# Ինչո՞ւմն է կայանում այդ կապակցության և Արեգակի բնության ուսումնասիրության գործնական նշանակությունը։
</small>
==ԳԼՈՒԽ VI։ ԱՍՏՂԵՐԸ ԵՎ ՏԻԵԶԵՐՔԻ ԿԱՌՈՒՑՎԱԾՔԸ==
===ԱՍՏՂԵՐԻ ՖԻԶԻԿԱԿԱՆ ԲՆՈՒՅԹԸ===
§ 116. ԱՍՏՂԵՐԻ ԼՈՒՍԱՏՎՈՒԹՅՈՒՆԸ։ '''Յուրաքանչյուր աստղ մի հսկայական շիկացած՝ ուստի և ինքնալուսատու գազային գունդ է և այդ տեսակետից նման է մեր Արեգակին։''' Բայց աստղերի կառուցվածքի և, առհասարակ, վիճակի մեջ՝ Արեգակի համեմատությամբ, բազմաթիվ տարբերություններ են նկատվում։
Աստղերի միջև եղած տարբերություններն ամենից լավ երևան կգան, եթե մենք նրանց համեմատենք Արեգակի հետ։
'''Լուսատպության կոչվում է աստղի լուսաուժի հարաբերությունը Արեգակի լուսաուժին։''' Աստղերի լուսատվությունը հաջողվել է որոշել, իմանալով նրանց հեռավորությունը և նրանց տեսանելի լուսաուժը՝ Արեգակի լուսաուժի համեմատությամբ։
Օրինակ, ենթադրենք, չափումների միջոցով հաստատված է, որ որևէ աստղ մեզանից միլիոն անգամ ավելի հեռու է գտնվում, քան Արեգակը, և որ նրա տեսանելի լուսաուժը 10^12 անգամ փոքր է Արեգակի լուսաուժից (դա կլինի մոտավորապես 3½ աստղային մեծության աստղ)։
Եթե մենք այդ աստղը դնելու լինենք այն հեռավորության վրա, ինչ հեռավորության վրա որ Արեգակն է մեզանից, ապա նա մեզ (10<sup>6</sup>)<sup>2</sup> անգամ ավելի պայծառ կթվա, քան հիմա, որովհետև լույսի ամեն մի աղբյուրի տեսանելի պայծառությունը փոփոխվում է հակադարձ համեմատական '''հեռավորության քառակուսուն'''։ Նա մեզ այնպես պայծառ կթվար, ինչպես Արեգակը։ Հետևաբար, տվյալ աստղն իրականում նույնքան պայծառ է, որքան Արեգակը, նրա լուսաւովուրությունը հավասար է մեկի։ Ճիշտ այս ձևով կարելի է հաշվել նաև մյուս աստղերի լուսատվությունը։
Որոշ տիպերի աստղեր, օրինակ, որոշ գույնի և ջերմաստիճանի աստղեր, որոնց հեռավորությունները հայտնի են, ինչպես պարզվել է, ունեն որոջակի լուսատվություն։ Սա թույլ է տալիս որևէ տեղ նույն տիպի աստղ հայտնաբերելու դեպքում, երբ նրա հեռավորությունն անհայտ է, ասելու, թե ինչպիսի լուսատվություն ունի նա։
Աստղերի լուսատվությունը շատ տարբեր է լինում։ Հայտնի աստղերից առավելագույն լուսատվություն ունի Ոսկե Զկնի S աստղը։ Նա երևում է իբրև 8-րդ մեծության աստղիկ, բայց իրականում նա մոտավորապես 500 000 անգամ պայծառ է մեր Արեգակից։ Նվազագույն լուսատվության աստղերը փայլում են հարյուր հազարավոր անգամ թույլ մեր Արեգակից։ '''Մեր Արեգակը ըստ իր լուսատվության միջակ աստղ է'''՝ ոչ այնքան պայծառ, բայց ոչ այնքան էլ թույլ։
Տիեզերական տարածության մեջ շատ պայծառ աստղեր քիչ կան, և որքան աստղերի լուսատվությունը փոքր է, այնքան նրանց թիվն ավելի մեծ է։
§ 117. ՏԱՐԵԿԱՆ ՊԱՐԱԼԱՔՍ ԵՎ ԱՍՏՂԵՐԻ ՀԵՌԱՎՈՐՈՒԹՏՈՒՆՆԵՐԸ։ 80-րդ պարագրաֆում մանրամասն կերպով բացատրվեց, թե ինչ բան է տարեկան պարալաքսը և ինչպե՞ս են այն չափում։ 1835—40 թթ. պարալաքսի չափումը առաջին անգամ կատարել է ռուս գիտնական Վ. Յա. Ստրուվեն։ '''Աստղի տարեկան պարալաքսն այն անկյունն է, որի տակ աստղից երևում է Երկրի ուղեծրի մեծ կիսառանցքը''' (տեսողական ճառագայթի հետ ուղիղ անկյան տակ)։ Եթե աստղի տարեկան պարալաքսը p-ն ջանասեր և ճշգրիտ չափումների միջոցով արդեն որոշված է, ապա աստղի D հեռավորությունը անմիջապես որոշվում է։
Իսկապես, տարեկան պարալաքսի սահմանումից հետևում է, որ p արտահայտելով աղեղնային վայրկյաններով՝ կունենանք
<math>D = \frac{a}{sinp}</math>
որտեո a-ն Երկրի ուղեծրի շառավիղն է։ Հաշվի առնելող p-ի փոքրությունը՝ կարելի է գրել
<math>D = \frac{a}{psin1''}</math>:
Եթե ընդունել p հավասար մեկի, ապա իմանալով, որ
<math>sin 1'' = \frac{1}{206235}</math>,
կստանանք <math>D = \frac{206235}{p}</math> աստղագիտական միավորի։
Աստղերի հեռավորությունը, նկատի ունենալով նրանց մեծությունը, սովորաբար արտահայտում են '''լուսատարով'''' կամ '''պարսեկներով'''։
'''Լուսատարին այն հեռավորությունն է, որ լույսի ճառագայթն անցնում է մեկ տարվա ընթացքում։''' Այն կիլոմետրերով արտահայտելու համար պետք է լույսի արագությունը՝ արտահայտված կիլոմետրերով մեկ վայրկյանում (մոտ 300 հազար կմ/վրկ) բազմապատկել տարվա վայրկյանների թվով (մոտ 31,5 միլիոն վայրկյան)։ Ամենամոտ պայծառ աստղից (Կենտավրոսի α) լույսը մեզ է հասնում ավելի քան 4 տարի ժամանակամիջոցում, իսկ մյուս աստղերից՝ ավելի ուշ։ Որպեսզի կարողանանք պատկերացնել այդ վիթխարի հեռավորությունը, ենթադրենք, որ Երկրից դեպի այդ աստղը անց է կացված երկաթուղի, որի վրայով առանց կանգ առնելու սլանում է ճեպընթաց գնացքը՝ 100 կմ/ժամ արագությամբ։ Գնացքը 46 միլիոն տարուց հետո միայն կհասնի այդ աստղին։
Մնացած աստղերը մեզանից (կամ, որ միևնույն է, Արեգակից) ավելի ևս հեռու են գտնվում։ Շատ աստղերի հեռավորությունները հայտնի չեն՝ այնքան նրանք հեռու են մեզանից, այսինքն՝ նրանց պարալաքսներն այնքան փոքր են, որ չափելն անհնարին է։ Բարեբախտաբար ներկայումս, հենվելով ավելի մոտ աստղերի պարալաքսների չափումների վրա, գտել են աստղերի հեռավորությունը որոշելու այլ եղանակներ։ Դրանցից ամենակարևորներից մեկը այն եղանակն է, երբ որոշ տիպի աստղերի հեռավորությունները որոշում են ըստ նրանց հայտնի լուսատվության։
Եթե պարզված է, որ տվյալ աստղը պատկանում է աստղերի այն տիպին, որոնց լուսատվությունն արդեն հայտնի է, ապա համեմատելով այդ լուսատվությունն աստղերի տեսանելի պայծառության հետ, կարելի է, հենվելով հեռավորության հետ պայմանավորված տեսանելի պայծառության փոփոխվելու օրենքի վրա, հաշվել աստղի հեռավորությունը։
'''Պարսեկը այն հեռավորությունն է, որ համապատասխանում է աղեղնային մեկ վայրկյան տարեկան պարալաքսին. դա այն հեռավորությունն է, որից Երկիր—Արեգակ հեռավորությունը երևում է 1՛՛ անկյան տակ։
Աստղի հեռավորությունը՝ D պարսեկներով արտահայտված հակադարձ համեմատական է նրա p տարեկան պարալաքսին՝ արտահայտված աղեղնային վայրկյաններով.
<math>D = \frac{1}{p}</math>։
Օրինակ, եթե մոտակա աստղի p = 0՛՛,75 = ¾ վայրկյանի, ապա նրա հեռավորությունը կլինի 4/3 պարսեկ։
Լուսատարով արտահայտված հեռավորությունը ավելի ակնհայտ է, բայց հաշվարկումների համար պարսեկներով ավելի հարմար է, քանի որ դիտումներից որոշում են աստղերի պարալաքսը, որի հետ հեռավորությունը պարսեկներով շատ պարզորոշ է կապված։
1 պարսեկը = 3,26 լուսատարու = 206265 աստղ. միավոր = 3 × 10<sup>13</sup> կմ։
§ 118. ԱՍՏՂԵՐԻ ԳՈՒՅՆԵՐԸ, ՍՊԵԿՏՐՆԵՐԸ ԵՎ ՋԵՐՄԱՍՏԻՃԱՆՆԵՐԸ։ Դժվար չէ նկատել, որ աստղերը տարբեր գույնի են լինում, մեկը սպիտակ, մյուսը դեղին, երրորղը կարմիր և այլն։ Սպիտակ գույնի են, օրինակ, Սիրիուս և Վեգա պայծառ աստղերը, դեղին է Կապելլան, կարմիր են Բետելհեյզեն և Անտարեսը։ Տարբեր գույնի աստղերը տարբեր սպեկտր և տարբեր ջերմաստիճան են ունենում։ Շիկացվող երկաթի կտորի նման, սպիտակ աստղերն ավելի ջերմ են, իսկ կարմիրները՝ ավելի քիչ։
Աստղերի սպեկտրների տարբերությունն այն է, որ նրանց անընդհատ սպեկտրների երկարությամբ պայծառությունը յուրահատուկ բաշխվածություն է ունենում, և այդ անընդհատ սպեկտրների ֆոնի վրա մութ գծերի դիրքերն ու ինտենսիվությունը տարբեր են լինում։
Դրա պատճառն աստղերի ջերմաստիճանների տարբերությունն է, այլ ոչ թե նրանց քիմիական բաղադրությունների տարբերությունը, որը բոլոր աստղերում ընդհանրապես միատեսակ է և մոտ է Արեգակի և Երկրի քիմիական բաղադրությանը։ Ուսումնասիրելով աստղերի սպեկտրները, մենք աստղերի վրա միշտ հայտնաբերում ենք նույն քիմիական էլեմենտները, որոնք հայտնի են մեզ Երկրի և Արեգակի վրա, չհայտնաբերելով և ոչ մի նոր՝ մեզ անհայտ քիմիական էլեմենտ։ Դա հաստատում է տիեզերքի նյութական միասնությունը, այն նյութի միասնությունը, որից կազմված են Երկիրը և բոլոր երկնային մարմինները։ Իսկ աստղերի սպեկտրներում եղած զանազանություններն առաջ են գալիս նրանց մթնոլորտների տարբեր ջերմաստիճաններից, որովհետև քիմիական էլեմենտների ատոմների սպեկտրները փոփոխվում են նրանց ջերմաստիճանների ուժեղ փոփոխումների դեպքում։
Աստղերի ջերմաստիճաններն ուսումնասիրվում են § 84-ում նկարագրված եղանակներով։ Այդ ուսումնասիրությունների շնորհիվ հաստատված է, որ ամենաջերմ աստղերը կապտավուն և այնուհետև սպիտակ աստղերն են։ Նրանց մակերևույթների ջերմաստիճանը կազմում է 10 000° մինչև 30 000°, բայց պատահում են է՛լ ավելի ջերմ աստղեր, որոնց ջերմաստիճանը հասնում է մոտ 100 000°-ի։ Դեղնագույն աստղերը համեմատաբար սառն են։ Նրանց մակերևույթների ջերմաստիճանը հավասար է մոտ 6 000°։ Ամենից նվազ տաքը կարմիր աստղերն են. նրանց մակերևույթների ջերմաստիճանը հավասար է ընդամենը միայն 3 000°, իսկ երբեմն էլ նույնիսկ 2 000° և ավելի պակաս։ Աստղերի ընդերքում, այնպես, ինչպես որ Արեգակի ընդերքում, ջերմաստիճանը միլիոնավոր աստիճանների է հասնում։
Արեգակն ըստ իր սպեկտրի և ջերմաստիճանի համեմատելով աստղերի հետ, գալիս ենք այն եզրակացության, որ '''նա միջին ջերմաստիճան (6 000°) ունեցող դեղին աստղ է'''։
119. ԱՍՏՂԵՐԻ ՉԱՓԵՐԻ ՈՐՈՇԵԼԸ։ Գիտությունը ներկայումս աստղերի չափերը որոշելու մի քանի եղանակներ գիտե։ Նրանցից մեկը մենք կպարզաբանենք այսպիսի օրինակով.
Հայտնի է, որ աստղի մակերևույթի մեկ քառակուսի սանտիմետրի արձակած էներգիայի քանակը որոշվում է միայն աստղի ջերմաստիճանով։ Որքան բարձր է ջերմաստիճանը, այնքան աստղը շատ էներգիա է ճաոագայթում։
'''Աստղի լրիվ ճառագայթումը (նրա լուսատվությունը) հավասար է նրա մակերևույթի մեկ քառակուսի սանտիմետրի ճառագայթած էներգիայի քանակին՝ բազմապատկած նրա մակերևույթի մեծությամբ։''' Ուստի, եթե որևէ աստղ ունի նույն ջերմաստիճանը և լուսատվությունը, ինչ որ մեր Արեգակը, ապա մենք կարող ենք ասել, որ աստղի մակերևույթի մեծությունը (հետևաբար և տրամագիծը) նույնն է, ինչ որ Արեգակինը։
Եթե Արեգակի ջերմաստիճանին հավասար ջերմաստիճան ունենալով հանդերձ՝ աստղի լուսատվությունը 16 անգամ ավելի է, նշանակում է՝ նրա մակերևույթը 16 անգամ, իսկ տրամագիծը 4 անգամ մեծ է, քան Արեգակինը։ Ճիշտ նույն ձևով կարելի է որոշել նաև մյուս աստղերի տրամագծերը, ուղղում մտցնելով նրանց ջերմաստիճանի և Արեգակի ջերմաստիճանի միջև եղած տարբերության չափով։ Ստացվող արդյունքներն ստուգվում են այլ եղանակներով, և պարզվում է, որ նրանք շատ լավ համապատասխանում են մեկը մյուսին։
§ 120. ՀՍԿԱ ԵՎ ԹԶՈՒԿ ԱՍՏՂԵՐ։ '''Հսկա աստղեր կոչվում են բարձր լուսատվություն ունեցող աստղերը, իսկ թզուկ աստղեր՝ նվազ լուսատպություն ունեցող աստղերը։''' Սակայն աստղերի մեջ մեծության տեսակետից ևս մենք հանդիպում ենք և՛ հսկաների, և՛ թզուկների։
<small>'''Հսկաների ու թզուկների բաժանվելը բոլորից ցայտուն հանդիպում է ամենասառը աստղերի մոտ, որոնք ունեն կարմիր գույն։ Ամենամեծ չափեր ունեն կարմիր հսկաները։'''</small>
Կարմիր հսկա աստղերի թվփն են պատկանում Բետելհեյզեն և Անտարեսը։ Նրանցից առաջինի տրամագիծը 420 անգամ, իսկ երկքորդինը՝ 285 անգամ մեծ է Արեգակի տրամագծից։ Բետելհեյզե հսկա աստղի ներսում կարող են տեղավորվել արեգակնային համակարգության մոլորակների ուղեծրերը՝ մինչև Մարսը ներառյալ։ Այն գազը, որից բաղկացած են կարմիր հսկա աստղերը, չափազանց նոսր է. նրա խտությունը հազարավոր անգամ փոքր է սենյակի օդի խտությունից։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_107.png|350px|frameless|thumb|center]]
Կարմիր թզուկ աստղերը չզինված աչքով չեն երևում։ Այդ աստղերից մեկը, որ շատ մոտ է մեզ (ըստ Կրյուգերի կատալոգի № 60 աստղը), իր տրամագծով 2½ անգամ փոքր է Արեգակից։ Նրա բաղադրության մեջ մտնող գազերն այնքան ուժեղ կերպով են սեղմված, որ 4,5 անգամ ավելի միջին խտություն ունեն, քան ջուրը, և երեք անգամ ավելի խտություն, քան Արեգակը։
Որքան փոքր են աստղերը, այնքան նրանք ավելի մեծ թվով են հանդիպում տիեզերական տարածության մեջ, իսկ կարմիր հսկա աստղեր շատ քիչ են երևում։ '''Իր մեծությամբ Արեգակը շարքային աստղ''' է, ոչ առանձնապես մեծ, բայց ոչ այնքան էլ փոքր։
§ 121. ՍՊԻՏԱԿ ԹԶՈՒԿ ԱՍՏՂԵՐ։ Գոյություն ունեն այնպիսի աստղեր, որոնք ըստ իրենց լուսատվության պատկանում են թզուկ աստղերի թվին, բայց սպիտակ գույն և բարձր ջարմաստիճան ունեն։ '''Իրենց մեծությամբ սպիտակ թզակ աստղերը բոլոր աստղերից ամենափոքրերն են։''' Նրանց մեծությունը կարելի է համեմատել մոլորակների չափերի հետ, իսկ երբեմն էլ նույնիսկ փոքր են լինում, քան Երկիրը։ Սպիտակ թզուկ աստղի օրինակ է հանդիսանում Սիրիուսի արբանյակը։ Այդ թույլ աստղը մոլորակի նման պտտվում է Սիրիուսի շուրջը, սակայն նրա մասսան գրեթե հավասար է Արեգակի մասսային, և նա սեփական լույս է ճառագայթում։
'''Սպիտակ թզուկ աստղերի միջին խտությունը չափազանց բարձր է. նա հազարավոր անզամ գերազանցում է ջրի խտությանը։''' Սպիտակ թզուկ աստղերից մեկի խտությունն այնքան մեծ է, որ եթե նրա նյութից վերցնելու լինեինք մի մատնոցի չափ, ապա այն կհավասարակշռեր շոգեկառքի (խտությունը կազմում է 5 · 10<sup>7</sup> գր/սմ³)։
Երկրի վրա մենք չգիտենք մի այնպիսի նյութ, որը նման՝ զարմանալի չափերի հասնող խտություն ունենար։ Մինչգեռ սպիտակ թզուկ աստղերը բաղկացած են հենց նույն քիմիական էլեմենտների ատոմներից, որոնցից կազմված է Երկիրը։ Այդ հանելուկի լուծումը տալիս է նյութի ատոմների կառուցվածքի և աստղերի ներսում գոյություն ունեցող ֆիզիկական պայմանների իմացումը։
<small>Քիմիական էլեմենտների ատոմները բարդ սիստեմներ են, որոնք կազմված են միջուկներից և նրանց շուրջը պտտվող էլեկտրոններից։ Ատոմի գրեթե ամբողջ մասսան կենտրոնացած է նրա միջուկում, իսկ ատոմի մեծությունը բնորոշվում է միջուկից ամենահեոավոր էլեկտրոնի ուղեծրի չափերով։ Ատոմների այդ չափերով է բնորոշվում ճնշման ազդեցության տակ ատոմների մերձեցման սահմանը։ Սպիտակ թզուկ աստղերի ընդերքում տիրում է վիթխարի բարձր ջերմաստիճան և ճնշում։ Բարձր ջերմաստիճանի ազդեցության տակ էլեկտրոնները պոկվում են իրենց ատոմներից, և վերջիններից մնում են միայն նրանց միջուկները, որոնց ծավալը էլեկտրոնների ուղեծրերի համեմատությամբ չափազանց փոքր է։ Ուստի հսկայական ճնշման ազդեցության տակ իրենց չափերով փոքրացած ատոմները կարող են խիստ կերպով իրտր մոտենալ, որի հետևանքով ստացվում է արտակարգ խտություն ունեցող նյութ։ Երկրի վրտ չկան ո՛չ այդպիսի բարձր ջերմաստիճաններ, ոչ էլ այդպիսի մեծ ճնշումներ, որոնք կարողանային նյութն այդ վիճակին հասցնել։
Սպիտակ թզուկ աստղերի ուսումնասիրության օրինակից մենք տեսնում ենք, թե ի՛նչպես աստղագիտությունը հարստացնում է մեր ֆիզիկական գիտելիքները նյութի կաոուցվածքի մասին։</small>
<small>ՀԱՐՑԵՐ ԻՆՔՆՍՏՈՒԳՄԱՆ ՀԱՄԱՐ
# Ի՞նչ է աստղի լուսատվությունը։
# Ինչո՞ւմն է արտահայտվում աստղերի նմանությունը Արեգակին և ինչո՞վ են շատ աստղեր նրանից տարբերվում։
# Ի՞նչ է իրենից արտահայտում տարեկան պարալաքսի մեծությունը։
# Ի՞նչ է պարսեկը և ի՞նչ է լուսատարին։
# Ո՞ր աստղն է մեզ ամենամոտր, ինչպիսի՞Ն են նրա պարալաքսը և մեզնից ունեցած հեռավորությունը՝ պարսեկներով և լուսատարով։
# Էլ ինչպիսի՞ եղանակ գոյություն ունի որոշ աստղերի հեռավորությունը որոշելու համար։
# Ինչպե՞ս են տարբերվում տարբեր աստղերի գույնն ու ջերմաստիճանը։
# Ի՞նչ է հայտնի աստղերի քիմիական բաղադրության մասին։ Ինչո՞ւ տարբեր աստղերի սպեկտրները տարբեր են չինում։
# *Ինչպե՞ս են հաշվում աստղերի չափերը։
# Ինչպիսի՞ աստղերն են դասվում թզուկների և ինչպիսի՞ք՝ հսկաների խմբին։
# Նկարագրեցեք՝ ինչպիսի՞ք են ամենամեծ և ամենափոքր աստղերի գույնը, ջերմաստիճանը, չափերը և խտությունը։
# Ինչպիսի՞ն է մեր Արեգակի տեղը մյուս աստղերի շարքում նրա չափերի և յույսի ուժի տեսակետից։
# Ինչպիսի՞ աստղերն են կոչվում սպիտակ թզուկներ ե ինչո՞ւմն է արտահայտվում նրանց ֆիզիկական կառուցվածքի առանձնահատկությունը։
</small>
[[Պատկեր:Astronomy_pic_108.png|220px|frameless|thumb|right]]
§ 122. ԿՐԿՆԱԿԻ ԱՍՏՂԵՐԸ ԵՎ ՆՐԱՆՑ ՄԱՍՍԱՆԵՐԸ։ '''Շատ աստղեր կազմում են աստղերի այնպիսի սիստեմներ, որոնք փոխդարձ ձգողության ազդեցությամբ պտտվում են իրենց ընդհանուր ծանրության կենտրոնի շուրջը։ Այդպիսի աստղերը կոչվում են ֆիզիկապես կրկնակի աստղեր։''' Չզինված աչքի համար այդպիսի աստղերը միաձուլվում են իրար հետ, և մենք նրանց իբրև մեկ աստղ ենք տեսնում։ Միայն հեռադիտակով, իսկ երբեմն էլ միմիայն սպեկտրային անալիզի միջոցով կարելի է պարզել, որ տվյալ աստղը կրկնակի է։
Երբեմն պատահում է, որ երկու իրարից հեռու գտնվող և փոխադարձ ձգողականությամբ չկապված աստղեր երևում են համարյա միևնույն ուղղությամբ, այնպես որ չզինված աչքի համար նրանք միաձուլվում՝ մեկ աստղ են դառնում։ Այդպիսի աստղերը կոչվում են օպտիկապես կրկնակի։
Ֆիզիկապես կրկնակի աստղերը մեկը մյուսի շուրջը տարբեր պարբերությամբ և տարբեր հեռավորության վրա են պտտվում։ Առհասարակ, որքան աստղերը մոտ են գտնվում միմյանց, այնքան նրանց պտտման պարբերությունը կարճ է լինում, և որոշ աստղերի համար նա տևում է ժամեր, մյուսների համարի հարյուրամյակներ։
Հեռադիտակով իբրև կրկնակի երևում են միայն այն աստղերը, որոնց պտտման պարբերությունը մի քանի տասնյակ տարի և ավելի է տևում, իսկ նրանց միջև եղած իրական հեռավորությունը գերազանցում է Երկրի և Արեգակի միջև եղած հեռավորությունից։
Հաճախ երկու աստղերից մեկը լինում է մի գույնի (օրինակ, դեղին կամ կարմիր), իսկ մյուսը՝ մի այլ գույնի (օրինակ, սպիտակ կամ կապտավուն)։ Նրանց հեռադիտակով դիտելը շատ հետաքրքիր է։
Պատկերացրեք, թե ի՛նչպես պետք է փոփոխվի լուսավորվածում թյունն այն մոլորակների վրա, որոնք պտտվում են այդպիսի կրկնակի աստղերի շուրջը, երբ հորիզոնի վրա ծագում է մերթ կարմիր, մերթ կապտավուն արեգակ, կամ երկու արեգակները միասին։
Շատ կրկնակի աստղեր են հայտնաբերել ռուս գիտնականներ Վ. Յա. Ստրուվեն և նրա տղան՝ Օ. Վ. Ստրուվեն։
Երբեմն պատահում են այնպիսի սիստեմներ, որոնք բաղկացած են ոչ թե երկու, այլ երեք կամ նույնիսկ չորս աստղերից։ Սրանք այսպես կոչված՝ '''բազմապատիկ աստղերն են'''։
Կրկնակի աստղերի շարժումների ուսումնասիրությունը հնարավորություն է տալիս որոշել նրանց մասսաները՝ Կեպլերի երրորդ օրենքի հիման վրա։
Պարզվել է, որ '''հսկա աստղերի մասսաները ավելի են, քան բզուկ աստղերի մասսաները''', բայց այդ տարբերություններն այնքան էլ մեծ չեն։ Ամենածանր աստղերի մասսաները 10 անգամ ավելի են Արեգակի մասսայից, իսկ ամենաթեթև աստղերինը՝ մի քանի անգամ փոքր են։ '''Հետևաբար, իր մասսայով Արեգակը հանդիսանում է միջին մեծության աստղ։'''
Մենք տեսնում ենք, որ ֆիզիկական բոլոր հատկանիշների՝ գույնի, սպեկտրի, չափերի, ջերմաստիճանի և մասսայի տեսակետից '''Արեգակը հանդիսանում է մի շարքային աստղ, որը ոչ մի բանում չի առանձնացվում մյուս աստղերից'''։ Երբ աստղի մասսան և տրամագիծը հայտնի են, դժվար չէ գտնել նրա միջին խտությունը հետևյալ ֆորմուլայով.
<math>D = \frac{m}{v}</math>
որտեղ m աստղի մասսան է, իսկ v ծավալը։ Այսպիսի եղանակով էլ որոշվել են նախորդ պարագրաֆներում հիշատակված աստղերի խտությունները։ Հետաքրքրական է նշել, որ մինչև այժմ շատ փոքր մասսա (այնպիսի կարգի, ինչպիսին Երկրի մասսան է) ունեցող աստղեր, այսինքն՝ ինքնալուսատու երկնային մարմիններ չեն հայտնաբերվել։
§ 123. ՍՊԵԿՏՐԱԼ ԿՐԿՆԱԿԻ ԵՎ ԽԱՎԱՐՈՒՆ ԿՐԿՆԱԿԻ ԱՍՏՎԵՐ։ Երբեմն երկու աստղ իրենց փոխադարձ պտտման ժամանակ այնքան մոտ են գտնվում միմյանց, որ նույնիսկ ամենաուժեղ հեռադիտակով հնարավոր չէ նրանց զատ-զատ դիտել։ Այս դեպքում հաճախ օգնության է հասնում սպեկտրային անալիզը։ '''Այդպիսի կրկնակի աստղերի սպեկտրները վերադրվում են մեկը մյուսի վրա։ Իսկ որովհետև այդ երկու աստղերը երըեմն իրենց ուղեծրերով պտտվելու ժամանակ մեր նկատմամբ հակառակ կողմերի վրա են շարժվում, ուստի նրանց սպեկտրների գծերը տեղաշարժվում են հակառակ կողմերի վրա։''' Սպեկտրալ գծերը երկատվում են։ Նրանց տեղաշարժի մեծությունը պարբերաբար փոփոխվում է, որովհետև ուղեծրով շարժվելու ժամանակ յուրաքանչյուր աստղը մերթ մոտենում է մեզ, մերթ հեռանում մեզանից։ '''Այն աստղերը, որոնց կրկնակիությունը միայն սպեկտրային անալիզի միջոցով է հայտնաբերվում, կոչվում են սպեկտրալ կրկնակի աստղեր։'''
[[Պատկեր:Astronomy_pic_109.png|230px|frameless|thumb|right]]
Սպեկտրալ կրկնակի աստղերի հայտնագործություններ և հետազոտություններ են կատարել սովետական ակադեմիկոսներ Ա. Ա. Բելոպոլսկին և Գ. Ա. Շայնը։
Որոշ դեպքերում, երբ կրկնակի աստղի ոլղեծրի հարթությունն անցնում է ճիշտ այն գծի ուղղությամբ, որով մենք նայում ենք նրան, աստղերից մեկը պարբերաբար ծածկում է մյուսին։ Ուստի երկու աստղերի այդպիսի սիստեմի արձակած գումարային լույսը ժամանակ աո ժամանակ հենց պարբերաբար էլ փոփոխվում է։ Ըստ որում աստղերից մեկը կարող է ավելի պայծառ լինել, իսկ մյուսը՝ թույլ։ '''Այն աստղերը, որոնց պայծառությունը պարբերաբար փոփոխվում է այն պատճառով, որ նրանք կրկնակի են և աստղերից մեկը պարբերաբար ծածկում է մյուսին, կոչվում են խավարուն կրկնակի աստղեր։''' Երբեմն նրանց անվանում են նաև խավարուն փոփոխական աստղեր կամ ալգոլներ, քանի որ այդ տեսակի տիպիկ աստղ է Պերսեոսի β, որին արաբները Ալգոլ են անվանել։ Ալգոլ բառը հայերենի թարգմանած նշանակում է «դիվային աստղ»։ Այդպես են նրան անվանել արաբները, որոնք նկատել են նրա փայլի փոփոխվելը, բայց չեն կարողացել այն բացատրել։ Ալգոլի փայլի փոփոխությունները, որ տիպիկ են այդպիսի աստղերի համար, պատկերված են կորագծով (նկ. 109)։ Քանի դեռ խավարում չկա, աստղը երկար ժամանակ պահպանում է իր միապաղաղ փայլը։ Խավարումն սկսվելուն պես փայլը արագ նվազում է, խավարման կեսին հասնում է մինիմումի և այնուհետև նորից ուժեղանում։ Եթե այդպիսի սիստեմի երկու աստղ հավասար պայծառություն կամ չափեր չեն ունենում, ապա փայլի կորագծի վրա նկատվում է փայլի անկման երկու շրջան. մեկում լույսն ավելի շատ է նվազում, մյուսում՝ քիչ։
Նման փայլի կորագծերի մանրամասն ուսումնասիրությունը, որ հատկապես մեծ հաջողությամբ կատարվում է Պուլկովում, Կազանում և Օդեսայում (Վ. Ա. Կրատ, Դ. Յա. Մարտինով, Վ. Պ. Ցեսեվիչ և արիշներ), բերում է շատ փաստերի ի հայտ բերելուն, որոնք բնորոշում են տվյալ բազմասիստեմը։ Գ. Ա. Շայնը մանրամասնորեն ուսումնասիրելով կրկնակի աստղերը, հայտնաբերել է, որ նրանք Արեգակի նման պտտվում են իրենց առանցքի շուրջը։
§ 124.* ԿՐԿՆԱԿԻ ԱՍՏՂԵՐԻ ՄԱՍՍԱՆԵՐԻ ՈՐՈՇԵԼԸ։ Եթե կրկնակի աստղի հեռավորությունը հայտնի է, ապա կարելի է որոշել մեծ աստղի նկատմամբ փոքր աստղի ուղեծրի մեծ կիսառանցքի՝ երկարությունը կիլոմետրերով, իսկ նրա պտտման պարբերությունը որոշվում է ուղղակի դիտումներով։ Այն ժամանակ, համեմատելով կրկնակի աստղի շարժումը Արեգակի շուրջը Երկրի կատարած շարժման հետ, մենք կարող ենք Կեպլերի երրորդ ճշգրտած օրենքի հիման վրա գրել՝
<math>\frac{P^2(m_1+m_2)}{1^2(M+m)} = \frac{A^3}{1^3}</math>,
որտեղ P կրկնակի աստղի պտտման պարբերությունն է՝ տարիներով, A նրա ուղեծրի մեծ կիսառանցքը աստղագիտական միավորներով, իսկ m<sub>1</sub> և m<sub>2</sub> այդ աստղերի մասսաներն են։ M Արեգակի մասսան է, իսկ m — Երկրի մասսան, որն Արեգակի մասսայի համեմատությամբ կարելի է անտեսել։ Ուստի այս ֆորմուլայից կարելի է գտնել երկու աստղերի մասսաների գումարը, արտահայտած Արեգակի մասսայով։
<math>m_1+m_2 = \frac{A^3}{P^2} \cdot M</math>։
Իսկ դիտումներից իմանալով այդ երկու աստղերի հեռավորությունն իրենց ընդհանուր ծանրության կենտրոնից, կարելի է առանձին-առանձին որոշել աստղերից յուրաքանչյուրի մասսան։
§ 125. ՖԻԶԻԿԱՊԵՍ ՓՈՓՈԽԱԿԱՆ ԱՍՏՂԵՐ։ Մենք վերը տեսանք, որ լինում են այնպիսի աստղեր, որոնց փայլի փոփոխությունը թվացող է և առաջանում է երկրաչափական պատճառից՝ խավարումից։ Իրականում այդ աստղերի ճառագայթած էներգիայի քանակը չի փոխվում։ Դրա հետ միասին կան այնպիսի աստղեր, որոնց ճառագայթման էներգիան տատանվում է. '''ֆիզիկապես փոփոխական կոչված աստղերը իրենց ճառագայթած էներզիայի քանակն իսկապես փոփոխում են ֆիզիկական պատճառների հետևանքով'''։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_110.png|370px|frameless|thumb|center]]
Գոյություն ունեն ֆիզիկապես փոփոխական աստղերի մի քանի տարբեր տիպեր, որոնք միմյանցից տարբերվում են ինչպես փայլի փոփոխման կորագծերով, նույնպես և ֆիզիկական այլ հատկանիշներով։
Ամենից առաջ ֆիզիկապես փոփոխական աստղերր բաժանվում են '''պարբերականների''' և '''ոչ պարբերականների'''։ Առաջինների փայլի փոփոխությունները տեղի են ունենում անընդհատ, որոշ օրենքով և խիստ պարբերաբար։ Նրանց նկատմամբ նախապես կարելի է ասել, թե ինչ պայծառության կլինեն նրանք որոշ մոմենտում։ Երկրորդների փայլի փոփոխությունները կատարվում են անկանոն, առանց որևէ պարբերականության, և պայծառության տատանումներն իսկ մերթ ուժեղ են լինում, մերթ թույլ, առանց որևէ օրինաչափության։ Այդպիսի անկանոն փոփոխական աստղերի մեծամասնությունը կարմիր հսկա աստղեր են հանդիսանում. նրանց թվին են պատկանում Բետելհեյզեն և Անտարեսը։
Մի քանի ոչ պարբերական փոփոխական աստղերի փայլի փոփոխությունների կորագծերը պատկերված են նկ. 110-ում։ Նրանց պայծառության փոփոխությունների պատճառները դեռ քիչ են ուսումնասիրված։
Պարբերական փոփոխական աստղերի մեջ աչքի են ընկնում '''ցեֆեիդները'''։
'''Ցեֆեիդներն''' այդ անունն ստացել են Ցեֆեոսի δ (դելտա) աստղից, որ այդ տեսակի տիպիկ աստղ է, նրա փայլի փոփոխության կորագիծը պատկերված է նկ. 111-ում։ Այդ տիպին պատկանող զանազան աստղերի պարբերությունները տատանվում են մի քանի ժամից սկսած մինչև մի քանի տասնյակ օր։ Նրանց փայլը աճում է ավելի արագ, քան նվազում է։ Փայլի փոփոխությունները հասնում են մոտավորապես մեկ աստղային մեծության։ Դրա հետ միասին որոշ չափով փոփոխվում են ցեֆեիդների գույնն ու ջերմաստիճանը։ Նրանց պայծառության փոփոխության պատճառը պարբերական բաբախումն (պուլսացիա) է, այսինքն՝ աստղի ընդարձակումը և սեղմումը, որն ուղեկցվում է ջերմաստիճանի փոփոխություններով։ Այդ տատանումները փոփոխում են լուսատուի մակերևույթի մեծությունը և մակերևույթի մեկ միավորի ճառագայթած էներգիայի քանակը, իսկ նրանց արտադրյալը, ինչպես մենք գիտենք, որոշում է աստղի լուսատվությունը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_111.png|200px|frameless|thumb|left]]
'''Երկարապարբերական''' փոփոխական աստղերն ունեն մի քանի հարյուր օրերի հասնող պարբերություն, և նրանց պայծառությունը տատանվում Է մի քանի աստղային մեծության սահմաններում։ Օրինակ, Կետի ο (օմիկրոն) աստղը, որ կոչվում է նաև «Զարմանալի» կամ «Զարմանահրաշ» (լատիներեն՝ Միրա) պայծառությտն մաքսիմումի ժամանակ լինում է մոտավորապես աստղային 3-րդ մեծության, իսկ մինիմումի ժամանակ թուլանում է մինչև 9-րդ մեծության, երբ նրան միայն հեռադիտակով կարելի է տեսնել։ Երկարապարբերական փոփոխական աստղերը կարմիր հսկաներ են և նրանց փոփոխականության պատճառը նույնն է, ինչ որ ցեֆեիդներինը, բայց սրանց մոտ այդ բոլոր երևույթներն ավելի դանդաղ և ոչ այնքան կանոնավոր կերպով են տեղի ունենում։
§ 126. ՆՈՐ ԱՍՏՂԵՐ։ Երբեմն նկատվել է, որ երկնքի այս կամ այն մասում հանկարծ աստղ է բռնկվում, որ առաջ այնտեղ չէին տեսել, և հետո, թուլանալով, այն նորից անհետանում է։ Այդպիսի աստղերը '''նոր աստղեր''' են անվանել։ Հետագայում պարզվել է, որ դրանք իրականում նոր աստղեր չեն, նրանք որպես շատ թույլ աստղեր գոյություն են ունեցել և առաջ, բայց մի ինչ-որ պատճառով տասնյակ հազար անգամ ուժեղացել են իրենց պայծառությամբ։ Կարճատև բռնկումից հետո այդպիսի աստղը նորից վերադառնում է իր նախկին պայծառության։ Այսպիսով, '''նոր աստղեր կոչվում են այնպիսի աստղերը, որոնք հանկարծակի իրենց պայծառությամբ ուժեղանում են մի քանի տասնյակ հազար անգամ և այնուհետև, աստիճանաբար վերադաոնամ են իրենց նախկին պայծառության'''։ Օրինակ, Արծվի համաստեղության մեջ եղած նոր աստղը բռնկումից առաջ և նրանից հետո եղել է 10½, մեծության, բայց 1918 թվին մի քանի օր շարունակ նա փայլել է իբրև առաջին մեծության աստղ։
Նոր աստղերի բազմակողմանի ուսումնասիրությունը ցույց է տվել, որ նրանց պայծառության ուժեղացման պատճառն այն է, որ այդ աստղերի մակերևույթը հանկարծակի փքվում, մեծանում է։ Աստղի մթնոլորտը, որը չափերի տեսակետից նույնպիսի կարգի է, ինչպես որ Արեգակը, մի քանի ժամվա ընթացքում պղպղջակի նման այնքան է փքվում, որ նրա տրամագիծը մեծանում է Երկրի ուղեծրի տրամագծից։ Փքվելու պատճառն աստղի ներսում առաջացող ինչ-որ պայթյուններն են։ Մեր Արեգակն այդ ձևով պայթել չի կարող, քանի որ, համաձայն մոսկովյան աստղագետներ Պ. Պ. Պարենագոյի, Բ. Վ. Կուկարկինի և Բ. Ա. Վորոնցով-Վելյամինովի հետազոտությունների՝ պայթում են միայն որոշ տիպի շատ ջերմ աստղերը, որոնց թվին Արեգակը չի պատկանում։
Առավելագույն փայլի և փքման մոմենտին աստղի մթնոլորտը նրանից անջատվում է. մեծ թափով ընդարձակվելով, վայրկյանում մի քանի հարյուր կիլոմետր արագությամբ, նա ձգվում է բոլոր կողմերի վրա և վերջ ի վերջո ցրվում տիեզերական տարածության մեջ։ Միաժամանակ աստղն ինքը սկսում է ավելի ու ավելի սեղմվել, և թեև նրա մակերևույթը շիկանում է մինչև 50—80 հազար աստիճան, այնուամենայնիվ նրա պայծառությունը աստղի չափերը փոքրանալու պատճառով թուլանում է։ Շնորհիվ սովետական գիտության՝ փոփոխական և նոր աստղերի ուսումնասիրության բնագավառում ձեռք բերած նվաճումների, միջազգային համաձայնությամբ մոսկովյան աստղագետներին հանձնարարված է գլխավորել այդ երկու բնագավառներում բոլոր հետազոտությունները։
§ 127. ԱՍՏՂԵՐԻ ՇԱՐԺՈՒՄԸ։ Երկնքում աստղերի փոխադարձ դասավորությունը թվում է միանգամայն անփոփոխ, նույնիսկ դարեր շարունակ։ Երականում բոլոր աստղերը, նույն թվում նաև մեր Արեգակը, շարժվում են և այն էլ հսկայական արագությամբ՝ վայրկյանում տասնյակ և հարյուրավոր կիլոմետր արագությամբ։ Բայց որովհետև աստղերի հեռավորությունները չափազանց մեծ են, ուստի նրանց դիր-
<Բացակայում է 1 էջ>
Հիշեցնենք, որ համաստեղություններում աստղերի մոտիկությունը իրարից թվացող է։ Իրականում նրանք գտնվում են շատ մեծ ու շատ տարբեր հեռավորության վրա թե՛ մեզնից և թե՛ մեկը մյուսից։ Ուստի չի կարելի նույնիսկ այսպիսի հարց տալ, թե «արդյոք ո՞րքան ժամանակում մենք կարող ենք թռչել ու հասնել այդ համաստեղություններին և, այն ժամանակ ի՞նչ կլինի)։
Որքան մոտենում ենք Քնարի և Հերկուլեսի համաստեղությունների աստղերին, այնքան նրանք մեր առաջ միմյանցից հեռանում են, ինչպես հեռանում են ծառերը իրարից անտառին մոտենալիս, որոնք հեռվից իրար հետ միացված էին թվում։ Այդ համաստեղությունների ուրվագծերը բոլորովին կփոխվեն հեռավոր ապագայում և Արեգակին հարևան կդառնան ուրիշ աստղեր, բայց և այնպես նրանց հեռավորություններն առաջվա պես կմնան չափազանց մեծ։
Որևէ աստղի հետ բախվելու մասին խոսք անգամ չի կարող լինել, որովհետև աստղերն իրարից բաժանող հեռավորությունները վիթխարի են։ Աստղերի բախվելը նույնքան քիչ հավանական է, որքան և այն երկու փոշու հատիկների բախվելը, որոնք ճախրում են թատրոնի կամ ակումբի մեծ դահլիճի տարբեր ծայրերում։
<small>ՀԱՐՅԵՐ ԻՆՔՆՍՏՈՒԳՄԱՆ ՀԱՄԱՐ
# Ինչո՞ւմն է արտահայտվում օպտիկապես կրկնակի և ֆիզիկապես կրկնակի աստղերի միշև եղած տարբերությունը։
# Ինչպե՞ս կարելի է ըստ սպեկտրի ի հայտ բերել որոշ աստղերի կրկնակիությունը։
# Ի՞նչ են խավարուն կրկնակի աստղերը։ Ինչպիսի՞ն է ժամանակի ընթացքում նրանց պայծառության փոփոխության բնույթը։ Նշեցեք այդ տիպի մեկ տիպական աստղ։
# Բացատրեցեք այդպիսի աստղերի պայծառության փոփոխության պատճառը և համադրեցեք աստղերի մեկը մյուսի նկատմամբ ունեցած տեսանելի դասավորությունը նրանց գումարային պայծառության կորի տարբեր մասերի հետ։
# Ինչպե՞ս են որռշում աստղերի մասսան։
# Ինչպե՞ս են տարբերվում իրարից աստղերի մասսաները։ Համեմատեցեք նրանց մասսան Արեգակի մասսայի հետ։
# Ինչպիսի՞ աստղերն են կոչվում ֆիզիկապես փոփոխական։
# *Նկարագրեցեք տարբեր տիպերի փաիոխական աստղերի պայծառության փոփոխությունները և բացատրեցեք այն կորերով։
# *Ինչո՞վ են բացատրվում այդպիսի աստղերի պայծառության փոփոխությունները։
# Ինչպիսի՞ աստղերն են կոչվում նոր աստղեր և ի՞նչ է տեղի ունենում նրանց հետ բռնկման Ժամանակ։
# Ինչպիսի՞ երկու եղանակով են ուսումնասիրվում աստղերի շարժումները։
# Ո՞ւր և ի՞նչ արագությամբ է շարժվում արեգակնային համակարգությունը։
</small>
===ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՍԻՍՏԵՄՆԵՐ ԵՎ ՄԻԳԱՄԱԾՈՒԹ3ՈՒՆՆԵՐ===
§ 128. ԱՍՏՂԱԿՈՒՅՏԵՐ։ Երկնքի որոշ տեղերում հեռադիտակով, իսկ տեղ-տեղ նույնիսկ չզինված աչքով կարելի է նկատել աստղերի խիտ խմբեր կամ '''աստղակույտեր'''։ Նրանք լինում են երկու տիպի՝ '''ցրված''' և '''գնդաձև'''։
'''Ցրված աստղակույտերում մի քանի հարյուր կամ հազար աստղեր անկանոն կերպով ցրված են լինում երկնքի փոքր տեղամասում։''' Այս աստղերը բոլորն էլ տարածության մեջ իսկապես մոտիկ են միմյանց և կապված են փոխադարձ ձգողությամբ։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_113.png|200px|frameless|thumb|left]]
[[Պատկեր:Astronomy_pic_114.png|250px|frameless|thumb|right]]
'''Գնդաձև աստղակույտերը պարունակում են հարյուր հազարավոր տստղեր, որոնք ավելի են խտանում զնդի ձև ունեցող աստղակույտի կենտրոնական մասերում։''' Այդ աստղակույտերի աստղերը նույնպես կապված են փոխադարձ ձգողությամբ, և որքան մոտ գնդի կենտրոնին, այնքան այնտեղ տարածության մեջ աստղերր միմյանց ավելի մոտ են դասավորված։ Գնդաձև աստղակույտերի չափերը շատ անգամ մեծ են ցրված աստղակույտերի չափերից, բայց քանի որ գնդաձև աստղակույտերը անհամեմատ հեռու են մեզնից, ուստի նրանց կառուցվածքը միայն ուժեղ հեռադիտակով կարելի է տարբերել։
Տրված աստղակույտերի տիպիկ օրինակ է հանդիսանում Ցուլի համաստեղության մեջ գտնվող Բազումքի (Պլեադաներ) աստղակույտը։ Այդ կույտի մեջ հասարակ աչքով երևում են 6 աստղ, երկդիտակով՝ մի քանի տասնյակ աստղ, իսկ հեռադիտակով՝ տեսողության ամբողջ դաշտը ծածկված է աստղերով։
Գնդաձև մի տիպիկ աստղակույտ գտնվում է Հերկուլեսի համաստեղությունում, բայց երկդիտակով կամ թույլ հեռադիտակով նա երևում է իբրև մշուշապատ աստղ։ Միայն ուժեղ հեռադիտակն է ցույց տալիս, որ դա մի խիտ գնդաձև աստղակույտ է, բաղկացած հարյուր հազարավոր աստղերից։ Այդպիսի աստղակույտի տրամադիծր մոտ հարյուր պարսեկ է կազմում, մինչդեռ ցրված աստղակույտերի, օրինակ՝ Բազումքի, տրամագիծը չափվում է ընդամենը մի քանի պարսեկով միայն։
§ 129. ԿԱԹՆԱԾԻՐ (ԾԻՐ ԿԱԹԻՆ ԿԱՄ ՀԱՐԴԱԳՈՂԻ ՃԱՆԱՊԱՐՀ)։ '''Կաթնածիր անունը կրում է այն լուսավոր արծաթափայլ շերտը''', որն անլուսին պարզ գիշերները երևում է աստղազարդ երկնքում։ Նա ինչպես մի վիթխարի օղակապ՝ գոտեկապում է ամբողջ երկինքը։ Մի տեղ նա լայն է, մի այլ տեղ՝ նեղ, տեղ-տեղ պայծառ է, տեղ-տեղ թայլ, ամենից պայծառ նա Աղեղնավորի համաստեղությունումն է։ Կաթնածրի շերտումն են գտնվում Պերսեոսի, Կասիոպեի, Արծվի, Քնարի, Կարապի, Կարիճի և այլ համաստեղությունները։
Հեռադիտակով և մանավանդ լուսանկարների վրա երևում է, որ '''կաթնածիրը թաղկացած է չափազանց թույլ աստղերի մի վիթխարի խմբավորումից'''։ Սակայն երկնքում ավելի պայծառ աստղերի թիվն էլ այնքան շատանում է, որքան մոտենում ենք Կաթնածրի շերտին։ Մյուս կողմից, որքան թույլ են աստղերը, այսինքն՝ որքան նրանք հեռու են մեզնից, այնքան նրանց կուտակվածությունը Կաթնածրի շերտում ուժեղանում է։
Դա ցույց է տալիս, որ աստղերը տարածության մեջ դասավորված են անհավասարաչափորեն, և որ աստղային սիստեմի ձգվածությունբ զանազան կողմերի վրա միատեսակ չէ։ Նա ավելի շատ ձգված է դեպի այն կողմը, որտեղ ավելի թույլ (այսինքն՝ ավելի հեռավոր) և ավելի մեծ թվով աստղեր են երևում, այսինքն՝ Կաթնածրի հարթության ուղղությամբ։ Ելնելով այն բանից, որ Կաթնածիրը գրեթե ճշտությամբ երկնային սֆերայի մեծ շրջան է հանդիսանում, ուստի մենք եզրակացնում ենք, որ մեր ողջ աստղային սիստեմը ձգված է Կաթնածրի հարթության ուղղությամբ, և մենք գտնվում ենք այդ հարթության մոտերքում։
§ 130. ՄԵՐ ԱՍՏՂԱՅԻՆ ՍԻՍՏԵՄԸ՝ ԳԱԼԱԿՏԻԿԱՆ։ Տարածության մեջ աստղերի բաշխվածության ուսումնասիրությունը ցույց է տվել, որ '''համաստեղություններ կազմող աստղերի համակցությունը և Կաթնածրի բոլոր աստղերը միասին ստեղծում են մի միասնական վիթխարի աստղային սիստեմ, որ կոչվում է Գալակտիկա'''։ Գալակտիկայի մեջ են մտնում նաև ցրված և դնդաձև աստղակույտերը։ Սակայն վերջինները բացառապես ցրված են Գալակտիկայի ծայրամասերում, նրա սահմանի ուղղությամբ, մինչդեռ ցրված աստղակույտերը խառն են առանձին աստղերի հետ և հանդիպում են Գալակտիկայի բոլոր մասերում։ Ընդհանուր առմամբ Գալակտիկան կազմում են մի քանի տասնյակ միլիարդ աստղեր, որոնցից մեկն էլ մեր Արեգակն է հանդիսանում։ Աստղերի ընդհանուր դասավորությամբ Գալակտիկան նման է լինզայի կամ ոսպնապակու։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_115.png|400px|frameless|thumb|center]]
Եթե մենք կարողանայինք նրան կողքից նայել, ապա այն կտեսնեինք իլիկի ձևով՝ ինչպես այդ սխեմատիկորեն ցույց է տրված նկ. 117-ում։ Իսկ եթե մենք նայեինք «վերևից» կամ «ցածից», ապա այն, կոպիտ արտահայտված, մեզ կլոր կթվար։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_116.png|450px|frameless|thumb|center]]
Գալակտիկայի աստղերը համախմբվում են դեպի նրա սիմետրիայի հարթությունը և կենտրոնը։ Սակայն, այդ աստղերի ամբողջ մասսայում գոյություն ունեն վիթխարի խտացումներ, որ նման են ամպերի և բաղկացած են աստղերից, իսկ այդ ամպերի մեջ կան ավելի փոքր խտացումներ,— դրանք աստղակույտերն են։
Համեմատելով մեր Գալակտիկան հաջորդ պարագրաֆում նկարագրված աստղային մյուս սիստեմների հետ, պետք է ենթադրեր որ նա, բացի այդ, պարուրաձև (սպիրալաձև) կառուցվածք ունի, Աստղային ամպերը դասավորված են Գալակտիկայի կենտրոնից ելնող պարույրի ճյուղերի ուղղությամբ։
Մեր արեգակնային համակարգությունը գտնվում է Գալակտիկայի ներսում։ Ուստի, ներսից նայելիս, մենք Գալակտիկան այն ձևով չենք տեսնում, ինչպես նա հենց նոր նկարագրվեց և ինչպես նրան կտեսներ նրա սահմաններից հեռու մի ինչ-որ տեղ գտնվող դիտողը, Արեգակնային համակարգությունը տեղավորված է Գալակտիկայի հարթության մոտերքը, ուստի և այդ հարթության վրա ո՛ր կողմն էլ նայելու լինենք, մեր հայացքը թափանցում է Գալակտիկայի առավելագույն ձգվածության ուղղությամբ՝ աստղերի ստվար շերտով։ Այստեղ մեր հայացքը հանդիպում է բազմաթիվ հեռավոր աստղերի, որոնք շատ թույլ են թվում, ուստի և չզինված աչքի համար միաձուլվում, մի համատարած մշուշաշերտ են կազմում։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_117.png|220px|frameless|thumb|left]]
Դրա հետ միասին, արեգակնային համակարգությունը գտնվում է Գալակտիկայի կենտրոնից որոշ հեռավորության վրաէ և այդ կենտրոնը մեզ երևում է Աղեղնավորի համաստեղության ուղղությամբ։ Այն աստղային ամենապայծառ ամպերը, որ երևում են Աղեղնավորի համաստեղությունում, կազմում են Գալակտիկայի կենտրոնը։ Կենտրոնի հեռավորությունը մեզանից 7200 պարսեկ է, '''իսկ Գալակտիկայի տրամազիծր կազմում է 30 000 պարսեկ''', այսինքն՝ նրա մեկ ծայրից մինչև մյուսը լույսը մոտավորապես 100 000 տարումն է անցնում։
Ամբողջ Գալակտիկան պտտողական շարժում է կատարում իր հարթությանն ուղղահայաց առանցքի շուրջը, ուստի այդ հարթությունը կոչվում է նրա հասարակածի հարթություն. Նա պտտվում է ամբողջ աստղային սիստեմի ծանրության ընդհանուր կենտրոնի շուրջը, որի մոտակայքում գտնվում են շատ մասսիվ աստղեր, Արեգակնային համակարգությունը մասնակցում է այդ ընդհանուր շարժմանը և, իր ուղեծրով 250 կմ/վրկ արագությամբ սլանալով, 1,8·10^8 տարում կատարում է մի լրիվ շրջան Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_118.png|400px|frameless|thumb|center]]
Իսկ արեգակնային համակարգության 20 կմ/վրկ արագությամբ կատարած շարժումը, որ նկարագրվել է առաջ, մի շարժում է, որ կատարում է Արեգակն աստղային այն ամպի աստղերի նկատմամբ, որի կազմի մեջ է նա մտնում։
§ 131. ԱՍՏՂԱՅԻՆ ԱՅԼ ՍԻՍՏԵՄՆԵՐ՝ ԳԱԼԱԿՏԻԿԱՆԵՐ։ '''Հաստատված է, որ՝ մեր Գալակտիկան աստղային միակ սիստեմը չէ։ Կան նրա նման թազմաթիվ աստղային սիստեմներ, որոնք նույնպես գալակտիկաներ են կոչվում։''' Մեզ ամենամոտ գալակտիկան Անդրոմեդայի համաստեղության մեջ եղած պարուրաձև միգամածությունն է (նկ. 119)։ Նա այդպես է կոչվում, որովհետև չզինված աչքով և նույնիսկ հեռադիտակով նայելիս նա մեզ '''միգային բծի''' տեսքով է երևում։ Սակայն, լասանկարումը հայտնաբերում է, որ իրականում դա մի վիթխարի աստղակույտ է, որտեղ աստղերը խտացած են կենտրոնում և դասավորված այդ կենտրոնական խտացումից ելնող պարուրաձև թևերի կամ ճյուղերի երկարությամբ։ Պարուրաձև ճյուղերը ոլորվում են միջուկի շուրջը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_119.png|220px|frameless|thumb|left]]
Քանի որ այդ միգամածությունը մենք տեսնում ենք ռակկուրսում<ref>'''Ռակկուրս''' (ֆր.) — առանցքի թեք լինելու պատճառով փոքրացված երևալը։ '''Ծ. խմբ.'''</ref> (նրա առանցքի նկատմամբ որոշ անկյան տակ), ուստի նա երկարաձիգ ձև անի։ Ճիշտ նույնանման մի արիշ միգամածություն, որը գտնվում է Որսկան Շների համաստեղությունում (նկ. 119), դեպի մեզ դարձած է այլ կերպ՝ և նրա պարուրաձև ճյուղերը մենք չաղավաղված ձևով ենք տեսնում։ Գալակտիկաներից մի քանիսը մենք տեսնում ենք կողքից, ուստի և նրանք, թերևս պարուրաձև կառուցվածք ունենալով հանդերձ, նմանվում են թելով փաթաթված իլիկի (նկ. 120։ Այդպիսի օբյեկտները կոչվում են իլիկաձև միգամածություններ)։ Զանազան անկյան տակ շատ հեռվից նայելիս մեր Գալակտիկան պետք է որ այդ բոլոր ձևերն էլ ունենա։
'''Գալակտիկաների մեծ մասն ունի պարուրաձև կառուցվածք, այդ պատհառով էլ նրանք նաև պարուրաձև միգամածություններ անունն են կրում։ Նրանց մյուս ընդհանուր անունն է արտագալակտիկ միգամածություններ։'''
Վերհիշենք, որ Կաթնածրի՝ մեզ ամենից մոտ գտնվող աստղերն անգամ չզինված աչքի համար միաձուլվում և մի համատարած լուսավոր միգային շերտ են կազմում։ Բնական է, որ այդ հեռավոր աստղային սիստեմները նույնպես մեզ միգամածության ձևով են երևում։
Անդրոմեդայի միգամածությունը, մեզ ամենամոտ գալակտիկաներից մեկը, գտնվում է մեզնից ավելի քան 200 000 պարսեկ հեռավորության վրա, այսինքն՝ նրա լույսը համարյա թե մեկ միլիոն տարվա ընթացքումն է հասնում մեզ։ Գալակտիկաներից ամենահեռավորները, որոնք այժմ լուսանկարվում են աշխարհիս մեծագույն հեռադիտակի օգնությամբ, մեզնից գրեթե մեկ միլիարդ լուսատարի հեռավորության վրա են գտնվում։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_120.png|400px|frameless|thumb|center]]
Գալակտիկաների չափերը և նրանց կազմի մեջ մտնող աստղերի թիվը մոտավորապես նույնն է, ինչ և մեր Գալակտիկայինը, թեև վերչինս աստղային ամենախոշոր սիստեմների թվին է պատկանում։ Որոշ գալակտիկաների եզրերին հայտնաբերվել են ճիշտ այնպիսի գնդաձև աստղակույտեր, ինչպիսին է մերը, իսկ այդ աստղային սիստեմների մեջ մտնող աստղերի թվում հանդիպում են և՛ ցեֆեիդներ, և՛ երկարապարբերական փոփոխական աստղեր, և՛ նոր աստղեր։ Բոլոր այդ գալակտիկաները մեր Գալակտիկայի նման պտտվում են իրենց առանցքի շուրջը։
§ 132. ԼՈՒՍԱՎՈՐ ՄԻԳԱՄԱԾՈՒԹՅՈՒՆՆԵՐ։ Բացի այն միգամածություններից, որոնք փաստորեն հանդիսանում են հեռավոր աստղային սիստեմներ, աստղերի միջև տեղ-տեղ, առավելապես '''Կաթնածրի շերտում, կարելի է տեսնել միգային բծեր՝ միգամածություններ, որոնք բաղկացած են ոչ թե աստղերից, այլ չափագանց նոսր նյութից'''։
Այդպիսի '''լուսավոր միգամածություններն ըստ իրենց տեսքի բաժանվում են դիֆուզ''' (ցրված, պատառոտված ձևի) և '''մոլորակաձև''' կամ '''պլանետար''' (փոքր, կլոր ձևի) '''միգամածությունների'''։
Մոլորակաձև միգամածությունների կենտրոնում միշտ մի թույլ աստղ է լինում, իսկ ինքը միգամածությունը փոքր շրջանի կամ օղակի տեսք է ունենում։ Այդպիսի մոլորակաձև միգամածությունների օրինակ է հանդիսանում Քնարի համաստեղության մեջ եղած միգամածությունը (նկ. 121), որը երևում է անգամ փոքր հեռադիտակով։ Նա իր տեսքով հիշեցնում է հմուտ ծխողի բերանից բաց թողած ծխի օղակը։
Հարկավոր է նշել, որ մոլորակաձև միգամածությունները ոչ մի առնչություն չունեն մոլորակների հետ և այդպես են կոչվում, որովհետև հեռադիտակով նայելիս նրանց տեսքը հիշեցնում է մոլորակի սկավառակը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_121.png|450px|frameless|thumb|center]]
Դիֆուզ միգամածության օրինակ է հանդիսանում Օրիոնի համաստեդության մեջ գտնվող միգամածությունը (նկ. 122), որը ուժեղ երկդիտակով պարզ երևում է։ Լուսնի քիչ թե շատ պայծառ Լույսի տակ միգամածությունները, անշուշտ, չեն երևում։ Նրանց կառուցվածքն ամենից լավ երևում է լուսանկարի վրա։
Սպեկտրային անալիզը հայտնաբերել է, որ որոշ լուսավոր միգամածություններ (նույն թվում բոլոր մոլորակաձև միգամածությունները) բաղկացած են ծայր աստիճան նոսրացած, սառը գազից։ Այս գազը լույս է արձակում առավել ջերմ այն աստղերի լույսի ազդեցության տակ, որոնց այդ գազը շրջապատում է։ Բայց դա լույսի սոսկ անդրադարձում չէ։ Այդ լուսարձակումը որոշ չափով նման է էլեկտրական պարպումի ազդեցությամբ գազի լուսարձակմանը հեյսլերյան խողովակում։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_122.png|350px|frameless|thumb|center]]
Մյուս լուսավոր միգամածությունները բաղկացած են փոշու կուտակներից, որոնք լուսավորվում են իրենցից մոտիկ գտնվող որևէ աստղի լույսի անդրադարձումով, աստղ, որ օժտված է բավականին մեծ լուսատվությամբ։ Կան միգամածություններ, որոնք բաղկացած են նաև փոշու և գազերի խառնուրդից, որոնց մեջ գերակշռում են ջրածինը, թթվածինը, հելիումը և ազոտը։
Մոլորակաձև միգամածությունների չափերը հազվագյուտ դեպքումն են գերազանցում մեկ պարսեկից, իսկ դիֆուզ միգամածություններինը՝ մինչև մի քանի հարյուր պարսեկների են հասնում։ Թե՛ մեկ և թե՛ մյուս միգամածությունները, աստղերի հետ միասին, մտնում են մեր Գալակտիկայի և այլ գալակտիկաների կազմի մեջ, այդ պատճառով էլ նրանք կրում են '''գալակտիկ միգամածություններ''' ընդհանուր անունը։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_123.png|400px|frameless|thumb|center]]
§ 133. ՄՈՒԹ ՄԻԳԱՄԱԾՈՒԹՅՈՒՆՆԵՐ։ Կաթնածրի շերտում լուսավոր միգամածությունների հետ մեկտեղ, '''նրա լուսավոր ֆոնի վրա նկատվում են սև բծերի տեսք ունեցող մութ միգամածություններ''' (նկ. 123)։ Երկնքի հարավային կիսագնդում Կաթնածրի մեջ գտնվող երկու առանձնապես սև բծերը նույնիսկ ստացել են «ածխապարկեր» անունը։
Հետազոտությունները ցույց են տվել, որ այստեղ մենք գործ ունենք ոչ թե Կաթնածրի ստվար աստղաշերտում եղած ինչ-որ անցքի հետ, այլ փոշու մի վիթխարի ամպի հետ, որը մեզանից ծածկում է հեռավոր աստղերի լույսը։ Այդպիսի ամպը էկրանի կամ վարագույրի դեր է կատարում։ Նրա ֆոնի վրա երևում են միայն այն աստղերը, որոնք մեզ ավելի մոտ են, քան այդ ամպը։ Մութ միգամածությունների մեծ մասը կուտակված է Գալակտիկայի հասարակածային հարթության վրա։ Այդպիսի միգամածությունների կողմից լույսի կլանումով են բացատրվում նաև այն մութ շերտերը, որոնք երևում են իլիկաձև միգամածությունների կողերի երկարությամբ, այսինքն՝ գալակտիկաների հասարակածային հարթության վրա (նկ. 120)։
Մութ միգամածաթյունները նույնպես հանդիսանում են գալակտիկական գոյացություններ, ինչպես և նախորդ պարագրաֆում նկարագրված լուսավոր միգամածությունները։ Նրանք մտնում են և՛ մեր Գալակտիկայի, և՛ մյուս գալակտիկաների կազմի մեջ։
Սովետական գիտնականներ Վ. Հ. Համբարձումյանը և Շ. Գ. Գորգելաձեն ապացուցել են, որ փոշե ամպերը (մութ միգամածությունները), երբ նրանք լուսավորվում են մոտակա պայծառ աստղի կողմից, երևում են մեզ ինչպես լուսավոր միգամածություններ։
§ 134. ՄԻՋԱՍՏՂԱՅԻՆ ՄԻՋԱՎԱՅՐԸ։ Մոլորակների և աստղերի միջև ընկած տարածությունն անօդ է, բտյց բոլորովին դատարկ չէ։ Այնտեղ թափառում են մետեորային մարմիններ ու մասնիկներ, փոշու հատիկներ, մոլեկուլներ, առանձին ատոմներ ու էլեկտրոններ։ Միջաստղային միջավայրում հայտնաբերվել են կալցիումի, նատրիումի, երկաթի և տիտանի ատոմներ։ Այդ միջավայրի խտությունը չափազանց փոքր է, նա 10<sup>24</sup> անգամ փոքր է ջրի խտությունից, մինչդեռ գազային և փոշուց բաղկացած միգամածությունների խտությունը մի քանի հարյուր կամ հազար անգամ ավելի է։ Սակայն և այդպիսի խտություն մենք դեռևս չենք կարողանում ստանալ մեր լավագույն օդահան մեքենաների կափարիչի տակ։
Թեև որքան էլ փոքր է միջաստղային միջավայրի խտությունր, այնուամենայնիվ այդ միջավայրը նկատելի կերպով կլանում է շատ հեռավոր աստղերի լույսը։ Նա թուլացնում է աստղերի պայծառությունը և նրանց գույնը ավելի կարմրավուն է դարձնում։ Սրանից հարյուր տարի առաջ, մեր անվանի հայրենակից Վ. Յա. Ստրուվեն հայտնաբերել է, որ միջաստղային տարածության մեջ տեղի է ունենում լույսի կլանում (1847 թ.)։ 1938 թ. սովետական գիտնական Մ. Ս. Էյգենսոնը Պուլկովփ աստղադիտարանում ցույց է տվել, որ տիեզերական տարածության մեջ ընդհանրապես դատարկություն չկա։ 1948 թ. վերջապես այդ եզրակացությանն են հանգել նաև արտասահմանյան գիտնականները։
[[Պատկեր:Astronomy_pic_124.png|450px|frameless|thumb|center]]
Այն հանգամանքը, որ տիեզերական տարածության մեջ լույսը մասամբ կլանվում է, միշտ անհրաժեշտ է լինում նկատի ունենալ և հաշվի առնել այդ կլանումը՝ հեռավոր աստղերի պայծառությունն ու գույնն ուսումնասիրելու ժամանակ։
Միջաստղային միջավայրը, ինչպես որ մութ միգամածությունները, խտանում է դեպի Գալակտիկայի հարթությունը։
§ 135. ՏԻԵԶԵՐՔԻ ԱՆՍԱՀՄԱՆՈՒԹՅՈՒՆԸ։ Կրոնի կողմնակիցները սովորաբար պնդում են, որ մեր տիեզերքը վերջավոր է և սահմանափակ։ Այդ պնդումները վերջին հաշվով հանդում են այն բանի ընդունման, որ նյութական աշխարհի սահմաններից դուրս կա մի այլ աշխարհ՝ ոչ նյութական, գերզգայական և իբր թե անճանաչելի աշխարհ։ Այդ երկու աշխարհների հակադրության մեջ է կայանում ամեն մի կրոնական, իդեալիստական աշխարհայացքի հիմքը։
Առաջավոր մատերիալիստական գիտությունը ելնում է այն խոր համոզմունքից, որ աշխարհը միասնական է, որ նրա միասնությունը կայանում է գոյություն ունեցող ամեն ինչի նյութականության մեջ և որ դրա հետևանքով այն միանգամայն մատչելի է ճանաչման՝ մեր զգայարանների կողմից։ Աշխարհում ոչ մի անճանաչելի, գերբնական բան չկա։
Գիտական նորանոր հայտնագործություններն ամեն անգամ հաստատում են այդ հիմնական դրույթները։
Կար ժամանակ, երբ համարում էին, որ բոլոր լուսատուները դասավորված են երկնային սֆերաներում՝ Երկրից մի քանի հազար կիլոմետր հեռավորության վրա։ Այնուհետև սահմանեցին, որ նույնիսկ Արեգակի հեռավորությունը կազմում է 150 միլիոն կիլոմետր, և այդ հեռավորությունն ընդունեցին որպես երկարության աստղագիտական միավոր։ Ավելի ուշ պարզեցին նաև ամենամոտ աստղի հեռավորությունը և կիրառեցին մի նոր, ավելի մեծ միավոր՝ պարսեկը։ Մի քանի հետազոտողներ ենթադրում էին, որ Կաթնածրով ամբողջ տիեզերքը սպառվում է։ Վերջապես, ապացուցվեց, որ պարուրաձև միգաբծիկները աստղային այլ սիստեմներ են, որոնք գտնվում են հարյուր հազարավոր և միլիոնավոր պարսեկ հեռավորության վրա։ Դա առիթ ծառայեց կիրառելու հեռավորության էլ ավելի մեծ միավոր՝ կիլոպարսեկը, որ հավասար է հազար պարսեկի, և մեգապարսեկը, որ հավասար է մեկ միլիոն պարսեկի։
Որքան մեծանում է հեռադիտակների հզորությունը և կատարելագործվում են հետազոտությունների մեթոդները, այնքան ավելի ու ավելի հեռավոր աշխարհներ են հայտնաբերվում, և մենք համոզվում ենք, '''որ տիեզերքը և՛ անվերջ է, և՛ անսահման'''։ Դեպի ո՛ր կողմն էլ թեկուզ մենք շարժվելու լինենք, մենք ոչ մի վերջավորության չենք հասնի և միշտ նորանոր աշխարհների կհանդիպենք։ Բայց եթե տիեզերքն անվերջ է տարածության տեսակետից, ինչպես դրանում մեզ համոզում է փորձը, ապա, հավանորեն, նա անվերջ պետք է լիՆի նաև ժամանակի տեսակետից, այսինքն՝ '''տիեզերքը միշտ պետք է որ գոյության ունենար և միշտ գոյություն կունենա, թեև նրա կաոուցվածքը միաժամանակ կարող է փոփոխությունների ենթարկվել'''։
</small>ՀԱՐՑԵՐ ԻնՐՆՍՏՈԻԳՄԱՆ ՀԱՄԱՐ
# Ի՞նչ տիպի աստղակույտեր կան և ինչո՞վ են նրանք տարբերվում։ Բերեք օրինակներ։
# Ի՞նչ է Գալակտիկան և ինչպիսի՞ն է նրա կառուցվածքը։
# Ինչպիսի՞ն են Գալակտիկայի չափերը, ձևը և այն տեղը, որ գրավում է նրանում արեգակնային համակարգ ությունը։
# Ո՞ր համաստեղության մեջ ենք տեսնում Գալակտիկայի կենտրոնը և ինչպե՞ս է նրա շուրջը պտտվում արեգակնային համակարգությունը։
# *Ինչո՞վ է բացատրվում Կաթնածրի օղակաձև տեսապատկերի գոյությունը, որը գոտևորում է ամբողջ երկինքը։
# Հայտնի՞ են արդյոք Գալակտիկայի նման աստղային սիստեմներ։ Ի՞նչ տեսք ունեն նրանք և ինչպե՞ս են կոչվում։ Բերեք նրանց մասին օրինակներ և նկարագրեցեք։
# Ի՞նչ հեռավորության վրա և ո՞ր համաստեղության մեջ է երևում մեզ ամենամոտ և մերինի նման աստղային սիստեմը։
# Ի՞նչ տեսք ունեն և ինչպե՞ս են կոչվում պայծառ միգամածությունները։
# Ինչի՞ց են նրանք բաղկացած և ինչո՞ւ են լույս արձակում։
# Ի՞նչ են մութ միգամածությունները։
# Ի՞նչ է հայտնի միջաստղային միջավայրի մասին և ինչպիսի՞ ներգործություն է նա ունենում հեռավոր աստղերի լույսի և գույնի վրա։
# Բերեք այն նկատառումները, որոնք խոսում են տիեզերքի անվերջության մասին։
<references>