პულსირებული ვარსკვლავები ფართოვდებიან და იკუმშებიან, ხდებიან უფრო და უფრო პატარა, ცხელი და ცივი, უფრო კაშკაშა და ბნელდებიან. ამ ვარსკვლავების ფიზიკური თვისებები ისეთია, რომ ისინი უბრალოდ გადადიან ერთი მდგომარეობიდან მეორეში და ისევ უკან, თითქოს აკეთებენ რაიმე სახის რხევას ან პულსირებას, ისევე როგორც ცაში გულები.

ცეფეიდების ცვლადი ვარსკვლავები

ამერიკელმა ასტრონომმა ჰენრიეტა ლევიტმა აღმოაჩინა, რომ ცეფეიდებს აქვთ კავშირი პერიოდი-სინათლის მიმართებასა და სიკაშკაშეს შორის. ეს ტერმინი ნიშნავს, რომ რაც უფრო გრძელია სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდი (ინტერვალი სიკაშკაშის თანმიმდევრულ მწვერვალებს შორის), მით უფრო მაღალია ვარსკვლავის საშუალო ჭეშმარიტი სიკაშკაშე. მაშასადამე, თუ ვინმე გავზომავთ ცეფეიდის ცვლადის აშკარა სიდიდეს, რომელიც იცვლება დღეებისა და კვირების განმავლობაში, და შემდეგ განსაზღვრავს სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდს, მაშინ ადვილად გამოვთვალოთ ვარსკვლავის ნამდვილი სიკაშკაშე.

რატომ არის ეს საჭირო? და შემდეგ, რომ ვარსკვლავის ჭეშმარიტი სიკაშკაშის ცოდნით, თქვენ შეგიძლიათ განსაზღვროთ მანძილი მასამდე. ბოლოს და ბოლოს, რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი, მით უფრო ბუნდოვანი ჩანს, მაგრამ მაინც იგივე ვარსკვლავია, იგივე ნამდვილი ბრწყინვალებით.

შორეული ბუნდოვანი ვარსკვლავები ემორჩილებიან შებრუნებულ კვადრატულ კანონს. ეს ნიშნავს, რომ თუ ვარსკვლავი 2-ჯერ უფრო შორს არის, მაშინ ის 4-ჯერ უფრო დაბნელებულია. და თუ ვარსკვლავი 3-ჯერ უფრო შორს არის, მაშინ ის 9-ჯერ უფრო დაბნელებულია. თუ ვარსკვლავი 10-ჯერ უფრო შორს არის, მაშინ ის 100-ჯერ უფრო დაბნელებულია.

ბოლო დროს მედიაში გავრცელდა ინფორმაცია იმის შესახებ, რომ ჰაბლის კოსმოსურმა ტელესკოპმა სამყაროს ზომისა და ასაკის დადგენა შეძლო. სინამდვილეში, ეს არის კვლევის შედეგი ცეფეიდების ცვლადი ვარსკვლავების ჰაბლის ტელესკოპის გამოყენებით. ეს ცეფეიდები გვხვდება შორეულ გალაქტიკებში. მაგრამ მათი სიკაშკაშის ცვლილებაზე დაკვირვებით და სიკაშკაშისა და სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდს შორის კავშირის გამოყენებით, ასტრონომებმა დაადგინეს მანძილი ამ გალაქტიკებამდე.

ვარსკვლავები, როგორიცაა RR Lyrae

RR Lyrae ვარსკვლავები ცეფეიდების მსგავსია, მაგრამ ისინი არც ისე დიდი და კაშკაშაა. ზოგიერთი მათგანი მდებარეობს ჩვენი ირმის ნახტომის გალაქტიკის გლობულურ ვარსკვლავურ გროვაში და მათ ასევე აქვთ კავშირი სიკაშკაშისა და სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდს შორის.

გლობულური მტევნები უზარმაზარი სფერული წარმონაქმნებია, რომლებიც სავსეა ძველი ვარსკვლავებით, რომლებიც დაიბადა ირმის ნახტომის ფორმირების დროს. ეს არის მხოლოდ 60-100 სინათლის წლის სიგანის კოსმოსური უბნები, რომლებშიც რამდენიმე ასეული ათასიდან მილიონამდე ვარსკვლავია „შეფუთული“. RR Lyrae ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვლილებაზე დაკვირვებით, ასტრონომებს შეუძლიათ შეაფასონ მანძილი ასეთ ვარსკვლავებამდე. და თუ ეს ვარსკვლავები გლობულურ მტევნებში არიან, მაშინ თქვენ შეგიძლიათ განსაზღვროთ მანძილი ამ გლობულურ გროვებამდე.

რატომ არის მნიშვნელოვანი ვიცოდეთ მანძილი ვარსკვლავურ გროვამდე? აი რატომ. ერთ გროვაში მდებარე ყველა ვარსკვლავი ერთდროულად წარმოიქმნება საერთო ღრუბლისგან. და ისინი ყველა განლაგებულია დედამიწიდან დაახლოებით ერთსა და იმავე მანძილზე, რადგან ისინი იმავე კლასტერში არიან. ამიტომ, როდესაც მეცნიერები ქმნიან H-R დიაგრამას ვარსკვლავებისთვის გროვაში, არ იქნება შეცდომები, რომლებიც გამოწვეული იქნება სხვადასხვა ვარსკვლავებს შორის მანძილების სხვაობით. და თუ ვიცით მანძილი ვარსკვლავურ გროვამდე, მაშინ დიაგრამაზე გამოსახული ვარსკვლავური სიდიდეების ყველა მნიშვნელობა შეიძლება გარდაიქმნას სიკაშკაშეში, ანუ ვარსკვლავის მიერ წამში გამოსხივებული ენერგიის ინტენსივობაში. და ეს მნიშვნელობები შეიძლება პირდაპირ შედარება თეორიულ მონაცემებთან. სწორედ ამას აკეთებენ ასტროფიზიკოსები.

გრძელვადიანი ცვლადი ვარსკვლავები

სანამ ასტროფიზიკოსები ამუშავებენ ინფორმაციას Cepheids და RR Lyrae ცვლადი ვარსკვლავებიდან, მოყვარული ასტრონომები სიამოვნებით აკვირდებიან ხანგრძლივი პერიოდის ცვლად ვარსკვლავებს, ეგრეთ წოდებულ მირა ცეტის ტიპის ცვლად ვარსკვლავებს. მირა არის ვარსკვლავი Omicron Ki-ს სხვა სახელი.

ცვლადი ვარსკვლავები, როგორიცაა Mira Ceti, პულსირებენ ცეფეიდების მსგავსად, მაგრამ მათ აქვთ სიკაშკაშის ცვლილების გაცილებით გრძელი პერიოდები, საშუალოდ 10 თვე ან მეტი, და გარდა ამისა, მათ აქვთ სიკაშკაშის ცვლილების უფრო დიდი ამპლიტუდა. როდესაც მირა ცეტის სიკაშკაშე მაქსიმალურ მნიშვნელობას მიაღწევს, მისი დანახვა შესაძლებელია შეუიარაღებელი თვალით, ხოლო როდესაც სიკაშკაშე მინიმალურია, საჭიროა ტელესკოპი. ხანგრძლივი პერიოდის ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვლილება ასევე გაცილებით არარეგულარულია, ვიდრე ცეფეიდების. მაქსიმალური სიდიდე, რომელსაც ვარსკვლავი აღწევს, შეიძლება მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდეს ერთი პერიოდიდან მეორემდე. ასეთ ვარსკვლავებზე დაკვირვება, რომლის გაკეთებაც არ არის რთული, მეცნიერებს საშუალებას აძლევს მიიღონ მნიშვნელოვანი სამეცნიერო ინფორმაცია. და თქვენც შეგიძლიათ წვლილი შეიტანოთ ცვლადი ვარსკვლავების შესწავლაში (ამ თავის ბოლო ნაწილში უფრო დეტალურად ვისაუბრებ).

სურათზე ნაჩვენებია წითელი ცვლადი ვარსკვლავი სახელად V838 Monocerotis.

ცვლადი ვარსკვლავი - რომლის სიკაშკაშე დროთა განმავლობაში იცვლება მის ტერიტორიაზე მიმდინარე ფიზიკური პროცესების შედეგად. მკაცრად რომ ვთქვათ, ნებისმიერი ვარსკვლავის სიკაშკაშე დროთა განმავლობაში იცვლება ამა თუ იმ ხარისხით. მაგალითად, გამოთავისუფლებული ენერგიის რაოდენობა იცვლება 0,1%-ით თერთმეტწლიანი მზის ციკლის განმავლობაში, რაც შეესაბამება აბსოლუტური სიდიდის ცვლილებას მეათასედით. ცვლადი არის ვარსკვლავი, რომლის სიკაშკაშის ცვლილებები საიმედოდ იქნა აღმოჩენილი დაკვირვების ტექნოლოგიების ამჟამინდელ დონეზე. ვარსკვლავის ცვლადად კლასიფიკაციისთვის საკმარისია, რომ ვარსკვლავის სიკაშკაშე ერთხელ მაინც შეიცვალოს.

ცვალებადი ვარსკვლავები ძალიან განსხვავდებიან ერთმანეთისგან. სიკაშკაშის ცვლილებები შეიძლება პერიოდული იყოს. ძირითადი დაკვირვების მახასიათებლებია პერიოდი, სიკაშკაშის ცვლილებების ამპლიტუდა, სინათლის მრუდის ფორმა და რადიალური სიჩქარის მრუდი.

ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვლილების მიზეზები შეიძლება იყოს: რადიალური და არარადიალური პულსაციები, ქრომოსფერული აქტივობა, ვარსკვლავების პერიოდული დაბნელება მჭიდრო ორობით სისტემაში, პროცესები, რომლებიც დაკავშირებულია მატერიის ნაკადთან ერთი ვარსკვლავიდან მეორეში ორობით სისტემაში. კატასტროფული პროცესები, როგორიცაა სუპერნოვას აფეთქება და ა.შ.

ვარსკვლავების ცვალებადობა არ უნდა აგვერიოს მათ ციმციმში, რაც ხდება დედამიწის ატმოსფეროს ჰაერის რყევების გამო. კოსმოსიდან ყურებისას ვარსკვლავები არ ანათებენ.

ტოპ-10 თანავარსკვლავედი ცვლადი ვარსკვლავების რაოდენობის მიხედვით OKPS-4 კატალოგის მიხედვით

პირველი ცვლადი ვარსკვლავი იდენტიფიცირებული იყო 1638 წელს, როდესაც იოჰან ჰოლვარდამ შენიშნა, რომ ვარსკვლავი Omicron Ceti, რომელსაც მოგვიანებით მირა უწოდეს, პულსირებს 11 თვის პერიოდით. მანამდე ვარსკვლავი ასტრონომ დევიდ ფაბრიციუსმა 1596 წელს აღწერა, როგორც ნოვა. ამ აღმოჩენამ, 1572 და 1604 წლებში სუპერნოვაზე დაკვირვებებთან ერთად, დაამტკიცა, რომ ვარსკვლავური ცა არ იყო რაღაც მარადიულად ფიქსირებული, როგორც არისტოტელემ და სხვებმა ასწავლეს. უძველესი ფილოსოფოსები. ამრიგად, ცვალებადი ვარსკვლავების აღმოჩენამ ხელი შეუწყო ასტრონომიულ აზროვნებაში რევოლუციას, რომელიც მოხდა მეთექვსმეტე და მეჩვიდმეტე საუკუნის დასაწყისში.

მეორე ცვლადი ვარსკვლავი, რომელიც 1669 წელს აღწერა ჯემინიანო მონტანარიმ, იყო დაბნელებული ცვლადი ალგოლი. მისი ცვალებადობის მიზეზების სწორი ახსნა 1784 წელს ჯონ გუდრიკმა მოგვცა. 1686 წელს ასტრონომმა გოტფრიდ კირკიმ აღმოაჩინა ვარსკვლავი Chi Cygni (χ Cygni), ხოლო 1704 წელს ჯოვანი მარალდის წყალობით ცნობილი გახდა R Hydra (R Hydrae). 1786 წლისთვის უკვე ცნობილი იყო 10 ცვლადი ვარსკვლავი. ჯონ გუდრიკმა თავისი დაკვირვებით მათ რიცხვს დაუმატა დელტა ცეფეი (δ Cephei) და Sheliak (β Lyr). 1850 წლიდან ცნობილი ცვლადი ვარსკვლავების რაოდენობა მკვეთრად გაიზარდა, განსაკუთრებით 1890 წლიდან, როდესაც მათი აღმოჩენა ფოტოგრაფიით გახდა შესაძლებელი.

ცვლადი ვარსკვლავების გენერალური კატალოგის უახლესი გამოცემა (2008) ჩამოთვლილია 46000-ზე მეტი ცვლადი ვარსკვლავი ჩვენივე, ასევე 10000 სხვა გალაქტიკებიდან და კიდევ 10000 შესაძლო ცვლადი.

ცვლადი ვარსკვლავების პირველი კატალოგი შეადგინა ინგლისელმა ასტრონომმა ედვარდ პიგოტმა 1786 წელს. ეს კატალოგი მოიცავდა 12 ობიექტს: ორ სუპერნოვას, ერთი ნოვას, ο Cet ტიპის 4 ვარსკვლავი (მირიდები), ორი ცეფეიდი (δ Cep, η Aql), ორი დაბნელებული (β Per, β Lyr) და P Cyg. XIX - XX საუკუნის დასაწყისში. გერმანელმა ასტრონომებმა აიღეს წამყვანი როლი ცვლადი ვარსკვლავების შესწავლაში. მეორე მსოფლიო ომის შემდეგ, საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის (IAU) გადაწყვეტილებით 1946 წელს, ცვლადების კატალოგის შექმნა დაევალა საბჭოთა ასტრონომებს - სახელმწიფო ასტრონომიულ ინსტიტუტს. პ.კ შტერნბერგი (GAISh) და სსრკ მეცნიერებათა აკადემიის ასტროსოვიეტი (ახლანდელი INASAN). დაახლოებით 15 წელიწადში ერთხელ, ეს ორგანიზაციები აქვეყნებენ ცვლადი ვარსკვლავების გენერალურ კატალოგს (GCVS). ბოლო მე-4 გამოცემა გამოიცა 1985 წლიდან 1995 წლამდე. OKPZ-ის მომდევნო გამოცემებს შორის ინტერვალებში ქვეყნდება მისი დამატებები. GCVS-ის შექმნის პარალელურად, მიმდინარეობს მუშაობა სიკაშკაშის ცვალებადობაზე ეჭვმიტანილი ვარსკვლავების კატალოგების შესაქმნელად (CSV, ინგ. NSV).

OKPZ-ის მეოთხე გამოცემა რჩება ბოლო „ქაღალდის“ გამოცემად. 21-ე საუკუნეში, ისევე როგორც მრავალი სხვა ასტრონომიული კატალოგი, GCVS ინახება ელექტრონული ფორმით და ხელმისაწვდომია VisieR სისტემაში, სახელწოდებით ცვლადი ვარსკვლავების გენერალური კატალოგი. იგი შედგება 3 ნაწილისგან: ცვლადი ვარსკვლავების კატალოგი, ცვალებადობაზე ეჭვმიტანილი ვარსკვლავების კატალოგი და ექსტრაგალაქტიკური ცვლადების კატალოგი.

თანამედროვე ცვლადი ვარსკვლავის აღნიშვნის სისტემა არის სისტემის განვითარება, რომელიც შემოთავაზებული იყო ფრიდრიხ არგელანდერის მიერ XIX საუკუნის შუა ხანებში. არგელანდერმა 1850 წელს შესთავაზა დაესახელებინათ ის ცვლადი ვარსკვლავები, რომლებსაც ჯერ არ მიუღიათ მათი აღნიშვნა R-დან Z-მდე ასოებით თითოეულ თანავარსკვლავედში აღმოჩენის თანმიმდევრობით. მაგალითად, R Hydrae არის პირველი ცვლადი ვარსკვლავი ჰიდრას თანავარსკვლავედში, S Hydrae არის მეორე და ა.შ.. ამრიგად, თითოეულ თანავარსკვლავედს 9 ცვლადი აღნიშვნა იყო დაცული, ანუ 792 ვარსკვლავი. არგელანდერის დროს ასეთი მარაგი საკმაოდ საკმარისი ჩანდა. თუმცა, 1881 წლისთვის ერთ თანავარსკვლავედზე 9 ვარსკვლავის ზღვარი გადააჭარბა და ე. ჰარტვიგმა შესთავაზა ნომენკლატურის ორასოიანი აღნიშვნებით შევსება შემდეგი პრინციპის მიხედვით:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ

SS ST SU SV SW SX SY SZ

TT TU TV TW TX TY TZ

UU UV UW UX UY UZ

მაგალითად RR Lyr. თუმცა, ამ სისტემამ მალე ამოწურა ყველა შესაძლო ვარიანტი მთელ რიგ თანავარსკვლავედებში. შემდეგ ასტრონომებმა შემოიღეს დამატებითი ორასოიანი აღნიშვნები:

AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ

ასო J გამოირიცხა ორასოიანი კომბინაციიდან, რათა ხელით ნაწერში არ აგვერიოს I-ში. მხოლოდ მას შემდეგ, რაც ორასოიანი აღნიშვნა მთლიანად ამოიწურა, გადაწყდა, რომ გამოეყენებინათ ვარსკვლავების მარტივი ნუმერაცია, რომლებიც მიუთითებდნენ თანავარსკვლავედზე, დაწყებული ნომრით 335, მაგალითად V335 Sgr. ეს სისტემა დღესაც გამოიყენება. ცვალებადი ვარსკვლავების უმეტესობა გვხვდება მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში. აღსანიშნავია, რომ Argelander-ის კლასიფიკაციაში ბოლო ადგილი 1989 წელს ვარსკვლავმა Z Cutter-მა დაიკავა.

ცვლადი ვარსკვლავების შესწავლის ისტორიის მანძილზე არაერთხელ ყოფილა მცდელობები მათი ადეკვატური კლასიფიკაციის შესაქმნელად. პირველი კლასიფიკაციები, დაფუძნებული მცირე რაოდენობით დაკვირვების მასალაზე, ძირითადად აჯგუფებდა ვარსკვლავებს მსგავსი გარეგანი მორფოლოგიური მახასიათებლების მიხედვით, როგორიცაა სინათლის მრუდის ფორმა, ამპლიტუდა და სინათლის ცვლილების პერიოდი და ა.შ. შემდგომში, მატებასთან ერთად ასევე გაიზარდა ცნობილი ცვლადი ვარსკვლავების რაოდენობა, მსგავსი მორფოლოგიური მახასიათებლების მქონე ჯგუფების რაოდენობა, ნიშნები, ზოგიერთი დიდი იყო დაყოფილი რამდენიმე მცირედ. ამავდროულად, თეორიული მეთოდების შემუშავების წყალობით, შესაძლებელი გახდა კლასიფიკაცია არა მხოლოდ გარეგანი, დაკვირვებადი ნიშნების მიხედვით, არამედ ფიზიკური პროცესების მიხედვითაც, რაც იწვევს ამა თუ იმ ტიპის ცვალებადობას.

ცვლადი ვარსკვლავების ტიპების დასანიშნად ე.წ. პროტოტიპები არის ვარსკვლავები, რომელთა ცვალებადობის მახასიათებლები აღებულია როგორც სტანდარტი მოცემული ტიპისთვის. მაგალითად, ცვლადი ვარსკვლავები, როგორიცაა RR Lyr.

ცვლადი ვარსკვლავების შემდეგი დაყოფა კლასებად შემოგვთავაზა გუზომ (ფრანგი Jean-Charles Houzeau de Lehaie) მე-19 საუკუნეში:

ვარსკვლავები, რომლებიც მუდმივად მატულობენ ან კლებულობენ სიკაშკაშით.
ვარსკვლავები სიკაშკაშის პერიოდული ცვლილებით.
მირა ცეტის ტიპის ვარსკვლავები არის ვარსკვლავები გრძელი პერიოდებით და სიკაშკაშის მნიშვნელოვანი ცვალებადობით.
ვარსკვლავები სიკაშკაშის საკმაოდ სწრაფი და რეგულარული ცვლილებით. β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae-ის დამახასიათებელი წარმომადგენლები.
ალგოლის ტიპის ვარსკვლავები (β პერსეი). ვარსკვლავები ძალიან მოკლე პერიოდით (ორი ან სამი დღე) და უკიდურესად სწორი სიკაშკაშის გაზომვით, რაც პერიოდის მხოლოდ მცირე ნაწილს იკავებს. დანარჩენ დროს ვარსკვლავი ინარჩუნებს უდიდეს ბრწყინვალებას. სხვა ალგოლის ტიპის ვარსკვლავები: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei და სხვ.
იცვლება არარეგულარული სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები. წარმომადგენელი - η Argus
ახალი ვარსკვლავები.

GCVS-3-ში ყველა ცვლადი ვარსკვლავი იყოფა სამ დიდ კლასად: პულსირებადი ცვლადები, ამოფრქვევის ცვლადები და დაბნელებული ცვლადები. კლასები იყოფა ტიპებად, ზოგიერთი ტიპი ქვეტიპებად.

პულსირებადი ცვლადები მოიცავს იმ ვარსკვლავებს, რომელთა ცვალებადობა გამოწვეულია მათ ინტერიერში მიმდინარე პროცესებით. ეს პროცესები იწვევს ვარსკვლავის სიკაშკაშის პერიოდულ ცვლილებას და მასთან ერთად ვარსკვლავის სხვა მახასიათებლებს - ზედაპირის ტემპერატურა, ფოტოსფეროს რადიუსი და ა.შ. პულსირებული ცვლადების კლასი იყოფა შემდეგ ტიპებად:

ხანგრძლივი პერიოდის ცეფეიდები (Cep) არის მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები, რომელთა პერიოდები 1-დან ~ 70 დღემდეა. ისინი იყოფა ორ ქვეტიპად:
კლასიკური ცეფეიდები (Cδ) - გალაქტიკის ბრტყელი კომპონენტის ცეფეიდები
ქალწული W ტიპის ვარსკვლავები (CW) - გალაქტიკის სფერული კომპონენტის ცეფეიდები
ნელი არასწორი ცვლადები (L)
ვარსკვლავები, როგორიცაა მირა ჩეტი (M)
ნახევრად რეგულარული ცვლადები (SR)
RR Lyrae (RR) ტიპის ცვლადები
RV Taurus (RV) ტიპის ცვლადები
β Cephei ან β Canis Major (βC) ცვლადები
δ Shield (δ Sct) ტიპის ცვლადები
ცვლადები, როგორიცაა ZZ Kita - პულსირებული თეთრი ჯუჯები
მაგნიტური ცვლადები, როგორიცაა α² ძაღლების ძაღლები (αCV)

ამოფრქვევის ცვლადი ვარსკვლავები. ამ კლასში შედის ვარსკვლავები, რომლებიც ცვლიან სიკაშკაშეს არარეგულარულად ან ერთხელ დაკვირვების პერიოდში. ამოფრქვეული ვარსკვლავების სიკაშკაშის ყველა ცვლილება დაკავშირებულია ვარსკვლავებზე, მათ სიახლოვეს მიმდინარე ასაფეთქებელ პროცესებთან ან თავად ვარსკვლავების აფეთქებებთან. ცვლადი ვარსკვლავების ეს კლასი იყოფა ორ ქვეკლასად: არარეგულარული ცვლადები, რომლებიც დაკავშირებულია დიფუზურ ნისლეულებთან და სწრაფ არარეგულარულ ვარსკვლავებთან, ასევე ახალი და ნოვას მსგავსი ვარსკვლავების ქვეკლასად.

ცვლადები, როგორიცაა UV Ceti (UV) არის სპექტრული ტიპის d Me ვარსკვლავები, რომლებიც განიცდიან მნიშვნელოვანი ამპლიტუდის მოკლევადიან აფეთქებებს.
UVn ვარსკვლავები - ულტრაიისფერი ვარსკვლავების ქვეტიპი, რომლებიც დაკავშირებულია დიფუზურ ნისლეულებთან
ცვლადები, როგორიცაა BY Draconis (BY) არის გვიანი სპექტრული კლასების ემისიის ვარსკვლავები, რომლებიც აჩვენებენ სიკაშკაშის პერიოდულ ვარიაციებს ცვლადი ამპლიტუდით და სინათლის მრუდის ფორმის ცვალებადობით.
არასწორი ცვლადები (I). ახასიათებს a, b, n, T, s ინდექსები. ინდექსი a მიუთითებს, რომ ვარსკვლავი მიეკუთვნება სპექტრულ ტიპს O-A, ინდექსი b აღნიშნავს სპექტრულ ტიპს F-M, n სიმბოლოა კავშირს დიფუზურ ნისლეულებთან, s არის სწრაფი ცვალებადობა, T აღწერს T Tauri ვარსკვლავისთვის დამახასიათებელ ემისიის სპექტრს. ასე რომ, აღნიშვნა Isa ენიჭება ადრეული სპექტრული კლასის სწრაფ არარეგულარულ ცვლადს.

ახალი ვარსკვლავები (N)
სწრაფი ახალი (Na)
ნელი ახალი (Nb)
ძალიან ნელი ნოვა (Nc)
განმეორებითი ახალი (Nr)
ნოვას მსგავსი ვარსკვლავები (Nl)
Z ანდრომედას სიმბიოტური ცვლადები (ZAnd)
ჩრდილოეთ კორონას R ტიპის ცვლადები (RCB)
U ტყუპების ტიპის ცვლადები (UG)
ჟირაფის Z ტიპის ცვლადები (ZCam)
სუპერნოვა (SN)
Doradus S ტიპის ცვლადები (SD)
γ Cassiopeia (γC) ტიპის ცვლადები

დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავები მოიცავს ორი ვარსკვლავის სისტემებს, რომელთა მთლიანი სიკაშკაშე პერიოდულად იცვლება დროთა განმავლობაში. სიკაშკაშის ცვლილების მიზეზი შეიძლება იყოს ვარსკვლავების ერთმანეთის დაბნელება, ან მათი ფორმის შეცვლა ახლო სისტემებში ორმხრივი სიმძიმით, ანუ ცვალებადობა ასოცირდება გეომეტრიული ფაქტორების ცვლილებასთან და არა ფიზიკურ ცვალებადობასთან.

ალგოლის ტიპის დაბნელების ცვლადები (EA) - სინათლის მრუდები საშუალებას იძლევა დაფიქსირდეს დაბნელების დასაწყისი და დასასრული; დაბნელებებს შორის ინტერვალებში სიკაშკაშე თითქმის მუდმივი რჩება.

დაბნელებული ცვლადები, როგორიცაა β Lyrae (EB) - ორობითი ვარსკვლავები ელიფსოიდური კომპონენტებით, რომლებიც მუდმივად ცვლიან სიკაშკაშეს, მათ შორის დაბნელებებს შორის ინტერვალში. მეორადი მინიმუმი სავალდებულოა დაცული. პერიოდები ჩვეულებრივ 1 დღეზე მეტია.

ურსა დიდი W ტიპის (EW) დაბნელებული ცვლადები არის სპექტრული კლასების F და უფრო გვიან ვარსკვლავების საკონტაქტო სისტემები. მათ აქვთ 1 დღეზე ნაკლები პერიოდი და ამპლიტუდა ჩვეულებრივ 0,8 მ-ზე ნაკლებია.

ელიფსოიდური ცვლადები (Ell) არის ორობითი სისტემები, რომლებიც არ აჩვენებენ დაბნელებას. მათი სიკაშკაშე იცვლება დამკვირვებლისკენ მიმართული ვარსკვლავის სხივური ზედაპირის არეალის ცვლილების გამო.

OKPS-ის მესამე და მეოთხე გამოცემას შორის გასული დროის განმავლობაში გაიზარდა არა მხოლოდ სადამკვირვებლო მასალის რაოდენობა, არამედ მისი ხარისხიც. ამან შესაძლებელი გახადა უფრო დეტალური კლასიფიკაციის შემოღება, მასში შემოღებული იდეა ფიზიკური პროცესების შესახებ, რომლებიც იწვევენ ვარსკვლავების ცვალებადობას. ახალი კლასიფიკაცია შეიცავს ცვლადი ვარსკვლავების 8 განსხვავებულ კლასს.

ამოფრქვევის ცვლადი ვარსკვლავები არის ვარსკვლავები, რომლებიც ცვლიან სიკაშკაშეს მათ ქრომოსფეროსა და კორონებში ძალადობრივი პროცესებისა და ანთებების გამო. სიკაშკაშის ცვლილება ჩვეულებრივ გამოწვეულია გარსის ცვლილებებით ან მასის დაკარგვით სხვადასხვა ინტენსივობის ვარსკვლავური ქარის სახით და/ან ვარსკვლავთშორის გარემოსთან ურთიერთქმედებით. პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები არის ვარსკვლავები, რომლებიც ამჟღავნებენ თავიანთი ზედაპირული ფენების პერიოდულ გაფართოებას და შეკუმშვას. პულსაციები შეიძლება იყოს რადიალური და არარადიალური. ვარსკვლავის რადიალური პულსაცია მის ფორმას სფერულს ტოვებს, ხოლო არარადიალური პულსაცია იწვევს ვარსკვლავის ფორმის სფერულიდან გადახრას და ვარსკვლავის მიმდებარე ზონები შეიძლება იყოს საპირისპირო ფაზებში. მბრუნავი ცვლადი ვარსკვლავები არის ვარსკვლავები, რომლებშიც სიკაშკაშის განაწილება ზედაპირზე არაერთგვაროვანია და/ან აქვთ არაელიფსოიდური ფორმა, რის შედეგადაც, როდესაც ვარსკვლავები ბრუნავენ, დამკვირვებელი აფიქსირებს მათ ცვალებადობას. ზედაპირის სიკაშკაშის არაერთგვაროვნება შეიძლება გამოწვეული იყოს ლაქების ან ტემპერატურის არსებობით ან ქიმიური არაერთგვაროვნებით გამოწვეული მაგნიტური ველებით, რომელთა ღერძი არ ემთხვევა ვარსკვლავის ბრუნვის ღერძს.
კატაკლიზმური (ასაფეთქებელი და ნოვას მსგავსი) ცვალებადი ვარსკვლავები. ამ ვარსკვლავების ცვალებადობა გამოწვეულია აფეთქებებით გამოწვეული ფეთქებადი პროცესებით მათ ზედაპირულ ფენებში (novae) ან მათ შიგთავსის სიღრმეში (supernovae).
ბინარების დაბნელება
ოპტიკური ცვლადი ორობითი სისტემები მყარი რენტგენის სხივებით
ცვლადები სხვა სიმბოლოებით
ცვლადების ახალი ტიპები - ცვალებადობის ტიპები, რომლებიც აღმოჩენილია კატალოგის გამოქვეყნების დროს და, შესაბამისად, არ შედის უკვე გამოქვეყნებულ კლასებში.
1 და 5 კლასები იკვეთება - RS და WR ცვალებადობის ტიპების მქონე ვარსკვლავები ამ ორივე კლასს ეკუთვნის.

ცვლადი ვარსკვლავების რაოდენობა ტიპების მიხედვით OKPZ-4 კატალოგის მიხედვით

მოგეხსენებათ, ჩვენი მზე ასევე არ ანათებს მთლიანად თანაბრად, მაგრამ ოდნავ ცვლის თავის აქტივობას. ყოველ 11 წელიწადში მზეზე ლაქების რაოდენობა იზრდება და მისი აქტივობა იზრდება. რა თქმა უნდა, მზის პულსაცია ვერ შეედრება ცეფეიდების და მით უმეტეს ახალი და სუპერნოვა ვარსკვლავების პულსაციას. ამიტომ, ჩვენი მზე მუდმივი ვარსკვლავია.

კლასი 1 კლასი 2 კლასი 3 კლასი 4 კლასი 5

ცვლადი ვარსკვლავი არის ვარსკვლავი, რომლის სიკაშკაშე (სიკაშკაშე) დროთა განმავლობაში იცვლება ვარსკვლავში ან მის გარშემო მიმდინარე ფიზიკური პროცესების გამო. ვარსკვლავების ეს ნამდვილი ცვალებადობა უნდა გამოირჩეოდეს მათი მოციმციმე და სხვა ცვალებადობისაგან, რომელიც გამოწვეულია დედამიწის ატმოსფეროს შეუსაბამობით.

მაგრამ დედამიწიდან დაკვირვებისას არც ისე ადვილია ვარსკვლავის სიკაშკაშის ბუნებრივი რყევების გამოყოფა ატმოსფეროს გავლენით გამოწვეული რყევებისგან. მაშასადამე, ფოტომეტრიის სიზუსტე, ანუ ვარსკვლავებიდან გამოსხივების ნაკადის გაზომვის სიზუსტე არ იყო მაღალი 1990-იან წლებამდე: არაუმეტეს 0,1 მ (სიდიდისა). ხოლო ცვლადი ვარსკვლავების რაოდენობა არ აღემატებოდა 30000-ს.

კოსმოსურმა ტელესკოპებმა და უპირველეს ყოვლისა ჰიპარკოსის ტელესკოპმა მოახდინეს რევოლუცია ვარსკვლავური ცვალებადობის შესწავლაში მე-20 საუკუნის ბოლოს: მილიონობით ვარსკვლავის ფოტომეტრიამ 0,01-ზე უკეთესი სიზუსტით აჩვენა, რომ თითქმის ყველა ვარსკვლავი ცვალებადია ამა თუ იმ ხარისხით. მაგალითად, ჩვენი მზე იცვლის სიკაშკაშეს დაახლოებით 0,001 მ-ით 11-წლიანი მზის ციკლის განმავლობაში. მაგრამ ჩვენ, როგორც პროფესიონალი ასტრონომები, მოხერხებულობისთვის, ცვლადებად განვიხილავთ მხოლოდ ცვლადობის მნიშვნელოვანი ამპლიტუდის მქონე ვარსკვლავებს. მათ შესახებ ინფორმაცია გროვდება და სისტემატიზებულია ცვლადი ვარსკვლავების ზოგადი კატალოგი (GCVS) მოსკოვის P.K. Sternberg-ის (GAISh) სახელობის სახელმწიფო ასტრონომიული ინსტიტუტის მიერ.

ცვლადი ვარსკვლავები დიდი ხანია აღინიშნება ერთი ან ორი დიდი ლათინური ასოებით.
თანავარსკვლავედის სახელამდე, მაგალითად, BW Cam არის ცვლადი ჟირაფის თანავარსკვლავედში. და როდესაც ასოების ასეთი კომბინაციები ამოიწურა, მათი აღნიშვნა დაიწყეს დიდი ასო V-ით (სიტყვიდან ცვლადი - "ცვლადი"), რასაც მოჰყვა რიცხვი, მაგალითად, V838 Mon - ცვლადი თანავარსკვლავედში Unicorn.

სიკაშკაშის რყევების შესამჩნევი ამპლიტუდის მქონე ყველა ცვლადი ვარსკვლავი შეიძლება დაიყოს ოთხ ფართო კატეგორიად. აქ ჩვენ მიერ დაკვირვებული რადიაციული ნაკადის ცვალებადობის მიზეზი არის ერთი ვარსკვლავის ნაწილობრივი ან სრული დაბნელება მეორე ვარსკვლავის წყვილში. მეორე კატეგორია არის პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები. სხვათა შორის, ამჟამად ცნობილი ცვლადი ვარსკვლავების უმეტესობა მნიშვნელოვანი ამპლიტუდებით მათ ეკუთვნის. აქ ცვალებადობის მიზეზი არის ვარსკვლავის პულსაცია, ანუ მისი ზომის, სიმკვრივის, სიკაშკაშის, ფერის, ტემპერატურის, სპექტრის და სხვა მახასიათებლების ცვლილება. პულსაციის მიზეზები განსხვავებულია, მაგრამ ისინი ყველა ვარსკვლავის მატერიის ფიზიკური თვისებებიდან გამომდინარეობს. მესამე კატეგორია არის ამოფრქვეული, ე.ი. ფეთქებადი, ან ანთებული, ცვლადი ვარსკვლავები. ეს არის არასტაბილური ვარსკვლავები, რომლებიც ჩვეულებრივ ევოლუციის ერთი ეტაპიდან მეორეზე გადასვლის ზღვარზე არიან. მეოთხე კატეგორია არის მბრუნავი ცვლადი ვარსკვლავები არათანაბარი ზედაპირის სიკაშკაშით. შეიძლება ითქვას, რომ ეს არის ვარსკვლავები სხვადასხვა სიკაშკაშის ლაქებით ან ზოლებით. მზეც მათ ეკუთვნის, მაგრამ მისი ლაქები უმნიშვნელოა ზოგიერთი ვარსკვლავის გიგანტურ ლაქებთან შედარებით.

ცვლადი ვარსკვლავების დაბნელება

ვარსკვლავი ალგოლის (ვეტა პერსევსი) გაქრობა ნახეს ანტიკურ ხანაში და ახსნა 1783 წელს ჯონ გუდრიკემ. დაახლოებით ყოველ 69 საათში ვარსკვლავი ქრება 10 საათის განმავლობაში - ეს შეუიარაღებელი თვალითაც ჩანს. მაშასადამე, ალგოლი 40-ე სახელოსნოში ცვლადი ვარსკვლავების ცხრილშია. ვარსკვლავის „თვალის“ მიღმა დევს ახლო წყვილი „ვალსი“ ალგოლი, რომელშიც ერთი პერიოდულად ფარავს მეორეს. რა თქმა უნდა, ჩვენ ვაკვირდებით დაბნელებებს ამ წყვილში მხოლოდ იმიტომ, რომ ორივე ვარსკვლავი და დედამიწა დაახლოებით ერთსა და იმავე სწორ ხაზზე არიან (გადახრა 8°-ზე ნაკლებია). და ეს ნიშნავს, რომ ზოგადად, ალგოლის წყვილში დაბნელებები არ არის ტოტალური: როგორც მთვარე ჩვენს ცაზე ზოგჯერ ნაწილობრივ ფარავს მზეს, ასევე აქ ერთი ვარსკვლავი ნაწილობრივ ფარავს მეორეს - ნაწილობრივი დაბნელება. ამ შემთხვევაში, წყვილის ორი ვარსკვლავის მთლიანი შუქი ქრება 1,3 მ. თუ ვარსკვლავების ორბიტის სიბრტყე 27 °-ით დახრილი იქნებოდა „ვარსკვლავ-დედამიწის“ წრფეზე, მაშინ ჩვენ არ დავაკვირდებოდით დაბნელებებს და ალგოლი არ ჩაითვლებოდა ცვლად ვარსკვლავად. და თუ კუთხე 3 °-მდე შემცირდებოდა, დაბნელებები გახდებოდა ტოტალური და შემდეგ ჩვენ ვიხილავთ ალგოლის გაცილებით ღრმა გადაშენებას - 3 მ-ზე მეტით (ანუ ალგოლი თვალისთვის უხილავი გახდება ნახევარი საათის განმავლობაში). უძველესი მატიანეების მიხედვით, ასტრონომებმა გაარკვიეს რა მოხდა. ისევე, როგორც სწრაფად მბრუნავი ზედა ღერძი ნელა ირხევა გვერდიდან გვერდზე, ასევე ალგოლის ორბიტის სიბრტყე ბრუნავს დაახლოებით 20000 წლის პერიოდით. ჩვენი ეპოქის დასაწყისში ალგოლი არ იყო ცვლადი ვარსკვლავი. სწორედ ამიტომ, მისი „თვალის ჩაკვრა“, რომელიც აშკარად ჩანს თვალისთვის, არ არის ნახსენები უძველესი ასტრონომების ჰიპარქესა და პტოლემეს მიერ, თუმცა ისინი სწავლობდნენ ცას თავიანთი ვარსკვლავური კატალოგის შედგენისას. 161 წლიდან 1482 წლამდე დაბნელებები, ისევე როგორც ახლა, ნაწილობრივი იყო. ხოლო 1482-1768 წლებში - სრული. რამაც მიიპყრო ჯონ გუდრიკის და მე-18 საუკუნის სხვა ასტრონომების ყურადღება. ნაწილობრივი დაბნელება 3044 წლამდე გაგრძელდება.

პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები

ბ ცეფეის და მსგავსი ვარსკვლავი პულსირებს: ან ადიდებენ და, შესაბამისად, ცივდებიან და ბნელდებიან, შემდეგ იკუმშებიან, თბებიან და უფრო კაშკაშა ხდებიან. სხვათა შორის, ეს მოგვაგონებს მანქანის ძრავის მუშაობას: ვარსკვლავის ნაწლავები მოქმედებს როგორც საწვავი, ხოლო ჭურვი მოქმედებს როგორც დგუში. საწვავი იქცევა გაზად, რომლის წნევაც დგუშს უბიძგებს. როგორც ძრავში, პროცესს აქვს რამდენიმე ეტაპი. ზოგადად, ვარსკვლავის ენერგია, რომელიც სიღრმიდან ზედაპირზე მიეჩქარება, გარკვეულ ფენაში შუალედურ სიღრმეზე იხარჯება მოლეკულების ატომებად დაშლაზე ან მატერიის იონიზაციაზე - ანუ ის გროვდება ამაში. ფენა და არ აღწევს ზედაპირს. როდესაც აღნიშნულ შრეში არსებული მთელი მატერია ატომებად იქცევა ან იონიზდება, მასში სიღრმის ენერგია აღარ ჩერდება, ვარსკვლავის გარე შრეებში იშლება და მის გაფართოებამდე მიდის. ჭურვის გაფართოება ასევე აგრილებს სპეციალურ ფენას, სადაც ენერგია ინახებოდა. ფაქტობრივად, მცირე ხნით, სანამ ვარსკვლავს აქვს თავისი მაქსიმალური ზომა და სიკაშკაშე, ის ათავისუფლებს კოსმოსში ამ სპეციალურ ფენაში დაგროვილ ენერგიას. ის გაცივდება: ატომები გაერთიანებულია მოლეკულებად, ან იონები ატომებად. გაცივებული ვარსკვლავი იკუმშება საკუთარი ნაწილაკების მიზიდულობის გავლენით და ციკლი მეორდება. დაიმახსოვრეთ, რომ ნებისმიერი ვარსკვლავი არის ორი ძალის ბალანსი: საკუთარი ნაწილაკების ურთიერთმიზიდულობა და სიღრმიდან ცხელი მატერიის წნევა. პულსაციები - ფაქტობრივად, ამ ძალების ბრძოლა, რომელიც მიმდინარეობს სხვადასხვა ხარისხის წარმატებით.

დედამიწასთან უახლოესი ცეფეიდი არის ცეფეუსის ტიპის ვარსკვლავი, პოლარი. გარდა ამისა, ეს არის სამმაგი სისტემა. ახლო თანამგზავრი ვარსკვლავი დაფრინავს ცენტრალური ვარსკვლავის გარშემო დაახლოებით 30 წლის პერიოდით. მაგრამ ჰაბლის ერთი დაკვირვების გარდა, პოლარისი და მისი კომპანიონი ვარსკვლავი ყოველთვის ერთად აკვირდებოდნენ და ორბიტალური მახასიათებლები გამოითვლებოდა მათი კომბინირებული სიკაშკაშის ცვლილების მიხედვით. თუმცა, ყველაფერს ართულებს ის ფაქტი, რომ პოლიარნაია ცვლის სიკაშკაშეს პულსაციის გამო, და კიდევ აქვს სიკაშკაშის უცნაური გრძელვადიანი ცვლილებები: მე-20 საუკუნის განმავლობაში მისი ცვალებადობის ამპლიტუდა შემცირდა 8%-დან თითქმის ნულამდე (XXI საუკუნეში. , პოლარი თითქმის არ პულსირებს!) რომ საშუალოდ გასული საუკუნის განმავლობაში ის 15%-ით გაბრწყინდა. გამოდის, რომ ჩრდილოეთ ვარსკვლავისა და ყველა ცეფეიდის ფიზიკაში მთავარი აღმოჩენები ჯერ კიდევ წინ არის. და მიუხედავად იმისა, რომ 40 სახელოსნოში Polyarnaya არ არის მონიშნული, მაგრამ შეხედეთ მას - უცებ აშკარად გაბრწყინდება ან გამოვა თქვენს თვალწინ. სხვათა შორის, პოლარისის მსგავსად, გიგანტური ჭურვების მქონე ბევრი პულსირებული ვარსკვლავი არასწორად პულსირებს. აქედან - არაპერიოდული და ნახევრად პერიოდული გიგანტების მრავალფეროვნება.

ვარსკვლავები აწარმოებენ ბრილიანტებს. და თქვენ უკვე შეგიძლიათ იფიქროთ მათ მოპოვებაზე, რადგან ეს ძვირფასეულობა დანარჩენ მტვერთან ერთად კოსმოსში ინტენსიურად ფანტავს ვარსკვლავებს. მტვერი, გაზი, მათ შორის მოლეკულები და ორგანული ნივთიერებები, განსაკუთრებით ინტენსიურად იკარგება ძლიერ ადიდებულმა გიგანტურმა ვარსკვლავებმა და სუპერგიგანტებმა. მათი მაგარი გარსების პერიფერიაზე ვარსკვლავის მიზიდულობა იმდენად მცირეა, რომ მატერიის ნაწილაკები ადვილად ტოვებენ ვარსკვლავს, შეგახსენებთ, რომ ასეთმა ვარსკვლავმა საბოლოოდ პლანეტარული ნისლეულის სახით უნდა გაიფანტოს გარსი და გახდეს თეთრი ჯუჯა. ამიტომ, ასეთი ტრანსფორმაციის ზღვარზე მყოფი ვარსკვლავები უაღრესად საინტერესოა: ისინი განსაკუთრებით ძლიერად პულსირებენ და სიკაშკაშეს დიდი ამპლიტუდით ცვლიან; არიან ყველაზე წითელი, თუნდაც წარმოუდგენლად წითელ-ბორდოსფერი მტვრიანი გარსის მიერ სინათლის ძლიერი შთანთქმის გამო; სპექტრი აჩვენებს საოცარ გარსის ნივთიერებებს, მაგალითად, ფულერენებს, 60 ან მეტი ნახშირბადის ატომის კრისტალებს; და განწირულები ვართ ამ მდგომარეობაში იმდენ ხანს დარჩეს, რომ თვალწინ რადიკალურ ცვლილებებს დაველოდოთ. ამ ვარსკვლავთაგან ათეულს ასტრონომები უკვე ამ საუკუნეში ელიან ჭურვის ამოფრქვევასა და დაღვრას!

ვარსკვლავი Omicron Ceti ყოველ 332 დღეში ჩნდება ცაში ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს შორის (მაგნიტუდა 2 მ), შემდეგ კი ქრება თვალისთვის (10 მ, ჩანს გალილეო-200 ტელესკოპის ზღვარზე). ასტრონომმა დევიდ ფაბრიციუსმა 1596 წელს მას მირა უწოდა, რაც ლათინურად ნიშნავს "საოცარ". ასტრონომები მას უკვირდათ 21-ე საუკუნემდე! მირასა და მსგავსი ვარსკვლავების ცვალებადობის ასახსნელად (მათ მირიდებს ეძახიან), ორივე მექანიზმი უვარგისი ჩანდა: მასში დაბნელებული თანამგზავრი არ შეიმჩნევა და სიკაშკაშის ასეთი უპრეცედენტო განსხვავებების ასახსნელად, პულსაცია ასჯერ არის საჭირო. წარმოიდგინეთ, რომ მზე ყოველწლიურად ან გაფართოვდება მზის სისტემის ნახევარით, ან შემცირდება მის ამჟამინდელ ზომამდე. ვარსკვლავს უბრალოდ არსად აქვს ამდენი ენერგიის მიღება და ნაკლებად სავარაუდოა, რომ ის გადაურჩება ასეთ პულსაციას!

სიტუაციის გარკვევა დაიწყო, როდესაც აღმოაჩინეს მირას ძალიან ბუნდოვანი თანამგზავრი, თეთრი ჯუჯა. მაგრამ ის ისე შორს მდებარეობს მთავარი ვარსკვლავისგან, რომ მასზე პირდაპირ ზემოქმედება არ შეუძლია. 2007 წელს GALEX-ის ულტრაიისფერმა ტელესკოპმა აღმოაჩინა, რომ მირა კოსმოსში დაფრინავდა უზარმაზარი სიჩქარით 100 კმ/წმ-ზე მეტი და ტოვებდა გაზისა და მტვრის გიგანტურ კუდს 13 სინათლის წლის სიგრძით. ეს კუდი აღწევს არა მხოლოდ ვარსკვლავის თანამგზავრამდე, არამედ მეზობელ ვარსკვლავებამდეც. მატერიის დაკარგვაც უნდა გადაიხედოს: ყოველწლიურად მირა კარგავს მთვარის მასის ტოლ მასას. ამ ნაკადში ბევრია შავი ჭვარტლი - ნახშირბადი და მისი ნაერთები. ისე, ზუსტად - მწეველი ორთქლის ლოკომოტივი სრული სიჩქარით! და მირას თანამგზავრის ვარსკვლავი, "ლოკომოტივის მისაბმელი", ამ ჭვარტლის ნაწილს თავისთვის აგროვებს. იმდენად, რომ „ტრაილერზე“ ჭვარტლის ფენა ბევრჯერ აღემატება თავად ტრაილერის წონას და, სხვათა შორის, მას კიდევ უფრო ნაკლებად შესამჩნევს ხდის: 200 წელია ეძებენ. შედეგად, მირას თანამგზავრი, რომელიც დაფრინავს მის ირგვლივ, აკონტროლებს მისი ნივთიერების დინებას: ის გადის ან აყოვნებს და, ამრიგად, ავლენს ან ბუნდოვანებს მირას. როდესაც ის ვლინდება, მისი სიდიდე იზრდება 2 მ-მდე. სხვათა შორის, ჭვარტლი, გრაფიტი და ბრილიანტი ერთი და იგივე ნახშირბადია. ამ „კოსმოსური ლოკომოტივის“ კვამლში შეიძლება მოძებნოთ მირას ბირთვში კრისტალიზებული ბრილიანტები. მსგავს როლს ასრულებს ვარსკვლავი R Sculptor-ის ჯერჯერობით უხილავი თანამგზავრი (სურ. 5): ის ვარსკვლავის მიერ დაკარგულ ნივთიერებას ჩვენთვის ხილულ სპირალად აქცევს.

მსუბუქი ექო

RS ლეკვები (RS Pup) - ცეფეიდი, რომელიც ცვლის სიკაშკაშეს 5-ჯერ 41,4 დღის პერიოდის განმავლობაში. როდესაც ათვალიერებთ მის გარემოცვას, ჩანს, რომ მისგან გაზის ღრუბლები მიფრინავს (სურ. 6). სინამდვილეში, ვარსკვლავის პულსაციის სხვადასხვა ფაზაში ის სხვაგვარად ანათებს მის გარშემო მყოფი მტვრის უმოძრაო ღრუბლებს. ისინი შედგება რამდენიმე ფენისგან და ამიტომ გამოიყურებიან როგორც მანათობელი რგოლები ვარსკვლავის გარშემო. აქ წარმოქმნილი სინათლის ექოს ეფექტის არსი იმაში მდგომარეობს, რომ დამკვირვებელი ხედავს ვარსკვლავის შუქს, რომელიც მას სხვადასხვა გზით მოვიდა: პირდაპირ და აირეკლება მტვრის ღრუბლის სხვადასხვა ნაწილიდან. დიდი ღრუბლისთვის (როგორც RS Korma-ს შემთხვევაში), სინათლის სიჩქარე თამაშობს როლს: ღრუბლის ვარსკვლავთან ახლოს მდებარე ნაწილის მიერ არეკლილი სინათლე ჩვენთან შესამჩნევად გვიან მოდის, ვიდრე პირდაპირ. და ღრუბლის შორეული ნაწილის მიერ ასახული შუქი უფრო გვიან მოდის. ამის გამო, ღრუბლის ნაწილები, რომლებიც შორს არის ვარსკვლავისგან, ჩვენთვის მოგვიანებით „ნათდება“ და ამგვარად, ჩნდება გამავრცელებელი სინათლის რგოლები. განსაკუთრებით შთამბეჭდავია ვარსკვლავი V838 Monocerotis-ის მსუბუქი ექო.

ცოტა ხნის წინ, ასტრონომებმა ისარგებლეს სინათლის ექოებით, რათა სიტყვასიტყვით დაენახათ შორეული წარსული. სუპერნოვა SN1572 ნახეს 1572 წელს - ეს შუქი სწორი ხაზით მოვიდა. და 2008 წელს, ამ ციმციმის ძალიან სუსტი ანარეკლი აღიქმებოდა, როგორც მსუბუქი ექო ირმის ნახტომის ღრუბლებზე. სუპერნოვას Cassiopeia A-ს აფეთქება დაახლოებით 1660 წელს დედამიწაზე საერთოდ არ შენიშნეს კოსმოსური ღრუბლების გამო, რომლებმაც ის დაჩრდილეს. მაგრამ სინათლის ექო, ამ ციმციმის ასახვა სხვა კოსმიურ ღრუბლებზე, 2010 წელს ნახეს.

ამოფრქვევის ცვლადი ვარსკვლავები

იშვიათი ძლიერი აფეთქებები თანდაყოლილია სხვადასხვა ვარსკვლავებში. მაგალითად, მატერიის ნაკადმა ჩვეულებრივი ვარსკვლავიდან თეთრ ჯუჯამდე შეიძლება გამოიწვიოს განმეორებითი ძლიერი აფეთქებები, რომლებსაც ტრადიციულად ახალ ვარსკვლავებს უწოდებენ. ახალგაზრდა T Tauri ვარსკვლავების აფეთქება. ციმციმები ასევე შესაძლებელია ახალგაზრდა ვარსკვლავის მახლობლად პლანეტის განადგურების დროს.

მბრუნავი ცვლადი ვარსკვლავები

1984 წელს IRAS კოსმოსურმა ტელესკოპმა აღმოაჩინა მტვრის დისკი ვარსკვლავი ვეგას გარშემო. ასეთი ტიპიურია ძალიან ახალგაზრდა, 100 მილიონ წელზე ნაკლები ასაკის ვარსკვლავებისთვის, რომელთა ირგვლივ პლანეტები წარმოიქმნება გაზისა და მტვრის დისკიდან. ვეგა უფრო ძველია - დაახლოებით 450 მლნ. ცნობის ძიებაში მეცნიერებმა აღმოაჩინეს, რომ ვეგა ძალიან სწრაფად ბრუნავს: მის ეკვატორზე სიჩქარე 280 კმ/წმ-ია. შედარებისთვის, მზის ბრუნვის სიჩქარე 140-ჯერ ნაკლებია - მხოლოდ 2 კმ/წმ. ამ სიჩქარით ვეგა საერთოდ არ არის ბურთი, არამედ ძლიერ გაბრტყელებული ელიფსოიდი, ამიტომ ვეგას ეკვატორი შესამჩნევად უფრო შორს არის ცენტრიდან და, შესაბამისად, უფრო ცივი ვიდრე პოლუსები. ტემპერატურა დაკავშირებულია სიკაშკაშესთან. მაშასადამე, ვეგას ეკვატორი მუქი ზოლია, პოლუსები კი ღია ქუდებია.
ერთ-ერთ ბოძს სულ ვნახეთ და არ გვქონია ეჭვი, რომ ზედა ზოლიანი იყო. თუ ერთ დღეს ვეგა ჩვენკენ შემობრუნდება ისე, რომ მონაცვლეობით დაფიქსირდეს ან პოლუსები ან მხარეები, ის გახდება ცვლადი ვარსკვლავი.

სინათლის ექო - ეფექტი, რომელიც ჩნდება ასტრონომიაში, როდესაც მნათობის ციმციმის სინათლე მოდის დამკვირვებელთან, არეკლილი "ეკრანიდან" მნათობისაგან მოშორებით, უფრო გვიან ვიდრე სწორი ხაზით მოსულ შუქზე. ამ შემთხვევაში, ზოგიერთ შემთხვევაში, ჩნდება ამრეკლავი სინათლის "ეკრანის" ამოღება წყაროს სანათიდან სინათლის სიჩქარეზე მაღალი სიჩქარით.

გარდა ამისა, ვეგას ბრუნვის სიჩქარე ეკვატორზე უდრის მატერიის ვარსკვლავისგან ცენტრიდანული ძალებით გამოყოფის სიჩქარეს. ზოგჯერ მატერიის გროვა ნამდვილად შორდება ვეგას და უერთდება მის გარშემო მყოფ დისკს. ამიტომ, მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავური ქარი უბერავს დისკის მატერიას კოსმოსში, დისკი მუდმივად ივსება ვარსკვლავის ახალი მატერიით. რა თქმა უნდა, ვარსკვლავის გარშემო დისკი უნდა ბრუნავდეს, წინააღმდეგ შემთხვევაში ის ვარსკვლავზე დაეცემა. ბრუნვის გამო, დისკის სხვადასხვა ნაწილი ოდნავ ბუნდოვდება თავად ვეგას სხვადასხვა დროს. ასე რომ, ცოტა ხნის წინ აღმოჩენილი მისი სიკაშკაშის მცირე რყევებია.

ვარსკვლავების ირგვლივ გაზისა და მტვრის დისკები ხანდახან თამაშობენ ისეთ მნიშვნელოვან როლს, რომ გაუგებარია რომელ კატეგორიას უნდა მიეკუთვნებოდეს ზოგიერთი ცვლადი ვარსკვლავი.

გთხოვთ, ჩართოთ JavaScript სანახავად

ვარსკვლავებს, რომელთა სიკაშკაშე იცვლება შედარებით მოკლე დროში, ეწოდება ფიზიკური ცვლადი ვარსკვლავები. ამ ტიპის ვარსკვლავების სიკაშკაშის ცვლილებები გამოწვეულია ფიზიკური პროცესებით, რომლებიც ხდება მათ ინტერიერში. ცვალებადობის ბუნების მიხედვით განასხვავებენ პულსირებულ და ამოფრქვეულ ცვლადებს. ცალკე სახეობებად გამოიყოფა ახალი და სუპერნოვა ვარსკვლავებიც, რომლებიც ამოფრქვევის ცვლადების განსაკუთრებული შემთხვევაა. ყველა ცვლად ვარსკვლავს აქვს სპეციალური აღნიშვნები, გარდა იმათგან, რომლებიც ადრე ბერძნული ანბანის ასოებით იყო მითითებული. თითოეული თანავარსკვლავედის პირველი 334 ცვლადი ვარსკვლავი აღინიშნება ლათინური ანბანის ასოების თანმიმდევრობით (მაგალითად, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) შესაბამისი თანავარსკვლავედის სახელის დამატებით ( მაგალითად, RR Lyr). შემდეგი ცვლადები მითითებულია V 335, V 336 და ა.შ. (მაგალითად, V 335 Cyg).

ფიზიკური ცვლადი ვარსკვლავები

ვარსკვლავებს, რომლებსაც ახასიათებთ სინათლის მრუდის სპეციალური ფორმა, რომელიც აჩვენებს მოჩვენებითი სიდიდის გლუვ პერიოდულ ცვლილებას და ვარსკვლავის სიკაშკაშის რამდენჯერმე ცვლილებას (ჩვეულებრივ, 2-დან 6-მდე), ფიზიკურ ცვლად ვარსკვლავებს უწოდებენ ან ცეფეიდები. ვარსკვლავთა ამ კლასს მისი ერთ-ერთი ტიპიური წარმომადგენლის - ვარსკვლავი δ (დელტა) ცეფეუსის სახელი ეწოდა. ცეფეიდები შეიძლება მივაკუთვნოთ F და G სპექტრული კლასების გიგანტებს და სუპერგიგანტებს. ამ გარემოების გამო, შესაძლებელია მათი დაკვირვება დიდი მანძილიდან, მათ შორის ჩვენი ვარსკვლავური სისტემის - გალაქტიკის საზღვრებს მიღმა. ცეფეიდების ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია პერიოდი. თითოეული ცალკეული ვარსკვლავისთვის ის მუდმივია მაღალი სიზუსტით, მაგრამ პერიოდები განსხვავებულია სხვადასხვა ცეფეიდებისთვის (დღიდან რამდენიმე ათ დღემდე). ცეფეიდებში სპექტრი იცვლება მოჩვენებითი სიდიდის პარალელურად. ეს ნიშნავს, რომ ცეფეიდების სიკაშკაშის ცვლილებასთან ერთად მათი ატმოსფეროს ტემპერატურაც იცვლება საშუალოდ 1500°-ით. ცეფეიდების სპექტრებში სპექტრული ხაზების ცვლამ გამოავლინა მათი რადიალური სიჩქარის პერიოდული ცვლილება. გარდა ამისა, ვარსკვლავის რადიუსიც პერიოდულად იცვლება. ვარსკვლავები, როგორიცაა δ Cephei, არის ახალგაზრდა ობიექტები, რომლებიც ძირითადად განლაგებულია ჩვენი ვარსკვლავური სისტემის მთავარ სიბრტყესთან - გალაქტიკასთან. ცეფეიდები ასევე გვხვდება, მაგრამ ისინი უფრო ძველი და გარკვეულწილად ნაკლებად მანათობელი არიან. ეს ვარსკვლავები, რომლებმაც მიაღწიეს ცეფეიდების სტადიას, ნაკლებად მასიურია და, შესაბამისად, უფრო ნელა ვითარდებიან. მათ ქალწული W ვარსკვლავებს უწოდებენ. ცეფეიდების ასეთი დაკვირვებული თვისებები მიუთითებს იმაზე, რომ ამ ვარსკვლავების ატმოსფერო რეგულარულ პულსაციას განიცდის. ამრიგად, მათ აქვთ პირობები, რომ შეინარჩუნონ სპეციალური რხევითი პროცესი მუდმივ დონეზე დიდი ხნის განმავლობაში.

ბრინჯი. ცეფეიდი

დიდი ხნით ადრე შესაძლებელი იყო პულსაციის ბუნების გარკვევა ცეფეიდიდადგინდა მათ პერიოდსა და სიკაშკაშეს შორის კავშირის არსებობა. მცირე მაგელანის ღრუბელში ცეფეიდების დაკვირვებისას - ჩვენთან ყველაზე ახლოს მდებარე ერთ-ერთ ვარსკვლავურ სისტემაში - შენიშნა, რომ რაც უფრო მცირეა ცეფეიდის აშკარა სიდიდე (ანუ რაც უფრო კაშკაშა ჩანს), მით უფრო გრძელია მისი სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდი. ეს ურთიერთობა წრფივი აღმოჩნდა. იქიდან გამომდინარე, რომ ისინი ყველა ერთ სისტემას ეკუთვნოდა, მოჰყვა, რომ მათთან მანძილი პრაქტიკულად ერთნაირი იყო. შესაბამისად, აღმოჩენილი დამოკიდებულება ერთდროულად აღმოჩნდა P პერიოდსა და ცეფეიდების აბსოლუტურ სიდიდეს M (ან სიკაშკაშე L) შორის. ასტრონომიაში მნიშვნელოვან როლს ასრულებს ცეფეიდების პერიოდსა და აბსოლუტურ სიდიდეს შორის კავშირის არსებობა: მისი წყალობით დგინდება მანძილები ძალიან შორეულ ობიექტებამდე, როდესაც სხვა მეთოდების გამოყენება შეუძლებელია.

ცეფეიდების გარდა სხვა ტიპებიც არსებობს პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები. მათგან ყველაზე ცნობილია RR Lyrae ვარსკვლავები, რომლებსაც ადრე უწოდებდნენ ხანმოკლე ცეფეიდებს, რადგან მათი მსგავსება იყო ჩვეულებრივ ცეფეიდებთან. RR Lyrae ვარსკვლავები სპექტრული A კლასის გიგანტები არიან, რომელთა სიკაშკაშე 100-ჯერ აღემატება მზის სინათლეს. RR Lyrae ვარსკვლავების პერიოდები 0,2-დან 1,2 დღემდე მერყეობს, სიკაშკაშის ცვლილებების ამპლიტუდა კი ერთ სიდიდეს აღწევს. პულსირებადი ცვლადების კიდევ ერთი საინტერესო ტიპი არის β Cephei (ან β Canis Major) ტიპის ვარსკვლავების მცირე ჯგუფი, რომელიც ძირითადად მიეკუთვნება B ადრეული სპექტრული ქვეკლასების გიგანტებს. ცვალებადობისა და სინათლის მრუდის ფორმის მიხედვით, ეს ვარსკვლავები. წააგავს RR Lyrae ვარსკვლავებს, მათგან განსხვავდებიან განსაკუთრებული ამპლიტუდის სიდიდის ცვლილებებით. პერიოდები 3-დან 6 საათამდეა და, ისევე როგორც ცეფეიდებში, არის პერიოდის დამოკიდებულება სიკაშკაშეზე.

გარდა იმპულსური ვარსკვლავებისა, რომლებსაც აქვთ სიკაშკაშის რეგულარული ცვლილება, ასევე არსებობს რამდენიმე ტიპის ვარსკვლავი, რომელთა სინათლის მრუდები იცვლება. მათ შორის არიან RV ტიპის ვარსკვლავები კურო, რომელთა სიკაშკაშის ცვლილებები ხასიათდება ღრმა და ზედაპირული მინიმუმების მონაცვლეობით, რომელიც ხდება 30-დან 150 დღემდე პერიოდით და 0,8-დან 3,5 მაგნიტუდის ამპლიტუდით. RV Tauri ვარსკვლავები მიეკუთვნება სპექტრულ ტიპებს F, G ან K. m Cephei ტიპის ვარსკვლავებიმიეკუთვნებიან სპექტრულ კლასს M და უწოდებენ წითელი ნახევრადრეგულარული ცვლადები. ისინი ზოგჯერ გამოირჩევიან ძალიან ძლიერი დარღვევებით სიკაშკაშის ცვლილებაში, რომელიც ხდება რამდენიმე ათეულიდან რამდენიმე ასეულ დღემდე. სპექტრი-ნათობის დიაგრამაში ნახევრადრეგულარული ცვლადების გვერდით არის M კლასის ვარსკვლავები, რომლებშიც შეუძლებელია სიკაშკაშის ცვლილებების განმეორებადობის აღმოჩენა (არარეგულარული ცვლადები). მათ ქვემოთ არის ვარსკვლავები, რომლებსაც აქვთ ემისიის ხაზები სპექტრში, რომლებიც შეუფერხებლად ცვლის მათ სიკაშკაშეს ძალიან დიდი დროის ინტერვალებით (70-დან 1300 დღემდე) და ძალიან დიდ საზღვრებში. ამ ტიპის ვარსკვლავების ღირსშესანიშნავი წარმომადგენელია ო (ომიკრონი) კიტა, ან, როგორც სხვაგვარად უწოდებენ მირას. ვარსკვლავთა ამ კლასს ე.წ გრძელვადიანი ცვლადები, როგორიცაა მირა კიტა. გრძელპერიოდიანი ცვლადი ვარსკვლავების პერიოდის ხანგრძლივობა მერყეობს საშუალო მნიშვნელობის ირგვლივ ორივე მიმართულებით 10%-დან.

დაბალი სიკაშკაშის მქონე ჯუჯა ვარსკვლავებს შორის ასევე არის სხვადასხვა ტიპის ცვლადები, რომელთა საერთო რაოდენობა დაახლოებით 10-ჯერ ნაკლებია, ვიდრე პულსირებული გიგანტების რაოდენობა. ეს ვარსკვლავები თავიანთ ცვალებადობას ავლენენ პერიოდულად განმეორებადი ამოფრქვევების სახით, რომელთა ბუნება აიხსნება მატერიის სხვადასხვა სახის ამოფრქვევით ან ამოფრქვევით. მაშასადამე, ვარსკვლავთა მთელი ეს ჯგუფი, ახალ ვარსკვლავებთან ერთად, ე.წ ამოფრქვევის ცვლადები. აღსანიშნავია, რომ მათ შორის არიან ძალიან განსხვავებული ხასიათის ვარსკვლავები, როგორც მათი ევოლუციის ადრეულ ეტაპებზე, ასევე ცხოვრების გზაზე. ყველაზე ახალგაზრდა ვარსკვლავები, როგორც ჩანს, ჯერ არ დასრულებულა გრავიტაციული შეკუმშვის პროცესი. τ (tau) კუროს ტიპის ცვლადები. ეს არის სპექტრალური კლასების ჯუჯები, ყველაზე ხშირად F - G, რომლებიც გვხვდება დიდი რაოდენობით, მაგალითად, ორიონის ნისლეულში. RW Aurigae ტიპის ვარსკვლავები, რომლებიც მიეკუთვნებიან სპექტრულ კლასებს B-დან M-მდე, ძალიან ჰგვანან მათ. ყველა ამ ვარსკვლავისთვის სიკაშკაშის ცვლილება იმდენად არასწორად ხდება, რომ კანონზომიერების დადგენა შეუძლებელია.

სპეციალური ტიპის ამოფრქვევის ცვლადი ვარსკვლავები, რომლებშიც ერთხელ მაინც დაფიქსირდა 7-8 მაგნიტუდის ამოფრქვევა (ნათობის უეცარი მკვეთრი მატება), ე.წ. ახალი. ჩვეულებრივ, ახალი ვარსკვლავის ამოფრქვევის დროს, ვარსკვლავის მოჩვენებითი სიდიდე მცირდება 10მ-13მ-ით, რაც შეესაბამება სიკაშკაშის ზრდას ათეულობით და ასიათასჯერ. აფეთქების შემდეგ, ახალი ვარსკვლავები ძალიან ცხელი ჯუჯები არიან. ამოფრქვევის მაქსიმალურ ფაზაში ისინი ჰგვანან A - F კლასების სუპერგიგანტებს. თუ ერთი და იგივე ახალი ვარსკვლავის ამოფრქვევა ორჯერ მაინც დაფიქსირდა, მაშინ ასეთ ახალს განმეორებადი ეწოდება. სიკაშკაშის ზრდა განმეორებით ნოვაებში გარკვეულწილად ნაკლებია, ვიდრე ტიპიურ ნოვაებში. საერთო ჯამში, ამჟამად ცნობილია დაახლოებით 300 ახალი ვარსკვლავი, რომელთაგან დაახლოებით 150 გამოჩნდა ჩვენს გალაქტიკაში და 100-ზე მეტი - ანდრომედას ნისლეულში. ცნობილ შვიდ განმეორებით ნოვაში, სულ დაფიქსირდა დაახლოებით 20 აფეთქება. ბევრი (შესაძლოა ყველა) ნოვა და განმეორებითი ნოვა ახლო ორობითია. აფეთქების შემდეგ, ნოვა ხშირად ავლენს სუსტ ცვალებადობას. ახალი ვარსკვლავის სიკაშკაშის ცვლილება აჩვენებს, რომ აფეთქების დროს ხდება უეცარი აფეთქება, რომელიც გამოწვეულია ვარსკვლავში წარმოქმნილი არასტაბილურობით. სხვადასხვა ჰიპოთეზის მიხედვით, ეს არასტაბილურობა ზოგიერთ ცხელ ვარსკვლავში შეიძლება წარმოიშვას შიდა პროცესების შედეგად, რომლებიც განსაზღვრავენ ვარსკვლავში ენერგიის გამოყოფას, ან ზოგიერთი გარე ფაქტორების გავლენის გამო.

სუპერნოვა

სუპერნოვა არის ვარსკვლავები, რომლებიც ანათებენ ისევე, როგორც ახლები და აღწევენ აბსოლუტურ სიდიდეებს -18 მ-დან -19 მ-მდე და მაქსიმუმ -21 მ-მდეც კი. სუპერნოვას სიკაშკაშე ათობით მილიონჯერ გაიზარდა. ციმციმის დროს სუპერნოვას მიერ გამოსხივებული მთლიანი ენერგია ათასობითჯერ მეტია, ვიდრე ნოვაზე. 60-მდე სუპერნოვას აფეთქება სხვა გალაქტიკებში დაფიქსირდა ფოტოგრაფიულად და ხშირად მათი სიკაშკაშე შედარებადი იყო მთელი გალაქტიკის ინტეგრირებულ სიკაშკაშესთან, რომელშიც ეს აფეთქება მოხდა. შეუიარაღებელი თვალით ადრე ჩატარებული დაკვირვებების აღწერის მიხედვით, ჩვენს გალაქტიკაში სუპერნოვას აფეთქების რამდენიმე შემთხვევა დაფიქსირდა. მათგან ყველაზე საინტერესოა 1054 წლის სუპერნოვა, რომელიც ამოიფრქვა კუროს თანავარსკვლავედში და ჩინელმა და იაპონელმა ასტრონომებმა დააკვირდნენ, როგორც მოულოდნელად გაჩენილი „სტუმრის ვარსკვლავი“, რომელიც ვენერაზე უფრო კაშკაშა ჩანდა და დღის განმავლობაშიც კი ჩანდა. მიუხედავად იმისა, რომ ეს ფენომენი ჩვეულებრივი ნოვას აფეთქების მსგავსია, ის მისგან განსხვავდება თავისი მასშტაბით, გლუვი და ნელა ცვალებადი სინათლის მრუდითა და სპექტრით. მაქსიმუმის ეპოქის მახლობლად მდებარე სპექტრის ხასიათით გამოირჩევა სუპერნოვაების ორი ტიპი. დიდ ინტერესს იწვევს სწრაფად მზარდი, რომელიც რიგ შემთხვევებში აღმოაჩინეს I ტიპის სუპერნოვას ადგილზე. მათგან ყველაზე გამორჩეული არის ცნობილი კრაბის ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში. ამ ნისლეულის ემისიის ხაზების ფორმა მიუთითებს მის გაფართოებაზე დაახლოებით 1000 კმ/წმ სიჩქარით. ნისლეულის ამჟამინდელი ზომები ისეთია, რომ ამ ტემპით გაფართოება შეიძლება დაიწყოს არაუმეტეს 900 წლის წინ, ე.ი. სწორედ 1054 წლის სუპერნოვას აფეთქების დროს.

პულსრები

1967 წლის აგვისტოში, ინგლისის ქალაქ კემბრიჯში, დაფიქსირდა კოსმოსური რადიო გამოსხივება, რომელიც მოდიოდა წერტილოვანი წყაროებიდან ერთმანეთის მიყოლებით მიყოლებით მკაფიო იმპულსების სახით. ასეთი წყაროებისთვის ინდივიდუალური პულსის ხანგრძლივობა შეიძლება მერყეობდეს რამდენიმე მილიწამიდან წამის რამდენიმე მეათედამდე. პულსების სიმკვეთრე და მათი გამეორების სისწორე შესაძლებელს ხდის დიდი სიზუსტით განვსაზღვროთ ამ ობიექტების პულსაციის პერიოდები, რომლებიც ე.წ. პულსარები. ერთ-ერთი პულსარის პერიოდი დაახლოებით 1,34 წამია, ხოლო დანარჩენებს აქვთ პერიოდები 0,03-დან 4 წმ-მდე. ამჟამად ცნობილია დაახლოებით 200 პულსარი. ყველა მათგანი აწარმოებს უაღრესად პოლარიზებულ რადიო გამოსხივებას ტალღების სიგრძის ფართო დიაპაზონში, რომლის ინტენსივობა მკვეთრად იზრდება ტალღის სიგრძის მატებასთან ერთად. ეს ნიშნავს, რომ რადიაციას აქვს არათერმული ბუნება. შესაძლებელი გახდა მრავალი პულსრის მანძილის დადგენა, რომელიც აღმოჩნდა ასობით პარსეკამდე დიაპაზონში, რაც მიუთითებს ობიექტების შედარებით სიახლოვეს, რომლებიც აშკარად ეკუთვნის ჩვენს გალაქტიკას.

Ყველაზე ცნობილი პულსარი, რომელიც ჩვეულებრივ მითითებულია ნომრით NP 0531, ზუსტად ემთხვევა კრაბის ნისლეულის ცენტრში მდებარე ერთ-ერთ ვარსკვლავს. დაკვირვებებმა აჩვენა, რომ ამ ვარსკვლავის ოპტიკური გამოსხივებაც იცვლება იმავე პერიოდის განმავლობაში. იმპულსში ვარსკვლავი 13 მეტრს აღწევს, იმპულსებს შორის კი ის არ ჩანს. იმავე პულსაციას ამ წყაროდან განიცდის აგრეთვე რენტგენის გამოსხივება, რომლის სიმძლავრე 100-ჯერ აღემატება ოპტიკური გამოსხივების ძალას. ერთ-ერთი პულსარის დამთხვევა ისეთი უჩვეულო წარმონაქმნის ცენტრთან, როგორიც არის კიბორჩხალა ნისლეული, ვარაუდობს, რომ ისინი მხოლოდ ის ობიექტებია, რომლებშიც სუპერნოვები ბრუნდებიან ანთებების შემდეგ. თუ სუპერნოვას ამოფრქვევები მართლაც მთავრდება ასეთი ობიექტების ფორმირებით, მაშინ სავსებით შესაძლებელია, რომ პულსარები ნეიტრონული ვარსკვლავები არიან.ამ შემთხვევაში, მზის მასის დაახლოებით 2 მასით, მათ უნდა ჰქონდეთ დაახლოებით 10 კმ რადიუსი. ასეთ ზომებზე შეკუმშვისას, მატერიის სიმკვრივე უფრო მაღალი ხდება ვიდრე ბირთვი და ვარსკვლავის ბრუნვა აჩქარებს რამდენიმე ათეულ ბრუნამდე წამში. როგორც ჩანს, დროის ინტერვალი თანმიმდევრულ იმპულსებს შორის უდრის ნეიტრონული ვარსკვლავის ბრუნვის პერიოდს. შემდეგ პულსაცია აიხსნება ამ ვარსკვლავების ზედაპირზე დარღვევების, თავისებური ცხელი წერტილების არსებობით. აქ მიზანშეწონილია საუბარი "ზედაპირზე", რადგან ასეთი მაღალი სიმკვრივის დროს ნივთიერება თავისი თვისებებით უფრო ახლოს არის მყარ სხეულთან. ნეიტრონული ვარსკვლავები შეიძლება იყვნენ ენერგიული ნაწილაკების წყაროები, რომლებიც მუდმივად შედიან მათთან დაკავშირებულ ნისლეულებში, როგორიცაა კრაბის ნისლეული.

ფოტო: რადიო გამოცემა კრაბის ნისლეულიდან

ცვლადი ვარსკვლავები ცაში ერთ-ერთი ყველაზე ცნობისმოყვარე მოვლენაა, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით დაკვირვებისთვისაა ხელმისაწვდომი. უფრო მეტიც, არსებობს უბრალო ასტრონომიის მოყვარულის სამეცნიერო საქმიანობის სფერო და არის აღმოჩენის შესაძლებლობაც კი. დღეს ბევრი ცვალებადი ვარსკვლავია და მათზე დაკვირვება საკმაოდ საინტერესოა.

ცვლადი ვარსკვლავები არის ვარსკვლავები, რომლებიც დროთა განმავლობაში ცვლიან მათ სიკაშკაშეს. რა თქმა უნდა, ამ პროცესს გარკვეული დრო სჭირდება და ფაქტიურად ჩვენს თვალწინ არ ხდება. თუმცა, თუ პერიოდულად დააკვირდებით ასეთ ვარსკვლავს, მისი სიკაშკაშის ცვლილებები აშკარად შესამჩნევი გახდება.

სიკაშკაშის ცვლილების მიზეზები შეიძლება იყოს სხვადასხვა მიზეზი და მათზე დაყრდნობით ყველა ცვლადი ვარსკვლავი იყოფა სხვადასხვა ტიპებად, რასაც ქვემოთ განვიხილავთ.

როგორ აღმოაჩინეს ცვლადი ვარსკვლავები

ყოველთვის ითვლებოდა, რომ ვარსკვლავების სიკაშკაშე რაღაც მუდმივი და ურყევია. ციმციმა ან უბრალოდ ვარსკვლავის გარეგნობა უძველესი დროიდან რაღაც ზებუნებრივს მიაწერეს და ამას აშკარად რაღაც ნიშანი ჰქონდა ზემოდან. ეს ყველაფერი ადვილად ჩანს იმავე ბიბლიის ტექსტში.

თუმცა, მრავალი საუკუნის წინ, ადამიანებმა იცოდნენ, რომ ზოგიერთ ვარსკვლავს ჯერ კიდევ შეუძლია შეცვალოს მათი სიკაშკაშე. მაგალითად, ბეტა პერსევსს ტყუილად არ ეძახიან El Ghoul (ახლა მას ალგოლი ჰქვია), რაც თარგმანში არაფერს ნიშნავს, თუ არა "ეშმაკის ვარსკვლავს". მას ასე უწოდეს მისი უჩვეულო თვისების გამო, რომ შეცვალოს სიკაშკაშე 3 დღეზე ცოტა ნაკლები პერიოდით. ეს ვარსკვლავი ცვლადის სახით 1669 წელს აღმოაჩინა იტალიელმა ასტრონომმა მონტანარიმ, ხოლო მე-18 საუკუნის ბოლოს ინგლისელმა მოყვარულმა ასტრონომმა ჯონ გუდრიკმა შეისწავლა და 1784 წელს აღმოაჩინა ამავე ტიპის მეორე ცვლადი - β Lyrae.

1893 წელს ჰენრიეტა ლევიტი სამუშაოდ მოვიდა ჰარვარდის ობსერვატორიაში. მისი ამოცანა იყო სიკაშკაშის გაზომვა და ვარსკვლავების კატალოგი ამ ობსერვატორიაში დაგროვილ ფოტოგრაფიულ ფირფიტებზე. შედეგად, ჰენრიეტამ 20 წელიწადში ათასზე მეტი ცვლადი ვარსკვლავი აღმოაჩინა. მას განსაკუთრებით კარგად ეწეოდა პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავების, ცეფეიდების გამოკვლევა და რამდენიმე მნიშვნელოვანი აღმოჩენა გააკეთა. კერძოდ, მან აღმოაჩინა ცეფეიდის პერიოდის დამოკიდებულება მის სიკაშკაშეზე, რაც შესაძლებელს ხდის ზუსტად განსაზღვროს მანძილი ვარსკვლავამდე.

ჰენრიეტა ლევიტი.

ამის შემდეგ, ასტრონომიის სწრაფი განვითარებასთან ერთად, ათასობით ახალი ცვლადი აღმოაჩინეს.

ცვლადი ვარსკვლავების კლასიფიკაცია

ყველა ცვლადი ვარსკვლავი იცვლის სიკაშკაშეს სხვადასხვა მიზეზის გამო, ამიტომ კლასიფიკაცია შემუშავდა ამის საფუძველზე. თავიდან საკმაოდ მარტივი იყო, მაგრამ მონაცემების დაგროვებასთან ერთად უფრო და უფრო რთულდებოდა.

ახლა ცვლადი ვარსკვლავების კლასიფიკაციაში გამოიყოფა რამდენიმე დიდი ჯგუფი, რომელთაგან თითოეული შეიცავს ქვეჯგუფებს, რომლებიც მოიცავს ცვალებადობის იგივე მიზეზების მქონე ვარსკვლავებს. ასეთი ქვეჯგუფები ბევრია, ამიტომ მოკლედ განვიხილავთ ძირითად ჯგუფებს.

ცვლადი ვარსკვლავების დაბნელება

ცვლადების დაბნელება, ან უბრალოდ ცვლადი ვარსკვლავების დაბნელება, ცვლის მათ სიკაშკაშეს ძალიან მარტივი მიზეზის გამო. სინამდვილეში, ისინი არ არიან ერთი ვარსკვლავი, არამედ ორობითი სისტემა, უფრო მეტიც, საკმაოდ ახლოს. მათი ორბიტების სიბრტყე ისეა განლაგებული, რომ დამკვირვებელი ხედავს, როგორ ხურავს ერთი ვარსკვლავი მეორეს - არის, თითქოს, დაბნელება.

ცოტა მოშორებით რომ ვიყოთ, მსგავსს ვერაფერს დავინახავდით. ასევე შესაძლებელია, რომ ასეთი ვარსკვლავი ბევრი იყოს, მაგრამ ჩვენ მათ ცვლადებად არ ვხედავთ, რადგან მათი ორბიტების სიბრტყე არ ემთხვევა ჩვენი ხედვის სიბრტყეს.

ასევე ცნობილია დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავების მრავალი სახეობა. ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი მაგალითია ალგოლი, ან β პერსევსი. ეს ვარსკვლავი აღმოაჩინა იტალიელმა მათემატიკოსმა მონტანარმა 1669 წელს და მისი თვისებები შეისწავლა ინგლისელმა მოყვარულმა ასტრონომმა ჯონ გუდრიკმა მე-18 საუკუნის ბოლოს. ვარსკვლავები, რომლებიც ქმნიან ამ ორობით სისტემას, არ შეიძლება ცალკე დანახვა - ისინი ისე ახლოს არიან განლაგებული, რომ მათი რევოლუციის პერიოდი მხოლოდ 2 დღე და 20 საათია.

თუ დააკვირდებით ალგოლის სიკაშკაშის მრუდს, შეგიძლიათ იხილოთ შუაში მცირე ჩავარდნა - მეორადი მინიმუმი. ფაქტია, რომ ერთ-ერთი კომპონენტი უფრო ნათელია (და უფრო პატარა), ხოლო მეორე უფრო სუსტი (და უფრო დიდი). როდესაც სუსტი კომპონენტი ფარავს ნათელს, ჩვენ ვხედავთ სიკაშკაშის ძლიერ ვარდნას, ხოლო როდესაც ნათელი ფარავს სუსტს, სიკაშკაშის ვარდნა არც თუ ისე გამოხატულია.

1784 წელს გუდრიკმა აღმოაჩინა კიდევ ერთი დაბნელებული ცვლადი, Lyrae's β. მისი ხანგრძლივობაა 12 დღე 21 საათი და 56 წუთი. ალგოლისგან განსხვავებით, ამ ცვლადის სიკაშკაშის ცვლილების გრაფიკი უფრო გლუვია. ფაქტია, რომ აქ ორობითი სისტემა ძალიან ახლოსაა, ვარსკვლავები ისე ახლოს არიან ერთმანეთთან, რომ აქვთ წაგრძელებული, ელიფსური ფორმა. აქედან გამომდინარე, ჩვენ ვხედავთ არა მხოლოდ კომპონენტების დაბნელებებს, არამედ სიკაშკაშის ცვლილებებს, როდესაც ელიფსური ვარსკვლავები ბრუნავენ ფართო ან ვიწრო.

β ლირას სიკაშკაშის ცვლილების გრაფიკი.

დაცვა. ამის გამო, სიპრიალის ცვლილება აქ უფრო გლუვია.

კიდევ ერთი ტიპიური დაბნელების ცვლადი არის ურს მაიორი W, აღმოჩენილი 1903 წელს. აქ დიაგრამა გვიჩვენებს მეორად დაბალ ნიშნულს, თითქმის იგივე სიღრმის, როგორც მთავარი, და თავად სქემა გლუვია, ისევე როგორც β Lyra-ს. ფაქტია, რომ აქ კომპონენტები თითქმის ერთნაირი ზომისაა, ასევე წაგრძელებული და ისე მჭიდროდ განლაგებული, რომ მათი ზედაპირები თითქმის ეხებიან ერთმანეთს.

არსებობს სხვა ტიპის ცვლადი ვარსკვლავების დაბნელება, მაგრამ ისინი ნაკლებად გავრცელებულია. ამაში ასევე შედის ელიფსოიდური ვარსკვლავები, რომლებიც ბრუნვისას ჩვენკენ მიბრუნდებიან ან განიერი ან ვიწრო გვერდით, რის გამოც იცვლება მათი სიკაშკაშე.

პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები

პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავები ამ ტიპის ობიექტების დიდი კლასია. სიკაშკაშის ცვლილებები ხდება ვარსკვლავის მოცულობის ცვლილების გამო - ის ან ფართოვდება ან ისევ იკუმშება. ეს ხდება ძირითადი ძალების - სიმძიმისა და შინაგანი წნევის ბალანსის არასტაბილურობის გამო.

ასეთი პულსაციებით ხდება ვარსკვლავის ფოტოსფეროს მატება და გამოსხივების ზედაპირის ფართობის ზრდა. ამავდროულად იცვლება ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა და ფერი. პრიალა, შესაბამისად, ასევე იცვლება. მერყევი ცვლადების ზოგიერთი ტიპი პერიოდულად იცვლის სიკაშკაშეს, ზოგს კი არავითარი სტაბილურობა არ გააჩნია - მათ არარეგულარული ეწოდება.

პირველი პულსირებული ვარსკვლავი იყო მირა კიტა, რომელიც აღმოაჩინეს 1596 წელს. როდესაც მისი ბრწყინვალება მაქსიმუმს მიაღწევს, ის აშკარად ჩანს შეუიარაღებელი თვალით. მინიმუმ კარგი ბინოკლები ან ტელესკოპია საჭირო. მირას სიკაშკაშის პერიოდი 331,6 დღეა და ასეთ ვარსკვლავებს უწოდებენ მირიდებს ან ο ცეტის ტიპის ვარსკვლავებს – მათგან რამდენიმე ათასია ცნობილი.

პულსირებული ცვლადის კიდევ ერთი ფართოდ ცნობილი ტიპია ცეფეიდი, რომელსაც ამ ტიპის ვარსკვლავის, Ϭ ცეფეის სახელი ეწოდა. ეს არის გიგანტები, რომელთა პერიოდები 1,5-დან 50 დღემდეა, ზოგჯერ მეტიც. ჩრდილოეთ ვარსკვლავიც კი მიეკუთვნება ცეფეიდებს თითქმის 4 დღის პერიოდით და სიკაშკაშის რყევებით 2,50-დან 2,64 ვარსკვლავამდე. რაოდენობები. ცეფეიდები ასევე იყოფა ქვეკლასებად და მათმა დაკვირვებებმა მნიშვნელოვანი როლი ითამაშა ზოგადად ასტრონომიის განვითარებაში.

RR Lyrae ტიპის პულსირებადი ცვლადები გამოირჩევიან სიკაშკაშის სწრაფი ცვლილებით - მათი პერიოდები დღეზე ნაკლებია, რყევები კი საშუალოდ ერთ სიდიდეს აღწევს, რაც აადვილებს მათ ვიზუალურად დაკვირვებას. ამ ტიპის ცვლადები ასევე იყოფა 3 ჯგუფად, მათი სინათლის მოსახვევების ასიმეტრიის მიხედვით.

ჯუჯა ცეფეიდებში კიდევ უფრო მოკლე პერიოდები არის სხვა სახის პულსირებული ცვლადი. მაგალითად, მერწყულის CY-ს აქვს 88 წუთი, ხოლო ფენიქსის SX-ს აქვს 79 წუთი. მათი სიკაშკაშის გრაფიკი ჩვეულებრივი ცეფეიდების გრაფიკის მსგავსია. მათ დიდი ინტერესი აქვთ დაკვირვებისთვის.

პულსირებადი ცვლადი ვარსკვლავების კიდევ მრავალი სახეობა არსებობს, თუმცა ისინი არც ისე გავრცელებული ან ძალიან მოსახერხებელია სამოყვარულო დაკვირვებისთვის. მაგალითად, RV Taurus ტიპის ვარსკვლავებს აქვთ პერიოდები 30-დან 150 დღემდე და არის გარკვეული გადახრები სიკაშკაშის გრაფიკში, რის გამოც ამ ტიპის ვარსკვლავებს ნახევრადრეგულარულად მოიხსენიებენ.

არასწორი ცვლადი ვარსკვლავები

არარეგულარული ცვლადი ვარსკვლავებიც პულსირებენ, მაგრამ ეს არის დიდი კლასი, რომელიც მოიცავს ბევრ ობიექტს. მათი სიკაშკაშის ცვლილებები ძალიან რთულია და ხშირად შეუძლებელია წინასწარ პროგნოზირება.

თუმცა, ზოგიერთი არარეგულარული ვარსკვლავისთვის, პერიოდულობა შეიძლება გამოვლინდეს გრძელვადიან პერსპექტივაში. მაგალითად, რამდენიმე წლის განმავლობაში დაკვირვებისას, შეიძლება შეამჩნიოთ, რომ არარეგულარული რყევები ემატება გარკვეულ საშუალო მრუდს, რომელიც მეორდება. ასეთ ვარსკვლავებს, მაგალითად, მიეკუთვნება ბეტელჰეუზი - α ორიონი, რომლის ზედაპირი დაფარულია მსუბუქი და მუქი ლაქებით, რაც ხსნის სიკაშკაშის რყევებს.

არარეგულარული ცვლადი ვარსკვლავები კარგად არ არის გასაგები და დიდ ინტერესს იწვევს. ამ სფეროში ჯერ კიდევ ბევრი აღმოჩენაა გასაკეთებელი.

როგორ დავაკვირდეთ ცვლად ვარსკვლავებს

ვარსკვლავის სიკაშკაშის ცვლილების დასადგენად გამოიყენება სხვადასხვა მეთოდი. ყველაზე ხელმისაწვდომი ვიზუალურია, როდესაც დამკვირვებელი ადარებს ცვლადი ვარსკვლავის სიკაშკაშეს მეზობელი ვარსკვლავების სიკაშკაშეს. შემდეგ, შედარების საფუძველზე, გამოითვლება ცვლადის სიკაშკაშე და, როგორც ეს მონაცემები გროვდება, აგებულია გრაფიკი, რომელზედაც აშკარად ჩანს სიკაშკაშის რყევები. აშკარა სიმარტივის მიუხედავად, სიკაშკაშის განსაზღვრა თვალით შეიძლება საკმაოდ ზუსტად განხორციელდეს და ასეთი გამოცდილება საკმაოდ სწრაფად მიიღება.

ცვლადი ვარსკვლავის სიკაშკაშის ვიზუალურად განსაზღვრის რამდენიმე მეთოდი არსებობს. მათგან ყველაზე გავრცელებულია არგელანდერის მეთოდი და ნეილანდ-ბლაჟკოს მეთოდი. არის სხვებიც, მაგრამ მათი სწავლა საკმაოდ მარტივია და იძლევა საკმარის სიზუსტეს. მათ შესახებ დაწვრილებით ცალკე სტატიაში მოგიყვებით.

ვიზუალური მეთოდის უპირატესობები:

• არ არის საჭირო აღჭურვილობა. შესაძლოა დაგჭირდეთ ბინოკლები ან ტელესკოპი მკრთალ ვარსკვლავებზე დასაკვირვებლად. ვარსკვლავები მინიმალური სიკაშკაშით 5-6 ვარსკვლავამდე. რაოდენობების დაკვირვება შეუიარაღებელი თვალითაც შეიძლება, ასევე საკმაოდ ბევრია.
• დაკვირვების პროცესში ხდება ნამდვილი „კომუნიკაცია“ ვარსკვლავურ ცასთან. ეს იძლევა ბუნებასთან ერთიანობის სასიამოვნო განცდას. გარდა ამისა, საკმაოდ მეცნიერული ნაშრომია, რომელსაც კმაყოფილება მოაქვს.

ნაკლოვანებები მოიცავს, მიუხედავად ამისა, არაიდეალურ სიზუსტეს, რაც იწვევს შეცდომებს ინდივიდუალურ დაკვირვებებში.

ვარსკვლავის სიკაშკაშის შეფასების კიდევ ერთი მეთოდი არის აღჭურვილობის გამოყენება. ჩვეულებრივ იღებენ ცვლადი ვარსკვლავის სურათს მის შემოგარენთან და შემდეგ ცვლადის სიკაშკაშე ზუსტად შეიძლება განისაზღვროს სურათიდან.

ღირს თუ არა მოყვარული ასტრონომისთვის ცვლადი ვარსკვლავების დაკვირვება? ნამდვილად ღირს! ყოველივე ამის შემდეგ, ეს არ არის მხოლოდ ერთ-ერთი ყველაზე მარტივი და ხელმისაწვდომი ობიექტი შესასწავლად. ამ დაკვირვებებს მეცნიერული ღირებულებაც აქვს. პროფესიონალი ასტრონომები უბრალოდ ვერ ახერხებენ ვარსკვლავების ამხელა მასის დაფარვას რეგულარული დაკვირვებით, მოყვარულისთვის კი არის შესაძლებლობა მეცნიერებაში წვლილი შეიტანოს და ასეთი შემთხვევებიც მოხდა.