ვარსკვლავთა ასტრონომია

ვარსკვლავთა ასტრონომია — ასტრონომიის დარგი, რომელიც შეისწავლის ვარსკვლავთა სისტემების შედგენილობის, აგებულების, მოძრაობისა და ევოლუციის ზოგად კანონზომიერებებს, აგრეთვე ვარსკვლავებისა და ვარსკვლავთშორისი მატერიის განლაგებას გალაქტიკაში. ვარსკვლავთა ასტრონომიის ერთ-ერთი მიზანია ჩვენი გალაქტიკის, როგორც მთლიანისა და ერთიანის, აგებულებისა და განვითარების გამოკვლევა. ეს კვლევა ემყარება ვარსკვლავთა გეომეტრიული, კინემატიკური და ფიზიკური პარამეტრების შესახებ მოპოვებული მონაცემების სტატისტიკურ განხილვას და ასტრომეტრული, ასტროფიზიკური და ცის მექანიკის (დინამიკური) მეთოდების გამოყენებას. ვარსკვლავთა ასტრონომიაში ფართოდ იყენებენ ასტრომეტრიისა და ასტროფიზიკის ფაქტობრივ მონაცემებს (ვარსკვლავთა სივრცული განაწილება და საკუთარი მოძრაობა, სხივური სიჩქარეები, სპექტრული კლასები, ნათობა და სხვა). ვარსკვლავთა ასტრონომიის ზოგადი დასკვნები საფუძვლად ედება კოსმოგონიასა და კოსმოლოგიას, დიდია ვარსკვლავთა ასტრონომიის, როგორც მეცნიერების, ფილოსოფიურ-შემეცნებითი მნიშვნელობა. სამყაროს აგებულებისა და განვითარების ზოგადი სურათის დადგენისას. იგი ემყარება დაკვირვების შედეგად მოპოვებული ფაქტების განზოგადებასა და ანალიზს. ვარსკვლავთა ასტრონომია 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). მათემატიკური სტატისტისიტკის 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 ფუნქცია), აგრეთვე განაწილებას მანძილების მიხედვით მოცემულ სივრცით კუთხეში (სიმკვრივის ფუნქცია); სწავლობენ სინათლის ვარსკვლავთშორის შთანთქმას. აღნიშნულ ფუნქციებს შორის არსებობს კავშირები, რომლებიც გამოიხატება ე. წ. ვარსკვლავთა სტატისტიკის ძირითადი განტოლებებით. სტატისტიკის ურთიერთკავშირი არსებობს ვარსკვლავთა სხვა მახასიათებლებს შორისაც. ხშირად ამ კავშირებს სტატისტიკის დიაგრამებით გამოხატავენ, ასეთებია ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამა, აგრეთვე დიაგრამები: „ფერი-ნათობა”, „მასა-აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე” და სხვები. ამ დამოკიდებულებათა ინტერპრეტაცია საფუძვლად უდევს ზოგად დასკვნებს გალაქტიკების სტრუქტურისა და ევოლუციის შესახებ. ვარსკვლავთა კინემატიკის ძირითადი დამზერითი მასალაა ოპტიკური მეთოდებით განსაზღვრული ვარსკვლავების საკუთარი მოძრაობები, მანძილები, სხივური სიჩქარეები, ვარსკვლავთშორისეთის ნეიტრალური წყალბადის გამოსხივების 21 სმ ტალღის სიგრძის სპექტრული რადიოხაზის დოპლერისეული წანაცვლებანი, რასაც რადიოასტრონომიული 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, რომლის კოორდინატებია პირდაპირი აღვლენა — 18 სთ, და დახრილობა – +30° (ჰერკულესის თანავარსკვლავედში). ვარსკვლავთა სიჩქარეების სტატისტიკურმა შესწავლამ ცხადყო, რომ ისინი წრიულად მოძრაობს გალაქტიკის ღერძის ირგვლივ. მზის მახლობლად განლაგებული ვარსკვლავებისათვის ეს სიჩქარეა დაახლოებით 250 კმ/წმ. ამ არიდან გაქცევის სიჩქარე, ე. ი. სიჩქარე, რომლის მიღწევისას მზის მეზობელ ვარსკვლავს შეუძლია გაიჭრეს გალაქტიკის სივრციდან, არის 320 კმ/წმ. ამასთან, არსებობს ვარსკვლავთა კრებულები ანუ ნაკადები, რომელთა შემადგენელ ვარსკვლავებს საშუალოდ ერთნაირი სივრცული სიჩქარე აქვს. ვარსკვლავთა მოძრაობების თავისებურებას განაპირობებს ისიც, რომ გალაქტიკის სხვადასხვა ქვესისტემები სხვადასხვა კუთხური სიჩქარით ბრუნავს გალაქტიკის ღერძის ირგვლივ.

ვარსკვლავთა ასტრონომია, როგორც მეცნიერების დარგი, ჩაისახა საუკუნის დასასრულს, როცა ინგლისელმა ასტრონომმა უ. ჰერშელმა შეძლო იმ ვარსკვლავების გადათვლა, რომლებიც 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. საუკუნეში მსოფლიოს მრავალი მოწინავე ობსერვატორიის, მ. შ. საბჭოთა კავშირის ასტრონომთა აქტიური მონაწილეობით დადგინდა, რომ მზე მდებარეობს გალაქტიკის ცენტრის მოშორებით და შეფასდა ეს დაშორება (ამერიკელი ასტრონომი ჰ. შეპლი), დადგინდა გალაქტიკის, როგორც ერთიანი სისტემის, ბრუნვის ფაქტი (ნიდერლ. ასტრონომი ი. ოორტი, საბჭოთა ასტრონომი 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, რომელსაც ამჟამად ფართოდ ერთმანეთისაგან დამოუკიდებლად იყენებენ (იხ. ვაშაკიძე-ოორტის მეთოდი).

ვარსკვლავთა ასტრონომიის 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 ახალი ბიძგი მისცა ვარსკვლავთა ასტრონომიას. საუკუნის შუა წლებიდან დიდად განვითარდა ვარსკვლავთა დინამიკა. მისი რთული ამოცანების გადაჭრას ხელს უწყობს კომპიუტერული ტექნიკის გამოყენება.

1989-1993 წლებში განხორციელდა ევროპული კოსმოსური სააგენტოს პროექტი : გეოსტაციონარულ ორბიტაზე გაყვანილი კოსმოსური ტელესკოპით დამზერილ იქნა მილიონზე მეტი ვარსკვლავი და შედგენილ იქნა კატალოგები „”, „” (1997) და „-2” (2000), რომელთა სიზუსტე აღწევს 1 (რკალის მილისეკუნდი). მნიშვნელოვნად დაზუსტდა მანძილი 70 000 ვარსკვლავამდე.

აბასთუმნის ასტროფიზიკური ობსერვატორიის დამზერითსა და კვლევით მუშაობაში ვარსკვლავთა ასტრონომიას მნიშვნელოვანი ადგილი უკავია. საუკუნის 30-იანი წლების დასასრულსა და 40-იან წლებში მრავალი დაკვირვება და გამოკვლევა შესრულდა იმ დროისათვის შედარებით ახალი 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” ახალი 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, რომელიც წამყვანი იყო საბჭოთა კავშირში 1959-1980 წლებში. აბასთუმნის ასტროფიზიკური ობსერვატორია მეთაურობდა საბჭოთა კავშირში ვარსკვლავთა ასტრონომიის დარგში გამოკვლევების კოორდინაციას. ამჟამადაც იგი ფართოდ მონაწილეობს სხვადასხვა საერთაშორისო მაკოორდინებელ, პრობლემურსა და სამუშაო ჯგუფებში.

ივ. ჯავახიშვილის სახ. თსუ-ში შესრულებულია რამდენიმე ნაშრომი შერჩეულ ვარსკვლავთა აგრეგატების შესახებ.