ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                                  აერობები

აერობული და ანაერობული ბაქტერიების იდენტიფიცირება შესაძლებელია თიოგლიკოლატის ბულიონის ტესტის მილებში გაზრდით:

1: სავალდებულო აერობებს სჭირდებათ ჟანგბადი, რადგან მათ არ შეუძლიათ დუღილის ან ანაერობული სუნთქვა. ისინი იკრიბებიან მილის ზედა ნაწილში, სადაც ჟანგბადის კონცენტრაცია ყველაზე მაღალია.

2: სავალდებულო ანაერობები მოწამლულია ჟანგბადით, ამიტომ ისინი იკრიბებიან მილის ქვედა ნაწილში, სადაც ჟანგბადის კონცენტრაცია ყველაზე დაბალია.

3: ფაკულტატური ანაერობები შეიძლება გაიზარდოს ჟანგბადით ან მის გარეშე, რადგან მათ შეუძლიათ ენერგიის მეტაბოლიზმი აერობული ან ანაერობული გზით. ისინი იკრიბებიან ძირითადად ზედა ნაწილში, რადგან აერობული სუნთქვა წარმოქმნის მეტ ATP-ს, ვიდრე ფერმენტაცია ან ანაერობული სუნთქვა.

4: მიკროაეროფილებს სჭირდებათ ჟანგბადი, რადგან მათ არ შეუძლიათ დუღილის ან ანაერობული სუნთქვა. თუმცა, ისინი მოწამლული არიან ჟანგბადის მაღალი კონცენტრაციით. ისინი იკრიბებიან ტესტის მილის ზედა ნაწილში, მაგრამ არა ზედა ნაწილში.

5: აეროტოლერანტ ორგანიზმებს არ ესაჭიროებათ ჟანგბადი, რადგან ისინი ანაერობულად ცვლის ენერგიას. თუმცა, სავალდებულო ანაერობებისგან განსხვავებით, ისინი არ მოწამლულნი არიან ჟანგბადით. ისინი შეიძლება თანაბრად გავრცელდეს მთელ სინჯარაში.

აერობული ორგანიზმი ან აერობი არის ორგანიზმი, რომელსაც შეუძლია გადარჩეს და გაიზარდოს ჟანგბადით გაჯერებულ გარემოში. აერობული სუნთქვის გამოვლენის უნარმა შეიძლება სარგებელი მოუტანოს აერობულ ორგანიზმს, რადგან აერობული სუნთქვა უფრო მეტ ენერგიას იძლევა, ვიდრე ანაერობული სუნთქვა. უჯრედის ენერგიის გამომუშავება გულისხმობს ATP-ის სინთეზს ფერმენტის მიერ, რომელსაც ეწოდება ATP სინთაზა. აერობული სუნთქვისას ატფ სინთაზა შეერთებულია ელექტრონის სატრანსპორტო ჯაჭვთან, რომელშიც ჟანგბადი მოქმედებს როგორც ტერმინალური ელექტრონების მიმღები. 2020 წლის ივლისში, საზღვაო ბიოლოგებმა განაცხადეს, რომ აერობული მიკროორგანიზმები (ძირითადად), "კვაზი-შეჩერებულ ანიმაციაში" აღმოჩენილი იქნა ორგანულად ღარიბ ნალექებში, 101,5 მილიონ წლამდე, ზღვის ფსკერზე 250 ფუტის ქვემოთ სამხრეთ წყნარი ოკეანის ჟიროში (SPG) "ყველაზე მკვდარი ადგილი ოკეანეში") და შეიძლება იყოს ყველაზე ხანგრძლივი სიცოცხლის ფორმები ოდესმე აღმოჩენილი

ტიპები

სავალდებულო აერობებს ზრდისთვის ჟანგბადი სჭირდებათ. პროცესში, რომელიც ცნობილია როგორც უჯრედული სუნთქვა, ეს ორგანიზმები იყენებენ ჟანგბადს სუბსტრატების (მაგალითად, შაქრისა და ცხიმების) დასაჟანგად და ენერგიის გამომუშავებისთვის.

ფაკულტატური ანაერობები იყენებენ ჟანგბადს, თუ ის ხელმისაწვდომია, მაგრამ ასევე აქვთ ენერგიის წარმოების ანაერობული მეთოდები.

მიკროაეროფილებს ესაჭიროებათ ჟანგბადი ენერგიის წარმოებისთვის, მაგრამ აზიანებენ ჟანგბადის ატმოსფერულ კონცენტრაციას (21% O2).

აეროტოლერანტული ანაერობები არ იყენებენ ჟანგბადს, მაგრამ არ ზიანდებიან მისგან.

როდესაც ორგანიზმს შეუძლია გადარჩეს როგორც ჟანგბადში, ასევე ანაერობულ გარემოში, პასტერის ეფექტის გამოყენებით შესაძლებელია განასხვავოთ ფაკულტატური ანაერობები და აეროტოლერანტული ორგანიზმები. თუ ორგანიზმი იყენებს ფერმენტაციას ანაერობულ გარემოში, ჟანგბადის დამატება გამოიწვევს ფაკულტატურ ანაერობებს შეაჩეროს დუღილი და დაიწყებს ჟანგბადის გამოყენებას სუნთქვისთვის. აეროტოლერანტმა ორგანიზმებმა უნდა გააგრძელონ დუღილი ჟანგბადის თანდასწრებით. ფაკულტატური ორგანიზმები იზრდებიან როგორც ჟანგბადით მდიდარ გარემოში, ასევე ჟანგბადისგან თავისუფალ გარემოში.

იხ.ვიდეო - Анаэробное и аэробное дыхание. 9 класс.

ერობული ორგანიზმები იყენებენ პროცესს, რომელსაც ეწოდება აერობული სუნთქვა, რათა შექმნან ATP ADP-დან და ფოსფატიდან. გლუკოზა (მონოსაქარიდი) იჟანგება ელექტრონის ტრანსპორტირების ჯაჭვის გასაძლიერებლად:

ეს განტოლება არის შეჯამება იმისა, რაც ხდება ბიოქიმიური რეაქციების სამ სერიაში: გლიკოლიზი, კრებსის ციკლი და ოქსიდაციური ფოსფორილირება.

C6H12O6 + 6 O2 + 38 ADP + 38 ფოსფატი → 6 CO2 + 44 H2O + 38 ATP

ოქსიდაციური ფოსფორილირებისას ATP სინთეზირდება ADP-დან და ფოსფატიდან ATP სინთაზას გამოყენებით. ATP სინთაზა იკვებება პროტონ-მოძრავი ძალით, რომელიც შექმნილია ელექტრონის ტრანსპორტირების ჯაჭვიდან წარმოქმნილი ენერგიის გამოყენებით. წყალბადის იონს (H+) აქვს დადებითი მუხტი და თუ გამოყოფილია უჯრედული მემბრანით, ის ქმნის განსხვავებას მუხტში მემბრანის შიგნითა და გარედან. ოქსიდაციური ფოსფორილირება ხდება ევკარიოტების მიტოქონდრიებში.

აერობულ სუნთქვას სჭირდება O2, რადგან ის მოქმედებს როგორც ტერმინალური ელექტრონის მიმღები პროკარიოტების ელექტრონების ტრანსპორტირების ჯაჭვში. ამ პროცესში მოლეკულური ჟანგბადი მცირდება წყალში

იხ. ვიდეო - Aerobic Vs Anaerobic Respiration- 

Aerobic and Anaerobic Respiration

Every Human Being needs Energy to Survive. For humans food is the source of energy and oxygen is required by food to release this energy. Respiration is the process by which body obtains and utilizes oxygen and eliminates carbon dioxide. There are three processes of respiration in humans, these are, breathing, internal respiration and cellular respiration.

Breathing is the process of moving air into and out of the lungs to facilitate gas exchange with the internal environment, mostly by bringing in oxygen and flushing out carbon dioxide. Internal respiration is the exchange of substances between capillaries and cells, whereas, cellular respiration is the release of energy from food substances in living cells. Today we will discuss cellular respiration only.

Cellular Respiration

The release of energy from food substances in all living cells is called cellular respiration. There are two kinds of cellular respiration aerobic and anaerobic.

Aerobic respiration is the process by which oxygen-breathing creatures turn fuel, such as fats or sugars, into energy. The key organelle of aerobic respiration is the mitochondria where the glucose molecule goes through a multistep process, mainly Glycolysis, Kreb’s cycle and electron transport chain. At the end of this multistep process, 36 molecules of Adenosine triphosphate or ATP are generated from only one molecule of glucose. This makes aerobic respiration a very efficient process. All organisms can carry this type of respiration and some yeast.

A simplified equation of aerobic respiration is:

C6H12O6 + 6O2  6CO2 + 6H2O + energy

Where C6H12O6 is glucose, O2 is oxygen, CO2 carbon dioxide and H2O water.

Muscle contraction, protein synthesis, cell division, active transport, growth, transmission of nerve impulse and regulation of body temperature are some of the uses of aerobic respiration in humans. Muscle contraction, contraction and relaxation in cardiac muscles and peristalsis are all carried out through aerobic respiration. Peptide bonds are formed for protein synthesis by aerobic respiration, growth, synthesis of chromosomes, synthesis of cell membranes are all carried out by aerobic respiration. The same process also carries out transmission of nerve impulse, along the axon by transporting sodium ions in and out of the membrane.

Anaerobic respiration is used in alcoholic fermentation, lactic acid fermentation and during rigorous muscular activity. Alcoholic fermentation is carried out in plants, where sugar is broken down to release energy.

Glucose ethanol + CO2 + energy of 2 ATP is released An economically important process that is used in bread making and brewing of beer and wine.

Some bacteria causes milk to turn sour and form yogurt. The bacteria feeds on sugar, which is then converted into lactic acid and energy. This energy is also equivalent to 2 ATP.

Glucose  lactic acid + energy 

During strenuous activity, breathing is not enough to provide sufficient oxygen for respiration. Muscles experience a shortage of oxygen, causing formation of lactic acid. Accumulation of lactic acid causes muscular cramps and fatigue. In turn, muscle experiences oxygen debt during periods of anaerobic respiration, rapid breathing helps to repay debt by increasing oxygen in the muscles. Thus, converting lactic acid back to glucose.

ალდებარანი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                            ალდებარანი

(α Tau / α Taurus / Alpha Taurus) - ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი კუროს თანავარსკვლავედში და მთელ ზოდიაქოში, ღამის ცის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი. სახელი მომდინარეობს არაბული სიტყვიდან الدبران‎ (al-dabarān), რაც ნიშნავს "მიმდევარს": ღამის ცაზე ვარსკვლავი მიჰყვება პლეადებს.

ალდებარანი არაერთხელ მოიხსენიება როგორც Dəbəran ფუზულის წიგნებში.

დასავლურ კულტურაში კუროს თავში მდებარეობის გამო ვარსკვლავს „კუროს თვალი“ (ლათ. Oculus Taurī) უწოდეს. ასევე ცნობილია სახელები პალილი და ლამპარუსი. 2016 წელს საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის სამუშაო ჯგუფმა ვარსკვლავთა სახელების შესახებ (WGSN) დაამტკიცა ამ ვარსკვლავის სახელწოდება „ალდებარანი“.

იხ. ვიდეო - АЛЬДЕБАРАН, ЯРЧАЙШАЯ ЗВЕЗДА ВО ВСЁМ ЗОДИАКЕ

Ძირითადი ინფორმაცია

ალდებარანი მარტივია ღამის ცაზე მისი სიკაშკაშისა და ცის ერთ-ერთ ასტერიზმზე სივრცითი მითითების გამო. თუ გონებრივად დააკავშირებთ ორიონის სარტყლის სამ ვარსკვლავს მარცხნიდან მარჯვნივ (ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში) ან მარჯვნიდან მარცხნივ (სამხრეთ ნახევარსფეროში), მაშინ პირველი კაშკაშა ვარსკვლავი, რომელიც აგრძელებს წარმოსახვით ხაზს, არის ალდებარანი. ვიზუალურად ალდებარანი ჰიადესის ღია ვარსკვლავური გროვის ყველაზე კაშკაშა წევრია, დედამიწასთან ყველაზე ახლოს. თუმცა, ის მდებარეობს მტევანთან უფრო ახლოს დედამიწასა და ჰიადებს შორის სწორ ხაზზე და სინამდვილეში არის ვარსკვლავი, რომელიც უბრალოდ გროვდება გროვაზე.

ალდებარანი ჰიადესში

ალდებარანი ღამის ცაზე ერთ-ერთი ყველაზე ადვილად მოსაძებნი ვარსკვლავია, ნაწილობრივ მისი სიკაშკაშის გამო და ნაწილობრივ ცაში ერთ-ერთი ყველაზე შესამჩნევი ასტერიზმის მახლობლად ყოფნის გამო. ორიონის სარტყლის სამი ვარსკვლავის შემდეგ სირიუსის საპირისპირო მიმართულებით, პირველი კაშკაშა ვარსკვლავია ალდებარანი. ის საუკეთესოდ ჩანს შუაღამისას ნოემბრის ბოლოს და დეკემბრის დასაწყისში.

ვარსკვლავი, შემთხვევით, დედამიწასა და ჰიადებს შორის მხედველობის ზოლშია, ამიტომ მას ღია გროვის ყველაზე კაშკაშა წევრის სახე აქვს, მაგრამ გროვა, რომელიც ქმნის ხარის თავის ფორმის ასტერიზმს, ორჯერ მეტია. შორს, დაახლოებით 150 სინათლის წლის მანძილზე.

ალდებარანი არის ეკლიპტიკის სამხრეთით 5,47 გრადუსით და ამიტომ შეიძლება დაიფაროს მთვარე. ასეთი ოკულტაციები ხდება მაშინ, როდესაც მთვარის აღმავალი კვანძი შემოდგომის ბუნიობის მახლობლად არის. 49 ოკულტაციისგან შემდგარი სერია მოხდა 2015 წლის 29 იანვარს დაწყებული და 2018 წლის 3 სექტემბერს დამთავრებული. თითოეული მოვლენა ხილული იყო ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში ან ეკვატორთან ახლოს მდებარე წერტილებიდან; ხალხი მაგ. ავსტრალია ან სამხრეთ აფრიკა ვერასოდეს დააკვირდებიან ალდებარანის ოკულტაციას, რადგან ის ძალიან შორს მდებარეობს ეკლიპტიკის სამხრეთით. ალდებარანის დიამეტრის საკმაოდ ზუსტი შეფასება მიღებული იქნა 1978 წლის 22 სექტემბრის ოკულტაციის დროს. 2020-იან წლებში ალდებარანი ყოველი წლის 30 მაისის ირგვლივ ეკლიპტიკური გრძედის კავშირშია მზესთან.

ახლო ინფრაწითელი J ზოლის სიდიდით −2.1, მხოლოდ ბეტელგეიზე (−2.9), R Doradus (−2.6) და Arcturus (−2.2) არიან უფრო კაშკაშა ამ ტალღის სიგრძეზე

                                                               

ალდებარანის ოკულტაცია მთვარის მიერ. Aldebaran არის წითელი წერტილი მარჯვნივ, ძლივს ჩანს ესკიზზე.

509 წლის 11 მარტს, ალდებარანის მთვარის დამალვა დაფიქსირდა ათენში, საბერძნეთი. ინგლისელმა ასტრონომმა ედმუნდ ჰალეიმ შეისწავლა ამ მოვლენის დრო და 1718 წელს დაასკვნა, რომ ალდებარანს უნდა შეეცვალა პოზიცია იმ დროიდან და რამდენიმე წუთით გადაადგილებულიყო რკალი ჩრდილოეთით. ამან, ისევე როგორც ვარსკვლავების სირიუსისა და არქტურის პოზიციების შეცვლაზე დაკვირვებამ, განაპირობა სწორი მოძრაობის აღმოჩენა. დღევანდელი დაკვირვების საფუძველზე ალდებარანის პოზიცია ბოლო 2000 წლის განმავლობაში 7′-ით შეიცვალა; სავსე მთვარის დიამეტრის დაახლოებით მეოთხედი. ბუნიობის პრეცესიის გამო, 5000 წლის წინ გაზაფხულის ბუნიობა ალდებარანთან ახლოს იყო.[30] 420,000-დან 210,000 წლამდე, ალდერბარანი იყო ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ღამის ცაზე, სიკაშკაშის პიკს მიაღწია 320 000 წლის წინ, აშკარა სიდიდით -1,54.

ინგლისელმა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა აღმოაჩინა ალდებარანის სუსტი თანამგზავრი 1782 წელს; მე-11 სიდიდის ვარსკვლავი 117 ინჩის კუთხით. ეს ვარსკვლავი თავისთავად ახლო ორმაგი ვარსკვლავი იყო S. W. Burnham-ის მიერ 1888 წელს და მან აღმოაჩინა დამატებითი მე-14 სიდიდის კომპანიონი კუთხის განცალკევებაზე 31 ინჩი. სათანადო მოძრაობის შემდგომმა გაზომვებმა აჩვენა, რომ ჰერშელის კომპანიონი შორდებოდა ალდებარანს და, შესაბამისად, ისინი ფიზიკურად არ იყვნენ დაკავშირებული. თუმცა, ბერნჰემის მიერ აღმოჩენილ კომპანიონს თითქმის ზუსტად ისეთივე სწორი მოძრაობა ჰქონდა, როგორც ალდებარანს, რაც ვარაუდობს, რომ ორივემ შექმნა ფართო ბინარული ვარსკვლავური სისტემა.

1864 წელს, ინგლისში, ტულს ჰილში, თავის კერძო ობსერვატორიაში მუშაობისას, უილიამ ჰაგინსმა ჩაატარა ალდებარანის სპექტრის პირველი კვლევები, სადაც მან შეძლო ცხრა ელემენტის ხაზის იდენტიფიცირება, მათ შორის რკინა, ნატრიუმი, კალციუმი და მაგნიუმი. 1886 წელს ედვარდ პიკერინგმა ჰარვარდის კოლეჯის ობსერვატორიაში გამოიყენა ფოტოგრაფიული ფირფიტა ალდებარანის სპექტრის ორმოცდაათი შთანთქმის ხაზის გადასაღებად. ეს გახდა Draper Catalogue-ის ნაწილი, რომელიც გამოქვეყნდა 1890 წელს. 1887 წლისთვის ფოტოგრაფიის ტექნიკა იმდენად გაუმჯობესდა, რომ შესაძლებელი იყო ვარსკვლავის რადიალური სიჩქარის გაზომვა დოპლერის ცვლის რაოდენობით სპექტრში. ამ საშუალებით, ალდებარანის რეცესიის სიჩქარე შეფასდა, როგორც 30 მილი წამში (48 კმ/წმ), პოტსდამის ობსერვატორიაში ჰერმან კ. ვოგელის და მისი ასისტენტის იულიუს შაინერის მიერ ჩატარებული გაზომვების გამოყენებით.

ალდებარანი დაფიქსირდა 1921 წელს მაუნტ ვილსონის ობსერვატორიაზე ჰუკერის ტელესკოპზე მიმაგრებული ინტერფერომეტრის გამოყენებით, რათა გაეზომათ მისი კუთხური დიამეტრი, მაგრამ ეს არ იქნა ამოხსნილი ამ დაკვირვებებში.

ალდებარანზე დაკვირვების ფართო ისტორიამ განაპირობა ის, რომ იგი მოხვდა 33 ვარსკვლავის სიაში, რომლებიც არჩეულ იქნა Gaia-ს მისიისთვის, რათა დაკალიბრებულიყო მიღებული ვარსკვლავის პარამეტრები. ის ადრე გამოიყენებოდა ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის ბორტზე ინსტრუმენტების დასაკალიბრებლად.

Ფიზიკური მახასიათებლები

ზომის შედარება ალდებარანსა და მზეს შორის

ალდებარანი ჩამოთვლილია, როგორც სპექტრული სტანდარტი K5+ III ტიპის ვარსკვლავებისთვის. მისი სპექტრი აჩვენებს, რომ ეს არის გიგანტური ვარსკვლავი, რომელიც განვითარდა HR დიაგრამის ძირითადი მიმდევრობის ზოლიდან მას შემდეგ, რაც წყალბადი ამოწურა მის ბირთვში. ვარსკვლავის ცენტრის კოლაფსმა დეგენერაციულ ჰელიუმის ბირთვად გამოიწვია წყალბადის გარსი ბირთვის გარეთ და ალდებარანი ახლა წითელი გიგანტის ტოტზეა (RGB).

ალდებარანის ფოტოსფეროს ეფექტური ტემპერატურაა 3910 კ. მას აქვს ზედაპირის სიმძიმე 1,59 კგ. მისი მეტალურობა დაახლოებით 30%-ით დაბალია ვიდრე მზის.

Hipparcos-ის თანამგზავრისა და სხვა წყაროების მიერ ჩატარებულმა გაზომვებმა ალდებარანი დაახლოებით 65,3 სინათლის წლის მანძილზე (20,0 პარსეკი) დაშორდა. ასტეროსეისმოლოგიამ დაადგინა, რომ ის მზეზე დაახლოებით 16%-ით მასიურია,  თუმცა, გაფართოებული რადიუსის გამო, ის მზეზე 518-ჯერ აღემატება სიკაშკაშეს. ალდებარანის კუთხოვანი დიამეტრი არაერთხელ გაზომეს. Gaia-ს საორიენტაციო კალიბრაციის ნაწილად მიღებული მნიშვნელობა არის 20,580±0,030 მასი. ის 44-ჯერ აღემატება მზის დიამეტრს, დაახლოებით 61 მილიონი კილომეტრი.

ალდებარანი ოდნავ ცვალებადი ვარსკვლავია, რომელსაც ენიჭება ნელი არარეგულარული ტიპის LB. ცვლადი ვარსკვლავების გენერალური კატალოგი მიუთითებს ცვალებადობას 0,75-დან 0,95-მდე სიდიდის ისტორიული ცნობებიდან. თანამედროვე კვლევები აჩვენებს უფრო მცირე ამპლიტუდას, ზოგიერთში თითქმის არ არის ვარიაცია. ჰიპარკოსის ფოტომეტრია აჩვენებს ამპლიტუდას მხოლოდ დაახლოებით 0,02 მაგნიტუდას და შესაძლო პერიოდს დაახლოებით 18 დღის განმავლობაში. ნიადაგზე დაფუძნებულმა ინტენსიურმა ფოტომეტრიამ აჩვენა 0.03 მაგნიტუდის ვარიაციები და შესაძლო პერიოდი დაახლოებით 91 დღე. გაცილებით ხანგრძლივი პერიოდის განმავლობაში დაკვირვებების ანალიზმა მაინც აღმოაჩინა მთლიანი ამპლიტუდა, სავარაუდოდ, 0,1 მაგნიტუდაზე ნაკლები და ვარიაცია ითვლება არარეგულარულად.

ფოტოსფერო გვიჩვენებს ნახშირბადის, ჟანგბადისა და აზოტის სიმრავლეს, რაც იმაზე მეტყველებს, რომ გიგანტმა გაიარა მისი პირველი დრეჟირების ეტაპი - ჩვეულებრივი ნაბიჯი ვარსკვლავის ევოლუციაში წითელ გიგანტად, რომლის დროსაც ვარსკვლავის შიგნიდან მატერია გროვდება. ზედაპირი კონვექციით. თავისი ნელი ბრუნვით, ალდებარანს აკლია დინამო, რომელიც საჭიროა კორონის წარმოქმნისთვის და, შესაბამისად, არ არის მყარი რენტგენის გამოსხივების წყარო. თუმცა, მცირე მასშტაბის მაგნიტური ველები შეიძლება კვლავ იყოს ატმოსფეროს ქვედა ნაწილში, ზედაპირთან ახლოს კონვექციური ტურბულენტობის შედეგად. ალდებარანზე მაგნიტური ველის გაზომილი სიძლიერე არის 0,22 გაუსი. ნებისმიერი რბილი რენტგენის გამოსხივება ამ რეგიონიდან შეიძლება შესუსტდეს ქრომოსფეროს მიერ, თუმცა ულტრაიისფერი გამოსხივება გამოვლინდა სპექტრში. ვარსკვლავი ამჟამად კარგავს მასას (1–1,6) × 10−11 M⊙ წ−1 სიჩქარით (დაახლოებით ერთი დედამიწის მასა 300000 წელიწადში) 30 კმ s−1 სიჩქარით. ეს ვარსკვლავური ქარი შესაძლოა წარმოიქმნას სუსტი მაგნიტური ველების მიერ ქვედა ატმოსფეროში.

ალდებარანის ქრომოსფეროს მიღმა არის გაფართოებული მოლეკულური გარე ატმოსფერო (MOLsphere), სადაც ტემპერატურა საკმარისად მაგარია გაზის მოლეკულების წარმოქმნისთვის. ეს რეგიონი მდებარეობს ვარსკვლავის რადიუსზე 2,5-ჯერ მეტი და აქვს დაახლოებით 1500 კ ტემპერატურა. სპექტრი ავლენს ნახშირბადის მონოქსიდის, წყლის და ტიტანის ოქსიდის ხაზებს. MOLSphere-ს გარეთ, ვარსკვლავური ქარი აგრძელებს გაფართოებას მანამ, სანამ არ მიაღწევს შოკის დასასრულის ზღვარს ცხელი, იონიზებული ვარსკვლავთშორისი გარემოთი, რომელიც დომინირებს ლოკალურ ბუშტზე, აყალიბებს უხეშად სფერულ ასტროსფეროს დაახლოებით 1000 AU რადიუსით, ცენტრით ალდებარანზე.

იხ. ვიდეო - АЛЬДЕБАРАН, ЯРЧАЙШАЯ ЗВЕЗДА ВО ВСЁМ ЗОДИАКЕ

ეტიმოლოგია და მითოლოგია

ალდებარანი თავდაპირველად იყო نَيِّر اَلدَّبَرَان (Nayyir al-Dabarān არაბულად), რაც ნიშნავს "ნათელ მიმდევარს", რადგან ის მიჰყვება პლეადებს; ფაქტობრივად, არაბები ხანდახან ხმარობდნენ სახელს ალ-დაბარანს ჰიადებს, როგორც მთლიანს. გამოყენებულია სხვადასხვა ტრანსლიტერირებული მართლწერა, ახლანდელი ალდებარანი შედარებით ცოტა ხნის წინ გახდა სტანდარტული.

მითოლოგია

ეს ადვილად შესამჩნევი და თვალშისაცემი ვარსკვლავი თავის დამაფიქრებელ ასტერიზმში პოპულარული თემაა უძველესი და თანამედროვე მითებისთვის.

მექსიკის კულტურა: ჩრდილო-დასავლეთ მექსიკის სერიისთვის, ეს ვარსკვლავი უზრუნველყოფს შუქს მშობიარობის შვიდ ქალს (პლეიადები). მას სამი სახელი აქვს: Hant Caalajc Ipápjö, Queeto და Azoj Yeen oo Caap ("ვარსკვლავი, რომელიც წინ მიდის"). ოქტომბრის შესაბამის მთვარის თვეს უწოდებენ Queeto yaao "ალდებარანის გზას".

ავსტრალიის აბორიგენული კულტურა: მდინარე კლარენსის მკვიდრ მოსახლეობას შორის, ჩრდილო-აღმოსავლეთ ახალ სამხრეთ უელსში, ეს ვარსკვლავი არის წინაპარი კარამბალი, რომელმაც მოიპარა სხვა კაცის ცოლი. ქალის ქმარმა კვალი მიაკვლია და ხე, რომელშიც ის იმალებოდა. ითვლება, რომ ის ავიდა ცაში, როგორც კვამლი და გახდა ვარსკვლავი ალდებარანი.

სახელები სხვა ენებზე

ინდუისტურ ასტრონომიაში ის იდენტიფიცირებულია როგორც მთვარის სასახლე როჰინი ("წითელი") და როგორც დაკშას ოცდაშვიდი ქალიშვილიდან და ღმერთის ჩანდრას (მთვარე) ცოლიდან ერთ-ერთი.

ძველ ბერძნულად მას ეძახდნენ Λαμπαδίας Lampadias, სიტყვასიტყვით "ჩირაღდნის მსგავსი ან მატარებელი".

ჩინურად, 畢宿 (Bì Xiù), რაც ნიშნავს ქსელს, აღნიშნავს ასტერიზმს, რომელიც შედგება Aldebaran, ε Tauri, δ3 Tauri, δ1 Tauri, γ Tauri, 71 Tauri და λ Tauri. შესაბამისად, თავად ალდებარანის ჩინური სახელია 畢宿五 (Bì Xiù wǔ), „ნეის მეხუთე ვარსკვლავი.

იხ. ვიდეო - Sun Compared to Aldebaran - One Of The Largest Stars in The Universe (2021)

რიგელი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -   ჩვენ ვილკლევთ სამყაროს და მის უდუმალ  ბუნებას -We embrace the world and its mysterious nature 

                                            რიგელი

ას გამოიყურებოდა 1 ა.ე. მანძილიდან

ცის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, ახლოს ეკვატორული ვარსკვლავი, β Orionis. ლურჯ-თეთრი სუპერგიგანტი. სახელი არაბულად ნიშნავს "ფეხს" (იგულისხმება ორიონის ძირს). მას აქვს ვიზუალური სიდიდე 0,12 მ. რიგელი მდებარეობს მზიდან დაახლოებით 860  სინათლის წლის მანძილზე. მისი ზედაპირის ტემპერატურაა 12130 K (სპექტრული კლასი B8I-a)[6], მისი დიამეტრი დაახლოებით 110 მილიონი კმ (ანუ მზეზე 79-ჯერ დიდი) და აბსოლუტური სიდიდე −7,92 მ; მისი სიკაშკაშე დაახლოებით 120000-ჯერ აღემატება მზეს.

ძველი ეგვიპტელები რიგელს უკავშირებდნენ სახს, ვარსკვლავთა მეფეს და მკვდართა მფარველს, მოგვიანებით კი ოსირისს.

                                                                   

Orion, with Rigel at bottom right, at optical wavelengths plus the Hα (hydrogen-alpha) spectral line to emphasize gas clouds - ორიონი, რიგელით ქვედა მარჯვნივ, ოპტიკურ ტალღის სიგრძეზე პლუს Hα (წყალბად-ალფა) სპექტრული ხაზი გაზის ღრუბლების ხაზგასასმელად

2016 წელს საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა (IAU) შეიტანა სახელი „რიგელი“ IAU-ს ვარსკვლავთა სახელების კატალოგში. IAU-ს თანახმად, ეს შესაბამისი სახელი ეხება მხოლოდ Rigel სისტემის ძირითად A კომპონენტს. ისტორიულ ასტრონომიულ კატალოგებში სისტემა სხვადასხვანაირად არის ჩამოთვლილი, როგორც H II 33, Σ 668, β 555, ან ADS 3823. სიმარტივისთვის, რიგელის კომპანიონებს მოიხსენიებენ როგორც Rigel B, C, და D;.  IAU აღწერს ასეთ სახელებს, როგორც "სასარგებლო მეტსახელებს", რომლებიც "არაოფიციალურია". თანამედროვე ყოვლისმომცველ კატალოგებში მთელი მრავალჯერადი ვარსკვლავის სისტემა ცნობილია როგორც WDS 05145-0812 ან CCDM 05145-0812.

რიგელის აღნიშვნა β Orionis (ლათინურად Beta Orionis) გააკეთა იოჰან ბაიერმა 1603 წელს. "ბეტა" აღნიშვნა ჩვეულებრივ ენიჭება მეორე ნათელ ვარსკვლავს თითოეულ თანავარსკვლავედში, მაგრამ რიგელი თითქმის ყოველთვის უფრო კაშკაშაა ვიდრე α Orionis (Betelgeuse). ). ასტრონომმა ჯეიმს ბ. კალერმა გამოთქვა მოსაზრება, რომ რიგელი დანიშნა ბაიერმა იშვიათ პერიოდში, როდესაც მას აჯობა ცვლადი ვარსკვლავი ბეტელგეიზე, რის შედეგადაც ეს უკანასკნელი ვარსკვლავი დასახელდა "ალფა" და რიგელი - "ბეტა". ბაიერმა მკაცრად არ დაალაგა ვარსკვლავები სიკაშკაშის მიხედვით, სამაგიეროდ დააჯგუფა ისინი სიდიდის მიხედვით. რიგელი და ბეტელგეიზი ორივე ითვლებოდა პირველი სიდიდის კლასის, ხოლო ორიონში ყოველი კლასის ვარსკვლავები მიჩნეულია ჩრდილოეთიდან სამხრეთისკენ. რიგელი შედის ცვლადი ვარსკვლავების გენერალურ კატალოგში, მაგრამ რადგან მას უკვე აქვს ბაიერის აღნიშვნა, მას არ აქვს ცალკეული ცვლადი ვარსკვლავის აღნიშვნა.

რიგელს აქვს მრავალი სხვა ვარსკვლავური აღნიშვნა, აღებული სხვადასხვა კატალოგებიდან, მათ შორის Flamsteed-ის აღნიშვნა 19 Orionis (19 Ori), Bright Star Catalog ჩანაწერი HR 1713 და Henry Draper Catalog ნომერი HD 34085. ეს აღნიშვნები ხშირად ჩნდება სამეცნიერო ლიტერატურაში,  მაგრამ იშვიათად პოპულარულ მწერლობაში.

იხ. ვიდეო - Ригель. Самая яркая звезда Ориона

რიგელი არის შინაგანი ცვლადი ვარსკვლავი, რომლის აშკარა სიდიდე მერყეობს 0,05-დან 0,18-მდე. ის, როგორც წესი, მეშვიდე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია ციურ სფეროში, მზის გამოკლებით, თუმცა ზოგჯერ უფრო მკრთალი ვიდრე ბეტელგეიზეს. ის უფრო სუსტია ვიდრე კაპელა, რომელიც ასევე შეიძლება ოდნავ განსხვავდებოდეს სიკაშკაშით. რიგელი ოდნავ ლურჯ-თეთრად გამოიყურება და აქვს B-V ფერის ინდექსი -0,06. იგი ძლიერ ეწინააღმდეგება მოწითალო ბეთელგეიზეს.

ყოველწლიურად 12 დეკემბერს შუაღამისას და 24 იანვარს საღამოს 9:00 საათზე რიგელი ჩანს ზამთრის საღამოებს ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში და ზაფხულის საღამოებს სამხრეთ ნახევარსფეროში. სამხრეთ ნახევარსფეროში რიგელი არის ორიონის პირველი კაშკაშა ვარსკვლავი, რომელიც ჩანს თანავარსკვლავედის ამოსვლისას. შესაბამისად, ის ასევე არის ორიონის პირველი ვარსკვლავი, რომელიც ჩავიდა ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს უმეტეს ნაწილში. ვარსკვლავი არის "ზამთრის ექვსკუთხედის" წვერო, ასტერიზმი, რომელიც მოიცავს ალდებარანს, კაპელას, პოლუქსს, პროციონს და სირიუსს. რიგელი არის ცნობილი ეკვატორული სანავიგაციო ვარსკვლავი, რომელიც ადვილად მდებარეობს და ადვილად ჩანს მსოფლიოს ყველა ოკეანეში (გამონაკლისია 82-ე პარალელური ჩრდილოეთის ჩრდილოეთით მდებარე ტერიტორია).

Rigel A და Rigel B როგორც ჩანს პატარა ტელესკოპში

სპექტროსკოპია

რიგელის სპექტრული ტიპი არის სუპერგიგანტების კლასიფიკაციის მიმდევრობის განმსაზღვრელი წერტილი. საერთო სპექტრი დამახასიათებელია გვიანი B კლასის ვარსკვლავისთვის, წყალბადის ბალმერის სერიის ძლიერი შთანთქმის ხაზებით, ასევე ნეიტრალური ჰელიუმის ხაზებით და ზოგიერთი უფრო მძიმე ელემენტით, როგორიცაა ჟანგბადი, კალციუმი და მაგნიუმი. B8 ვარსკვლავების სიკაშკაშის კლასი შეფასებულია წყალბადის სპექტრული ხაზების სიძლიერისა და სივიწროვის მიხედვით და რიგელი მიეკუთვნება კაშკაშა სუპერგიგანტ Ia კლასს. სპექტრის ცვალებადობამ გამოიწვია Rigel-ისთვის სხვადასხვა კლასის მინიჭება, როგორიცაა B8 Ia, B8 Iab და B8 Iae.

ჯერ კიდევ 1888 წელს, რიგელის ჰელიოცენტრული რადიალური სიჩქარე, როგორც მისი სპექტრული ხაზების დოპლერის ძვრებიდან იქნა შეფასებული, იცვლებოდა. ეს დადასტურდა და ინტერპრეტირებული იყო იმ დროს, როგორც სპექტროსკოპიული კომპანიონის გამო, რომლის პერიოდი დაახლოებით 22 დღე იყო. რადიალური სიჩქარე მას შემდეგ შეფასდა, რომ იცვლებოდა დაახლოებით 10 კმ/წმ-ით, საშუალოდ 21,5 კმ/წმ-ით.

1933 წელს, რიგელის სპექტრში Hα ხაზი აღმოჩნდა უჩვეულოდ სუსტი და გადაინაცვლა 0,1 ნმ-ით უფრო მოკლე ტალღის სიგრძისკენ, მაშინ როცა იყო ვიწრო ემისიის მწვერვალი, დაახლოებით 1,5 ნმ, მთავარი შთანთქმის ხაზის გრძელი ტალღის მხარეს. ეს არის ცნობილი, როგორც P Cygni პროფილი ვარსკვლავის მიხედვით, რომელიც ამ მახასიათებელს ძლიერად აჩვენებს თავის სპექტრში. ის ასოცირდება მასის დაკარგვასთან, სადაც ერთდროულად ხდება ემისია ვარსკვლავთან ახლოს მკვრივი ქარიდან და შთანთქმა ცირკულარული მასალისაგან, რომელიც გაფართოებულია ვარსკვლავიდან მოშორებით.

უჩვეულო Hα ხაზის პროფილი დაფიქსირდა, რომ არაპროგნოზირებად იცვლება. დროის დაახლოებით მესამედი არის ნორმალური შთანთქმის ხაზი. დროის დაახლოებით მეოთხედში ეს არის ორმაგი პიკის ხაზი, ანუ შთანთქმის ხაზი ემისიის ბირთვით ან ემისიის ხაზი შთანთქმის ბირთვით. დროის დაახლოებით მეოთხედს აქვს P Cygni პროფილი; დანარჩენ დროს ხაზს აქვს ინვერსიული P Cygni პროფილი, სადაც ემისიის კომპონენტი არის ხაზის მოკლე ტალღის სიგრძის მხარეს. იშვიათად, არის სუფთა ემისიის Hα ხაზი. ხაზის პროფილის ცვლილებები ინტერპრეტირებულია, როგორც ვარსკვლავიდან გამოდევნილი მასალის რაოდენობისა და სიჩქარის ცვალებადობა. დროდადრო, ძალიან მაღალი სიჩქარით გადინება და, უფრო იშვიათად, მასალების ჩავარდნაა დაშვებული. საერთო სურათი არის ერთ-ერთი დიდი მარყუჟის სტრუქტურა, რომელიც წარმოიქმნება ფოტოსფეროდან და ამოძრავებს მაგნიტურ ველებს.

სინათლის მრუდი Rigel-ისთვის, ადაპტირებული Moravveji et al. (2012)[

ცნობილია, რომ რიგელი იცვლებოდა სიკაშკაშით სულ მცირე 1930 წლიდან. რიგელის სიკაშკაშის ცვალებადობის მცირე ამპლიტუდა მოითხოვს ფოტოელექტრული ან CCD ფოტომეტრიას საიმედოდ გამოსავლენად. ამ სიკაშკაშის ცვალებადობას აშკარა პერიოდი არ აქვს. 1984 წლის 18 ღამეზე დაკვირვებამ აჩვენა ცვალებადობა წითელ, ლურჯ და ყვითელ ტალღების სიგრძით 0,13 მაგნიტუდამდე რამდენიმე საათიდან რამდენიმე დღემდე, მაგრამ ისევ არ არის ნათელი პერიოდი. რიგელის ფერის ინდექსი ოდნავ განსხვავდება, მაგრამ ეს მნიშვნელოვნად არ არის დაკავშირებული მის სიკაშკაშის ვარიაციებთან.

Hipparcos-ის სატელიტური ფოტომეტრიის ანალიზიდან რიგელი იდენტიფიცირებულია, როგორც Alpha Cygni ცვლადი ვარსკვლავების კლასს,  განსაზღვრული, როგორც "Bep-AepIa სპექტრული ტიპების არარადიალურად პულსირებული სუპერგიგანტები". ამ სპექტრალურ ტიპებში, "e" მიუთითებს, რომ ის აჩვენებს ემისიის ხაზებს თავის სპექტრში, ხოლო "p" ნიშნავს, რომ მას აქვს დაუზუსტებელი სპექტრული თავისებურება. Alpha Cygni ტიპის ცვლადები ზოგადად ითვლება არარეგულარულად ან აქვთ კვაზი-პერიოდები. რიგელი დაემატა ცვლადი ვარსკვლავების გენერალურ კატალოგს ცვლადი ვარსკვლავების 74-ე სახელების სიაში ჰიპარკოსის ფოტომეტრიის საფუძველზე,, რომელიც აჩვენა ვარიაციები ფოტოგრაფიული ამპლიტუდით 0,039 მაგნიტუდით და შესაძლო პერიოდით 2,075 დღის განმავლობაში. რიგელი დაფიქსირდა კანადურ MOST-ის თანამგზავრთან თითქმის 28 დღის განმავლობაში 2009 წელს. დაფიქსირდა მილიმაგნიტუდის ცვალებადობა და ნაკადის თანდათანობითი ცვლილებები მიუთითებს ხანგრძლივი პერიოდის პულსაციის რეჟიმების არსებობაზე.

მასობრივი დაკარგვა

ცვლადი Hα სპექტრული ხაზის დაკვირვებით, ვარსკვლავური ქარის გამო რიგელის მასის დაკარგვის სიჩქარე შეფასებულია (1,5±0,4)×10−7 მზის მასა წელიწადში (M☉/წ) - დაახლოებით ათ მილიონჯერ მეტი მასა- დაკარგვის მაჩვენებელი მზისგან. უფრო დეტალური ოპტიკური და K დიაპაზონის ინფრაწითელი სპექტროსკოპიული დაკვირვებები, VLTI ინტერფერომეტრიასთან ერთად, აღებული იყო 2006 წლიდან 2010 წლამდე. Hα და Hγ ხაზების პროფილების ანალიზი და ხაზების წარმომქმნელი რეგიონების გაზომვა აჩვენებს, რომ რიგელის ვარსკვლავური ქარი მნიშვნელოვნად განსხვავდება სტრუქტურაში და ძალა. მარყუჟის და მკლავის სტრუქტურები ასევე დაფიქსირდა ქარში. მასის დაკარგვის გამოთვლები Hγ ხაზიდან იძლევა (9,4±0,9)×10−7 M☉/წელი 2006-7 წლებში და (7,6±1,1)×10−7 M☉/წელი 2009-10 წლებში. Hα ხაზის გამოყენებით გამოთვლები იძლევა უფრო დაბალ შედეგებს, დაახლოებით 1,5×10−7 M☉/წ. ტერმინალური ქარის სიჩქარეა 300 კმ/წმ. დადგენილია, რომ რიგელმა დაკარგა დაახლოებით სამი მზის მასა (M☉) შვიდიდან ცხრა მილიონი წლის წინ 24±3 M☉ ვარსკვლავის სახით სიცოცხლის დაწყებიდან.

რიგელი და ასახვის ნისლეული IC 2118 ერიდანუსში. რიგელ B არ ჩანს მთავარი ვარსკვლავის ნათებაში.

რიგელის მანძილი მზიდან გარკვეულწილად გაურკვეველია, განსხვავებული შეფასებები მიიღება სხვადასხვა მეთოდით. რიგელის პარალაქსის 2007 წლის ჰიპარკოსის ახალი შემცირება არის 3,78±0,34 მასი, რაც იძლევა 863 სინათლის წლის მანძილს (265 პარსეკი) ცდომილების ზღვარი დაახლოებით 9%. რიგელ B, რომელიც ჩვეულებრივ ფიზიკურად ასოცირდება რიგელთან და იმავე მანძილზე, აქვს Gaia Data Release 3 პარალაქსს 3,2352±0,0553 მასი, რაც ვარაუდობს დაახლოებით 1000 სინათლის წლის მანძილზე (310 პარსეკი). თუმცა, ამ ობიექტის გაზომვები შეიძლება იყოს არასანდო.

ასევე გამოყენებულია არაპირდაპირი მანძილის შეფასების მეთოდები. მაგალითად, ითვლება, რომ რიგელი ნებელობის რეგიონშია, მისი გამოსხივება რამდენიმე ახლომდებარე ღრუბელს ანათებს. მათგან ყველაზე თვალსაჩინოა 5° სიგრძის IC 2118 (Witch Head Nebula),, რომელიც მდებარეობს ვარსკვლავისგან 2,5° კუთხით,  ან 39 სინათლის წლის მანძილზე დაპროექტებულ მანძილზე (12). პარსეკი) მოშორებით. სხვა ნისლეულებში ჩაშენებული ვარსკვლავების ზომებიდან გამომდინარე, IC 2118-ის მანძილი შეფასებულია, როგორც 949 ± 7 სინათლის წელი (291 ± 2 პარსეკი).

რიგელი არის Orion OB1 ასოციაციის გარე წევრი, რომელიც მდებარეობს დედამიწიდან 1600 სინათლის წლის მანძილზე (500 პარსეკი). ის არის თავისუფლად განსაზღვრული Taurus-Orion R1 ასოციაციის წევრი, ოდნავ უფრო ახლოს 1200 სინათლის წლის მანძილზე (360 პარსეკი). ითვლება, რომ რიგელი ბევრად უფრო ახლოსაა, ვიდრე ორიონის OB1-ისა და ორიონის ნისლეულის წევრების უმეტესობა. ბეთელგეიზე და საიფი რიგელთან მსგავს მანძილზე დგანან, თუმცა ბეთელგეიზე გაქცეული ვარსკვლავია რთული ისტორიით და შესაძლოა თავდაპირველად ასოციაციის ძირითად ნაწილში ჩამოყალიბებულიყო.

ვარსკვლავური სისტემა, რომლის ნაწილიც არის რიგელი, აქვს მინიმუმ ოთხი კომპონენტი. რიგელს (ზოგჯერ უწოდებენ რიგელ A-ს სხვა კომპონენტებისგან გასარჩევად) ჰყავს ვიზუალური კომპანიონი, რომელიც, სავარაუდოდ, ახლო სამვარსკვლავიანი სისტემაა. უფრო მკრთალი ვარსკვლავი უფრო ფართო განცალკევებაზე შეიძლება იყოს რიგელის სისტემის მეხუთე კომპონენტი.

იხ. ვიოდეო - Ригель. Самая яркая звезда Ориона 

უილიამ ჰერშელმა აღმოაჩინა რიგელი, როგორც ვიზუალური ორმაგი ვარსკვლავი 1781 წლის 1 ოქტომბერს და დაასახელა ის, როგორც ვარსკვლავი 33 "ორმაგი ვარსკვლავების მეორე კლასის" თავის ორმაგი ვარსკვლავების კატალოგში,  ჩვეულებრივ შემოკლებით H II 33, ან როგორც H 2. 33 ვაშინგტონის ორმაგი ვარსკვლავის კატალოგში. ფრიდრიხ გეორგ ვილჰელმ ფონ სტრუვემ პირველად გაზომა კომპანიონის ფარდობითი პოზიცია 1822 წელს, ვიზუალური წყვილის კატალოგის მიხედვით Σ 668. მეორად ვარსკვლავს ხშირად მოიხსენიებენ როგორც Rigel B ან β Orionis B. რიგელ B-ის კუთხური განცალკევება რიგელ A-დან არის 9,5 რკალი წამით სამხრეთით პოზიციის კუთხით 204°. მიუხედავად იმისა, რომ არ არის განსაკუთრებით სუსტი ვიზუალური სიდიდით 6.7, სიკაშკაშის საერთო განსხვავება Rigel A-სგან (დაახლოებით 6.6 მაგნიტუდა ან 440-ჯერ უფრო სუსტი) ხდის მას რთულ სამიზნედ ტელესკოპის 15 სმ-ზე მცირე დიაფრაგმებისთვის.

რიგელის სავარაუდო მანძილზე, რიგელ B-ის სავარაუდო განცალკევება რიგელ A-სგან არის 2200-ზე მეტი ასტრონომიული ერთეული (AU). მისი აღმოჩენის შემდეგ, ორბიტალური მოძრაობის ნიშნები არ ყოფილა, თუმცა ორივე ვარსკვლავს აქვს მსგავსი საერთო სწორი მოძრაობა. წყვილს ექნებოდა სავარაუდო ორბიტალური პერიოდი 24000 წელი.[12] Gaia Data Release 2 (DR2) შეიცავს გარკვეულწილად არასანდო პარალაქსს Rigel B-სთვის, რომელიც ათავსებს მას დაახლოებით 1100 სინათლის წელზე (340 პარსეკი), უფრო შორს ვიდრე Hipparcos-ის მანძილი Rigel-ისთვის, მაგრამ მსგავსია Taurus-Orion R1 ასოციაციის. Gaia DR2-ში რიგელისთვის პარალაქსი არ არის. Gaia DR2-ის შესაბამისი მოძრაობები Rigel B-სთვის და Hipparcos-ის შესაბამისი მოძრაობები Rigel-ისთვის ორივე მცირეა, თუმცა არც ისე იდენტური.

1871 წელს შერბერნ ვესლი ბერნჰემმა ეჭვობდა, რომ Rigel B იყო ორობითი სისტემა და 1878 წელს მან გადაჭრა იგი ორ კომპონენტად. ეს ვიზუალური კომპანიონი მითითებულია, როგორც კომპონენტი C (Rigel C), B კომპონენტისგან გაზომილი განცალკევებით, რომელიც მერყეობს 0,1″-ზე ნაკლებიდან დაახლოებით 0,3″-მდე. 2009 წელს, ლაქების ინტერფერომეტრიამ აჩვენა ორი თითქმის იდენტური კომპონენტი, რომლებიც გამოყოფილია 0,124 ინჩით,  ვიზუალური სიდიდეებით, შესაბამისად, 7,5 და 7,6. მათი სავარაუდო ორბიტალური პერიოდი 63 წელია. ბერნჰემმა ჩამოთვალა Rigel-ის მრავალჯერადი სისტემა, როგორც β 555 თავის ორმაგი ვარსკვლავის კატალოგში ან BU 555 თანამედროვე გამოყენებაში.

კომპონენტი B არის ორმაგი ხაზიანი სპექტროსკოპიული ორობითი სისტემა, რომელიც აჩვენებს სპექტრული ხაზების ორ კომპლექტს, რომლებიც გაერთიანებულია მის ერთ ვარსკვლავურ სპექტრში. ამ ხაზების შედარებით პოზიციებზე დაფიქსირებული პერიოდული ცვლილებები მიუთითებს ორბიტალურ პერიოდზე 9,86 დღის განმავლობაში. ორი სპექტროსკოპული კომპონენტი Rigel Ba და Rigel Bb არ შეიძლება ამოიცნონ ოპტიკურ ტელესკოპებში, მაგრამ ცნობილია, რომ ორივე არის სპექტრული ტიპის ცხელი ვარსკვლავი B9-ის გარშემო. ეს სპექტროსკოპული ორობითი, მჭიდრო ვიზუალურ კომპონენტთან Rigel C-თან ერთად, სავარაუდოდ არის ფიზიკური სამმაგი ვარსკვლავიანი სისტემა, თუმცა Rigel C არ შეიძლება აღმოჩენილი იყოს სპექტრში, რაც არ შეესაბამება მის დაკვირვებულ სიკაშკაშეს.

1878 წელს ბერნჰემმა აღმოაჩინა კიდევ ერთი სავარაუდო ასოცირებული ვარსკვლავი დაახლოებით მე-13 სიდიდის. მან ის ჩამოთვალა β 555-ის D კომპონენტად,  თუმცა გაურკვეველია არის ის ფიზიკურად დაკავშირებული თუ შემთხვევითი გასწორება. მისი 2017 დაშორება რიგელთან იყო 44,5 ინჩი, თითქმის ჩრდილოეთით პოზიციის კუთხით 1°.Gaia DR2 აღმოაჩენს, რომ ის არის მე-12 სიდიდის მზის მსგავსი ვარსკვლავი, დაახლოებით იმავე მანძილზე, როგორც რიგელი. სავარაუდოდ K-ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, ამ ვარსკვლავს ექნება ორბიტალური პერიოდი დაახლოებით 250 000 წელი, თუ ის რიგელის სისტემის ნაწილია. რიგელის სპექტროსკოპიული კომპანიონი იყო მოხსენებული რადიალური სიჩქარის ცვალებადობის საფუძველზე და მისი ორბიტაც კი იყო გამოთვლილი, მაგრამ შემდგომი სამუშაოები ვარაუდობენ, რომ ვარსკვლავი არ არსებობს და რომ დაკვირვებული პულსაციები თვით რიგელისთვისაა.

რიგელის ადგილი ზედა ცენტრში ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე

რიგელი არის ცისფერი სუპერგიგანტი, რომელმაც ამოწურა წყალბადის საწვავი თავის ბირთვში, გაფართოვდა და გაცივდა, როდესაც ის შორდებოდა მთავარ მიმდევრობას ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამის ზედა ნაწილში. როდესაც ის მთავარ მიმდევრობაზე იყო, მისი ეფექტური ტემპერატურა იქნებოდა დაახლოებით 30,000 კ. რიგელის კომპლექსური ცვალებადობა ვიზუალურ ტალღის სიგრძეებში გამოწვეულია დენების მსგავსი ვარსკვლავური პულსაციებით. რადიალური სიჩქარის ცვალებადობაზე შემდგომი დაკვირვებები მიუთითებს, რომ ის ერთდროულად რხევა მინიმუმ 19 არარადიალურ რეჟიმში, პერიოდებით, რომლებიც მერყეობს დაახლოებით 1.2-დან 74 დღემდე.

ცისფერი სუპერგიგანტური ვარსკვლავების მრავალი ფიზიკური მახასიათებლის შეფასება, მათ შორის რიგელის ჩათვლით, რთულია მათი იშვიათობისა და გაურკვევლობის გამო, თუ რამდენად შორს არიან ისინი მზიდან. როგორც ასეთი, მათი მახასიათებლები ძირითადად შეფასებულია ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიული მოდელების მიხედვით. მისი ეფექტური ტემპერატურა შეიძლება შეფასდეს სპექტრული ტიპისა და ფერის მიხედვით დაახლოებით 12100 კ. 21±3 M☉ მასა 8±1 მილიონი წლის ასაკში შეფასებულია ევოლუციური ბილიკის შედარებით, ხოლო ატმოსფერული მოდელირება სპექტრიდან იძლევა 24±8 M☉ მასას.

მიუხედავად იმისა, რომ რიგელი ხშირად ითვლება ყველაზე მანათობელ ვარსკვლავად მზისგან 1000 სინათლის წლის მანძილზე,  მისი ენერგიის გამომუშავება ცუდად არის ცნობილი. ჰიპარკოსის მანძილის გამოყენებით 860 სინათლის წელი (264 პარსეკი), რიგელის სავარაუდო ფარდობითი სიკაშკაშე დაახლოებით 120 000-ჯერ აღემატება მზეს (L☉), მაგრამ ახლახან გამოქვეყნებული სხვა მანძილი 1170 ± 130 სინათლის წელი (360). ± 40 პარსეკი) ვარაუდობს კიდევ უფრო მაღალ სიკაშკაშეს 219000 ლ☉. რიგელის ატმოსფეროს თეორიულ ევოლუციური ვარსკვლავური მოდელების საფუძველზე სხვა გამოთვლები იძლევა სიკაშკაშეს 83,000 L☉-დან 363,000 L☉-მდე,  ხოლო სპექტრული ენერგიის განაწილების შეჯამება ისტორიული ფოტომეტრიიდან ჰიპარკოსის მანძილით, გვთავაზობს სიკაშკაშეს ±611☉,41, როგორც დაბალი, როგორც L☉. . 2018 წელს ჩატარებულმა კვლევამ საზღვაო ძალების ზუსტი ოპტიკური ინტერფერომეტრის გამოყენებით გაზომა კუთხის დიამეტრი, როგორც 2,526 მასი. კიდურის დაბნელების გამოსწორების შემდეგ, კუთხოვანი დიამეტრი არის 2,606±0,009 მასი, რაც იძლევა 74,1+6,1 რადიუსს.

−7.3 R☉. კუთხოვანი დიამეტრის უფრო ძველი გაზომვა იძლევა 2,75±0,01 მასს,, რომელიც ექვივალენტურია 78,9 R☉ რადიუსის 264 ც. ეს რადიუსები გამოითვლება ჰიპარკოსის მანძილის 264 ც. 360 ც. მანძილის მიღება იწვევს მნიშვნელოვნად დიდ ზომას.

ერთმანეთთან სიახლოვისა და სპექტრის გაურკვევლობის გამო, ცოტა რამ არის ცნობილი რიგელის სამმაგი სისტემის წევრების შინაგანი თვისებების შესახებ. სამივე ვარსკვლავი, როგორც ჩანს, ახლოს არის თანაბრად ცხელი B ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებთან, რომლებიც სამიდან ოთხჯერ აღემატება მზეს

ევოლუცია

ვარსკვლავური ევოლუციის მოდელები ვარაუდობენ, რომ რიგელის პულსაცია იკვებება ბირთვული რეაქციებით წყალბადის წვის გარსში, რომელიც ნაწილობრივ მაინც არაკონვექციურია. ეს პულსაციები უფრო ძლიერი და მრავალრიცხოვანია ვარსკვლავებში, რომლებიც განვითარდნენ წითელი სუპერგიგანტის ფაზაში და შემდეგ გაიზარდა ტემპერატურა და კვლავ გადაიქცა ცისფერ სუპერგიგანტად. ეს გამოწვეულია მასის შემცირებით და შერწყმის პროდუქტების გაზრდილი დონის გამო ვარსკვლავის ზედაპირზე.

რიგელი სავარაუდოდ აერთიანებს ჰელიუმს თავის ბირთვში. ბირთვში წარმოქმნილი ჰელიუმის ძლიერი კონვექციის გამო, როდესაც რიგელი იყო მთავარ მიმდევრობაზე და წყალბადის დამწვრობის გარსში, მას შემდეგ, რაც ის სუპერგიგანტი გახდა, ჰელიუმის წილი ზედაპირზე გაიზარდა 26,6%-დან ვარსკვლავის ფორმირებისას ახლა 32%-მდე. . სპექტრში ნახშირბადის, აზოტისა და ჟანგბადის ზედაპირული სიმრავლე თავსებადია პოსტწითელ სუპერგიგანტ ვარსკვლავთან მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ მისი შიდა კონვექციის ზონები მოდელირებულია არაერთგვაროვანი ქიმიური პირობების გამოყენებით, რომელიც ცნობილია როგორც ლედუს კრიტერიუმები.

მოსალოდნელია, რომ რიგელი საბოლოოდ დაასრულებს თავის ვარსკვლავურ სიცოცხლეს, როგორც II ტიპის სუპერნოვას. ეს არის დედამიწასთან ერთ-ერთი ყველაზე ცნობილი პოტენციური სუპერნოვას წინამორბედი,  და მოსალოდნელია, რომ ჰქონდეს მაქსიმალური აშკარა სიდიდე დაახლოებით −11 (დაახლოებით იგივე სიკაშკაშე, როგორც მთვარის მეოთხედი ან დაახლოებით 300-ჯერ უფრო კაშკაშა ვიდრე ვენერა ოდესმე იღებს).  სუპერნოვა უკან დატოვებს ან შავ ხვრელს ან ნეიტრონულ ვარსკვლავს

ორიონი ილუსტრირებულია აბდ ალ-რაჰმან ალ-სუფის ფიქსირებული ვარსკვლავების წიგნის ასლში. მარცხნივ ფეხი არის ანოტირებული rijl al-jauza al-yusra, არაბული სახელი, საიდანაც მომდინარეობს Rigel

სახელის რიგელის ყველაზე ადრე ცნობილი ჩანაწერი არის 1521 წლის ალფონსინის ცხრილებში. იგი მომდინარეობს არაბული სახელიდან Rijl Jauzah al Yusrā, "ჯაუზას მარცხენა ფეხი (ფეხი)" (ანუ rijl ნიშნავს "ფეხს, ფეხს").  რომელიც შეიძლება მივიჩნიოთ მე-10 საუკუნეში. „იაუზა“ იყო ორიონის სათანადო სახელი; ალტერნატიული არაბული სახელი იყო Rijl al-Jabbār, "დიდი ადამიანის ფეხი", საიდანაც მომდინარეობს იშვიათად გამოყენებული ვარიანტული სახელები Algebar ან Elgebar. ალფონსინის ცხრილებმა დაინახეს მისი სახელი დაყოფილი "სამეფო" და "ალგებრა" შენიშვნით, dicitur ალგებრა. რიგელის ნომინაცია. [b მე-17 საუკუნის ალტერნატიული მართლწერა მოიცავს იტალიელი ასტრონომის ჯოვანი ბატისტა რიჩიოლის წესს, გერმანელი ასტრონომის ვილჰელმ შიკარდის რიგლონს და ინგლისელი მეცნიერის ედმუნდ ჩილმიდის რიგელ ალგეუზი ან ალგიბარს.

თანავარსკვლავედით, რომელიც წარმოადგენს მითოლოგიურ ბერძენ მონადირეს ორიონს, რიგელი არის მისი მუხლი ან (როგორც სახელიდან ჩანს) ფეხი; მახლობლად მდებარე ვარსკვლავი ბეტა ერიდანით, რომელიც აღნიშნავს ორიონის ფეხქვეშ. რიგელი, სავარაუდოდ, სკანდინავიურ მითოლოგიაში „აურვანდილის თითით“ ცნობილი ვარსკვლავია. კარიბის ზღვის აუზში რიგელმა წარმოადგინა ფოლკლორული მოღვაწის ტროა რუსის მოწყვეტილი ფეხი, რომელიც თავად წარმოდგენილი იყო ორიონის ქამრის სამი ვარსკვლავით. ქალწულმა ბეჰიმ (სირიუსმა) ფეხი საჭრელით მოიჭრა. სამხრეთ მექსიკაში მცხოვრებმა ლაკანდონებმა მას იცოდნენ როგორც ტუნსელი („პატარა კოდალა“).

რიგელი ცნობილი იყო როგორც Yerrerdet-kurrk სამხრეთ-აღმოსავლეთ ავსტრალიის ვოთჯობალუკ კოორში და ითვლებოდა ტოტიერგილის (ალტაირის) დედამთილი. მათ შორის მანძილი ნიშნავდა ტაბუს, რომელიც ხელს უშლიდა მამაკაცის დედამთილთან მიახლოებას. ჩრდილო-დასავლეთ ვიქტორიის ძირძველმა ბურონგმა ხალხმა დაასახელა რიგელი, როგორც კოლოგულოური ვარეპილი. ჩრდილოეთ ავსტრალიის ვარდამანის ხალხი იცნობს რიგელს, როგორც წითელი კენგურუს ლიდერს უნუმბურრგგუს და ცერემონიების მთავარ დირიჟორს სიმღერებში, როდესაც ორიონი მაღლა ცაშია. ერიდანუსი, მდინარე, აღნიშნავს ცაზე მისკენ მიმავალ ვარსკვლავთა ხაზს, ხოლო ორიონის სხვა ვარსკვლავები მისი საზეიმო იარაღები და გარემოცვაა. Betelgeuse არის Ya-jungin "Flicking Owl Eyes", რომელიც უყურებს ცერემონიებს.

ახალი ზელანდიის მაორი ხალხმა დაასახელა რიგელი, როგორც პუანგა, რომელიც, როგორც ამბობენ, ყველა ვარსკვლავის უფროსის, რეჰუას (ანტარესის) ქალიშვილია. მისი სპირალური აწევა წინასწარმეტყველებს მატარიკის (პლეადების) გამოჩენას გამთენიისას ცაში, რომელიც აღნიშნავს მაორის ახალ წელს მაისის ბოლოს ან ივნისის დასაწყისში. ჩატემის კუნძულების მორიორი ხალხი, ისევე როგორც ზოგიერთი მაორი ჯგუფი ახალ ზელანდიაში, აღნიშნავენ ახალი წლის დაწყებას რიგელთან და არა პლეადებთან. პუაკა არის სამხრეთის სახელის ვარიანტი, რომელიც გამოიყენება სამხრეთ კუნძულზე.

იაპონიაში მინამოტოს ან გენჯის კლანმა აირჩია რიგელი და მისი თეთრი ფერი მის სიმბოლოდ და უწოდა ვარსკვლავს Genji-boshi (源氏星), ხოლო ტაირას ან ჰეიკეს კლანმა მიიღო ბეტელგეუზე და მისი წითელი ფერი. ორი ძლიერი ოჯახი იბრძოდა გენპეის ომში; ვარსკვლავები ერთმანეთის პირისპირ ჩანდნენ და მხოლოდ ორიონის ქამრის სამი ვარსკვლავი ინახებოდა.

თანამედროვე კულტურაში

MS Rigel თავდაპირველად იყო ნორვეგიული ხომალდი, რომელიც აშენდა კოპენჰაგენში 1924 წელს. იგი გერმანელებმა მოითხოვეს მეორე მსოფლიო ომის დროს და ჩაიძირა 1944 წელს, როდესაც გამოიყენებოდა სამხედრო ტყვეების გადასაყვანად. აშშ-ს საზღვაო ძალების ორ გემს ეწოდა სახელი USS Rigel. SSM-N-6 Rigel იყო საკრუიზო რაკეტების პროგრამა აშშ-ს საზღვაო ფლოტისთვის, რომელიც გაუქმდა 1953 წელს განლაგების მიღწევამდე.

Rigel Skerries არის პატარა კუნძულების ჯაჭვი ანტარქტიდაში. მათ მიენიჭათ მათი ამჟამინდელი სახელი, რადგან რიგელი გამოიყენებოდა ასტროფიქსად. მთა რიგელი, სიმაღლე 1,910 მ (6,270 ფუტი), ასევე მდებარეობს ანტარქტიდაში.

მისი სიკაშკაშისა და მისი ცნობადი სახელის გამო, Rigel ასევე პოპულარულია სამეცნიერო ფანტასტიკაში. რიგელის გამოგონილი გამოსახულებები შეგიძლიათ იხილოთ ვარსკვლავურ გზაზე, ავტოსტოპის გზამკვლევში გალაქტიკაში, სიმფსონებში და ბევრ სხვა წიგნში, ფილმსა და თამაშში.

იხ. ვიდეო - What if Rigel was our sun? -This is simulation based on Universe Sandbox. I used the temperatures to base where our planets would be. I also used studio lighting to show the detail of the planets so the lighting will not be realistic.

 

სტეფანეს კვინტეტი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                        სტეფანეს კვინტეტი

Clockwise from upper left: NGC 7320, NGC 7319, NGC 7318 (a and b), NGC 7317

 საათის ისრის მიმართულებით ზემო მარცხნიდან: NGC 7320, NGC 7319, NGC 7318 (a და b), NGC 7317

პეგასუსის თანავარსკვლავედის ხუთი გალაქტიკის ჯგუფი, რომელთაგან ოთხი ქმნიან გალაქტიკების კომპაქტურ ჯგუფს, მეხუთე გალაქტიკა მხოლოდ პროეცირდება ჯგუფზე. ჯგუფი აღმოაჩინა ფრანგმა ასტრონომმა ედუარდ ჟან-მარი სტეფანემ 1877 წელს მარსელის ობსერვატორიაში. ჯგუფი შედის HCG კატალოგში 92 ნომრით.

სტეფანის კვინტეტის ხუთი გალაქტიკიდან ოთხი მუდმივ ურთიერთქმედებაშია. კვინტეტის შესწავლისას სპიცერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა აჩვენა ერთ-ერთი გალაქტიკის მიერ წარმოქმნილი უზარმაზარი გალაქტიკათაშორისი დარტყმითი ტალღის არსებობა (გამოსახულებაში მწვანე რკალი), რომელიც "ვარდება" მეორეში საათში მილიონობით კილომეტრის სიჩქარით.

                                                           

წითელი წანაცვლება

ორი გალაქტიკის, NGC 7318B და NGC 7318A შეჯახების შედეგად წარმოიქმნა მოლეკულური წყალბადი. ეს წარმონაქმნი მოლეკულური წყალბადის წარმოქმნის ერთ-ერთი ყველაზე ტურბულენტური ადგილია, რაც კი ოდესმე ყოფილა. ეს ფენომენი აღმოაჩინა ჰაიდელბერგის მაქს პლანკის ბირთვული ფიზიკის ინსტიტუტის (MPIK) მეცნიერთა საერთაშორისო ჯგუფმა. ამ შეჯახების დაკვირვება და შესწავლა დაგვეხმარება იმის წარმოდგენაზე, თუ რა მოხდა სამყაროს ფორმირების დასაწყისში, დაახლოებით 10 მილიარდი წლის წინ.

                                                     

სტივენ კვინტეტი მოიცავს შემდეგ გალაქტიკებს:

NGC 7317 - ქვედა მარჯვნივ

NGC 7318A - ცენტრი მარჯვნივ,

NGC 7318B - ცენტრი მარჯვნივ,

NGC 7319 - ზედა მარცხენა

NGC 7320 - ქვედა მარცხენა

ასევე საინტერესოა გალაქტიკა NGC 7320, რომელსაც აქვს ძალიან დაბალი წითელ გადანაცვლება (790 კმ/წმ), ხოლო დანარჩენ ოთხ გალაქტიკას აქვს ბევრად უფრო ინტენსიური წითელში გადაადგილება (დაახლოებით 6600 კმ/წმ). ეს მნიშვნელობები გაზომეს 1960 წელს (პირველად) და 1956 წელს. იმის გამო, რომ გალაქტიკური წითელი გადანაცვლება მანძილის პროპორციულია, აღმოჩნდა, რომ NGC 7320 მდებარეობს დედამიწიდან ≈39 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე, ხოლო დანარჩენი კვინტეტის გალაქტიკები ამოღებულია 210-340 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე. 1970-იან წლებში ზოგიერთი ასტრონომი, მათ შორის ყველაზე ცნობილი - H. Arp - თვლიდა, რომ მანძილი ყველა კვინტეტის გალაქტიკამდე, მათ შორის NGC 7320, იყო 20 მეგაპარსეკი .

იხ. ვიდეო - NASA Reveals Stephan's Quintet (Watch It Here) - At a NASA event, scientists show off Stephan's Quintet, a galaxy group about 290 million light-years away. It's located in the constellation Pegasus.

პეგასის თანავარსკვლავედი

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

               პეგასის თანავარსკვლავედი

პეგასი არის თანავარსკვლავედი ჩრდილოეთ ცაში, რომელსაც ბერძნულ მითოლოგიაში ფრთიანი ცხენის პეგასუსის სახელი ეწოდა. ეს იყო მე-2 საუკუნის ასტრონომის პტოლემეის მიერ ჩამოთვლილი 48 თანავარსკვლავედიდან ერთ-ერთი და დღეს აღიარებული 88 თანავარსკვლავედიდან ერთ-ერთია.

აშკარა სიდიდით, რომელიც მერყეობს 2,37-დან 2,45-მდე, პეგასუსის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი არის ნარინჯისფერი სუპერგიგანტი ეფსილონ პეგასი, რომელიც ასევე ცნობილია როგორც ენიფი, რომელიც აღნიშნავს ცხენის მუწუკს. ალფა (Markab), Beta (Scheat) და გამა (Algenib) ერთად Alpha Andromedae (Alpheratz) ქმნიან დიდ ასტერიზმს, რომელიც ცნობილია როგორც პეგასუსის მოედანი. აღმოჩნდა, რომ თორმეტ ვარსკვლავურ სისტემას აქვს ეგზოპლანეტა. 51 პეგასი იყო პირველი მზის მსგავსი ვარსკვლავი, რომელიც აღმოაჩინა ეგზოპლანეტის თანამგზავრი.

მითოლოგია

ბაბილონის თანავარსკვლავედს IKU (ველი) ჰქონდა ოთხი ვარსკვლავი, რომელთაგან სამი მოგვიანებით იყო ბერძნული თანავარსკვლავედის ჰიპოპოსის (პეგასუსი) ნაწილი. პეგასუსი, ბერძნულ მითოლოგიაში, იყო ფრთიანი ცხენი მაგიური ძალებით. ერთი მითი მის ძალებთან დაკავშირებით ამბობს, რომ მისმა ჩლიქებმა გათხარეს წყარო, ჰიპოკრენე, რომელიც აკურთხებდა მათ, ვინც წყალს სვამდა პოეზიის წერის უნარით. პეგასუსი დაიბადა მაშინ, როდესაც პერსევსმა მოჰკვეთა თავი მედუზას, რომელიც გაჟღენთილია ღმერთის პოსეიდონის მიერ. იგი დაიბადა ქრისაორთან მედუზას სისხლიდან. საბოლოოდ, ის გახდა ცხენი ბელეროფონისთვის, რომელსაც სთხოვეს ქიმერას მოკვლა და წარმატებას მიაღწია ათენასა და პეგასუსის დახმარებით. მიუხედავად ამ წარმატებისა, შვილების გარდაცვალების შემდეგ, ბელეროფონმა პეგასუსს სთხოვა ოლიმპოს მთაზე წაყვანა. მიუხედავად იმისა, რომ პეგასუსი დათანხმდა, ის დაბრუნდა დედამიწაზე მას შემდეგ, რაც ზევსმა ან ჭექა-ქუხილი ესროლა მას, ან გაუგზავნა ბუზი, რათა პეგასუსი დაეტოვებინა იგი. ძველ სპარსეთში პეგასუსი ალ-სუფის მიერ იყო გამოსახული, როგორც სრული ცხენი აღმოსავლეთისკენ, განსხვავებით სხვა ურანოგრაფების უმეტესობისგან, რომლებიც პეგასუსს ასახავდნენ ოკეანედან ამომავალი ცხენის ნახევრად. ალ-სუფის გამოსახულებაში პეგასუსის თავი შედგება ხვლიკის ლასერტას ვარსკვლავებისგან. მისი მარჯვენა წინა ფეხი წარმოდგენილია β Peg-ით და მარცხენა წინა ფეხი წარმოდგენილია η Peg, μ Peg და λ Peg; მისი უკანა ფეხები აღინიშნება 9 Peg-ით. ზურგი წარმოდგენილია π Peg და μ Cyg-ით, ხოლო მუცელი წარმოდგენილია ι Peg და κ Peg-ით.

იხ. ვიდეო - Созвездие Пегас

ჩინურ ასტრონომიაში, პეგასის თანამედროვე თანავარსკვლავედი მდებარეობს ჩრდილოეთის შავ კუში (北方玄武), სადაც ვარსკვლავები კლასიფიცირებული იყო ვარსკვლავების რამდენიმე ცალკეულ ასტერიზმად. Epsilon და Theta Pegasi უერთდებიან Alpha Aquarii-ს და ქმნიან Wei 危 "სახურავს", თეტა ქმნის სახურავის მწვერვალს.

ინდუისტურ ასტრონომიაში, პეგასის დიდი მოედანი შეიცავდა 26-ე და 27-ე მთვარის სასახლეს. უფრო კონკრეტულად, იგი წარმოადგენდა საწოლს, რომელიც იყო მთვარის დასასვენებელი ადგილი.

გაიანაში ვარაუსა და არავაკის ხალხებისთვის, ვარსკვლავები დიდ მოედანზე, რომელიც შეესაბამება პეგასუსისა და ანდრომედას ნაწილებს, წარმოადგენდა მწვადს, რომელიც ცაში აიყვანეს მითის სირიტჯოს შვიდი მონადირის მიერ.

მახასიათებლები

დაფარავს 1121 კვადრატულ გრადუსს, პეგასუსი სიდიდით მეშვიდეა 88 თანავარსკვლავედს შორის. პეგასუსს ჩრდილოეთით და აღმოსავლეთით ესაზღვრება ანდრომედა, ჩრდილოეთით ლაკერტა, ჩრდილო-დასავლეთით ციგნუსი, დასავლეთით ვულპეკულა, დელფინუსი და ეკულეუსი, სამხრეთით მერწყული და სამხრეთით და აღმოსავლეთით თევზები. თანავარსკვლავედის სამასოიანი აბრევიატურა, რომელიც მიღებულია IAU-ს მიერ 1922 წელს, არის "Peg". თანავარსკვლავედის ოფიციალური საზღვრები, როგორც ბელგიელმა ასტრონომმა ევგენ დელპორტმა 1930 წელს დაადგინა, განისაზღვრება როგორც 35 სეგმენტისგან შემდგარი პოლიგონი. ეკვატორულ კოორდინატთა სისტემაში ამ საზღვრების მარჯვენა ასვლის კოორდინატები მდგომარეობს 21სთ 12.6მ-სა და 00სთ 14.6მ-ს შორის, ხოლო დახრის კოორდინატები 2.33°-დან 36.61°-მდეა. მისი პოზიცია ჩრდილოეთ ციურ ნახევარსფეროში ნიშნავს, რომ მთელი თანავარსკვლავედი ხილულია დამკვირვებლებისთვის 53°S ჩრდილოეთით.

პეგასუსი გვერდით ქურთუკით ეკვლეუსით, როგორც გამოსახულია ურანიას სარკეში, თანავარსკვლავედის ბარათების ნაკრები, გამოქვეყნებული ლონდონში 1825 წ. ცხენები თავდაყირა ჩნდებიან მათ გარშემო არსებულ თანავარსკვლავედებთან მიმართებაში.
პეგასუსში დომინირებს უხეშად კვადრატული ასტერიზმი, თუმცა ერთ-ერთი ვარსკვლავი, დელტა პეგასი ან სირა, ახლა ოფიციალურად ითვლება ალფა ანდრომედად, ანდრომედას ნაწილად და უფრო ხშირად მას "ალფერაცს" უწოდებენ. ტრადიციულად, ცხენის სხეული შედგება ოთხკუთხედისგან, რომელიც წარმოიქმნება ვარსკვლავების α Peg, β Peg, γ Peg და α And. ფრთოსანი ცხენის წინა ფეხები იქმნება ვარსკვლავების ორი მრუდი ხაზით, ერთი მიემართება η Peg-დან κ Peg-მდე, ხოლო მეორე μ Peg-დან 1 Pegasi-მდე. ვარსკვლავების კიდევ ერთი დახრილი ხაზი α Peg-დან θ Peg-დან ε Peg-მდე ქმნის კისერს და თავს; ε არის snout. 

                                                                

თანავარსკვლავედი პეგასუსი, როგორც ეს შეუიარაღებელი თვალით ჩანს

ბაიერმა ჩამოაყალიბა ის, რაც მან დაითვალა, როგორც 23 ვარსკვლავი თანავარსკვლავედში, და მისცა მათ ბაიერის აღნიშვნები Alpha Psi-ს. მან დაინახა პი პეგასი, როგორც ერთი ვარსკვლავი და არ იყო დარწმუნებული მის სიკაშკაში, მერყეობდა 4-დან 5-მდე სიდიდეებს შორის. ისინი როგორც ერთი ვარსკვლავი. Flamsteed-მა დაამატა მცირე ასოები e-დან y-მდე, გამოტოვა A-დან D-მდე, რადგან ისინი გამოიყენებოდა ბაიერის სქემაში მეზობელი თანავარსკვლავედებისა და ეკვატორის აღსანიშნავად. ის ითვლიდა 89 ვარსკვლავს (ახლა Flamsteed-ის აღნიშვნებით), თუმცა 6 და 11 მერწყულის ვარსკვლავები აღმოჩნდა. თანავარსკვლავედის საზღვრებში არის 6,5 ან მეტი მოჩვენებითი სიდიდის 177 ვარსკვლავი.[b]

Epsilon Pegasi, ასევე ცნობილი როგორც Enif, აღნიშნავს ცხენის მუწუკს. პეგასუსის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, არის K21b სპექტრული ტიპის ნარინჯისფერი სუპერგიგანტი, რომელიც მზეზე 12-ჯერ მასიურია და დედამიწიდან 690 სინათლის წლის მანძილზეა დაშორებული. ეს არის არარეგულარული ცვლადი, მისი აშკარა სიდიდე მერყეობს 2,37-დან 2,45-მდე. ენიფის მახლობლად დევს AG Pegasi, უჩვეულო ვარსკვლავი, რომელიც გაბრწყინდა 6.0 მაგნიტუდამდე დაახლოებით 1885 წელს, სანამ დაბნელდა 9 მაგნიტუდამდე. იგი შედგება წითელი გიგანტისა და თეთრი ჯუჯისგან, რომლებიც შეფასებულია დაახლოებით 2,5 და 0,6-ჯერ აღემატება მზის მასას. მისი აფეთქება 150 წელზე მეტ ხანს გაგრძელდა, იგი აღწერილია, როგორც ყველაზე ნელი ნოვა, რაც კი ოდესმე ყოფილა ჩაწერილი.ain წყვილი, თუ ისინი რეალურად დაკავშირებულია. Omicron Pegasi-ს აქვს 4,79 მაგნიტუდა. მდებარეობს დედამიწიდან 300 ± 20 სინათლის წლის მანძილზე, ეს არის თეთრი სუბგიგანტი, რომელმაც დაიწყო გაგრილება, გაფართოება და გაკაშკაშება, რადგან გამოყოფს თავის ბირთვულ წყალბადის საწვავს და მოძრაობს ძირითადი თანმიმდევრობიდან. Pi1 და Pi2 Pegasi, როგორც ჩანს, შეუიარაღებელი თვალისთვის ოპტიკური ორმაგია, რადგან ისინი ერთმანეთისგან 10 რკალის წუთებით არიან დაშორებულნი და არ წარმოადგენენ ნამდვილ ორობით სისტემას. მდებარეობს 289 ± 8 სინათლის წლის მანძილზე, Pi1 არის დაბერებული ყვითელი გიგანტი სპექტრული ტიპის G6III, 1,92-ჯერ მასიური და დაახლოებით 200-ჯერ უფრო მანათობელი ვიდრე მზე. Pi2 არის ყვითელ-თეთრი სუბგიგანტი, რომელიც მზეზე 2,5-ჯერ მასიურია და გაფართოვდა მზის რადიუსზე 8-ჯერ და გაბრწყინდა მზის სიკაშკაშეზე 92-ჯერ. მას აკრავს ვარსკვლავური დისკი, რომელიც ტრიალებს წამში 145 კმ და დედამიწიდან 263 ± 4 სინათლის წლის მანძილზეა დაშორებული.

IK Pegasi არის ახლო ორბირი, რომელიც მოიცავს A ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავს და თეთრ ჯუჯას ძალიან ახლო ორბიტაზე; ეს უკანასკნელი არის მომავალი ტიპის Ia სუპერნოვას კანდიდატი, რადგან მის მთავარ ვარსკვლავს ამოიწურება ბირთვის წყალბადის საწვავი და ფართოვდება გიგანტად და გადასცემს მასალას პატარა ვარსკვლავზე.

აღმოჩნდა, რომ თორმეტ ვარსკვლავურ სისტემას აქვს ეგზოპლანეტა. 51 პეგასი იყო მზის მსგავსი პირველი ვარსკვლავი, რომელიც აღმოაჩინეს, რომელსაც ჰყავდა ეგზოპლანეტის თანამგზავრი; ოთხი დღე. HD 209458 b-ის სპექტროსკოპიული ანალიზმა, ამ თანავარსკვლავედის ექსტრამზის პლანეტაზე, წარმოადგინა პირველი მტკიცებულება ატმოსფერული წყლის ორთქლის შესახებ მზის სისტემის მიღმა,  ხოლო ექსტრამზის პლანეტები, რომლებიც HR 8799 ვარსკვლავის ირგვლივ ტრიალებენ პეგასუსში. პირველი პირდაპირ გამოსახულება. V391 პეგასი არის ცხელი ქვეჯუჯა ვარსკვლავი, რომელსაც აღმოაჩინა პლანეტარული თანამგზავრი.

სამი ვარსკვლავი ბაიერის აღნიშვნებით, რომლებიც მდებარეობს დიდ მოედანზე, არის ცვლადი ვარსკვლავი. Phi და Psi Pegasi პულსირებულ წითელ გიგანტებს წარმოადგენენ, ხოლო Tau Pegasi (შესაბამისი სახელია Salm), არის Delta Scuti ცვლადი — მოკლე პერიოდის (მაქსიმუმ ექვსი საათის) პულსირებული ვარსკვლავების კლასი, რომლებიც გამოიყენებოდა როგორც სტანდარტული სანთლები და. როგორც ასტროსეისმოლოგიის შესწავლის საგნები. სწრაფად ბრუნავს 150 კმ s−1 პროგნოზირებული ბრუნვის სიჩქარით, კურბი თითქმის 30-ჯერ უფრო მანათობელია ვიდრე მზე და აქვს პულსაციის პერიოდი 56,5 წუთი. გარე ატმოსფეროში ეფექტური ტემპერატურაა 7762 K, ეს არის თეთრი ვარსკვლავი A5IV სპექტრული ტიპის.

ზეტა, ქსი, რო და სიგმა პეგასი აღნიშნავენ ცხენის კისერს. მათგან ყველაზე კაშკაშა 3,4 მაგნიტუდით არის ზეტა, რომელიც ასევე ტრადიციულად ცნობილია როგორც ჰომამი. მდებარეობს მარკაბის სამხრეთ-დასავლეთით შვიდი გრადუსით, ეს არის B8V სპექტრული ტიპის ლურჯ-თეთრი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რომელიც მდებარეობს დაახლოებით 209 სინათლის წლის მანძილზე. ეს არის ნელა პულსირებადი B ვარსკვლავი, რომელიც ოდნავ იცვლება სიკაშკაშით 22,952 ± 0,804 საათის პერიოდით, რომელიც ასრულებს 1,04566 ციკლს დღეში. Xi მდებარეობს ჩრდილო-აღმოსავლეთით 2 გრადუსით და არის F6V სპექტრული ტიპის ყვითელ-თეთრი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რომელიც მზეზე 86%-ით დიდი და 17%-ით მასიურია და მზის სიკაშკაშეს 4,5-ჯერ ასხივებს. მას ჰყავს წითელი ჯუჯა კომპანიონი, რომელიც არის 192,3 ან შორს. თუ (როგორც სავარაუდოა) პატარა ვარსკვლავი უფრო დიდი ვარსკვლავის ორბიტაზეა, მაშინ რევოლუციის დასრულებას დაახლოებით 2000 წელი დასჭირდება. თეტა პეგასი აღნიშნავს ცხენის თვალს. ასევე ცნობილია როგორც ბიჰამი, ის არის 3,43 მაგნიტუდის თეთრი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი A2V სპექტრული ტიპის, დაახლოებით 1,8-ჯერ მასიური, 24-ჯერ უფრო კაშკაშა და 2,3-ჯერ უფრო ფართო ვიდრე მზე.

ალფა (Markab), Beta (Scheat) და გამა (Algenib) ერთად Alpha Andromedae (Alpheratz ან Sirrah) ქმნიან დიდ ასტერიზმს, რომელიც ცნობილია როგორც პეგასის მოედანი. მათგან ყველაზე კაშკაშა, ალფერაცი ასევე ცნობილი იყო როგორც დელტა პეგასი, ასევე ალფა ანდრომედა, სანამ 1922 წელს ანდრომედაში განთავსდებოდა თანავარსკვლავედის საზღვრების დაყენებამდე. მეორე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავია Scheat, სპექტრული ტიპის M2.5II-IIIe წითელი გიგანტი, რომელიც მდებარეობს დედამიწიდან დაახლოებით 196 სინათლის წლის მანძილზე. ის გაფართოვდა მანამ, სანამ არ არის 95-ჯერ დიდი და აქვს მთლიანი სიკაშკაშე 1500-ჯერ აღემატება მზეს. ბეტა პეგასი არის ნახევრადრეგულარული ცვლადი, რომელიც მერყეობს 2,31-დან 2,74-მდე სიდიდიდან 43,3 დღის განმავლობაში. მარკაბი და ალგენიბი არის B9III და B2IV სპექტრული ტიპის ცისფერ-თეთრი ვარსკვლავები, რომლებიც მდებარეობენ 133 და 391 სინათლის წლის მანძილზე შესაბამისად. როგორც ჩანს, ისინი გადავიდნენ ძირითადი მიმდევრობიდან, რადგან მათი ბირთვული წყალბადის მარაგი უკვე ან ამოიწურა, ისინი ფართოვდებიან და გაცივდებიან, რათა საბოლოოდ გახდნენ წითელი გიგანტური ვარსკვლავები. მარკაბს აქვს აშკარა სიდიდე 2.48, ხოლო ალგენიბი არის ბეტა ცეფეის ცვლადი, რომელიც მერყეობს 2.82 და 2.86 სიდიდეებს შორის ყოველ 3 საათსა 38 წუთში, და ასევე ავლენს ნელ პულსაციას ყოველ 1.47 დღეში.

Eta და Omicron Pegasi აღნიშნავენ მარცხენა მუხლს და Pi Pegasi მარცხენა ჩლიქს, ხოლო Iota და Kappa Pegasi აღნიშნავენ მარჯვენა მუხლს და ჩლიქს. ასევე ცნობილი როგორც მატარი, ეტა პეგასი არის მეხუთე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი თანავარსკვლავედში. ანათებს აშკარა სიდიდით 2,94, ეს არის მრავალჯერადი ვარსკვლავური სისტემა, რომელიც შედგება G2 სპექტრული ტიპის ყვითელი გიგანტისა და სპექტრული ტიპის A5V ყვითელ-თეთრი ძირითადი მიმდევრობის ვარსკვლავისგან, რომლებიც მზეზე 3,2 და 2,0-ჯერ მასიურია. ორივე 2,24 წელიწადში ერთხელ ბრუნავს ერთმანეთის გარშემო. უფრო შორს არის ორი G-ტიპის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ორობითი სისტემა, რომელსაც 170 000 წელი დასჭირდება მ-ის გარშემო ბრუნვას.

                                                                            

სტეფანის კვინტეტი გადაღებული ჯეიმს უების კოსმოსური ტელესკოპით

M15 (NGC 7078) არის 6,4 მაგნიტუდის გლობულური გროვა, დედამიწიდან 34000 სინათლის წლის მანძილზე. ეს არის შაპლის IV კლასის კლასტერი, რაც ნიშნავს, რომ ის საკმაოდ მდიდარია და კონცენტრირებულია მის ცენტრში. M15 აღმოაჩინა 1746 წელს ჟან-დომინიკ მარალდის მიერ. Pease 1 არის პლანეტარული ნისლეული, რომელიც მდებარეობს გლობულურ გროვაში და იყო პირველი პლანეტარული ნისლეული, რომელიც ცნობილია გლობულურ გროვაში. მას აქვს აშკარა სიდიდე 15,5.

NGC 7331 არის სპირალური გალაქტიკა, რომელიც მდებარეობს პეგასუსში, 38 მილიონი სინათლის წლით დაშორებით 0,0027 წითელ გადაადგილებით. იგი აღმოაჩინა მუსიკოს-ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა 1784 წელს და მოგვიანებით იყო ერთ-ერთი პირველი ნისლეული ობიექტი, რომელიც უილიამ პარსონსმა უწოდა "სპირალი". პეგასუსის კიდევ ერთი გალაქტიკაა NGC 7742, ტიპი 2 სეიფერტის გალაქტიკა. 77 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე 0,00555 წითელ გადაადგილებით, ის არის აქტიური გალაქტიკა, რომელსაც ბირთვში აქვს სუპერმასიური შავი ხვრელი. მისი დამახასიათებელი ემისიის ხაზები წარმოიქმნება გაზის მიერ, რომელიც მოძრაობს დიდი სიჩქარით ცენტრალური შავი ხვრელის გარშემო.

პეგასუსი ასევე ცნობილია თავისი უფრო უჩვეულო გალაქტიკებითა და ეგზოტიკური ობიექტებით. აინშტაინის ჯვარი არის კვაზარი, რომელსაც წინა პლანზე გალაქტიკა ათვალიერებს. ელიფსური გალაქტიკა ჩვენგან 400 მილიონი სინათლის წლითაა დაშორებული წითელ გადაადგილებით 0,0394, მაგრამ კვაზარი ჩვენგან 8 მილიარდი სინათლის წლის მანძილზეა. ლინზირებული კვაზარი ჯვარს წააგავს, რადგან წინა პლანზე გალაქტიკის გრავიტაციული ძალა მის შუქზე ქმნის კვაზარის ოთხ გამოსახულებას. სტეფანის კვინტეტი არის კიდევ ერთი უნიკალური ობიექტი, რომელიც მდებარეობს პეგასუსში. ეს არის ხუთი გალაქტიკისგან შემდგარი გროვა 300 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე და წითელში 0.0215. კვინტეტი, რომელიც პირველად 1877 წელს ფრანგმა ედუარ სტეფანმა აღმოაჩინა, უნიკალურია თავისი ურთიერთდაკავშირებული გალაქტიკებით. ჯგუფის შუაში მყოფმა ორმა გალაქტიკამ აშკარად დაიწყო შეჯახება, რამაც გამოიწვია ვარსკვლავების წარმოქმნის მასიური აფეთქებები და ვარსკვლავების გრძელი "კუდები". ასტრონომებმა იწინასწარმეტყველეს, რომ ხუთივე გალაქტიკა შეიძლება საბოლოოდ გაერთიანდეს ერთ დიდ ელიფსურ გალაქტიკაში.

ახელები

USS Pegasus (AK-48) და USS Pegasus (PHM-1) არის შეერთებული შტატების საზღვაო ძალების ხომალდები, რომლებიც სახელწოდებით თანავარსკვლავედის "პეგასუსია".

Beyblade Storm Pegasus 105RF და მისი ევოლუციები Galaxy Pegasus W105R2F და Cosmic Pegasus F:D დაფუძნებულია პეგასის თანავარსკვლავედზე.

პეგასუსი სეია წმინდა სეიას ანიმედან ეწოდა თანავარსკვლავედის პეგასუსის სახელს

იხ. ვიდეო - Pegasus and Andromeda Constellation Video—Astronomy - An 8-minute astronomical tour of the constellations Pegasus (the Winged Horse) and Andromeda (the Princess), with tips on how to find and recognize them. Views of the Andromeda Galaxy, the globular cluster M15, and more! 

ასტროდინამიკა

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                          ასტროდინამიკა

Orbital mechanics - ორბიტალური მექანიკა

ასტროდინამიკა (სხვა ბერძნულიდან ἄστρον - "ვარსკვლავი" და δύναμις - ძალა) არის ციური მექანიკის ფილიალი, რომელიც შეისწავლის ხელოვნური კოსმოსური სხეულების მოძრაობას: ხელოვნურ თანამგზავრებს, პლანეტათაშორის სადგურებს და სხვა კოსმოსურ ხომალდებს.

ასტროდინამიკის ამოცანების სფერო მოიცავს კოსმოსური ხომალდების ორბიტების გამოთვლას, მათი გაშვების პარამეტრების განსაზღვრას, მანევრების შედეგად ორბიტებში ცვლილებების გამოთვლას, გრავიტაციული მანევრების დაგეგმვას და სხვა პრაქტიკულ პრობლემებს. ასტროდინამიკის შედეგები გამოიყენება ნებისმიერი კოსმოსური მისიის დაგეგმვისა და განხორციელებისას.

ასტროდინამიკა გამოირჩევა ციური მექანიკიდან, რომელიც უპირველეს ყოვლისა სწავლობს ბუნებრივი კოსმოსური სხეულების მოძრაობას გრავიტაციული ძალების მოქმედებით, მისი ფოკუსირებით კოსმოსური ხომალდის მართვის გამოყენებითი პრობლემების გადაჭრაზე. ამასთან დაკავშირებით, ასტროდინამიკაში ასევე აუცილებელია კლასიკური ციური მექანიკის მიერ უგულებელყოფილი ფაქტორების გათვალისწინება - ატმოსფეროსა და დედამიწის მაგნიტური ველის გავლენა, გრავიტაციული ანომალიები, მზის გამოსხივების წნევა და სხვა.

იხ. ვიდეო - The Only Video Needed to Understand Orbital Mechanics - Do you find orbital mechanics too confusing to understand? Well, you wont after this video!

In this Animation we're in space! We are going to look at why when navigating in an orbit, to speed up, you need to slow down your spacecraft! But before we answer that question, we will first review what an orbit is in the first place and what mechanical energy is! So grab a coffee and I really hope you enjoy and learn from my latest work! Thanks for passing by and please consider subscribing for more!! 

If you enjoy these animations and would like to support what I do, feel free to join me through one of the platforms below. You can support me financially or through viewing pre-released content and giving feedback!

Thank you to those who are already supporting me!

მე-20 საუკუნეში კოსმოსური მოგზაურობის დაწყებამდე ორბიტალური და ციური მექანიკა არ განსხვავდებოდა ერთმანეთისგან. მე-20 საუკუნის შუა ხანებში, დედამიწის პირველი ხელოვნური თანამგზავრების არსებობის დროს, ამ ტერიტორიას ეწოდა „კოსმოსური დინამიკა“. ორივე ველი იყენებდა ერთსა და იმავე ფუნდამენტურ მეთოდებს, როგორიც იყო კეპლერის პრობლემის გადასაჭრელად (პოზიციის განსაზღვრა დროის ფუნქციით).

იოჰანეს კეპლერი იყო პირველი, ვინც წარმატებით მოახდინა პლანეტების ორბიტების მოდელირება მაღალი ხარისხის სიზუსტით, გამოაქვეყნა თავისი კანონები 1605 წელს. ისააკ ნიუტონმა გამოაქვეყნა ციური მოძრაობის უფრო ზოგადი კანონები თავის Principia Mathematica-ს პირველ გამოცემაში (1687), რომელიც აღწერს სამი დაკვირვებით სხეულის ორბიტის პოვნის მეთოდს. ედმუნდ ჰალეიმ გამოიყენა ეს სხვადასხვა კომეტების ორბიტების დასადგენად, მათ შორის მის სახელს. 1744 წელს, ნიუტონის თანმიმდევრული მიახლოების მეთოდი ოილერმა ფორმალური გახდა ანალიტიკურ მეთოდად, ხოლო მისი ნამუშევარი, თავის მხრივ, განზოგადდა ელიფსურ და ჰიპერბოლურ ორბიტებზე ლამბერტის მიერ 1761-1777 წლებში.

ორბიტების განსაზღვრის კიდევ ერთი ეტაპი იყო კარლ ფრიდრიხ გაუსის მონაწილეობა "გაქცეული" ჯუჯა პლანეტის ცერესის ძიებაში 1801 წელს. გაუსის მეთოდი საშუალებას აძლევდა გამოეყენებინა მხოლოდ სამი დაკვირვება (მარჯვენა ასვლისა და დახრის წყვილის სახით) ორბიტის ექვსი ელემენტის მოსაძებნად, რომლებიც სრულად აღწერს მას. ორბიტის განსაზღვრის თეორია შემდგომში განვითარდა იმდენად, რამდენადაც იგი დღეს გამოიყენება GPS მიმღებებში და ახლად აღმოჩენილი მცირე პლანეტების თვალთვალისა და კატალოგისთვის. თანამედროვე ორბიტის განსაზღვრა და პროგნოზირება გამოიყენება ყველა ტიპის თანამგზავრებთან და კოსმოსურ ზონდებთან მუშაობისთვის, რადგან მათი მომავალი პოზიციები უნდა იყოს ცნობილი მაღალი სიზუსტით.

ასტროდინამიკა შეიმუშავა ასტრონომმა სამუელ ჰერიკმა 1930-იანი წლების დასაწყისში. გააცნობიერა კოსმოსური ფრენის ეპოქის გარდაუვალი დადგომა და მიიღო მხარდაჭერა რობერტ გოდარდისგან, მან განაგრძო მუშაობა კოსმოსური ნავიგაციის ტექნოლოგიაზე, თვლიდა, რომ ეს საჭირო იქნებოდა მომავალში.

პრაქტიკული ტექნიკა

ცერის წესები

შემდეგი ცერის წესები სასარგებლოა კლასიკური მექანიკის მიერ მიახლოებული სიტუაციებისთვის ასტროდინამიკის სტანდარტული დაშვებებით. განიხილება პლანეტის ირგვლივ მოძრავი თანამგზავრის კონკრეტული მაგალითი, მაგრამ ცერის წესები შეიძლება ასევე გავრცელდეს სხვა სიტუაციებში, როგორიცაა პატარა სხეულების ორბიტა ისეთი ვარსკვლავის გარშემო, როგორიცაა მზე.

პლანეტების მოძრაობის კეპლერის კანონები:

ორბიტები ელიფსურია, უფრო მძიმე სხეული ელიფსის ერთ-ერთ კერაზეა. ამის განსაკუთრებული შემთხვევაა წრიული ორბიტა (წრე არის ელიფსის განსაკუთრებული შემთხვევა) პლანეტით ცენტრში.

პლანეტიდან თანამგზავრამდე დახაზული ხაზი დროის თანაბარ ინტერვალებში აშორებს თანაბარ ფართობებს, არ აქვს მნიშვნელობა ორბიტის რომელი ნაწილი იზომება.

თანამგზავრის ორბიტალური პერიოდის კვადრატი პროპორციულია პლანეტიდან მისი საშუალო მანძილის კუბის.

ძალის გამოყენების გარეშე (მაგალითად, რაკეტის ძრავის გაშვება), თანამგზავრის ორბიტის პერიოდი და ფორმა არ შეიცვლება.

თანამგზავრი დაბალ ორბიტაზე (ან ელიფსური ორბიტის ქვედა ნაწილში) უფრო სწრაფად მოძრაობს პლანეტის ზედაპირთან შედარებით, ვიდრე თანამგზავრი მაღალ ორბიტაზე (ან ელიფსური ორბიტის მაღალ ნაწილში), უფრო ძლიერი გრავიტაციული მიზიდულობის გამო. პლანეტაზე.

თუ ბიძგი გამოყენებული იქნება თანამგზავრის ორბიტის მხოლოდ ერთ წერტილში, ის უბრუნდება იმავე წერტილს ყოველი მომდევნო ორბიტაზე, თუმცა მისი დანარჩენი გზა შეიცვლება. ამრიგად, არ შეიძლება ერთი წრიული ორბიტიდან მეორეზე გადაადგილება მხოლოდ ერთი მოკლე ბიძგის გამოყენებით.

წრიულ ორბიტაზე, ბიძგი, რომელიც გამოიყენება თანამგზავრის მოძრაობის საპირისპირო მიმართულებით, ცვლის ორბიტას ელიფსურში; თანამგზავრი დაეშვება და მიაღწევს ყველაზე დაბალ ორბიტალურ წერტილს (პერიგეს) საწყისი წერტილიდან 180 გრადუსით; შემდეგ ის ამაღლდება. თანამგზავრის მიმართულებით გამოყენებული ბიძგი შექმნის ელიფსურ ორბიტას უმაღლესი წერტილით (აპოგეა) საწყისიდან 180 გრადუსით.

ორბიტალური მექანიკის წესების შედეგები ზოგჯერ საწინააღმდეგოა. მაგალითად, თუ ორი კოსმოსური ხომალდი ერთსა და იმავე წრიულ ორბიტაზეა და უნდა დადგეს, თუ ისინი ძალიან ახლოს არ არიან, დასამაგრებელი ხომალდი უბრალოდ ვერ ამუშავებს მათ ძრავებს სიჩქარის დასაჩქარებლად. ეს შეცვლის მისი ორბიტის ფორმას, გამოიწვევს მის სიმაღლეს და რეალურად შეანელებს ტყვიის გემთან შედარებით. კოსმოსური პაემანი დოკამდე, როგორც წესი, მოითხოვს ძრავის რამდენიმე კარგად გაშვებას რამდენიმე ორბიტალური პერიოდის განმავლობაში, რომელთა დასრულებას საათები ან დღეებიც კი სჭირდება.

თუ ასტროდინამიკის სტანდარტული ვარაუდები არ დაკმაყოფილდება, ფაქტობრივი ტრაექტორიები განსხვავდება გამოთვლილისაგან. მაგალითად, დედამიწის დაბალ ორბიტაზე მყოფი ობიექტებისთვის, ატმოსფერული წევა ართულებს ფაქტორს. ეს ცერის წესები აშკარად არაზუსტია, როდესაც აღწერს შედარებითი მასის ორი ან მეტი სხეულის, როგორიცაა ორობითი ვარსკვლავური სისტემა (იხ. N-სხეულის პრობლემა). ციური მექანიკა იყენებს უფრო ზოგად წესებს, რომლებიც ვრცელდება სიტუაციების ფართო სპექტრზე. უკან კეპლერის პლანეტარული მოძრაობის კანონები, რომლებიც მათემატიკურად შეიძლება გამოვიდეს ნიუტონის კანონებიდან, მკაცრად დაცულია მხოლოდ ორი მიზიდულობის სხეულის მოძრაობის აღწერისას არაგრავიტაციული ძალების არარსებობისას; ისინი ასევე აღწერენ პარაბოლურ და ჰიპერბოლურ ტრაექტორიებს. დიდი ობიექტების უშუალო სიახლოვეს, როგორიცაა ვარსკვლავები, მნიშვნელოვანი ხდება განსხვავება კლასიკურ მექანიკასა და ფარდობითობის ზოგად თეორიას შორის.

ორბიტალური მანევრი

მთავარი სტატია: ორბიტალური მანევრი

კოსმოსური ფრენისას ორბიტალური მანევრი არის მამოძრავებელი სისტემების გამოყენება კოსმოსური ხომალდის ორბიტის შესაცვლელად.

გადაცემის ორბიტა

გადაცემის ორბიტები, როგორც წესი, არის ელიფსური ორბიტები, რომლებიც საშუალებას აძლევს კოსმოსურ ხომალდს გადავიდეს ერთი (ჩვეულებრივ წრიული) ორბიტიდან მეორეზე. ისინი, როგორც წესი, ითხოვენ გაყვანას დასაწყისში და ბოლოს, ზოგჯერ კი პროცესში.

ჰოჰმანის ორბიტა მოითხოვს მინიმალურ ორბიტალურ მანევრირების სიჩქარეს.

ბი-ელიფსური გადასვლა შეიძლება მოითხოვდეს უფრო ნაკლებ ენერგიას, ვიდრე გომანის გადაცემას, თუ ორბიტების თანაფარდობა არის 11,94 ან მეტი, მაგრამ ეს შესაძლებელი ხდება ორბიტის ცვლილების დროის გაზრდით გომანის ტრაექტორიასთან შედარებით.

უფრო სწრაფ გადაცემას შეუძლია გამოიყენოს ნებისმიერი ორბიტა, რომელიც კვეთს როგორც წყაროს, ისე სამიზნე ორბიტას, უფრო მაღალი მანევრის სიჩქარის ფასად.

დაბალი ბიძგის ძრავებით (როგორიცაა ელექტროძრავა), თუ საწყისი ორბიტა სუპერსინქრონულია საბოლოო სასურველ წრიულ ორბიტასთან, მაშინ ოპტიმალური გადაცემის ორბიტა მიიღწევა უწყვეტი ბიძგით სიჩქარის მიმართულებით აპოგეაში. თუმცა, ამ მეთოდს გაცილებით მეტი დრო სჭირდება დაბალი ბიძგის გამო.

ორბიტალური გადასვლის შემთხვევაში არათანაბარ ორბიტებს შორის სიბრტყის ცვლილება უნდა განხორციელდეს ორბიტალური სიბრტყეების გადაკვეთის წერტილში („კვანძი“). ვინაიდან მიზანია სიჩქარის ვექტორის მიმართულების შეცვლა სიბრტყეებს შორის კუთხის ტოლი კუთხით, თითქმის მთელი ეს ბიძგი უნდა განხორციელდეს, როცა ხომალდი აპოცენტრთან ახლოს მდებარე კვანძშია, როცა სიჩქარის ვექტორის სიდიდე არის მისი მინიმუმი. თუმცა, ორბიტალური მიდრეკილების ცვლილების მცირე ნაწილი შეიძლება განხორციელდეს პერიაფსისთან ახლოს მდებარე კვანძთან, ბიძგის ოდნავ დახრით დახრილობის სასურველი ცვლილების მიმართულებით. ეს მუშაობს იმის გამო, რომ მცირე კუთხის კოსინუსი ძალიან ახლოს არის ერთიანობასთან, რის შედეგადაც თვითმფრინავის მცირე ცვლილება ხდება ეფექტურად „თავისუფალი“ პერიაფსისის მახლობლად კოსმოსური ხომალდის მაღალი სიჩქარისა და ობერტის ეფექტის გამო.