ვარსკვლავთა ასტრონომია

ენციკლოპედია "საქართველო" - ი. აბაშიძის სახელობის მთავარი სამეცნიერო რედაქცია გვერდიდან
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება

გაბნეული გროვა.png


ვარსკვლავთა ასტრონომია, ასტრონომიის დარგი, რომელიც შეისწავლის ვარსკვლავთა სისტემების შედგენილობის, აგებულების, მოძრაობისა და ევოლუციის ზოგად კანონზომიერებებს, აგრეთვე ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთშორისი მატერიის განლაგებას გალაქტიკაში. ვ.ა-ის ერთ-ერთი მიზანია ჩვენი გალაქტიკის, როგორც მთლიანისა და ერთიანის, აგებულებისა და განვითარების გამოკვლევა. ეს კვლევა ემყარება ვარსკვლავთა გეომ., კინემატიკური და ფიზ. პარამეტრების შესახებ მოპოვებული მონაცემების სტატისტ. განხილვას და ასტრომეტრუ-ლი, ასტროფიზ. და ცის მექანიკის (დინამიკური) მეთოდების გამოყენებას. ვ.ა-ში ფართოდ იყენებენ ასტრომეტრიისა და ასტროფიზ. ფაქტობრივ მონაცემებს (ვარსკვლავთა სივრცული განაწილება და საკუთარი მოძრაობა, სხივური სიჩქარეები, სპექტრული კლასები, ნათობა და სხვ.). ვ.ა-ის ზოგადი დასკვნები საფუძვლად ედება კოსმოგონიასა და კოსმოლოგიას, დიდია ვ.ა-ის, როგორც მეცნიერების, ფილოს.-შემეცნებითი მნიშვნელობა. სამყაროს აგებულებისა და განვითარების ზოგადი სურათის დადგენისას. იგი ემყარება დაკვირვების შედეგად მოპოვებული ფაქტების განზოგადებასა და ანალიზს. ვ.ა. შედგება სამი ნაწილისაგან: ვარსკვლავთა სტატისტიკისაგან (შეისწავლის უმთავრესად ვარსკვლავებისა და მათი სისტემების სივრცულ განაწილებას და განაზოგადებს მათ ფიზ. თვისებებს), ვარსკვლავთა კინემატიკისა (იკვლევს ვარსკვლავებისა და მათი სისტემების მოძრაობათა ზოგად კანონზომიერებებს) და ვარსკვლავთა დინამიკისგან (შეისწავლის სხეულთა და ნივთიერების მოძრაობას ვარსკვლავთა სისტემების გრავიტაციულ ველში და ამ მოძრაობების ევოლუციას). მათ. სტატისტ. მეთოდებით შეისწავლიან გალაქტიკის სხვადასხვა ნაწილში ვარსკვლავთა “მოსახლეობის” მახასიათებლებს, ადგენენ, თუ რომელი კატეგორიის ვარსკვლავებისგანაა შედგენილი ვარსკვლავთა გროვები და ვარსკვლავთა ასოციაციები; იკვლევენ ვარსკვლავთა განაწილებას ხილული ბრწყინვალებისა და ნათობის მიხედვით (ე. წ. ნათობის ფუნ-ქცია), აგრეთვე განაწილებას მანძილების მიხედვით მოცემულ სივრცით კუთხეში (სიმკვრივის ფუნქცია); სწავლობენ სინათლის ვარსკვლავთშორის შთანთქმას. აღ-ნიშნულ ფუნქციებს შორის არსებობს კავშირები, რ-ებიც გამოიხატება ე. წ. ვარსკვლავთა სტატისტ. ძირითადი განტოლებებით. სტატისტ. ურთიერთკავშირი არსებობს ვარსკვლავთა სხვა მახასი-ათებლებს შორისაც. ხშირად ამ კავშირებს სტატისტ. დიაგრამებით გამოხატავენ, ასეთებია ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა, აგრეთვე დიაგრამები: “ფერი-ნათობა”, “მასა-აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე” და სხვ. ამ დამოკიდებულებათა ინტერპრეტაცია საფუძვლად უდევს ზოგად დასკვნებს გალაქტიკების სტრუქტურისა და ევოლ. შესახებ. ვარსკვლავთა კინემატიკის ძირითადი დამზერითი მასალაა ოპტ. მეთოდებით განსაზღვრული ვარსკვლავების საკუთარი მოძრაობები, მანძილები, სხივური სიჩქარეები, ვარსკვლავთშორისეთის ნეიტრალური წყალბადის გამოსხივების 21 სმ ტალღის სიგრძის სპექტრული რადიოხაზის დოპლერისეული წანაცვლებანი, რასაც რადიოასტრონ. მეთოდით მოიპოვებენ. ვარსკვლავის საკუთარი მოძრაობა და სხივური სიჩქარე გარკვეული თანაფარდობით დაკავშირებულია ვარსკვლავის სივრცულ მოძრაობასთან მზის მიმართ. მზის მოძრაობის სიჩქარე მის “მახლობლობაში” მყოფი ვარსკვლავების მიმართ 19,5 კმ/წმ ტოლია და მიმართულია ცის წერტილისაკენ, რ-ის კოორდინატებია პირდაპირი აღვლენა – 18 სთ, და დახრილობა – +30° (ჰერკულესის თანავარსკვლავედში). ვარსკვლავთა სიჩქარეე-ბის სტატისტ. შესწავლამ ცხადყო, რომ ისინი წრიულად მოძრაობს გალაქტიკის ღერძის ირგვლივ. მზის მახლობლად განლაგებული ვარსკვლავებისათვის ეს სიჩქარეა დაახლ. 250 კმ/წმ. ამ არიდან გაქცევის სიჩქარე, ე. ი. სიჩქარე, რ-ის მიღწევისას მზის მეზობელ ვარსკვლავს შეუძლია გაიჭრეს გალაქტიკის სივრციდან, არის 320 კმ/წმ. ამასთან, არსებობს ვარსკვლავთა კრებულები ანუ ნაკადები, რ-თა შემადგენელ ვარსკვლავებს საშუალოდ ერთნაირი სივრცული სიჩქარე აქვს. ვარსკვლავთა მოძრაობების თავისებურებას განაპირობებს ისიც, რომ გალაქტიკის სხვადასხვა ქვესისტემები სხვადასხვა კუთხური სიჩქარით ბრუნავს გალაქტიკის ღერძის ირგვლივ. ვ. ა., როგორც მეცნ. დარგი, ჩაისახა XVIII ს. დასასრულს, როცა ინგლ. ასტრონომმა უ. ჰერშელმა შეძლო იმ ვარსკვლავების გადათვლა, რ-ებიც მოჩანდა მისი ტელესკოპის ხედვის არეში. მან აღმოაჩინა გალაქტიკური კონცენტრაციის მოვლენა, წარმოადგინა გალაქტიკის ლინზისებრი მოდელი და განსაზღვრა მზის მოძრაობის მიმართულება. ჰერშელმა აღმოაჩინა მრავალი ორჯერადი ვარსკვლავი, შენიშნა ზოგი მათგანის ორბიტული მოძრაობა და დაადგინა, რომ ეს მოძრაობა ნიუტონის მსოფლიო მიზიდულობის კანონის შესაბამისად ხდება. XX ს-ში მსოფლიოს მრავალი მოწინავე ობსერვატორიის, მ. შ. საბჭ. კავშირის ასტრონომთა აქტ. მონაწილეობით დადგინდა, რომ მზე მდებარეობს გალაქტიკის ცენტრის მოშორებით და შეფასდა ეს დაშორება (ამერ. ასტრონ. ჰ. შეპლი), დადგინდა გალაქტიკის, როგორც ერთიანი სისტემის, ბრუნვის ფაქტი (ნიდერლ. ასტრონომი ი. ოორტი, საბჭ. ასტრონ. კ. ოგოროდნიკოვი). ვ. ამბარცუმიანმა შ. გორდელაძესთან ერთად აღმოაჩინა ვარსკვლავთშორისი ნივთიერების დისკრეტული აგებულება, რამაც გარკვეული მიმართულება მისცა სინათლის ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამოკვლევებს. მ. ვაშაკიძემ და ი. ოორტმა ერთდროულად შეიმუშავეს გალაქტიკური ობიექტების სივრცული განაწილების განსაზღვრის მოხერხებული მეთოდი, რ-საც ამჟამად ფართოდ ერთმანეთისაგან დამოუკიდებლად იყენებენ (იხ. ვაშაკიძე-ოორტის მეთოდი). ვ.ა-ის შემდგომი განვითარების თვალსაზრისით დიდი მნიშვნელობა ჰქონდა ვ. ამბარცუმიანის მიერ ვარსკვლავთა ასოციაციების აღმოჩენას და პ. პარენაგოსა და ბ. კუკარკინის (მოსკოვი), აგრეთვე უ. ბაადეს (აშშ) მიერ დადგენილ ფაქტს, რომ გალაქტიკა სხვადასხვა კატეგორიის ობიექტებით დასახლებული ქვესისტემების ერთობლიობაა. რადიოასტრონ. მეთოდის გამოყენებამ ახ. ბიძგი მისცა ვ.ა-ს. XX ს. შუა წლებიდან დიდად განვითარდა ვარსკვლავთა დინამიკა. მისი რთული ამოცანების გადაჭრას ხელს უწყობს კომპიუტერული ტექნიკის გამოყენება. 1989–93 წლებში განხორციელდა ევრ. კოსმ. სააგენტოს პროექტი Hipparcos: გეოსტაციონარულ ორბიტაზე გაყვანილი კოსმ. ტელესკოპით დამზერილ იქნა მილიონზე მეტი ვარსკვლავი და შედგენილ იქნა კატალოგები “Hipparcos”, ”Tycho” (1997) და “Tycho–2” (2000), რ-თა სიზუსტე აღწევს 1 mas (რკალის მილისეკუნდი). მნიშვნელოვნად დაზუსტდა მანძილი 70 000 ვარსკვლავამდე. აბასთუმნის ასტროფიზ. ობსერვატორიის დამზერითსა და კვლევით მუშაობაში ვ.ა-ს მნიშვნელოვანი ადგილი უკავია. XX ს. 30-იანი წლების დასასრულსა და 40-იან წლებში მრავალი დაკვირვება და გამოკვლევა შესრულდა იმ დროისათვის შედარებით ახ. პრობლემის – ვარსკვლავთშორისეულ სივრცეში ვარსკვლავთა სინათლის გაბნევისა და შთანთქმის მახასიათებლების, აგრეთვე ვარსკვლავთა პარამეტრების (ვარსკვლავიერი სიდიდეები, ფერის მაჩვენებელის ცვალებადობა) შესასწავლად, შემდგომ კი – სპექტრული კლასებისა და ნათობის მასობრივი განსაზღვრისათვის. დამუშავდა და ფართოდ იქნა გამოყენებული ფოტომეტრული და სპექტრული მეთოდები. გამოქვეყნდა ვარსკვლავთა პარამეტრების (ფერის მაჩვენებლები, ფოტოვიზუალური ვარსკვლავიერი სიდიდეები, სპექტრისა და ნათობის კლასების ჯერადობა) შემცველი კატალოგები, განისაზღვრა ვარსკვლავთა ფოტომეტრული სტანდარტები, აიგო ცვალებად ვარსკვლავთა მრუდები, გამოთვლილ იქნა ცვალებადობის ელემენტები [შეტანილია ცვალებად ვარსკვლავთა კრებსით მრავალტომიან კატალოგში (მოსკოვი, სსრკ მეცნ. აკად. გამოცემა)]; განისაზღვრა ცალკეულ კატეგორიათა ობიექტების (“ძველი” ახ. ვარსკვლავების, ცირკონიუმოვანი ვარსკვლავების) პოზიციური მდებარეობანი; გამოკვლეულია ვარსკვლავთა გროვების ევოლ. საკითხები ვარსკვლავთა დინამიკის მეთოდებით; დახასიათებულია ვარსკვლავთა და ვარსკვლავთშორისი ნივთიერების სივრცული განაწილება და სხვა თვისებები, აგრეთვე მათი ურთიერთკავშირი ჩვენი გალაქტიკის ზოგიერთ არეებში; ჩამოყალიბებულია ვარსკვლავთა მცირედისპერსოვანი სპექტრების კლასიფიკაციის სამეცნ. მიმართულება, რ-იც წამყვანი იყო საბჭ. კავშირში 1959–80 წლებში. აბასთუმნის ასტროფიზ. ობსერვატორია მეთაურობდა საბჭ. კავშირში ვ.ა-ის დარგში გამოკვლევების კოორდინაციას. ამჟამადაც იგი ფართოდ მონაწილეობს სხვადასხვა საერთაშ. მაკოორდინებელ, პრობლემურსა და სამუშაო ჯგუფებში. ივ. ჯავახიშვილის სახ. თსუ-ში შესრულებულია რამდენიმე ნაშრომი შერჩეულ ვარსკვლავთა აგრეგატების შესახებ. ლიტ.: კოლხიდაშვილი მ., ლექციები ვარსკვლავთა ასტრონომიის კურსში, თბ., 1979; Харадзе Е. К., Каталог показателей цвета 14000 звезд и исследование поглощения света в Галактике на основе цветовых избытков звезд, «Бюллетень Абастуманской астрофизической обсерватории», 1952, №2; V a n Z e e u w e n F., Hipparcos, the New Reduction of the Raw Data, Springer, 2007; P e r r y m a n M., Astronomical Applications of Astrometry: Ten Years of Exploitation of the Hipparcos Satellite Data, Cambr., 2009. ე. ხარაძე. შ. საბაშვილი.