღრუბლებთან შემადგენლობით, არის ანდრომედას ნისლეული (NGC 224) და სამკუთხედის ნისლეული (NGC 598). მაგრამ ისინი განლაგებულია 10-ჯერ უფრო შორს. და ეს ნიშნავს, რომ 60 სმ-იანი ტელესკოპით მაგელანის ღრუბლების შესწავლა შესაძლებელია ისეთივე დეტალებით, როგორც NGC 224 და NGC 598 გიგანტური 6 მეტრიანი ტელესკოპის გამოყენებით. რა საინტერესო ინფორმაციის მიღება შეიძლებოდა მაგელანის ღრუბლებისკენ 6 მეტრიანი ტელესკოპის მითითებით! თუმცა, როგორც ერთმა დამკვირვებელმა აღნიშნა, „ღმერთმა გადაწყვიტა ხუმრობა ეთამაშა ასტრონომების დაყენებით დედამიწის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში და მაგელანის ღრუბლების სამხრეთ ცაზე განთავსებით“.

ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს ქვეყნებს დიდი ხანია ჰქონდათ 5 მეტრიანი ტელესკოპი და დიდი რაოდენობით ტელესკოპები, რომელთა ლინზის დიამეტრი 2-3 მეტრია. და 1976წ

საბჭოთა კავშირში ექსპლუატაციაში შევიდა ექვსმეტრიანი ტელესკოპი.

ბოლო დრომდე სამხრეთ ნახევარსფეროში მხოლოდ ორი 180 სმ-იანი ტელესკოპი იყო. მათი დახმარებით ძირითადად დაფიქსირდა მაგელანის ღრუბლები. სულ ახლახანს სამხრეთ ნახევარსფერო საბოლოოდ გამდიდრდა 4 და 3,7 მეტრიანი ტელესკოპებით. წლები, ათი წელი დასჭირდება, სანამ ეს ტელესკოპები მნიშვნელოვან წვლილს შეიტანენ მაგელანის ღრუბლების შესწავლაში.

ბევრი ობიექტი მაგელანის ღრუბლებში უფრო წარმატებით არის შესწავლილი, ვიდრე თავად ჩვენს გალაქტიკაში. ეს განპირობებულია, პირველ რიგში, იმით, რომ გალაქტიკის ყველაზე საინტერესო ობიექტები მის მთავარ სიბრტყესთან ძალიან ახლოს მდებარეობს და რადგან ჩვენც ამ სიბრტყესთან ახლოს ვართ, დაკვირვებებს დიდად აფერხებს ბნელი მტვრიანი მატერიის მიერ სინათლის შთანთქმა, რაც ასევე კონცენტრირებულია მთავარ სიბრტყესთან. მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების მიმართულებები გალაქტიკის სიბრტყეს ქმნის 33 და 45° კუთხეებს, ამიტომ სინათლის შთანთქმას აქვს ძალიან სუსტი ეფექტი. მაგელანის ღრუბლების კიდევ ერთი უპირატესობა არის შესაძლებლობა, მათი ვარსკვლავების აშკარა სიდიდეების შედარების გზით, შევადაროთ სიკაშკაშის აბსოლუტური სიდიდეები. ასეთი შედარება შესაძლებელია, რადგან მაგელანის ღრუბლების ზომა მცირეა მათთან დაშორებასთან შედარებით და თითოეული ღრუბლის ყველა ვარსკვლავი ჩვენგან დაახლოებით თანაბრად შორს შეიძლება ჩაითვალოს. ეს პირობა, რა თქმა უნდა, არ სრულდება ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავებისთვის და რამდენად მნიშვნელოვანია მისი მნიშვნელობა, ჩანს შემდეგი ისტორიული მაგალითიდან.

1910 წელს გ.ლევიტმა (აშშ), როდესაც აკვირდებოდა ცეფეიდებს მაგელანის მცირე ღრუბელში, აღმოაჩინა, რომ ხანგრძლივ პერიოდულ ცეფეიდებს, რომლებსაც უფრო დიდი სიკაშკაშე აქვთ, ასევე აქვთ სიკაშკაშის ცვლილების უფრო გრძელი პერიოდი. საკმაოდ ზუსტად შესრულდა წესი, რომლის მიხედვითაც ორჯერ გრძელი პერიოდი შეესაბამებოდა ცეფეიდების სიდიდეს 0 მ, 6-ით ნაკლებს. ვინაიდან მაგელანის ღრუბლების ვარსკვლავებისთვის ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდეების სხვაობა უდრის ვარსკვლავური სიდიდეების სხვაობას, ეს დადგენილია ფიზიკური კანონით - პატარა მაგელანის ღრუბლის ცეფეიდებში ორჯერ დიდი პერიოდი შეესაბამება ვარსკვლავების აბსოლუტურ სიდიდეს. მცირეა 0 მ,6-ით, ანუ 1,7-ჯერ აღემატება სიკაშკაშეს. შემდგომში აღმოჩნდა, რომ ეს კანონი უნივერსალურია. იგი მოქმედებს მაგელანის დიდი ღრუბლის, გალაქტიკის, ანდრომედას ნისლეულისა და სხვა გალაქტიკების ხანგრძლივი პერიოდის ცეფეიდებზე; ანალოგიური ურთიერთობა დამყარდა ხანმოკლე ცეფეიდების მიმართაც. ღია დამოკიდებულებამ შესაძლებელი გახადა მანძილების განსაზღვრის ახალი მეთოდის შემუშავება, რომელმაც მნიშვნელოვანი როლი ითამაშა ასტრონომიაში. თუ თქვენ გჭირდებათ მანძილის დადგენა ვარსკვლავურ გროვამდე ან გალაქტიკამდე, მაშინ საკმარისია იპოვოთ ცეფეიდი ამ სისტემაში, დააკვირდეთ მისი სიკაშკაშის ცვლილებას და განსაზღვროთ პერიოდი, შემდეგ კი განსაზღვროთ ეს უკანასკნელი პერიოდისა და აბსოლუტის თანაფარდობიდან. მაგნიტუდა M. ასევე აუცილებელია ვარსკვლავის მოჩვენებითი სიდიდის m გაზომვა და შემდეგ უცნობი მანძილი r გამოითვლება.

რამდენად მნიშვნელოვანია ცეფეიდებისგან მანძილების განსაზღვრის მეთოდი, შეიძლება ვიმსჯელოთ იმით, რომ იგი გახდა სხვა გალაქტიკებამდე მანძილის განსაზღვრის საფუძველი.

თუ მაგელანის ღრუბლებში არ დაფიქსირდა გრძელი პერიოდის ცეფეიდები, მაშინ მათი პერიოდებისა და ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდეების დამაკავშირებელი ურთიერთობა შეიძლება მხოლოდ მოგვიანებით დადგინდეს, რადგან გალაქტიკის გრძელპერიოდიან ცეფეიდებთან მანძილების განსხვავება ხელს უშლის ამ დამოკიდებულების გამოვლენას. თვალსაჩინოდ.

მანძილი მაგელანის თითოეულ ღრუბლამდე, 46 კმკ, გალაქტიკის დიამეტრზე მხოლოდ ერთნახევარჯერ აღემატება, ხოლო დიდ და პატარა ღრუბლებს შორის მანძილი დაახლოებით 20 კმკ. ეს მანძილი ბევრჯერ უფრო მცირეა, ვიდრე საშუალო მანძილი მეზობელ გალაქტიკებს შორის ზოგადად და თუნდაც საშუალო მანძილს მეზობელ გალაქტიკებს შორის გალაქტიკათა ლოკალურ სისტემაში. მაშასადამე, უფრო სწორია ვიფიქროთ, რომ გალაქტიკა და მაგელანის ღრუბლები ქმნიან სამმაგ გალაქტიკას. ორმხრივი გავლენა ამ სამმაგ სისტემაში, სადაც გალაქტიკა უნდა ჩაითვალოს მთავარ სხეულად, ხოლო მაგელანის ღრუბლები, როგორც თანამგზავრები, შეიძლება მივაკვლიოთ იმ ფაქტს, რომ როგორც რადიო დაკვირვებები აჩვენებს, ორივე მაგელანის ღრუბელი ჩაეფლო ნეიტრალური წყალბადის საერთო გარსში. და დამატებით ერთმანეთთან დაკავშირებულია წყალბადის ხიდით, ხოლო წყალბადი, რომელიც მდებარეობს გალაქტიკის მთავარ სიბრტყესთან, ქმნის მაგელანის ღრუბლებისკენ მიმართულ პროტრუზიას. სპირალური ტოტის მსგავსი რაღაც გადაჭიმულია დიდი ღრუბლიდან გალაქტიკის საპირისპირო მიმართულებით და შემდეგ უნდა იყოს მსგავსი ტოტი, რომელიც არ განსხვავდება პერსპექტივის გამო, გალაქტიკისკენ. შესაძლებელია, რომ დიდი ღრუბელი და გალაქტიკა ერთმანეთთან დაკავშირებული იყოს გაზის ხიდით.

მაგელანის დიდი ღრუბლის დიამეტრი დაახლოებით 10 კმკ-ია, მას აქვს რთული და მრავალფეროვანი სტრუქტურა. აშკარად მოჩანს წაგრძელებული სხეული, რომელიც წააგავს ჯვარედინ სპირალებზე მხტუნავებს. არსებობს მრავალი მცირე დეტალი, რომელიც არის სუპერგიგანტური ვარსკვლავების დაჯგუფების შედეგი. დიდ ღრუბელში დომინირებს I ტიპის ვარსკვლავური პოპულაციები და სავსეა ამ ტიპის პოპულაციის გამორჩეული წევრებით. ამ მხრივ, მაგელანის დიდი ღრუბელი აჭარბებს ჩვენი გალაქტიკის სპირალური მკლავების რეგიონსაც კი. იგი შეიცავს უამრავ ლურჯ სუპერგიგანტს უკიდურესად მაღალი სიკაშკაშის. ფრანგმა ასტრონომმა ვოკულერმა დაითვალა 4700 სუპერგიგანტი დიდ ღრუბელში, რომელთაგან თითოეული 10000 მზეზე უფრო ძლიერად ასხივებს და სწორედ აქ მდებარეობენ ჩვენთვის ცნობილ ვარსკვლავებს შორის სიკაშკაშის ჩემპიონები.

ცხრილში ჩამოთვლილია ყველაზე მაღალი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები სხვადასხვა გალაქტიკებში.

ჩვენ ვხედავთ, რომ სიკაშკაშის ჩემპიონი ყველა იმ ვარსკვლავს შორის, რომელსაც ჩვენ განვასხვავებთ (შორეულ გალაქტიკებში ცალკეულ ვარსკვლავებს ვერ ვარჩევთ) არის თეთრი ვარსკვლავი HD 33579, რომელიც მდებარეობს მაგელანის დიდ ღრუბელში. ამ ვარსკვლავს ასევე უწოდებენ S Goldfish. მისი აბსოლუტური სიდიდეა -10მ,1 და ანათებს, როგორც დაახლოებით მილიონი მზე. თუ HD 33579 კენტავრის ნაცვლად ჩვენთან უახლოესი ვარსკვლავის ადგილას ყოფილიყო, მაშინ დედამიწაზე კაცობრიობა უზრუნველყოფილი იქნებოდა დამატებითი და უფრო კაშკაშა, ვიდრე დღევანდელი ღამის განათება. ამ მანძილზე HD 33579 ხუთი მთვარევით ანათებდა. ცხრილი აჩვენებს; რომ სუპერგიგანტური ვარსკვლავების ძალის მიხედვით, მაგელანის დიდი ღრუბელი პირველ ადგილზეა; ჩვენი გალაქტიკა და სამკუთხედის ნისლეული (NGC 598) მეორე ადგილზეა ახლომდებარე გალაქტიკებს შორის, ხოლო პატარა მაგელანის ღრუბელი, ანდრომედას ნისლეული (NGC 224) და NGC 6822 მესამე ადგილზე არიან.

იმის გათვალისწინებით, რომ მაგელანის დიდი ღრუბლის ყველა ვარსკვლავი ჩვენგან თითქმის ერთსა და იმავე მანძილზეა, ამ სისტემაში უფრო მოსახერხებელია, ვიდრე ჩვენს გალაქტიკაში, განსხვავებული სიკაშკაშის ვარსკვლავების შედარებითი რაოდენობის დადგენა.

დიდი ღრუბლის ერთ-ერთ მონაკვეთში სხვადასხვა მოჩვენებითი სიდიდის ვარსკვლავების რაოდენობის დათვლით და მანძილის ცოდნით, თეკერიმ მიიღო ცხრილში წარმოდგენილი შედეგები.

სამწუხაროდ, თეკერიმ მხოლოდ სუპერგიგანტების და კაშკაშა გიგანტების დათვლა შეძლო. თუ 5 მეტრიანი ტელესკოპი სამხრეთ ნახევარსფეროში იქნებოდა, მაშინ გამოთვლები შეიძლება გავრცელდეს M = +5 მ-ის მქონე ვარსკვლავებზე, ანუ ისეთ ვარსკვლავებზე, როგორიც არის ჩვენი მზე. ეს მოგვაწვდის ძალიან საინტერესო ინფორმაციას მაგელანის ღრუბლების ვარსკვლავური პოპულაციის შესახებ. თეკერეის შედეგებიდან გამომდინარეობს, რომ როგორც სუპერგიგანტებისა და გიგანტების სიკაშკაშე მცირდება, ამ სიკაშკაშის ვარსკვლავების რაოდენობა იზრდება. საინტერესო იქნებოდა იმის ცოდნა, თუ რა აბსოლუტურ, ვარსკვლავურ სიდიდემდე ვრცელდება ეს კანონზომიერება. მიღწეულია თუ არა ვარსკვლავების მაქსიმალური რაოდენობა სიკაშკაშის გარკვეულ მნიშვნელობაზე, რის შემდეგაც, სიკაშკაშის შემდგომი შემცირებით, მოცემული სიკაშკაშის ვარსკვლავების რაოდენობა უკვე მცირდება? ,

მცირე მაგელანის ღრუბლის ზომა დაახლოებით ოთხჯერ უფრო მცირეა, ვიდრე დიდი - 2,2 კპკ. მიუხედავად გარეგნული მსგავსებისა, ურთიერთსიახლოვისა და, როგორც ჩანს, საერთო წარმოშობისა, განსხვავებები გვხვდება ღრუბლების ვარსკვლავურ პოპულაციაში. მცირე ღრუბელში I ტიპის ვარსკვლავური პოპულაცია არც ისე უხვად არის წარმოდგენილი და მისი წარმომადგენლები არც ისე გამორჩეული ნიმუშებია, როგორც დიდ ღრუბელში.

ჩვენ ვაკვირდებით სხვა გალაქტიკებს ჩვენი გალაქტიკის მეშვეობით. სხვა გალაქტიკებში ცალკეული ვარსკვლავების მახასიათებლების დასადგენად, უნდა შეგვეძლოს მათი გარჩევა, განცალკევება ჩვენი გალაქტიკის ვარსკვლავებისგან ამ გალაქტიკებზე. წინააღმდეგ შემთხვევაში, თუ ავიღებთ სუსტ და ახლო ვარსკვლავს, რომელიც მდებარეობს, მაგალითად, 46 kpc მანძილზე, როგორც ვარსკვლავი, რომელიც არის მაგელანის დიდი ღრუბლის ნაწილი, რომელიც მდებარეობს ათასჯერ უფრო შორს, მაშინ ვარსკვლავის სიკაშკაშე იქნება გადაჭარბებული. 1000-ით 2-მილიონჯერ. ასე რომ თქვენ შეგიძლიათ მიიღოთ ბევრი ფიქტიური "სუპერგიგანტი". ასეთი შეცდომებისგან კვლევის დასაცავად საიმედო გზაა ვარსკვლავის რადიალური სიჩქარის დადგენა. თუ, მაგალითად, მაგელანის დიდი ღრუბლის მიმართულებით მდებარე ვარსკვლავს აქვს რადიალური სიჩქარე, რომელიც დიდად არ განსხვავდება თავად ღრუბლის რადიალური სიჩქარისგან + 280 კმ/წმ, კერძოდ, თუ ეს რადიალური სიჩქარე დევს ინტერვალში + 250- + 310 კმ/წმ, მაშინ, უდავოა, ვარსკვლავი მაგელანის დიდ ღრუბელს ეკუთვნის. თუ ვარსკვლავი ეკუთვნის გალაქტიკას და მხოლოდ მაგელანის დიდ ღრუბელზეა დაპროექტებული, მაშინ მისი სიჩქარე +60 - +70 კმ/წმ არ აღემატება. ამ მიმართულებით სხვა რადიალური სიჩქარეები, რომლებიც დევს, მაგალითად, o r +70-დან +260 კმ/წმ-მდე ინტერვალით, არ ხდება.

თქვენ ასევე შეგიძლიათ გამოიყენოთ საკუთარი მოძრაობები. სხვა გალაქტიკების ვარსკვლავებში ისინი ყოველთვის ნულის ტოლია ძალიან დიდი მანძილების გამო. თუ ვარსკვლავს აქვს საკუთარი მოძრაობა, ის ნამდვილად არის ვარსკვლავი ჩვენს გალაქტიკაში. I ტიპის ვარსკვლავური პოპულაცია ხასიათდება დიდი აირისებრი წყალბადის ნისლეულების არსებობით. და ამ მხრივ, მაგელანის დიდი ღრუბელი, რომელიც სავსეა წყალბადის ნისლეულებით, გამოირჩევა ახლომდებარე გალაქტიკებს შორის. მაგელანის ორივე ღრუბელში არის 532 დიდი აირისებრი ნისლეული, რომელთა უპირატესი ნაწილი დიდი ღრუბლის ნაწილია. აქ არის ასევე ყველაზე გრანდიოზული ცნობილი აირისებრი ნისლეული - 30 ოქროს თევზი, რომლის დიამეტრი დაახლოებით 200 ns და მასა უდრის 500 000 მზის მასას. შედარებისთვის, აღვნიშნავთ, რომ ჩვენს გალაქტიკაში ცნობილ წყალბადის ყველაზე დიდ ნისლეულს აქვს დიამეტრი 6 kpc და მისი მასა მხოლოდ 100 მზის მასაა.

მაგელანის ღრუბლებში უამრავი ვარსკვლავური გროვაა. ჯერ კიდევ 1847 წელს ჯონ ჰერშელმა, რომელიც სპეციალურად სამხრეთ აფრიკაში გაემგზავრა მაგელანის ღრუბლების დასაკვირვებლად, დაითვალა 919 დიდ ღრუბელში და 214 პატარა ღრუბელში, ვარსკვლავური გროვები და დიფუზური მატერიის ღრუბლები. ამჟამად საერთო რაოდენობა; დიდ ღრუბელში არის 1600 კატალოგიზირებული ღია მტევანი, ხოლო მცირე ღრუბელში 100-ზე მეტი. ყველა ეს მტევანი ზომითა და სიკაშკაშით შედარებულია ჩვენი გალაქტიკის უმდიდრეს ღია მტევანებთან. უნდა ვიფიქროთ, რომ მაგელანის ღრუბლებში არის დიდი რაოდენობით ღია გროვები უფრო მცირე ზომის და ნაკლებად მდიდარი ვარსკვლავებით, რომლებიც ჯერ კიდევ არ არის გამოვლენილი.

დიდ ღრუბელ 35-სა და პატარა ღრუბელ 5-ში აღმოჩენილია გალაქტიკის გლობულური გროვების მსგავსი გლობულური გროვები. მაგრამ ასევე აღმოაჩინეს ახალი ობიექტები, რომლებიც გალაქტიკაში არ არის ნაპოვნი - გლობულური გროვები, რომლებიც შეიცავს ბევრ მოლურჯო და თეთრ გიგანტს და, შესაბამისად, აქვთ თეთრი. ფერი, ხოლო ეგრეთ წოდებულ "ჩვეულებრივ" გლობულურ მტევნებს, მათ შორის გალაქტიკის ყველა გლობულურ გროვას, მხოლოდ წითელი გიგანტები აქვთ და მათი ფერი ყვითელი - ნარინჯისფერია. ახალი ტიპის ეს გლობულური მტევნები დიდ ინტერესს იწვევს. არსებობს ვარაუდი, რომ მათი ასაკი მცირეა, ხოლო „ჩვეულებრივი“ გლობულური მტევნები ძველი წარმონაქმნებია. საჭიროა პასუხის პოვნა კითხვაზე, თუ რატომ არის მაგელანის დიდ ღრუბელში ლურჯი გლობულური მტევნები, მაგრამ ისინი არ არიან გალაქტიკაში.

მაგელანის ღრუბლები უხვადაა სხვადასხვა ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავებით. მხოლოდ ამ ორ გალაქტიკაში, ჩვენს გალაქტიკაში არ ჩავთვლით, შეიძლება ამჟამინდელი გრძელვადიანი და მოკლე პერიოდის ცეფეიდების დაკვირვება. ეს გარემოება, როგორც შემდგომში დავინახავთ, უაღრესად მნიშვნელოვანია ექსტრაგალაქტიკური მანძილების განსაზღვრის სწორი მეთოდების შემუშავებისთვის.

პატარა ღრუბელში ახალი ვარსკვლავის პირველი ამოფრქვევა დაფიქსირდა 1897 წელს, ხოლო დიდ ღრუბელში 1926 წელს. დღეისათვის ათზე მეტი ასეთი ამოფრქვევაა რეგისტრირებული.

მაგელანის ღრუბლები ასევე მდიდარია დიფუზური მატერიით. მათგან 21 სმ ტალღის სიგრძის რადიო გამოსხივების შესწავლა აჩვენებს, რომ წყალბადი მათში არა მხოლოდ ცალკეულ ღრუბლებშია კონცენტრირებული, არამედ განაწილებულია გალაქტიკების მთელ მოცულობაში. მაშინ როცა ჩვენს გალაქტიკაში წყალბადი მთლიანი მასის მხოლოდ 1-2%-ს შეადგენს, მაგელანის ღრუბლებში მისი წილი 6%-ით არის შეფასებული.

მაგელანის ღრუბლებში მტვრის მატერიის პირდაპირი დაკვირვება შეუძლებელია. გალაქტიკებში მატერიაზე პირდაპირი დაკვირვება, როგორც წესი, შესაძლებელია მხოლოდ მაშინ, როდესაც ჩვენ ვხედავთ მაღალ შეკუმშულ გალაქტიკებს პირისპირ ან თითქმის კიდეზე. მხოლოდ ამ შემთხვევაშია მტვრიანი ნივთიერების სისქე მხედველობის ხაზის გასწვრივ იმდენად მნიშვნელოვანი, რომ ნათლად ჩანს. ამიტომ მაგელანის ღრუბლებში მტვრიანი ნივთიერების გამოსავლენად გამოიყენება ორიგინალური მეთოდი, რომელიც პირველად გამოიყენა შეპლიმ. მაგელანის ღრუბლების მეშვეობით დაკვირვებული შორეული გალაქტიკების რაოდენობა დათვლილია და შედარებულია მეზობელ რეგიონებში გალაქტიკების რაოდენობასთან. მაგალითად, დიდი 06^ Lacquer-ის ცენტრალურ რეგიონში დაკვირვებული შორეული გალაქტიკების რაოდენობა დაახლოებით 10-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე იმავე აშკარა სიდიდის გალაქტიკების რაოდენობა, რომელიც დაფიქსირდა იმავე ტერიტორიაზე ცის მეზობელ რეგიონში. ეს განსხვავება უნდა აიხსნას იმით, რომ მაგელანის დიდი ღრუბელი შეიცავს მტვრიან მატერიას, რომელიც აქვეითებს შორეული გალაქტიკების შუქს. ამიტომ უფრო შორეული და სუსტები უხილავი ხდებიან. იქიდან გამომდინარე, რომ დიდი ღრუბლის მეშვეობით დაკვირვებისას გალაქტიკების რაოდენობა მცირდება 10-ჯერ, შეიძლება დავასკვნათ, რომ იქ მდებარე მტვრიანი მატერია ასუსტებს ყველა ობიექტის სიკაშკაშეს საშუალოდ 1მ.7. შედარებისთვის აღვნიშნავთ, რომ დაკვირვებებისა და გამოთვლების მიხედვით, გალაქტიკების სიკაშკაშე, რომლებიც ჩვენი გალაქტიკის მეშვეობით მისი მთავარი სიბრტყის პერპენდიკულარული მიმართულებით იქნება დანახული, საშუალოდ მხოლოდ 0მ-ით შესუსტდება.7. როგორც ჩანს, დიდი ღრუბელი ასევე უფრო მდიდარია მტვრის მატერიით, ვიდრე ჩვენი გალაქტიკა. სინათლის შთანთქმა ასევე გვხვდება მაგელანის მცირე ღრუბელში.

მაგელანის ღრუბლების შესწავლამ აჩვენა სხვადასხვა ვარსკვლავური სისტემის ერთიანობა, საერთოობა. ყველა ობიექტი - სხვადასხვა სპექტრული ტიპის ვარსკვლავები, სხვადასხვა სიკაშკაშე, ცვალებადი და სტაციონარული, სხვადასხვა ტიპის ვარსკვლავური გროვები, აირისებრი და მტვრიანი მატერია, მთელი მრავალფეროვნება, რაც გალაქტიკის მკვლევარს აოცებს, თავის ადგილს პოულობს მაგელანის ღრუბლებში. ეს ნიშნავს, რომ კანონები, რომლებიც არეგულირებს ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთგროვების ფორმირებას, ერთნაირია ჩვენს გალაქტიკაში და მაგელანის ღრუბლებში.

გეპატიჟებით განიხილოთ ეს პუბლიკაცია ჩვენს საიტზე.