Տիեզերական հրավառություն․ փոփոխական աստղերի վայրի աշխարհի ուսումնասիրությունը

1947 թվականին հայազգի մեծանուն գիտնական Վիկտոր Համբարձումյանն առաջարկեց այդ ժամանակների համար հեղափոխական մի տեսություն, համաձայն որի աստղառաջացման պրոցեսը ժամանակավոր չէ․ աստղառաջացման պրոցեսը տեղի է ունենում Գալակտիկայի էվոլյուցիայի ամբողջ ընթացքում։ Աստղերն առաջանում են ոչ թե միայնակ, այլ տաք աստղային խմբերում՝ Աստղասփյուռներում կամ Աստղային Ասոցիացիաներում։ Այդ խմբերը կարող են «ապրել» մինչև 10 միլիոն տարի, որից հետո պետք է առանձնանան։

Իսկ ինչպե՞ս են առաջանում աստղերը

Աստղերը ձևավորվում են գազափոշային հսկայական մոլեկուլային ամպերում, որոնք գրավիտացիոն անկայունության պայմաններում սեղմվում են։ Նշենք, որ գրավիտացիոն ոչ ստաբիլության պայմաններ կարող են առաջանալ օրինակ գերնոր աստղի պայթյունից (այլ աստղի մահվան ժամանակ💀)։ Սեղմման արդյունքում կենտրոնական հատվածում առաջանում է միջուկ, որը անվանում են պրոտոսթար կամ նախաաստղ։ Նախաաստղը սովարական տեսանելի լույսի սպեկտրում չի երևում, այսինքն օպտիկական դիտակներով չենք կարող դիտել նախաաստղին , այն երևում է միայն ինֆրակարմիր տիրույթում, որովհետև շրջապատված է լինում փոշու, գազի ահռելի ամպով։ Սեղմվումը, հետևաբար նաև տաքացումը, շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև միջուկում սկսվում են ջերմամիջուկային ռեակցիաներ․ այդ պահից սկսած նախաաստղը համարվում է աստղ:

Աստղերը ըստ տարիքի բաժանվում են հետևյալ դասերի․

Կլաս 0 տարիքը t < 10 000 տարի

Կլաս 1  տարիքը t ≈100 000 տարի

Կլաս 2  տարիքը t ≈100 000  – 1 000 000 տարի

Կլաս 3  տարիքը t > 10 000 000 տարի

Նախաաստղերը պատկանում են կլաս 0-ին, իսկ երբ նախաաստղը վերափոխվում է աստղի, դրան համապատասխանում է կլաս 1-ը։

Աստղերի բնութագրական գլխավոր հատկություններն ընդունված է ներկայացնել Հերցշպրունգ-Ռեսելի դիագրամով (Hertzsprung-Russell diagram): Այն կապ է հաստատում աստղի լուսատվության կամ բացարձակ աստղային մեծության և աստղի սպեկտրալ տիպի կամ մակերևույթի ջերմաստիճանի միջև։ Աստղի սպեկտրն իրենից ներկայացնում է աստղից եկած լույսի հոսքի հարաբերությունն ալիքի երկարությանը։

Դիագրամի մեջտեղում նկատվող կանաչ կորն անվանում են Գլխավոր Հաջորդականություն (Main Sequence): Գլխավոր Հաջորդականությունից ներքև գտնվում են թզուկ աստղերը, իսկ վերև՝ հսկաները։ Ինչպես երևում է դիագրամից՝ կլաս 0 և կլաս 1 ատղերը գտնվում են Գլխավոր Հաջորդականությունից վերև և կոչվում են Մինչ Գլխավոր Հաջորդականության (այսուհետ ՄԳՀ) աստղեր ։

ՄԳՀ աստղերը հիմնականում բաժանվում են երկու տիպի ՝ T- Tauri ( կամ T-Ցուլի ) տիպի , որոնց զանգվածը փոքր է 2 Արեգակի զանգվածից (Արեգակի զանգվածը մոտավորապես 2⋅10³⁰ կգ է (2 և 30 զրո) ) և Herbig Ae/Be տիպի, որոնց զանգվածը մեծ է 2 Արեգակի զանգվածից, բայց փոքր 8 Արեգակի զանգվածից։ T- Tauri ( այսուհետ TTS ) տիպի աստղերն ամենաբազմաքանակ աստղերն են ՄՀԳ աստղերի մեջ։ Նրանց հիմնական բնութագրիչներն են փոքր լուսատվությունը, կապը միգամածության հետ (օրինակ այդ միագմածությունը լուսավորող աստղ), պետք է ցույց տան պայծառության ոչ շատ մեծ ( մոտ 3 մեծություն ) անկանոն փոփոխություններ, պատկանում են F5-ից G5 սպեկտրալ դասերին, ունեն առաքման սպեկտր ( էմիսիոն սպեկտրերին ստորև կծանոթանանք ) ։

Էրուպտիվ փոփոխականների դասակարգումը

TTS տիպի մեջ կան այնպիսի աստղեր, որոնք պայծառության շատ մեծ փոփոխականություն են ցույց տալիս․ դրանց անվանում են էրուպտիվ փոփոխականներ։ Դրանք իրենց հերթին բաժանվում են երկու դասի՝ ՖՈՒՕՐ-ներ (FUORs) և ԷՔՍՕՐ-ներ  (EXORs)։

Եկեք առանձին-առանձին ծանոթանանք այդ դասերին, դրանք հատկություններին, նմանություններին և տարբերություններին։ Գնացի՛նք։🚀

ՖՈՒՕՐ-ներ

ՖՈՒՕՐ անվանումը նույնպես Վիկտոր Համբարձումյանի ձեռքի գործն է:)) Անունը ձևավորվել է նման փոփոխականություն դրսևորած առաջինը նկատված աստղի՝ FU Օրիոնի անվան առաջին չորս տառից։

ՖՈՒՕՐ տիպի աստղերը բռնկուն աստղեր են (բռնկվել ասելով նկատի ունենք աստղի պայծառության կտրուկ աճ), պատահականորեն կարող են իրենց պայծառությունը 5 մեծություն (մոտ 100 անգամ) և ավելի անգամ մեծացնել և պահպանել տասնյակ տարիներ։ Օրինակ FU Օրիոնը «բռնկվել» է 1936 թվականին և մինչև օրս ունի տեսանելի ճառագայթման հաստատուն հզորություն։

ՖՈՒՕՐ-ները հազվադեպ են հանդիպվում, հայտնի է մոտ 17-18 ՖՈՒՕՐ տիպի աստղ։

Կան այնպիսի աստղեր, որոնք սպեկտրալ առումով նույնն են, ինչ ՖՈՒՕՐ-ները, սակայն դրանց բռնկումը դեռ չենք տեսել։ Դրանք կոչվում են ՖՈՒՕՐ-ների նման աստղեր, որոնց բռնկումը գուցե եղել է նախկինում, կամ դեռ կբռնկվեն։ Հայտնի է այդպիսի մոտ 20 աստղ:

ԷՔՍՕՐ-ներ

ԷՔՍՕՐ-ները նույնպես բռնկուն աստղեր են, սակայն ԷՔՍՕՐ-ների դեպքում պայծառությունը համեմատաբար քիչ է մեծանում՝ պայծառանում է մինչև 5 մեծություն (մոտ 100 անգամ)։ Պայծառության պահպանման տևողությունն այս դեպքում նույնպես քիչ է՝ ամիսներից տարիներ, հետաբար ԷՔՍՕՐ-ների դեպքում ավելի իրատեսական է բռնկման ամբողջ ընթացքը հետազոտելը։ ԷՔՍՕՐ-ները նույնպես շատ չեն, բայց այնքան հազվադեպ չեն, ինչքան ՖՈՒՕՐ-ները։

ՖՈՒՕՐ-ներն ավելի երիատասարդ են, քան ԷՔՍՕՐ-ները։

Աստղի բռնկման հավանական տեսությունները

Նշեցինք, որ մինչ այս թվարկված աստղերը բռնկուն աստղեր են։ Իսկ ի՞նչ ասել է բռնկում։ Ինչպե՞ս հասկանալ այս երևույթը և ինչո՞ւ է այն տեղի ունենում։

Աստղագետներն առաջարկում են բռնկման մի քանի հավանական տեսություններ․

• Տեսություն No 1 : Համաձայն այս տեսության, աստղի շուրջը գտնվող սկավառակից նյութ է հոսում աստղի մեջ և աստղը բռնկվում է։ Այդ նյութի ներհոսքը կարող է լինել ոչ միայն աստղի շուրջ սկավառակից, այլ կրկնակի աստղերի դեպքում մի աստղից մյուսի վրա։ Կրկնակի աստղը երկու աստղից բաղկացած եզակի համակարգ է , որը պտտվում է ընդհանուր ծանրության կենտրոնի շուրջ։ Օրինակ, FU Օրիոն աստղը կրկնակի աստղ է։
• Տեսություն No 2։ Այս տեսության համաձայն բռնկման պատճառը հենց ինքն աստղն է։ Այն այնքան արագ է պտտվում, որ արտաքին շերտերի նյութը տաքանում է և մենք քամու տեսքով արտահոսք ենք տեսնում, այսպիսով, աստղի պայծառությունը մեծացնում է։

Այստեղ հարց է առաջանում․ եթե աստղի բռնկման պատճառը այս երկու տեսություններից մեկն է, ապա ինչպե՞ս է ստացվում, որ նույն երևույթի արդյունքում առաջանում են երկու տարբեր վարքեր ունեցող աստղեր՝ ՖՈՒՕՐ-ներ և ԷՔՍՕՐ-ներ։ Այս հարցը տանում է նրան, որ այս երկու տեսություններն էլ մշակման և լրացման կարիք ունեն։

ՈՒՔՍՕՐ-ներ

Անցնենք Herbig Ae/Be տիպի աստղերին։ Սրանք նույնպես շատ չեն, գտնվում են մեծ կլանում ունեցող տիրույթներում։ Ինչպես TTS տիպի աստղերը, Herbig Ae/Be տիպի աստղեր նույնպես կարող են կապված լինել միգամածության հետ (միգամածության լուսավորող աստղ) , ունեն A և ավելի երիտասարդ դասի սպեկտր և էմիսիոն սպեկտր ( մի քիչ էլ համբերեք, առաքման սպեկտրերին քիչ հետո կծանոթանանք😅 )։

Այս տիպին են պատկանում ՈՒՔՍՕՐ-ները, որոնց բռնկման արդյունքում պայծառության մեծացումն էլ ավելի փոքր է՝ 2-3 մեծություն, իսկ պայծառության պահպանման տվողությունն՝ օրերից ամիսներ։

Ի տարբերություն ՖՈՒՕՐ-ներին և ԷՔՍՕՐ-ներին, ՈՒՔՍՕՐ-ների բռնկման պատճառը պարզ է․ այս աստղերի շուրջ գազափոշային ամիպիկներ են պտտվում, եթե ամպիկն ընկնում է մեր տեսագծի առաջ ՝ պայծառությունը նվազում է, անցնում է՝ մեծանում է։ Այդ պատճառով ՈՒՔՍՕՐ-ների դեպքում բռնկում տերմինն այդքան էլ տեղին չէ։

Աստղը միաժամանակ կարող է լինել և՛ ՖՈՒՕՐ , և՛ ՈւՔՍՕՐ, կամ և՛ ԷՔՍՕՐ, և՛ ՈւՔՍՕՐ, այսինքն ՖՈՒՕՐ կամ ԷՔՍՕՐ լինելուց բացի նաև շուրջն ամպիկներ ունենալ, բայց երբեք չի կարող միաժամանակ լինել և՛ ՖՈՒՕՐ , և՛ ԷՔՍՕՐ։

Դիտումներ

Անցնենք բուն թեմային՝ դիտումներին։ Դե ինչպես արդեն նշեցինք, այս օբյեկտների փոփոխականությունը բավական անկանոն է և դա դժվարեցնում է այս օբյեկտների հետազոտությունը։ Պետք է բավականին երկար ժամանակի (տարիների) ընթացքում պարբերաբար հետևել այդ աստղերին, տեսնելու համար փոփոխությունների ամբողջ ընթացքը։

Հասմիկ Անդրեասյանի գիտական խումբը 2015 թվականին առաջարկեց դիտողական մի ծրագիր՝ Բյուրականի 2,6 ու 1 մետրանոց դիտակներով։ 2,6 մետրանոց դիտակը հարմար է առանձին օբյեկտներ դիտելու համար։ Իսկ 1 մետրանոցով կարելի է միանգամից մեծ դաշտեր նկարել, այսինքն միաժամանակ մի քանի օբյեկտներ։ Դա շատ հարմար է շրջահայությունների համար և առհասարակ այդ դիտակն իր դասի դիտակների մեջ շատ լավ դիտակ է մինչ օրս։ Այդ դիտակի գլխավոր առավելություններից է այն, որ ավելի մեծ պատկեր ստանալը թույլ է տալիս համեմատության մեջ դնել ուսումնասիրվող աստղը մնացած աստղերի հետ, ինչն աստղի փոփոխականությունը նկատելու համար շատ ավելի հարմար է։ Այդ դիտակով է արված նաև Բյուրականյան հայտնի շրջահայությունը՝ Մարգարյանի շրջահայությունը, որն աշխարհում ամենամեծ սպեկտրալ շրջահայություններից է և ծածկում է հյուսիսային երկնքի մեծ մասը։ Այն նաև գրանցված է ՅՈՒՆԵՍԿՕ-ի գրանցամատյանում, որպես “Աշխարհի հիշողություն” արժեք։

Հետազոտության շրջանակներում շրջահայություններ են արվել նաև Ռուսաստանի Հատուկ Աստղաֆիզիկական աստղադիտարանի 6 մ  և Ապաչե Պոինտի 3.5մ դիտակներով։ Կան նաև այնպիսի հզոր դիտակներ, որոնց կողմից կատարված շրջահայությունների տվյալները բաց են․ այդպիսիք են Gaia-ն , 2MASS-ը , WISE-ը , PanSTARRS-ը և այլն։ Հետազոտության ընթացքում օգտվել են նաև այսպիսի աղբյուրներից։

Սակայն հետազոտությունների հիմանական մասը կազմում է տվյալների մշակումը :))

Տվյալների մշակման համար հիմնականում օգտագործվում են այնպիսի ծրագրեր, ինչպիսիք են Python-ը , IRAF-ը , MIDAS-ը , Aladin-ը և այլն։ Ներկայումս ամենաշատն օգտագործում են Python ծրագրավորման լեզուն։

Ատենախոսության մեջ ներառվել են հինգ օբյեկտներով՝ LkHα 225, LkHα 224, V565 Mon, PV Cep, V350 Cep, որոնք հետաքրքիր վարք էին ցույց տվել։ Աստղերի դիտումների գումարային ժամանակաքանակը հետևյալն էր․

• LkHα 225 – 11 ժամ
• LkHα 224 – 11 ժամ
• V565 Mon – 4 ժամ
• PV Cep – 5 ժամ
• V350 Cep – 1 ժամ

Դիտման Ժամաքանակի տարբերութունները պայմանավորված էր նրանով, որ յուրաքանչուր աստղ տարբեր վարք կարող է դրսևորել։

Այս հոդվածում կանդրադառնանք այդ աստղերից երեքին՝ LkHa 225, LkHα 224 և PV Cep աստղերին։ Գնացի՛նք։🌠

LkHa 225 կամ V1318

Անցնենք առաջին աստղին՝ LkHa 225-ին, որը որպես փոփոխական աստղ ստացել է V1318 անվանումը։ Հետազոտության ընթացքում աստղի դիտումները համեմատելով աստղի հին դիտումների (կրկին Բյուրականի աստղադիտարանի կողմից արված) հետ, շատ հետաքրքիր պատկեր են նկատել․ աստղի պայծառությունը մեծացել է մոտ 100 անգամ։

Համեմատությունը հին դիտումներից ունեցած տվյալների հետ ցույց է տվել հետևյալ պատկերը․ 1950- ական թվականներին աստղն ունեցել է նույն պայծառությունն, ինչ հիմա (տես ստորև բերված նկարը՝ (a)), հետո աստիճանաբար նվազելով՝ 1990 -ականներին հասել մինիմումի, որի ժամանակ էլ նկատել են, որ աստղը երկու կոմպոնենտից է բաղկացած ՝ հյուսիսային և հարավային (d), նրանց միջև փոքրիկ միգամած ամպ կա, իսկ վերջին դիտումներն, ինչպես արդեն նշեցինք, ցույց են տվել, որ փաստորեն աստղը նորից բռնկվել է (e)։ Դիտումներն արվել են 2,6 մետրանոց դիտակով։

Աստղի փոփոխականության մասին ավելի հստակ պատկերաում կազմելու համար, կառուցում են աստղի լուսատվության կոր, որն իրենից ներկայացնում է տարբեր տարիների դիտումներից աստղի պայծառության կախվածությունը ժամանակից։ Դիտումներն արվել են որոշակի գունային ֆիլտրերով։

Նկարի տվյալների առաջին առանցքը գրականությունից վերցված տվյալներ են, երկրորդից սկսած տվյալները պատկանում են Բյուրականի աստղադիտարանի հետազոտություններին։ Երկրորդ առանցքի տվյալները գրեթե նույնն են, ինչ գրականությունից վերցված տվյալները, այսինքն այդ ընթացքում աստղն իր պայծառությունը չի փոխել։ Հետո աստղիճանաբար աստղը սկսում է պայծառանալ և հասնում է իր պայծառության պիկին 2015 թվականին։

Անցնենք աստղի սպեկտրալ հետազոտությանը։ Աստղի սպեկտր ասելով հասկանում են աստղից եկող էներգիայի հոսքի կախվածությունը ալիքի երկարությունից։ Աստղի սպեկտրի օգնությամբ կարելիա հասկանալ ինչ դասի աստղ է, ինչ տարրեր կան աստղում և այլն։

Սպեկտրին նայելուց տեսնում ենք, որ կա մոտավորապես «հարթ» գիծ, որն անվանում են կոնտինուում, և դեպի վեր և վար ուղղված գծեր։ Դեպի վերև գծերն անվանում են առաքման կամ էմիսիոն գծեր, իսկ դեպի ներքև՝ կլանման գծեր։

Այն, որ աստղը տասը տարի առաջ եղել է պայծառության մինիմումում, իսկ հիմա ունի կտրուկ պայծառության աճ ( 5 մեծությունից ավել), վկայում է այն մասին, որ այս աստղն ամենայն հավանականությամբ ՖՈՒՕՐ տիպի աստղ է, չնայած աստղի սպեկտրը մի փոքր տարբերվում է ՖՈՒՕՐ տիպի աստղերի սպեկտրերից։ ԱՄՆ-ի գործընկերները շարունակել են այս աստղի հետազոտութունները, ու համարում են, որ աստղը ՖՈՒՕՐ դառնալու ուղղու վրա է։ Բյուրականում աստղի մինչ օրս արված դիմումները ցույց են տալիս, որ պայծառությունը պահպանվել է։

LkHa 224 կամ V1686 աստղ

Դիտումների ընթացքում նկատել են, որ V1318 աստղի կողքի V1686 աստղը նույնպես փոխել է իր պայծառությունը։

Հետազոտել ու կառուցել են պայծառության սպեկտրը և տեսել աստղի բռնկումն ու մարումը։

Ինչպես երևում է գրաֆիկից, մոտավորապես 2016 թվականին աստղի պայծառության կտրուկ աճ է գրանցվում, որը երկար չի տևում։  

Ստացված տվյալները համեմատել են այլ տվյալների հետ և կառուցել ավելի ինֆորամացիոն լուսատվության կոր։

Այս հետազոտության սկզբում աստղի պայծառությունը մինիմում էր։ Հետագա տվյալներում աստղը պայծառացել է, բայց չի հասել նախկին մաքսիմումին։

Ստացել են աստղի սպեկտրը՝ ալիքի երկարությունների տարբեր տիրույթներում։

Սպեկտրից նկատել են, որ V1686 աստղի էմիսիոն գծերը գնալով թուլանում են, իսկ կլանման գծերը՝ հզորանում (միջին ժամանակահատվածում, մոտավորապես 23.08.2016- 29.08.2016), դա համապատասխանում է աստղի բռնկմանը: Հետագա սպեկտրերում էմիսիոն գծերը նորից վերականգնվում են, բռնկման փուլն էլ անցնում է։

Առանձնակի ուշադրություն են դարձրել այդ աստղի ջրածնի սպեկտրին, որը երկկոմպոնենտ է դառնում բռնկման ժամանակ։

Բռնկման ժամանակ ջրածնի սպեկտրի առաջին կոմպոնենտը նույնիսկ իջնում է կոնտինիումից ներքև (24.08.2016- 30.08.2016)՝ առաջացնելով կլանման գիծ, որից հետո բռնկումն ավարտվում է և այն վերածվում է հզոր առաքման գծի, սակայն զուգահեռ առաջանում են նաև այլ տարրերի թույլ առաքման գծեր (06.11.2016)։

Այս աստղն իր փոփոխականության առումով շատ նման է ԷՔՍՕՐ-ներին, մասնավորապես իր սպեկտրով, քանի որ էմիսիոն գծերը շատ են, իսկ դա բնորոշ է ԷՔՍՕՐ-ներին։ Բայց միևնույն ժամանակ անկայուն պայծառության անկումները մի փոքր շեղում են ԷՔՍՕՐ-ներից, դա ավելի բնորոշ է ՈՒՔՍՕՐ-ներին․ հնարավոր է, որ համակցված է ՈՒՔՍՕՐ-ի հետ։

ԱյսպիսովV1686 աստղն ամենայն հավանականությամբ և՛ ԷՔՍՕՐ, և՛ ՈՒՔՍՕՐ տիպի աստղ է։

PV Cep աստղը

Հաջորդը PV Cep (կամ PV Կարապ) Կարապ համաստեղությունում գտնվող աստղ է, որը հայտնաբերվել է Բյուրականի աստղադիտարանում՝ 1977 թվականին։ Այն գտնվում է կոնաձև միգամածության մի կողմում՝ հանդիսանում է միջամածությունը լուսավորող աստղը։

Այս դեպքում նույնպես ստացել են աստղի լուսատվության կորը և համեմատել այլ տվյալների հետ։

Նկատել են, որ աստղը պայծառանում ու տատանումներով պայծառությունը նվազեցնում է։

Առավել հետաքրքիր էր աստղի սպեկտրը։

Ամենաներքևի սպեկտրը համապատասխանում է պայծառեցման փուլին։ Նկատելի է աջ մասի ջրածնի էմիսիոն գիծը, որը մնացած էմիսիոն գծերի համեմատ շատ ուժեղ է։ Հետագա սպեկտրերում պայծառությունը ընկնելուն զուգահեռ ուժեղանում են մնացած էմիսին գծերը։

Հատկապես հետաքրքիր էր ծծումբի սպեկտրը։

Պայծառության անկմանը զուգահեռ (սպեկտրերը ներքևից վերև) ծծումբի գիծը դառնում է բազմակոմպոնենտ։ Հզոր կոմպոնենտները պայմանավորված են աստղից արտահոսքով, իսկ թույլերը ձևավորվել է հենց աստղի շուրջը։

Այսպիսով, PV Cep-ն ունի ավելի մեծ լուսատվություն քան դասական ԷՔՍՕՐ-ները, շրջապատված է բավականին մասիվ ակռեցիոն սկավառակով (սկավառակ աստղի շուրջ), ինչպես նաև կապված է միգամածության հետ, և նրանից նկատվում է ուղղորդված արտահոսք, ինչը ԷՔՍՕՐ-ներին բնորոշ չէ։

Միևնույն ժամանակ այդ բոլոր բնութագրիչները լավ նկարագրում են ՖՈՒՕՐ-ներին։ PV Cep-ի տարբերությունը ՖՈՒՕՐ-ներից կայանում է աստղի պայծառության պարբերական փոփոխություններում և լավ զարգացած էմիսիոն սպեկտր ունենալում։ Կա տեսություն, ըստ որի ՖՈՒՕՐ-ի բռնկումից որոշ ժամանակ հետո աստղից արտահոսք է լինում, բայց այդ տեսությունը հաստատված չէ։ Տվյալները շատ նման են ՖՈՒՕՐ-ներին , ինչպես նաև արտահոսք են նկատել։ Հետևաբար եթե հաստատվի, որ այս աստղը ՖՈՒՕՐ է , արտահոսքերի և ՖՈՒՕՐ-ների կապի տեսությունը նույնպես կհաստատվի։

Աստղի հստակ ՖՈՒՕՐ չանվանելը կայանում է նրանում, որ պայծառության փոփոխություններ են նկատվում, որը էլի կարող է կապված լինել աստղի միաժամանակ նաև ՈՒՔՍՕՐ լինելու հետ։ PV Cep աստղը ամենայն հավանականությամբ և՛ ՖՈՒՕՐ է, և՛ ՈՒՔՍՕՐ։

Ամփոփելով նշենք, որ ՖՈՒՕՐ և ԷՔՍՕՐ տիպի աստղերի մոտ պայծառության փոփոխականությունը պայմանավորված է աստղը շրջապատող սկավառակի ակռեցիայով, իսկ ՈւՔՍՕՐ-ների դեպքում աստղի շուրջ պտտվող փոշային ամպիկների առկայությամբ։ Հետևաբար աստղը կարող է լինել ՖՈՒՕՐ կամ ԷՔՍՕՐ և միևնույն ժամանակ ցույց տալ նաև ՈւՔՍՕՐ-ներին բնորոշ վարք։

ՖՈՒՕՐ-ներին շրջապատող սկավառակն ավելի մասիվ է, քան ԷՔՍՕՐ-ներինը։ ԷՔՍՕՐ-ների մոտ սովորաբար արտահոսքեր չեն նկատվում։

Հետազոտության հեղինակն է երիտասարդ գիտնական, աստղագետ, Բյուրականի աստղադիտարանի գիտաշխատող Հասմիկ Անդրեասյանը։ Հայկական աստղագիտական ընկերության կողմից 2020 թվականին նա արժանացել է երիտասարդ աստղագետների ամենամյա հեղինակավոր մրցանակին և վերջերս պաշտպանել է իր թեկնածուական թեզը «Երիտասարդ էրուպտիվ աստղերի ուսումնասիրություն» թեմայով՝ հիմնված իր սեփական դիտումների վրա:

Հ.Գ. Հոդվածը գրվել է SpaceShop42 -ի կողմից իրականացվող «Յուվենիս» Գիտության հանրայնացման և հաղորդակցման ծրագրի շրջանակներում՝ Երիտասարդ գիտնականների աջակցության ծրագիր (ԵԳԱԾ)-ի ֆինանսավորմամբ։