ცვალებადი ვარსკვლავი

ცვალებადი ვარსკვლავი — ვარსკვლავი, რომლის ხილული ბრწყინვალება დროის მსვლელობაში იცვლება. ბევრი ცვალებადი ვარსკვლავი არასტაციონარულია — მათი ბრწყინვალების ცვალებადობას იწვევს ტემპერატურა და რადიუსის ცვლილება, ნივთიერების ამოფრქვევა და სხვა. მაგრამ ვარსკვლავის არასტაციონარულობა (მაგალითად, ნივთიერების ამოფრქვევა) ყოველთვის არ იწვევს მისი ბრწყინვალების ცვალებადობას. მეორე მხრივ, ცვალებადები არიან სტაციონარული ვარსკვლავებიც, მაგალითად, ბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავები. არაერთგვაროვანი ზედაპირული სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავების ბრუნვა იწვევს მათი ბრწყინვალების ცვალებადობას.

ზოგადი ცნობები
ცვალებადი ვარსკვლავების მნიშვნელოვანი ცნობების წყაროა ვარსკვლავთა ფიზიკური ბუნების, მასებისა და გეომეტრიული მახასიათებლების შესახებ. ამას გარდა, ზოგიერთი ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავის თვისებები საშუალებას იძლევა შეფასდეს მანძილები მათ შემცველ ვარსკვლავთა სისტემებამდე. ჩვენი გალაქტიკის კატალოგიზებული ცვალებადი და ცვალებადობაში ეჭვმიტანილი ვარსკვლავების რაოდენობა ≈50000-ია (1985).

ცვალებად ვარსკვლავებს შორის ყველაზე ადვილად ახალი ვარსკვლავები და ზეახალი ვარსკვლავები შეინიშნება. ძვ. წ. 130 წელს ჰიპარქემ ღრიანკალის თანავარსკვლავედში აღმოაჩინა ახალი ვარსკვლავის ანთება. მას შემდეგ საუკუნემდე 15 ახალი ვარსკვლავი შენიშნეს. კაშკაშა ზეახალ ვარსკვლავებზე დაკვირვებები ჩაატარეს ტ. ბრაჰემ 1573 წელს და ი. კეპლერმა 1604 წელს. პირველი ცვალებადი ვარსკვლავი, რომლის ბრწყინვალება რეგულარულად იცვლება, იყო დ. ფაბრიციუსის მიერ 1596 წელს აღმოჩენილი ვარსკვლავი მირა (ცვალებადობის პერიოდი 11 თ). 1669 წელს იტალიელმა მათემატიკოსმა და ასტრონომმა ჯ. მონტანარიმ აღმოაჩინა პერსევსის \-ას (ალგოლი) ცვალებადობა. ინგლისელმა ასტრონომმა ჯ. გუდრაიკმა დაადგინა ალგოლის ცვალებადობის პერიოდული ხასიათი და აღმოაჩინა ცეფევსის \-ს ცვალებადობა. ცვალებად ვარსკვლავების სისტემატური შესწავლა დაიწყო ფ. არგელანდერმა საუკუნის 40-იან წლებში. მისივე წინადადებით თითოეულ თანავარსკვლავედში ცვალებადი ვარსკვლავები აღინიშნება ლათინური ანბანის ასოებით -იდან -მდე, ან ორი ასოს კომბინაციით, მათი ამოწურვის შემდეგ კი ასო -თი, რომელსაც მიეწერება რიგითი ნომერი (335-იდან დაწყებული) და თანავარსკვლავედის შემოკლებული სახელწოდება (მაგალითად 335 ). ასტროფოტოგრაფიის დანერგვამ ხელი შეუწყო მრავალი ცვალებადი ვარსკვლავის აღმოჩენას. რუსეთში ცვალებადი ვარსკვლავების სისტემის გამოკვლევები დაიწყეს ვ. ცერასკიმ და საბჭოთა ასტრონომმა ს. ბლაჟკომ მოსკოვში (1895). საუკუნის 40-იან წლებში საბჭოთა კავშირში პირველად აბასთუმნის ასტროფიზიკურ ობსერვატორიაში ააგეს და გამოიყენეს სავარსკვლავო ფოტოელექტრომეტრი, რის შემდეგ ელექტროფოტომეტრიის მეთოდს სისტემატურად იყენებენ. ობსერვატორია არაერთხელ მონაწილეობდა ცვალებადი ვარსკვლავების საერთაშორისო ერთობლივ დაკვირვებებში. ობსერვატორიაში შესწავლილია რამდენიმე ათეული ცვალებადი ვარსკვლავი, განსაზლვრულია მათი ცვალებადობის ელემენტები, გეომეტრიული და ფოტომეტრიული მახასიათებლები, რომლებიც შეტანილია ასტრონომიულ კატალოგებში. 50-იან წლებში ცვალებადი ვარსკვლავების კვლევაში ახალი ეპოქა შექმნა მრავალფეროვანი ფოტოელექტრული ფოტომეტრიის მასობრივმა დანერგვამ. 1946 წელს საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა ახალ ცვალებადი ვარსკვლავების აღნიშვნები, კლასიფიკაციის დამუშავება და კატალოგების გამოცემა დაავალა საკავშირო მეცნიერებათა აკადემიის ასტრონომიულ საბჭოს და შტერნბერგის სახელობის ასტრონომიულ ინსტიტუტს.

ცვალებადი ვარსკვლავების კლასიფიკაცია
ცვალებადი ვარსკვლავები დაყოფილია ბნელებად და ფიზიკურად ცვალებად ვარსკვლავებად. ბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავები საერთო მასების ცენტრის გარშეო მბრუნავი ორი ვარსკვლავის სისტემაა. მათი ორბიტის სიბრტყე იმდენად ახლოსაა დედამიწაზე მყოფი დამკვირვებლის მხედველობის სხივთან, რომ შეინიშნება ერთი კომპონენტის მიერ მეორის პერიოდული დაბნელება. ამას თან სდევს საერთო ბრწყინვალების შემცირება. ერთი ჯგუფისათვის (ალგოლის ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავისთვის) დაბნელებათა შორის პერიოდში სისტემის ბრწყინვალება მუდმივია, სხივებისათვის კი (ქნარის \-ს და დიდი დათვის -ს ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავებისთვის) განუწყვეტღივ იცვლება, რაც უკავშირდება არასფერული (ურთიერთმიზიდულობით დეფირმირებული) კომპონენტების ბრუნვისას მათი ზედაპირის ფართობის ცვლილებას ზოგ შემთხვევაში დაბნელება არც ხდება. ბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავების პერიოდები დღე-ღამის ნაწილებიდან (დიდი დათვის -ს ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავი) ათეულ წლამდე (მეეტლის \, ცეფევსის და სხვა ცვალებადი ვარსკვლავი) ფარგლებშია. ბოლო ხანებში ზოგი ბნელებადი ცვალებადი ვარსკვლავი გაიგივდა რენტგენული გამოსხივების წყაროებთან.

ფიზიკურად ცვალებადი ვარსკვლავის ბრწყინვალება ცვალებადობს მათში მიმდინარე ფიზიკური პროცესების შედეგად. ეს კლასი იყოფა პულსირებად და ერუფციულ ცვალებადებად. პულსირებადი ცვალებადი ვარსკვლავის ბრწყინვალების ცვალებადობა უწყვეტია და აიხსნება ვარსკვლავთა გარე ფენების საკუთარი რხევებით. პერიოდები დღე-ღამის ნაწილებსა (ქნარის -ის, ფარის \-ს და ცეფევსის \-ს ტიპების ცვლადი ვარსკვლავები) და ათეული (ცეფეიდები, კუროს -ის ტიპის ცვლადი ვარსკვლავები) და ასეული (ნახევრად წესიერი ცვლადი ვარსკვლავები) დღე-ღამის საზღვრებშია. ერუფციული ცვალებადი ვარსკვლავების ბრწყინვალების არაწესიერი, ხშირად სწრაფი და დიდი ცვლილებებით ხასიათდება, რაც აფეთქების მსგავსი (ერუფციული) პროცესებითა გამოწვეული. ეს ვარსკვლავები ორ ჯგუფად იყოფა: ახალგაზრდა და თითქმის მუდმივ ცვლალებად ვარსკვლავებად. ახალგაზრდა ცვალებადი ვარსკვლავები — სწრაფი არაწესიერი (ე. წ. ორიონული) ცვლადი ვარსკვლავებია, კუროს-ს ტიპის არაწესიერი ცვლალებადი ვარსკვლავები, ვეშაპის -ის ტიპის ანთებადი ვარსკვლავები და მათი მონათესავე ობიექტები — მრავლად მოიპოვგება ახალგაზრდა ვარსკვლავთა გროვებში. თითქმის მუდმივი ვარსკვლავების ბრწყინვალება დროდადრო სწრაფად და ძლიერ იმატებს. ესენია ახალი, ზეახალი, განმეორებადი ახალი, მარჩბივის -ს ტიპისა და სხვა ცვალებადი ვარსკვლავები, რომლებიც ხშირად ორჯერადი სისტემებია.

ცვალებადი ვარსკვლავების თეორიული გამოკვლევები
ფიზიკურად ცვალებადი ვარსკვლავების ცვალებადობის მიზეზები მათ ევოლუციაშია საძებნი განსაკუთრებული მნიშვნელობა აქვს ცვალებადი ვარსკვლავების შესწავლას ვარსკვლავთა გროვებში (შეიძლება განისაზღვროს მათი ასაკიც და ევოლუციური სტადიაც) და ჰერცშპრუნგ–რესელის დიაგრამაზე სხვადასხვა ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავის მდებარეობის ანალიზს. ამჟამად ფიქრობენ, რომ ვარსკვლავი ცვალებადი ხდება ევოლუციის გარკვეულ ეტაპზე. მრავალი პულსირებადი ცვალებადი ვარსკვლავი (ცეფეიდები, კუროს -ს, ქნარის -ის, ფარის \-ს ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავები) განლაგებულია აღნიშნული დიაგრამის არასტაბილურობის ზოლში. ვარაუდობენ, რომ მათში გარე ფენების პულსაციას ერთნაირი მექანიზმი იწვევს. გროვებში შემავალი სწრაფი არაწესიერი და კუროს -ს ტიპის ცვალებადი ვარსკვლავის ასაკი 106-107 წელი რიგისაა.