ასტრონომია

ასტრონომია (ბერძ. αστρονομία; άστρον „ასტრონ“ — მნათობი და νόμος „ნომოს“ — კანონი) — საბუნებისმეტყველო მეცნიერების დარგია, რომელიც შეისწავლის ცის მნათობებს: მზეს, მთვარეს, ცთომილებსა და მათ თანამგზავრებს, კომეტებს და მათ მეტეორულ სხეულებს, ვარსკვლავებსა, ნისლეულებს, ვარსკვლავთა სისტემებს და ნივთიერებას, რომელიც ავსებს ვარსკვლავთშორის სივრცეებს და ცის სხვა ობიექტებს, მათს მდებარეობასა და მოძრაობას კოსმოსურ სივრცეში, ფორმასა და აგებულებას, ფიზიკურ თვისებებსა და ქიმიურ შემადგენლობას, მათს წარმოშობასა და განვითარებას. ასტრონომია შეისწავლის დედამიწასაც, როგორც ერთიან მთლიან ციურ სხეულს, წარმოშობით, აგებულებითა და მოძრაობით ცის სხვა სხეულებთან დაკავშირებულს. იგი იკვლევს იმ ზემოქმედებებს, რომლებსაც ცის სხეულები (უფრო მეტად, მზე) დედამიწაზე და მის ატმოსფეროში მიმდინარე პროცესებზე ახდენენ.

Ing telescopes sunset la palma july 2001
ასტრონომიული ობსერვატორიები

ასტრონომიის ისტორია

ასტრონომია უძველესი მეცნიერებაა. იგი ჩაისახა და განვითარდა ადამიანის ცხოვრების პრაქტიკულ მოთხოვნათა საფუძველზე, როგორიცაა: დროის აღრიცხვა, დღისა და ღამის ცვლა, მთვარის ფაზები, წლის სეზონური მოვლენები და სხვა. ასე, მაგალითად, მიწის დროულად დამუშავებისათვის საჭირო იყო წელიწადის სეზონების მოახლოების განსაზღვრა; ეს კი შესაძლებელი იყო ცაზე მნათობების მდებარეობაზე დაკვირვებით. დედამიწის ვრცელ ზედაპირზე გადაადგილების დროს თუ შორეული მოგზაურობისას აუცილებელი იყო გარემოში გაგნება. ესეც მნათობებზე დაკვირვებას ემყარებოდა. რელიგიურ-სარიტუალო თარიღების დადგენის, კელენდრის მოწესრიგებისა და სხვა ამგვარ ამოცანათა გადაწყვეტის აუცილებლობაც ცის მნათობებსა და მოვლენებზე დაკვირვებას მოითხოვდა.

ძვ. წ. მე–4 ს–ში საბერძნეთში ჩამოყალიბდა მოძღვრება დედამიწის სფერულ მოყვანილობაზე, შემუშავდა სამყაროს აგებულების ზოგადი სურათი.

მიზნები და ამოცანები

ასტრონომიის სამი ძირითადი ამოცანა, რომლებიც ითხოვენ თანდათანობით მიდგომას არის:

  • ხილულ ციურ სხეულებზე დაკვირვება, მათი რეალური ადგილმდებარეობის დადგენა სივრცეში, მათი ფორმებისა და კოორდინატების განსაზღვრა დროის განმავლობაში.
  • ციური სხეულების აგებულების შესწავლა, მათი ქიმიური და ფიზიკური ნიშან-თვისებების (სიმკვრივე, ტემპერატურა და ა.შ.) დადგენა, შემადგენელი ნივთიერებების რაოდენობრივი განსაზღვრა და აღწერა.
  • ციური სხეულებისა და მათ მიერ წარმოქმნილი სისტემების წარმოშობის დადგენა.

ჩამოთვლილთაგან პირველი ამოცანის გადაჭრა შესაძლებელია მრავალწლოვანი დაკვირვებების ხარჯზე, რომლებიც უძველესი დროიდან დაიწყო და შესაბამისად ამ საკითხთან დაკავშირებით ასტრონომია უზარმაზარ ინფორმაციას ფლობს. ამასთან დაკვირვების შედეგად მიღებული ინფორმაცია შემდგომში უნდა იყოს შეჯერებული მექანიკის უმთავრეს კანონებთან, რომელთა ჩამოყალიბებამ და განვითარებამ უკანასკნელი 3-4 საუკუნის განმავლობაში ასტრონომია ჩვეულებრივ მოკვდავთა თავშესაქცევისგან საბუნებისმეტყველო მეცნიერებად აქცია, კონცეპტუალურად გაემიჯნა რა ამით ასტროლოგიას.

ციური სხეულების ფიზიკური აგებულების შესახებ თანამედროვე მეცნიერება შედარებით ნაკლებ ინფორმაციას ფლობს და შესაბამისად ჩამოთვლილ სიაში მეორე ამოცანაზე პასუხის გაცემა შედარებით პრობლემატური და ალბათური ხასიათისაა. ამ საკითხთან დაკავშირებით მეცნიერული ძვრები ასტრონომიაში 100 წლის წინ დაიწყო, ფარდობითობის თეორიისა და კვანტური თეორიის შემუშავების შემდეგ.

დასახულ მიზანთა შორის ასტრონომიაში თითქმის არაფერია ცნობილი მესამე ამოცანასთან დაკავშირებით, რომელიც მათ წარმოშობას და განვითარებას ეხება. დაკვირვებების შედეგად მიღებული აღნიშნული ”უზარმაზარი” ინფორმაცია იმდენად მწირია, რაოდენ პარადოქსალურიც არ უნდა იყო ეს, რომ ამ თემაზე მხოლოდ ზოგადი მოსაზრებების დონეზე შეიძლება საუბარი, არაფერი კონკრეტული დღესდღეობით ამ ამოცანის გადაჭრის მეთოდებსა და გზებზე არ არის ცნობილი.

დაკვირვების საშუალებები

ასტრონომიული მოვლენების შესწავლის საფუძველს დაკვირვება ანუ დამზერა (ოპტიკური ასტრონომია) წარმოადგენს. ასტრონომიის ჩასახვა მაშინ დაიწყო, როცა ჩვენი უძველესი წინაპარი გარემოსა და ცას დააკვირდა. დასაწყისში დაკვირვებები უმარტივესი იყო. საუკუნეების მანძილზე ადამიანი შეუარაღებელი თვალით აკვირდებოდა ცას და მხოლოდ კუთხსაზომ იარაღებს ხმარობდა. ასე მარტივად შეუიარაღებულ ადამიანს შეეძლო ცაზე მნათობების მხოლოდ ხილულ მდებარეობათა ცვლილების შესწავლა.

XVII საუკუნის ათიან წლებში დაიწყო ტელესკოპური ასტრონომიის ეპოქა. ოთხ საუკუნეზე მეტია, რაც იგი განუწყვეტლივ ვითარდება — გალილეის მიერ პირველად გამოყენებული პატარა პრიმიტიული ჭოგრიდან თანამედროვე გიგანტ ტელესკოპებამდე, რომლებიც მნათობთა გამოსხივების ანალიზისათვის აღჭურვილია მრავალნაირი დამატებითი ტექნიკური და ფიზიკური საშუალებებით. ამ უკანასკნელთა წყალობით უკვე XIX საუკუნის შუა წლებიდან დაიწყო ცის სხეულების ფიზიკური ბუნების სისტემატური კვლევა. ამას ხელს უწყობდა მეცნიერული მიზნებისათვის ფოტოგრაფიის გამოყენება, სპექტრული ანალიზის საფუძვლების ჩამოყალიბება, ექსპერიმენტული და თეორიული ფიზიკის განვითარება და სხვ.

ასტრონომიის მთავარ დასამზერ იარაღს ტელესკოპი წარმოადგენს. ცნობილია ამ ოპტიკური იარაღის ორი ძირითადი სახეობა. ერთია ტელესკოპი სხივების გარდამტეხი ობიექტივით, მეორე — ტელესკოპი სხივების ამრეკლი სარკით. პირველს ეწოდება რეფრაქტორი, მეორეს — რეფლექტორი. სკოლებში ხშირად სარგებლობენ ე. წ. მენისკური ტელესკოპებით, რომლებშიც გამოყენებულია სარკისა და ამოზნექილ-ჩაზნექილი ლინზის (მენისკის) კომბინაცია, რაც ოპტიკურ ძალას მატებს ტელესკოპს.

ტელესკოპის დანიშნულებაა, რაც შეიძლება მეტი სხივები შეკრიბოს ერთ ფოკუსში, რათა გამოავლინოს და დაგვანახოს გამოსხივების სუსტი წყაროები ანუ მკრთალი მნათობები; ამასთან, ტელესკოპით უნდა მივიღოთ ცის სხეულთა გამოსახულებები.

უკანასკნელ დროს დიდი გამოყენება პოვა რადიოტელესკოპებმა (რადიოასტრონომია). მნათობის ელექტრომაგნიტური გამოსხივება რადიოტალღების შემცველიცაა. მათი მიღება და ანალიზი ამდიდრებს ინფორმაციას გამომსხივებელ სხეულთა ფიზიკური ბუნების, მოძრაობისა და სხვათა შესახებ. რადიოტელესკოპის ძირითადი ნაწილებია: პარაბოლოიდური ფორმის ან სხვა სახის ლითონის ანტენა, სპეციალური რადიომიმღები, რომელიც ტალღსადენებით შეერთებულია ანტენასთან, და რადიოსიგნალების ჩამწერი აპარატურა. მნათობის რადიოტალღები ანტენაში იწვევს ელექტრომაგბიტურ რხევას, რომელიც ტალღსადენით მიმღებსა დაჩამწერ ხელსწყოებამდე აღწევს.

რადიოლოკატორად წოდებული, განსაკუთრებულად მოწყობილი რადიოაპარატურა იმის საშუალებას იძლევა, რომ დედამიწიდან მნათობისაკენ გაიგზავნოს რადიოიმპულსი, რომელიც მნათობის ზედაპირიდან აირეკლება, იმავე პუნქტში დაბრუნდება და მიმღები აპარატურით ჩაიწერება. რაკი ცნობილია ელექტრომაგნიტურ ტალღათა გავრცელების სიჩქარე, შესაძლებელია მნათობამდე მანძილის გაზომვაც. ასეთი გაზომვა ჩატარებულია მტვარის, ვენერას, მარსის ზედაპირის სხვადასხვა წერტილისათვი; ამ უკანასკნელ შემთხვევაში მიიღება წარმოდგენა პლანეტის ზედაპირის რელიეფის შესახებაც.

ტელესკოპებით, ლაბორატორიული იარაღებით და გამომთვლელი მანქანებით აღჭურვილ სამეცნიერო-კვლევით დაწესებულებებს, სადაც სისტემატურად მიმდინარეობს ასტრონომიული დაკვირვებები და მათი კვლევა-ანალიზი, ასტრონომიულ ობსერვატორიებს უწოდებენ.

ასტრონომიული ხელსაწყოებია: ასტროგრაფი, ასტროლაბი, ასტრონომიული საათი, დიოპტრი, რეფრაქტორი, რეფლექტორი, ტელესკოპი, ფოტომეტრი, ჰელიომეტრი.

ასტრონომიის დარგები

დროთა განმავლობაში ასტრონომიული ცოდნა ივსებოდა და მდიდრდებოდა, მისი გამოყენება კი სულ უფრო მრავალფეროვანი ხდებოდა. მაგალიტად, ამჟამად მზის ფიზიკური ბუნების გამოკვლევა მრავალი ისეთი მოვლენის გაღრმავებულ შესწავლას ემსახურება, რომლებიც უშუალოდ დაკავშირებულია ცივილიზებული საზოგადოების ყოველდღიურ საქმიანობასთან: რადიოკავშირი, დედამიწის მაგნეტიზმი, ფიზიკური და ქიმიური პროცესები დედამიწის ატმოსფეროსა და გარემომცველ კოსმოსურ სივრცეში, ამინდის პროგნოზი, მზის ენერგიის ტექნიკური გამოყენება და ა. შ. ვარსკვლავთა ბუნების კვლევით შეგვიძლია შევისწავლოთ ნივთიერებების ქცევა ისეთ ფიზიკურ პირობებში, რომელთა განხორციელება ლაბორატორიებში ჯერ არ ხერხდება; მასაშადამე, ასტრონომიული დაკვირვებით შესაძლებელია ფიზიკური ცდის პირობების გაფართოება. ეს კი მეტ შუქს ჰფენს ბუნების მოვლენებს და ხელს უწყობს, კერძოდ, ნითიერების აგებულების შესწავლას, რაც თანამედროვე ფიზიკის ერთ-ერთი ძირითადი ამოცანაა. ამით ასტრონომია, განსაკუთრებით კიმისი ერთ-ერთი დარგი ასტროფიზიკა უახლოვდება ფიზიკას. შიგაატომური ენერგიის ხელოვნურად წარმოქმნისა და გამოყენების საკითხების დამუშავება მზისა და ვარსკვლავთა შიგა აგებულების კვლევის პროცესში დაიწყო, და პლანეტების თანამგზავრების, საპლანეტათაშორისო სადგურებისა და ხომალდების გაშვება მთლიანად ცის სხეულების ტრაექტორიების გამოთვლის ასტრონომიულ მეთოდებს ემყარება.

ასტრონომია მრავალდარგოვანი მეცნიერებაა. ცის სხეულების მდებარეობის ზუსტი განსაზღვრის მეთოდებს და მათს მოძრაობას შეისწავლის ასტრომეტრია და ცის მექანიკა, რომელთა საფუძველია ცაზე მნათობთა მდებარეობის ერთობ ზუსტი განსაზღვრა და მათემატიკური გამოთვლა. ასტროფიზიკა შეისწავლის მნათობდა ფიზიკურ ბუნებას, რისთვისაც უმთავრესად ფიზიკურ მეთოდებს იყენებს; ვარსკვლავთა ასტრონომია იკვლევს ვარსკვლავთა სამყაროს აგებულების ზოგად კანონზომიერებებს; კოსმოგონია — ცის სხეულთა და მათი სისტემების წარმოშობა-განვითარების საკითხებს.

ასტრონომიის სხვა დარგებია: ასტროლოგია, კოსმოლოგია, რადარული ასტრონომია, რენტგენული ასტრონომია, სელენოლოგია, სფერული ასტრონომია.

ასტრონომიის საერთო ცნებები და ტერმინები

ასტრონომიული ობიექტები

ასტეროიდიგალაქტიკავარსკვლავითანავარსკვლავედიკომეტა – მეტეორიტი – მზის სისტემანისლეულიპლანეტა - შავი ხვრელი

გამოჩენილი ასტრონომები

ჯორდანო ბრუნოგალილეო გალილეიიოჰანეს კეპლერინიკოლოზ კოპერნიკიისააკ ნიუტონი – პტოლემეუსი – ტიხო ბრაგე – ედვინ ჰაბლი - უილიამ ჰერშელი

გამოჩენილი ქართველი ასტრონომები

ასტრონომიული დაწესებულებები

ლიტერატურა

  • ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 1, გვ. 648-651, თბ., 1975 წელი.
  • ე. ხარაძე, „ასტრონომია“ (მე-11 კლასის სახელმძღვანელო), თბ., 1989

რესურსები ინტერნეტში

Planetary nebula NGC 3918.jpg ასტრონომიის პორტალი – დაათვალიერეთ ვიკიპედიის სხვა სტატიები ასტრონომიის შესახებ.
აპოცენტრი და პერიცენტრი

პერიცენტრი და აპოცენტრი (ბერძნ. περί პერი — გარშემო, ახლოს, გვერდით; ბერძნ. από აპო — „-დან“, „-გან“ (რთული სიტყვის ნაწილი, გამოხატავს უარყოფას და რაღაცის ნაკლებობას), ლათ. centrum — ცენტრი) — ციური სხეულის ორბიტის უახლოესი და უშორესი წერტილები ცენტრალური სხეულიდან, რომლის გარშემოც ისინი ბრუნავენ.

მზის სისტემის პლანეტების ორბიტაზე პერიცენტრსა და აპოცენტრს უწოდებენ შესაბამისად პერიჰელიუმსა და აფელიუმს (პერიჰელიუმი და აფელიუმი; ბერძნ. ‘ήλιος ჰელიოს — მზე).

ასევე ფართოდ გამოიყენება ტერმინები პერიგეა და აპოგეა (აგრეთვე პერიგეუმი და აპოგეუმი; ბერძნ. περίγειος — „დედამიწის გვერდით“; ბერძნ. απόγεια — „დედამიწიდან“), რომელთაც დედამიწის ორბიტაზე მთვარესა და ხელოვნურ თანამგზავრის უახლოესა და უშორეს წერტილებს უწოდებენ.

ასტერიზმი (ასტრონომია)

ასტერიზმი — ვარსკვლავების მიერ შედგენილი მოხაზულობა, რომელიც დედამიწის ღამის ციდან დაიმზირება. მან შესაძლოა წარმოქმნას ოფიციალური თანავარსკვლავედის ნაწილი ან შედგებოდეს მრავალი ვარსკვლავით. თანავარსკვლავედების მსგავსად, ასტერიზმებიც უმეტეს შემთხვევაში ვარსკვლავებისგან შედგება, რომლებიც ერთმანეთთან ფიზიკურად არაა დაკავშირებული, დედამიწიდან მათი მანძილი ძალიან განსხვავებულია. უმეტესად მარტივი ფორმები და რამდენიმე ვარსკვლავი ამ მოხაზულობებს ადვილად შესამჩნევს ხდის და, აქედან გამომდინარე, განსაკუთრებით გამოყენებადია მათთვის, ვინც ღამის ცაზე დაკვირვებას თვითონ სწავლობს.

ასტროფიზიკა

ასტროფიზიკა — ასტრონომიის დარგი, რომელიც იმეორებს ფიზიკისა და ქიმიის პრინციპებს „დაადგინოს ციური სხეულის ადგილმდებარეობა უძრაობის ან მოძრაობის დროს“. ეს დარგი იკვლევდა ისეთ ციურ სხეულებს როგორებიცაა მზე, სხვა ვარსკვლავები, გალაქტიკები, ექსტრასოლარული პლანეტები, ინტერსტერალური საშვალოები და კოსმოსურ მიკროტალღოვან ფონებს. მათი ემისები გაფანტულია ელექტრომაგნიტური სპექტრის ყველა ნაწილში და შეისწავლის მახასიათებლებს როგორებიცაა სინათლე, სიმკვრივე, ტემპერატურა და ქიმიური შედგენილობა. რადგან ასტრო ფიზიკა ფარტო სუბიექტია, ასტრო ფიზიკოსები როგორც წესი იყენებენ ფიზიკის ბევრ დისციპლინას მექანიკის, ელექტრომაგნეტიზმის, სტატიკური მექანიკის, თერმოდინამიკის, კვანტური მექანიკის, ბირთვული ფიზიკის და ატომური ფიზიკის ჩათვლით.

პრაქტიკაში, თანამედროვე ასტრონომიული კვლევები ხშირად მოიცავს თეორიული ფიზიკის დიდ ნაწილს. ზოგიერთი დაკვირვებები მოიცავენ შავი მატერიის, შავი ენერგიის და შავი ხვრელის თვისებების გამოკვლევის მცდელობებს რათა დადგინდეს შესაძლებელია თუ არა დროში მოგზაურობა, შესაძლებელია თუ არა ჭიის ხვრელების წარმოქმნა და არსებობს თუ არა მულტისამყარო. ასტროფიზიკა ასევე შეისწავლის მზის სინტემის ფორმაციას და ევოლუციას,სტერალურ დინამიკას, გალაქტიკების ფორმაციას და ევოლუციას, მაგნეტოჰიდროდინამიკას, მატერიის დიდ სტრუქტურებს სამყაროში, კოსმოსური რადიაციის წარმოშობას, ზოგად ფარდობითობას სიმებიანი კოსმოლოგიის და ასტრონაწილაკური ფიზიკის ჩათვლით.

გონიოს თანავარსკვლავედი

გონიოს თანავარსკვლავედი (ლათ. Norma) — ცის სამხრეთ ნახევარსფეროს მცირე ზომის თანავარსკვლავედი, რომელიც არ შეიცავს ბრწყინვალე ვარსკვლავებს.

ენციკლოპედია

ენციკლოპედია (ბერძ. ἐγκύκλιος παιδεία enkyklios paideia — ცოდნის წრე) — მეცნიერული გამოცემა (ჩვეულებრივ, ლექსიკონის სახით), რომელიც ასახავს ადამიანის ცოდნისა და პრაქტიკული საქმიანობის ყველა ძირითად სფეროს (უნივერსალური ენციკლოპედია) ან რომელიმე ცალკეულ დარგს (დარგობრივი ენციკლოპედია). ტერმინი „ენციკლოპედიის“ მნიშვნელობა ისტორიულად იცვლებოდა. ანტიკურ ხანაში „ენციკლოპედია“ აღნიშნავდა ე. წ. შვიდ თავისუფალ ხელოვნებას (გრამატიკა, რიტორიკა, დიალექტიკა ანუ ლოგიკა, გეომეტრია, არითმეტიკა, მუსიკა და ასტრონომია). XVI საუკუნეში დასავლეთ ევროპაში „ენციკლოპედია“ დაახლოებით ნიშნავდა „სხვადასხვა შინაარსის კრებულს“. შემდგომ თანდათან შეიძინა ცოდნათა კლასიფიკაციის მნიშვნელობა და მოგვიანებით გამოიკვეთა მისი დღევანდელი სახე. სტრუქტურის მიხედვით ენციკლოპედია შეიძლება იყოს სისტემური (როდესაც მასალა განლაგებულია დარგობრივად) და ანბანური (როდესაც მასალა განლაგებულია ანბანთრიგზე).

ეპოქა (ასტრონომია)

ეპოქა — ასტრონომიაში დროის მომენტი, რომლისთვისაც განსაზღვრულია ასტრონომიული კოორდინატები ან ორბიტის ელემენტები. პრეცესიის გათვალისწინებით და ასევე საკუთარი მოძრაობით ასტრონომიული კოორდინატები შეიძლება ავითვალოთ ერთი ეპოქიდან მეორემდე. ორბიტალური ელემენტების შემთხვევაში აუცილებელია ყურადღება მივაქციოთ სხვა სხეულების ზემოქმედებას, რათა გამოვთვალოთ ორბიტალური ელემენტები დროის სხვა მომენტებისათვის.

ვარსკვლავთა მაგნიტური ველი

ვარსკვლავის მაგნიტური ველი — მაგნიტური ველი, რომელიც ვარსკვლავის შიგნით მოძრავი პლაზმის შედეგად წარმოიქმნება. ამ მოძრაობას ქმნის კონვექცია, რომელიც არის ენერგიის გადაადგილების ფორმა და მოიცავს მატერიის ფიზიკურ გადაადგილებას. ლოკალიზებული მაგნიტური ველი გავლენას ახდენს პლაზმაზე და ეფექტურად ზრდის წნევას თითქმის სიმკვრივის მომატების გარეშე. შედეგად, მაგნიტიზირებული რეგიონი ადის მაღლა პლაზმის ნარჩენის მიმართ, სანამ ის ვარსკვლავის ფოტოსფეროს არ მიაღწევს. ეს ქმნის ვარსკვლავთლაქებს ზედაპირზე და მასთან დაკავშირებულ მოვლენას — გვირგვინულ მარყუჟებს.

ვარსკვლავთგროვა

ვარსკვლავთგროვა (ან ვარსკვლავური ღრუბელი) — ვარსკვლავთა შეჯგუფება. ვარსკვლავთგროვის ორი ტიპი არსებობს: სფერული გროვა ერთმანეთთან გრავიტაციით დაკავშირებული ხნიერი ვარსკვლავებით დასახლებული მჭიდრო ჯგუფია, ხოლო ღია გროვაში ნაკლები რაოდენობის ვარსკვლავი შედის: ძირითადად რამდენიმე ასეულ წევრზე ნაკლები და ხშირად ძალიან ახალგაზრდები. ღია გროვა დროთა განმავლობაში გიგანტური მოლეკულური ღრუბლების გრავიტაციული გავლენით იშლება, როდესაც ის გალაქტიკაში მოძრაობს, თუმცა გროვის წევრები გააგრძელებენ მოძრაობას ერთი და იმავე მიმართულებით კოსმოსში, მიუხედავად იმისა, რომ გრავიტაციულად ჩაჭერილები აღარ არიან: მათ შემდეგ „ვარსკვლავური გაერთიანება“ ეწოდება, ხოლო ზოგჯერ „მოძრავ ჯგუფსაც“ უწოდებენ.

შეუიარაღებელი თვალისათვის ხილული ვარსკვლავთგროვებია: პლეადა, ჰიადი და ბიჰივის გროვა

ვარსკვლავიერი სიდიდე

ვარსკვლავიერი სიდიდე (ხილული) — ციური სხეულის (ვარსკვლავის, პლანეტის და ა. შ.) მიერ დედამიწაზე, მხედველობის სხივის მართობულ სიბრტყეში შექმნილი განათებულობის ზომა. ახასიათებს მნათობის ბრწყინვალება. ვარსკვლავიერი სიდიდის განსაზღვრისას გათვალისწინებულია მნათობის სხივთა შესუსტება დედამიწის ატმოსფეროს განჭოლვისას.

პირველად შემოიღო ჰიპარქემ (ძვ. წ. II ს.), რომელმაც შეუიარაღებელი თვალით ხილვადი ყველა ვარსკვლავი 6 კლასად დაყო.

ზოდიაქო

ზოდიაქო, ზოდიაქოს წრე (ბერძ. zōdiakos

ზოდიაქოს თანავარსკვლავედები განცალკევებულ ჯგუფად გამოყვეს და მათთვის სპეციალური ნიშნები შემოიღეს ჯერ კიდევ ძვ. ბერძნებმა (ასტრონომიული ნიშნები). სათანადო თანავარსკვლავედის ნიშნები აქვს აგრეთვე მათში მდებარე ბუნიობისა და მზებუდობის წერტილებს (ვერძი და სასწორი, შესაბამისად, გაზაფხულისა და შემოდგომის ბუნიობისა, ხოლო კირჩხიბი და თხის რქა — ზაფხულისა და ზამთრის მზებუდობის წერტილებს). ეს აღნიშვნები დღემდეა შემორჩენილი, თუმცა პრეცესიის გამო აღნიშნული წერტილები ამჟამად სხვა თანავარსკვლავედებშია. ძველთაგანვე შემორჩენილია ჩრდილოეთ და სამხრეთ ტროპიკების სახელწოდებანიც: კირჩხიბის ტროპიკი და თხის რქის ტროპიკი. საქართველოს ტერიტორიიდან ზოდიაქოს ყველა თანავარსკვლავედი ჩანს.

თევზების თანავარსკვლავედი

თევზების თანავარსკვლავედი (ლათ. Pisces) — ზოდიაქოში შემავალი ერთ-ერთი თანავარსკვლავედი. მასში 3 ყველაზე ბრწყინვალე ვარსკვლავი დაახლოებით მე-4 ვიზუალური ვარსკვლავიერი სიდიდისაა. თანამედროვე ეპოქაში თევზშია გაზაფხულის ბუნიობის წერტილი. დაკვირვების საუკეთესო პირობებია სექტემბერ — ოქტომბერში. ხილვადია ყოფილი სსრკ-ის მთელი ტერიტორიიდან.

იუგა

იუგა (სანსკ. युग yuga ”წყვილი”) — დროის პერიოდი ინდუიზმში, სამყაროს განვითარების ერთ-ერთი ხანა — მისი დაბადების, ზრდის, დაკნინების და განადგურების ციკლი.

არსებობს ოთხი იუგა:

სატია-იუგა (ჭეშმარიტების ხანა - ადამიანები ცხოვრობდნენ დჰარმის მიხედვით)

ტრეტა-იუგა (მესამე იუგა, არსებობს ლეგენდა, რომ ვიშნუმ მეორე და მესამე იუგა გადაანაცვლა)

დვაპარა-იუგა (მეორე იუგა)

კალი-იუგა (რკინის ხანა, დაკნინების და დჰარმის დაცემის იუგა)ინდუიზმის მიხედვით კაცობრიობა ამჟამად მეოთხე — კალი-იუგაში იმყოფება და საქმე მის განადგურებისაკენ მიდის (აპოკალიფსური ხანა).

კომპაქტური ვარსკვლავი

ასტრონომიაში ტერმინი კომპაქტური ვარსკვლავი (ზოგჯერ კომპაქტური ობიექტი) გამოიყენება თეთრი ჯუჯების, ნეიტრონული ვარსკვლავებისა, სხვა ეგზოტიკური მკვრივი ვარსკვლავებისა და შავი ხვრელების აღსანიშნად.

კომპაქტურ ვარსკვლავთა უმეტესობა ვარსკვლავური ევოლუციის საბოლოო ეტაპია და, აქედან გამომდინარე, ხშირად ვარსკვლავურ ნარჩენს უწოდებენ. ნარჩენი ფორმა ძირითადად დამოკიდებულია ვარსკვლავის მასაზე, რომლითაც იგი თავდაპირველად წარმოიქმნა. ყველა ეს ობიექტი თავიანთ მასასთან შედარებით მოცულობაში ძალიან მცირეა, რის გამოც მათ ძალიან მაღალი სიმკვრივე აქვს. ტერმინი კომპაქტური ვარსკვლავი ხშირად გამოიყენება, როდესაც ვარსკვლავის ზუსტი ბუნება უცნობია, მაგრამ მტკიცებულების თანახმად, ის ძალიან მასიურია და მცირე რადიუსი აქვს. კომპაქტურ ვარსკვლავს, რომელიც არ არის შავი ხვრელი, შესაძლოა გადაგვარებული ვარსკვლავი ეწოდოს.

მოლეკულური ღრუბელი

მოლეკულური ღრუბელი — ვარსკვლავთშორისი ღრუბლის ტიპი, იმ სიმკვრივის და ზომის, რომელიც მოლეკულების წარმოქმნის საშუალებას იძლევა, უმეტესად მოლეკულური წყალბადისა (H2). მას ვარსკვლავურ ინკუბატორსაც უწოდებენ, თუ მასში ვარსკვლავების ფორმირების პროცესი მიმდინარეობს. ეს კონტრასტულია ვარსკვლავთშორისი სივრცის იმ სხვა ადგილებისა, რომლებიც უმეტესად იონიზირებულ გაზს შეიცავს.

მოლეკულური წყალბადის დაფიქსირება ინფრაწითელი და რადიო დაკვირვებებით რთულია, ამიტომ H2-ის არსებობისათვის ყველაზე ხშირად გამოყენებადი მოლეკულა არის ნახშირჟანგი (CO). მეცნიერთა ვარაუდით, ფარდობა CO-ს სიკაშკაშესა და H2-ის მასას შორის მუდმივი უნდა იყოს, მიუხედავად იმისა, რომ არსებობს მიზეზები, რომ ეს მოსაზრება ეჭვქვეშ იქნეს დაყენებული სხვა გალაქტიკების დაკვირვებების შედეგად.

სამყარო

სამყარო — ყოველივე არსებულის ერთობლიობა. უკანასკნელი სამეცნიერო მონაცემების მიხედვით სამყაროს ასაკი შეადგენს 13,7±0,2 მილიარდ წელს.

ტერმინის „სამყარო“ მნიშვნელობა იმ კონტექსტზეა დამოკიდებული, რომელშიც ის გამოიყენება. მატერიალისტურ ფილოსოფიაში სამყარო განისაზღვრება როგორც ერთობლიობა ყველა არსებული მატერიალური ნაწილაკისა და სივრცის, რომელშიც მათ შორის ურთიერთქმედება ხდება. კოსმოლოგიაში სამყარო გაიგივებულია სასრულ ან უსასრულო დრო-სივრცულ კონტინუუმთან, რომელშიც მთელი მატერია და ენერგია არსებობს.

ტოლკინის ლეგენდარიუმის კოსმოლოგია

ჯ.რ.რ. ტოლკინის ლეგენდარიუმი მოიცავს ქრისტიანული თეოლოგიის და მეტაფიზიკის, მითოლოგიის და ძველი კოსმოლოგიური კონცეფციების ასპექტებს (როგორიც არის ბრტყელი დედამიწა).

ტოლკინის კოსმოლოგიის ძირითადი საძირკველი არის დუალიზმი სულიერ და მატერიალურ სამყაროს შორის. აინურებს, პირველქმნილებს, მაგრამ არამატერიალურ ანგელოზების მსგავს არსებებს აქვთ წარმოსახვის შეზღუდული საშუალება, ამიტომ სიცოცხლის ან ფიზიკური რეალობის შექმნა ერუ ილუვატარს შეუძლი. მატერიალურ სამყაროს ეწოდება „ეა“. ეაში შედის ნამდვილი სამყაროს ანალოგი, არდა (და მზის სისტემა), სადაც შუახმელეთი არის ძირითადი კონტინენტი.

ლეგენდარიუმში ხშირად განიხილება ალტერნატიული თეოლოგიებიც, როგორიც არის უკვდავობა (ელფების შემთხვევაში), რაც საპირისპიროა ადამიანების მოკვდავობის, რომელსაც „ძღვენს“ უწოდებენ.

ფოტოსფერო

ფოტოსფერო — ვარსკვლავის ატმოსფეროს გამომსხივებელი ფენა, რომელშიც გამოსხივების უწყვეტი სპექტრის ნაკადი წარმოიშვება. ფოტოსფერო იძლევა ვარსკვლავის გამოსხივების ძირითად ნაწილს.

ფოტოსფერო არაგამჭირვალე (ოპტიკური სისქე ), შთანთქავს ხოლო შემდეგ განმეორებით გამოასხივებს ენერგიას, რომელსაც ვარსკვლავის სირღმიდან იღებს. რადგან ფოტოსფეროს გამჭვირვალობა დაბალია, ენერგიის გადატანა კონვექციის გზით ხდება: მზის გვირგვინის შემთხვევაში იხილება როგორც ფოტოსფეროს გრანულირება, ე.ი. ნათელი ცხელი კონვექტიური გრანულების სახით. ფოტოსფეროს სირღმე დამოკიდებულია მისი გამჭვირვალობისა და, ამის შესაბამისად, სიმკვრივეზე. ფოტოსფეროს ტიპური სიღრმე შეადგენს: მზისთვის 300 კმ; თეთრი ვარსკვლავებისთვის (მთავარ თანმიმდევრობის) A0V სპექტრალური კლასით ~1000 კმ; G კლასის გიგანტებისთვის ~104—105 კმ, ე.ი. ვარსკვლავის დიამეტრზე გაცილებით ნაკლები.

ფოტოსფეროს ტემპერატურა სირღმისთანავე იზრდება, რაც მზის დისკოს ნაპირის ხილვად დამუქებას განაპირობებს. მზის ფოტოსფეროს ზედაპირზე აღინიშნება დაბალი ტემპერატურის კერები (1500 K) — მზის ლაქები.

ფოტოსფეროში ვარსკვლავის გამოსხივების უწყვეტი სპექტრი წარმოიშვება. ფოტოსფეროს თავზე ტემპერატურა და გამჭვირვალობა ვარსკვლავის ატმოსფეროს ქრომოსფეროში, რომელშიც ვარსკვლავის სპქეტრის შთანთქვის ზოლები ფორმირდება (მზის გვირგვინში), მომატებას იწყებს, გვირგვინის ზოგიერთ უბანში მილიონ გრადუსს აღწევს.

შავი ხვრელი

შავი ხვრელი — არე სივრცეში, რომელშიც გრავიტაციული ველი იმდენად ძლიერია, რომ არაფერს, სინათლესაც კი, არ ძალუძს მისი მიზიდულობისგან თავის დაღწევა მისი მოქმედების არეალში მოხვედრისას. შავი ხვრელი სავარაუდოდ წარმოიქმნება მაშინ, როდესაც გიგანტური ვარსკვლავი ამოწურავს მთელ თავის ენერგიას და კვდომას იწყებს.

ყველაზე გავრცელებული ჰიპოთეზის თანახმად, იგი საკუთარი მიზიდულობის ძალის ზემოქმედებით იწყებს შეკუმშვას და როდესაც მიაღწევს შეკუმშვის პიკს, ხდება რაღაც აფეთქებისმაგვარი მოვლენა, რის შემდეგაც ეს ვარსკვლავი ჩაქრება, ხოლო მისი გრავიტაცია იმ ზომამდე გაიზრდება, რომ იგი დაიწყებს ყველაფრის შესრუტვას — სინათლის ჩათვლით. სწორედ ამ თვისებიდან გამომდინარეობს ამ ობიექტის სახელი — „შავი ხვრელი“, ანუ სხეული, რომელსაც სინათლეც კი ვერ უსხლტება და უხილავი ხდება.

არსებობს მრავალი კოსმოსური ობიექტი, რომლის დანახვაც ადამიანის თვალით შეიძლება — ვარსკვლავები, ნისლეულები, პლანეტები. მაგრამ სამყაროს უმეტესი ნაწილი უხილავია, მათ შორის უხილავია „შავი ხვრელებიც“.

თავად ტერმინი „შავი ხვრელი“ პირველად ამერიკელმა ფიზიკოსმა ჯონ უილერმა 1967 წელს, ნიუ-იორკში, კოლუმბიის უნივერსიტეტში გამოსვლის დროს გამოიყენა.

წითელი ჯუჯა

წითელი ჯუჯა — მთავარი მიმდევრობის პატარა და შედარებით ცივი ვარსკვლავი, ან გვიანდელი K ან M სპექტრული ტიპის. წითელი ჯუჯების მასები იცვლება 0,075 (ზედა ზღვარი ყავისფერი ჯუჯისთვის)-დან 0,5 მზის მასამდე. მათი ზედაპირის ტემპერატურა 4000 კელვინზე ნაკლებია.

წითელი ჯუჯები ვარსკვლავთა ყველაზე გავრცელებული ტიპია „ირმის ნახტომში“ (მზის სამეზობლოში ასე დაიმზირება), მაგრამ დაბალი სიკაშკაშის გამო ინდივიდუალური წითელი ჯუჯების შესწავლა ურთულესია. დედამიწიდან არც ერთი ასეთი ვარსკვლავი არ ჩანს შეუიარაღებელი თვალით. მზესთან მდებარე უახლოესი ვარსკვლავი „პროქსიმა კენტავრი“ (იხ. ალფა კენტავრი) წითელი ჯუჯაა (M5 ტიპის, ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე 11,05-ია). შემდეგი უახლოესი 30 ვარსკვლავიდან 20 წითელი ჯუჯაა. ზოგიერთი გამოთვლის თანახმად, წითელი ჯუჯები „ირმის ნახტომის“ ვარსკვლავების 3/4-ს შეადგენს.

ვარსკვლავური მოდელების თანახმად, წითელი ჯუჯები, რომელთა მასა ნაკლებია მზის მასის 35%-ზე, მთლიანად კონვექციურია. აქედან გამომდინარე, წყალბადის თერმობირთვული სინთეზის შედეგად წარმოქმნილი ჰელიუმის ხელახალი შერევა მუდმივად ხდება მთელ ვარსკვლავში, რის შედეგადაც ბირთვში აღარ გროვდება. ამგვარად, წითელი ჯუჯები ძალიან ნელა ვითარდება. თეორიულად, მათ მუდმივი სიკაშკაშე და სპექტრული ტიპი ტრილიონობით წლის მანძილზე აქვს, სანამ მათი საწვავი არ გამოილევა. სამყაროს შედარებით მცირე ასაკის (13,7 მილიარდი წელიწადი; წითელი ჯუჯები კი ტრილიონობით წლების მანძილზე ცოცხლობს) გამო, მოწინავე ევოლუციური ეტაპის წითელი ჯუჯები არ არსებობს.

ტრივიუმი
კვადრივიუმი

სხვა ენებზე

This page is based on a Wikipedia article written by authors (here).
Text is available under the CC BY-SA 3.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.